ш
3
X
и
Доплеронское смещение длины волны в спектре источника, движущегося с лучевой скоростью vr и полной скоростью v, равно
V i-c""'
Для чисто радиального движения красному смещению (2£>0) отвечает увеличение расстояния до источника (ь>>0), однако при отличной от нуля тангенциальной составляющей скорости значения 2^>0 могут наблюдаться и при vr <0.
Гравитац. К. с. было предсказано А, Эйнштейном (A. Einstein, 1911) при разработке общей теории относительности (ОТО). В линейном относительно ньютоновского потенциала <р приближении (см. Всемирного тяготения закон) z^ (ф0 ≈ фе)/с2, где ц>е и ф0 соответственно значении гравитац. потенциала в точках испускания и регистрации излучения (z^>0 в том случае, когда в точке испускания потенциал по модулю больше). Для массивных компактных объектов с сильным нолем тяготения (папр., нейтронных звезд и ч╦рных дыр) следует пользоваться точными ф-лами. В частности, гравитац. К. с. в спектре сферич. тела массой М и радиусом r>r?=2G3//c2 (т└ ≈ гравитационный радиус, G ≈ гравитационная постоянная) определяется выражением
*g=(i-rg/r)-4*-\.
Первоначально для эксперим. проверки эффекта Эйнштейна исследовались спектры Солнца и других астр, объектов. Для Солнца z.^2-10^6, что слишком мало для над╦жного измерения эффекта, однако в спектрах белых карликов (r~103≈ 104 км, /Vя*! ≈ 3 км, za~10^4 ≈ 10~б) эффект был обнаружен. В I960 Р. Па-унд (R. Pound) и Г. Ребка (G. Rebka), используя М╦ссбауэра эффект, измерили гравитац. К. с. при распространении гамма-излучения в земных условиях -
438
Представление о космологич, К. с. возникло в результате работ (1910≈29) В, Слайфера (V. Slipher), К, Вирца (К. Wirtz), К. Лундмарка (К. Landmark) и Э. Хаббла (Е. Bubble). Последний в 1929 установил т. н. Хаббла закон. ≈ приблизительно линейную зависимость zf от расстояния D до дал╦ких галактик и их скоплений: zc^ (Hl}/c)DJ где Я0 ≈ т. н. параметр Хаббла [совр. оценка Н^1Ь км/(с*Мпк) с неопредел╦нностью до множителя 1,5].
Космологич. К. с, связано с общим расширением Все-ленной и обусловлено совместным действием эффектов Доплера л Эйнштейна (для относительно близких галактик, при /><103 Мпк, осн. роль играет эффект Доплера). В спектрах галактик зарегистрировано макс. значение zr^3, в спектрах квазаров zt,^4,5(1988). В 1965 А. Пензиас (A. Penzias) и Р. Вильсон (R. Wilson) обнаружили микроволновое фоновое излучение с темп-poii 2,7 К, интерпретируемое как реликт ранней стадии расширения Вселенной. Для реликтового излучения 3t,^1500.
Эффект К, с, в спектрах далеких галактик (эффект «разбегания» галактик) получил объяснение в рамках нестационарной космологической модели, основанной на ОТО (А. А, Фридман, 1922). Для нестационарной изотропной и однородной Вселенной (см. Космология) величина zr связана с масштабным фактором Л (t) в моменты испускания te и регистрации г0 света соотношением
z _Д(*Д) t
Расширению Вселенной отвечает здесь г(->0. Закон Хаббла рассматривается как линейное приближение
к последнему соотношению с Я<, ≈ R (t$}jR (tQ). Конкретный вид ф-ции Л (t) определяется ур-ниями граьитац,
ПОЛЯ ОТО. В. Ю. Тсребиж,
КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ И СВЕРХГИГАНТЫ ≈ относительно холодные зв╦зды высокой светимости с нротн-
ж╦нными оболочками. Из-за низкой эффективной температуры этих зв╦зд (Г^ЗООО≈5000 К) поток энергии с единицы площади их поверхности мал ≈ в 2≈10 раз меньше, чем у Солнца. Однако светимость таких зв╦зд может достигать 106LQ, т. к. красные гиганты (к, г.) и
красные сверхгиганты (к. с.) имеют очень большие радиусы (до -^1000/?^} и соответственно огромные излучающие поверхности. Максимум излучения г»тих зв╦зд приходится на красную и ИК-области спектра. К. г. и к. с. относятся к зв╦здам спектральных классов К и М, III и I светимости классов соответственно. Абс. зв╦здные величины к. г. заключены в пределах От>Л/у> ;>≈ Зт, у к. с, М\г<≈З'л. Характерная особенность спектров к, г. и к. с.≈ наличие молекулярных полос
поглощения. Типичные к. г.≈ Арктур {ок. 130//0, 26-ffg) и Альдебараи (19G£01 25/?G), к. с.≈ Бетсльгейзе
(7.104£0, 600Л0) и Антарес (5-lU4Lw, 700Д0).
