повышения температуры, затем, после того как главная масса, постепенно уплотняясь, начинает заметно уклоняться от идеального газового состояния, — в обратном порядке, от белых звезд к красным; разумеется на второй, нисходящей ветви звезды должны отличаться сравнительно бблыпими плотностями и малыми объемами. Масса звезды остается конечно неизмененной.
Подобная схема хорошо согласовалась со спектральной классификацией, предложенной Локиером, к-рая однако не была в свое время принята, т. к. тогда не существовало еще достаточно ясных данных о разделении звезд на две ветви, резко отличающиеся своими свойствами. Однако уже к концу первого десятилетия 20 в. был собран значительный фактический материал относитёльно абсолютных яркостей и спектров, а следовательно и температур звезд. Сводка его, сделанная в 1910 Рёсселем, в чрезвычайно наглядной форме показала, что действительно звезды разделяются на группу сравнительно немногочисленных гигантов и группу карликов, к-рые связаны между собой постепенными переходами (см. Звезды). Первые мало различаются между собой по яркости, но, в полном согласии с теорией, по мере повышения температуры плотность их возрастает и вместе с тем размеры уменьшаются. Во второй, гораздо более многочисленной группе яркость быстро падает с уменьшением температуры, что представляется вполне естественным, т. к. в данном случае параллельно уменьшению количества радиации, испускаемой единицей поверхности, идет также уменьшение самой поверхности в результате продолжающегося сжатия. Обе причины действуют здесь в одинаковом направлении, вто время как в случае гигантов они в известной степени компенсируют одна другую. Подобная схема Э. з. была дана Рёсселем при интерпретировании сделанных им сопоставлений; это представляет только применение теории Лена к полученному фактическому материалу.
Вопрос о том, как распределяются звездные массы среди мигантов и карликов, вначале был далеко не выяснен* Считалось например вполне возможным, что среди карликов могут быть звезды как большой, так и малой массы. Более детальная разработка этой эволюционной схемы была произведена с математической стороны Эддингтоном, к-рый показал, что характер Э. з. определяется их массой. При весьма значительной массе, в 5—10 раз превышающей солнечную, звезда, начиная свое существование как красный гигант, способна достигнуть максимальной температуры в стадии белого гиганта. При меньшей массе, порядка солнечной, максимальная температура не может превысить 9—10 т. градусов. Солнце так. обр. должно было ранее вступить на ветвь карликов, и охлаждение его должно было итти быстрее. Наконец звезды с массой, значительно меньшей, чем солнечная, вообще не могут подняться до состояния самосвечения. Ясно, что в среднем очень яркие гиганты должны состоять исключительно из звезд весьма большой массы и что среди карликов должны в общем доминировать малые массы. Эта теория казалась настолько естественной, что в течение ряда лет пользовалась почти всеобщим признанием. Слабая сторона ее заключалась однако в том, что, поскольку в качестве механизма, поддерживающего лучеиспускание, принималось простое сжа 90
тие звезды в духе прежних теорий Гельмгольца и Кельвина, для периода всей эволюции от красного гиганта до красного карлика получалось слишком малое значение. Так напр., для возраста нашего солнца эта контракционная теория лучеиспускания не могла дать свыше 20—30 млн. лет, что находилось в противоречии с геологическими данными; для возраста же отдельных гигантов она давала абсурдно малые значения, порядка нескольких сот тысяч лет. Поэтому приходилось с самого начала постулировать существование других источников звездной энергии, для суждения о характере к-рых не было однако никаких данных.
Однако с 1924, в связи с дальнейшими успехами теории внутреннего строения звезд и накоплением новых фактов, описанную выше эволюционную схему приходится считать несостоятельной. Несостоятельность ее была обнаружена одновременно в следующих отношениях. Вопервых, было показано, что в результате высокой степени ионизации звездная материя может выносить весьма большие уплотнения, не отклоняясь от состояния идеального газа. Хорошим примером этого служат т. н. белые карлики со средней плотностью, в десятки тысяч раз превосходящей плотность воды. Этим исключалась возможность перехода звезды с гигантской на карликовую ветвь при условии постоянства ее массы, т. к. этот переход обусловливается отклонением звездной материи от состояния идеального газа. Во-вторых, на основе лучистой теории равновесия Эддингтон вывел соотношение между абсолютной яркостью и массой звезд: абсолютная яркость может уменьшаться только при условии соответствующего уменьшения массы приблизительно пропорционально кубу последней. В сущности можно оспаривать, составляет ли это необходимое следствие теории, но с точки зрения Э. з. это не существенно, т. к. указанное выше соотношение в полной мере подтверждается наблюдениями и является т. о. бесспорно установленным фактом. Возникает т. о. альтернатива: или масса звезды не изменяется в процессе ее эволюции, и тогда график Рёсселя не представляет путь эволюционного развития звезды и, поскольку огромное большинство звезд сосредоточено в сравнительно узкой зоне, занимаемой карликами (Main sequence), любая звезда, находящаяся в этой зоне, сохраняя постоянную яркость, должна оставаться в одном и том же состоянии без всякого изменения; либо график Рёсселя имеет не только статистический, но и эволюционный смысл, и тогда продвижение звезды по эволюционной ветви в указанном выше направлений должно сопровождаться уменьшением, ее массы. Это неизбежное уменьшение массы звезды не имеет никакого' отношения к контракционной теории поддержания звездной энергии, к-рая до этого времени определяла характер эволюции. Поэтому первостепенное значение приобретают упомянутые выше неизвестные источники поддержания звездного лучеиспускания. К этим источникам приходится предъявлять требование обеспечить существование звезды на всем протяжении ее эволюции. Продолжительность этого существования оказывается весьма большой. Определения, основанные на динамике звездной системы, показали, что возраст звезды поставляет промежуток времени порядка 1013 лет. Сжатие звезды, как указывалось выше, явно недостаточно для объяснения этого. Радиоактив-
