* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки

Звезды 137 Зависимость между цветом и температурой звезды Цвет Температура, тыс. градусов 30—35 10—30 8—10 6—7 5—6 3—5 2—3 Примеры λ Ориона Спика, Ригель Вега, Сириус Процион, Полярная Солнце, Капелла Поллукс, Арктур, Альдебаран Антарес, Мира, Бетельгейзе Химический состав Не следует забывать о возможных различиях химического состава вещества, образовавшего звезду. Методами спектрального анализа удается определить содержание химических элементов в атмосферах звезд; более глубокие слои непосредственно наблюдать нельзя, и об их составе приходится судить на основе косвенных данных. Почти три четверти массы атмосферы звезды обычно составляет водород, около 25 % — гелий, а на долю элементов тяжелее гелия остается не более 2 %. У старых звезд содержание элементов тяжелее гелия может быть существенно пониженным, иногда в 10—100 раз. У большинства нормальных Особенности химического состава внутренних слоев звезд иногда можно наблюдать непосредственно. Некоторые звезды на определенном этапе своей эволюции сбрасывают богатую водородом оболочку, обнажая более глубокие слои, которые теперь становятся поверхностными, атмосферными слоями. В таких случаях наблюдаемая звезда — это, по сути, оголенное ядро некогда более массивной звезды. Некоторые из звезд, лишившихся оболочки, меняют свой блеск: иногда он падает в сотни раз. Это можно объяснить формированием углеродного облака, экранирующего свет звезды от земного наблюдателя. Звезда Фомальгаут в созвездии Южная Рыба окружена диском космической пыли звезд состав атмосферы довольно точно соответствует составу того вещества, из которого когда-то сформировалась звезда. В недрах звезд идут термоядерные реакции, которые существенно изменяют содержание тяжелых элементов, но продукты термоядерного синтеза на поверхность обычно не выносятся. Основное термоядерное «горючее» — водород, который постепенно превращается в гелий, а затем начинаются реакции превращения гелия в углерод. Считается, что все имеющиеся во Вселенной запасы элементов тяжелее гелия возникли именно в ходе термоядерных реакций в недрах звезд, а затем были выброшены старыми звездами при сбросе внешней оболочки или иными способами. Элементы тяжелее железа возникли в таких бурных процессах, как вспышки сверхновых звезд (см. Взрывающиеся звезды). Вещество, переработанное в звездных недрах и выброшенное в межзвездное пространство, может затем вновь оказаться в звездах следующего поколения. В их атмосферах будет больше тяжелых элементов. (Звезд самого первого поколения пока не найдено.)