Традиционное деление зв╦зд на к. г, и к. с. условно, поскольку оно отражает только различие в радиусах и свстимостях зв╦зд при сходном внутр. строении: все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную
протяж╦нную оболочку. Согласно совр. теории эволюции звезд, звезда попадает в область Герцшпрунга ≈ Ресселла диаграммы, занимаемую к. г. и к. с., дважды. Первый раз ≈ па время от ~103 лет (для зв╦зд с массой ОЛ^ЮаЛо) до-108 лет (для зв╦зд с Ш1^0,5^Ш5) на стадии гравитац. сжатия» когда в звезде ещ╦ не идут ядерные реакции (см. Звездообразование). Второй раз ≈ после термоядерного сгорания в е╦ ядре водорода, на время, к-рое составляет ~10% времени жизни звезды. Зв╦зды с массами UR^lOQJio превращаются сначала в к. г., а затем в к. с.; зв╦зды с ЭЛМОЗПо ≈ непосредственно в к. с.
К. г, или к. с. имеют гелиевое ядро, окруж╦нное тонким слоевым источником энергоиыдолснин, в к-ром ги-рит водород, или углеродно-кислородное ядро, окруж╦нное двумя слоями горения ≈ водородным и гелиевым. Ядро почти изотермично. К. с. с ЗЛ>8≈-105Л j могут иметь ядра из более тяж╦лых, чем кислород, элементов, вплоть до железа, но время жизни таких зв╦зд крайне мало ≈ всего ~103 лет. Плотность вещества в ядрах к. г. и к. с. может достигать 108≈1C9 г/см3, темп-ре 108≈10Ы К, Радиусы ядер при этом составляют сотые доли До- Перенос энергии в протяж╦нных холодных оболочках к. г. и к. с. осуществляется конвекцией. Конвекция может выносить в атмосферу зв╦зды продукты ядерного горения из иеустончнвых тонких слоевых источников. Поэтому у многих к. г. н к. с. наблюдаются аномалии хим. состава, в частности повышенное содержание углерода. Для к. г. п к. с. характерна заметная потеря вещества за сч╦т истечения его в межзв╦здное пространство (см. Зв╦здный ветер). Потери достигают 1()-й≈10~6£Ш0 в год. Причиной истечения вещества может быть: давление излучения на пыль и (или) молекулы, к-рые образуются в холодных атмосферах (см. Давление света); пульсацпониая неустойчивость (см. Пульсации дегзд), ударные волны в зв╦здных коронах. Пыль, образующаяся в атмосферах к. г. и к. с., выносится в межзв╦здную среду (см. Межзвездная пыль). Если скорость потери вещества очень велика, то БЫЛЬ в истекающем веществе может полностью экранировать звезду (не пропускать видимое излучение). Такую звезду можно наблюдать в ИК-диапазоне. Потеря вещества у зв╦зд с 2П< (6≈8)*ШО приводит к тому, что массы их ядер оказываются недостаточными, чтобы в пих начались термоядерные реакции горения углерода. Такие зв╦зды превращаются в белые карлики^ проходя перед этим стадию планетарных туманностей,. Более массивные зв╦зды взрываются как сверхновые зв╦зды. В ядрах зв╦зд с2Л<Ш10 за время жлзни Галактики водород ые выгорел, » они ещ╦ не превратились в к. г.
Протяж╦нные истекающие оболочки, подобные оболочкам к. с.т могут иметь зв╦зды с двойными ядрами,
