Техника - молодёжи 1954-03, страница 10

Диаграмма «Светимость— течпература» поверхности звезд дает представление о различии размеров и цветов звезд. Вдоль ветвиу называемой «Главной последовательностью», с уменьшением температуры непрерывно уменьшаются и массы звезд.

10000

100

Л 1,0

I g

1 0,01

0.0001

В Е 3 A bf ЖЕЛТЫЕ ОРАНЖ. КРАСНЫЕ

Диаграмма «Светимость— течпература» поверхности звезд дает представление о различии размеров и цветов звезд. Вдоль ветвиу называемой «Главной последовательностью», с уменьшением температуры непрерывно уменьшаются и массы звезд.

правлении все меньшей массы, и вместе с тем все более и более замедляется ее скорость вращения.

Отсюда вовсе не следует, что все звезды должны были при своем возникновении иметь очень большие массы. Напротив, как показывает то же скопление Плеяд, разные звезды с самого начала могут иметь различные массы. Но это означает, что масса каждой звезды ранее была больше, чем в настоящее время.

Возникли ли звезды, входящие в состав компактных звездных скоплений, таких, как, например, известные с древних времен Плеяды, Гиады, Ясли и другие, в одно и то же время? Без сомнения, они должны были образоваться из одной и той же среды и ие могли быть объединены путем каких-то случайных сближений. Это следует ие только из динамической иевоз-молшости подобных «захватов», но и из того, что все члены скопления обладают общими физическими свойствами, «фамильным» сходством- Действительно, как уже говорилось, в подобных скоплениях наблюдается правильное соотношение между блеском и массой, с одной стороны, и цветом и температурой — с другой. Такое соотношение имеет для этих звездных скоплений более правильный характер, чем для всех звезд Га-тактики в целом, где сравниваются между собой объекты, находящиеся ^ самых различных местах. Кроме того, как было показано А. Г. Масевич, звезды, входящие в состав подобных скоплений, отличаются химическим составом, свойственным только данному скоплению, независимо от их масс и светимостей. Это тождество химического состава говорит в пользу того, что все звезды данного скопления образовались из одной и той же среды, фактически одновременно и притом сравнительно недавно. Если бы это было не так, то-есть если бы данное -звездное скопление имело весьма значительный возраст, то яркие и массивные звезды успели бы в значительной мере истратить содержащийся в них водород, который является своего рода топливом, поддерживающим их лучеиспускание. Если мы рассмотрим в свете этих идей историю развития нашего Солнца, то придем к выводу, что оно образовалось в виде довольно массивной горячей зггезды, масса которой была примерло в 8—К) раз, а из-

/06ЛАС7Ь\ ( б£ЯЫХ ) ^КАРЛИКОВ/

\__/

20000° 8000° 4000° 2000°

ТЕМПЕРАТУРА ПОВЕРХНОСТИ ЗВЕЗД

лу чае мая энергия в несколько тысяч раз больше, чем у современного Солнца. Звезда эта весьма быстро вращалась. Если применить эти выводы к массивным и ярким звездам, расточительно излучающим энергию, то можно заключить, что и они в прошлом излучали больше, чем сейчас, и имели значительно большую массу.

Поскольку закономерность их излучения известна, можно легко рассчитать возможную продолжительность существования таких звезд, предположив, что первоначально они имели максимальное, например стопроцентное, содержание водорода. Оказывается, что наиболее яркие звезды, наблюдаемые в настоящее время, должны быть сравнительно очень молоды. Фактически они могли образоваться всего лишь несколько миллионов, а в' некоторых случаях даже сотен тысяч лет назад, то-есть буквально на глазах человечества.

К такому же выводу о «недавнем» происхождении массивных и ярких звезд пришел В. А. Амбарцумян, изучая свойства открытых им звездных ассоциаций. Звездными ассоциациями называются обширные звездные группировки, объединяющие, как правило, яркие и массивные звезды (белые и голубые), часто окружающие компактные звездные кучи. Эти звездные группировки находятся в неустойчивом состоянии и, по всей видимости, непрерывно расширяются. Эта неустойчивость следует уже из того, что средняя плотность звезд, составляющих ассоциацию, незначительна по сравнению с окружающими звездами (так называемым общим звездным полем). Внутренние силы притяжения между звездами, образующими подобную ассоциацию, гораздо меньше возмущающих сил со стороны общей массы остальной Галактики. Недавние измерения показали, что ассоциации действительно расширяются и притом со скоростью примерно в 10 км/сек. Ясно, следовательно, что в прошлом объем, занимаемый ассоциацией, должен был быть гораздо меньше. По расчетам В. А. Амбарцумяна ассоциации существуют не свыше 10 миллионов лет — срок очень малый, если сравнить его даже с возрастом земного шара. Незначительный возраст ассоциаций означает вместе с тем такой же незначительный возраст входящих в их состав звезд.

Итак, можно полагать, что звезды различных масс и светимостей, яркие и слабые, возникали в различные эпохи существования нашей Галактики и продолжают возникать и теперь, причем недавно возникшие звезды, как правило, тесно связаны с газово-пылевыми туманностями, которые в большом количестве наблюдаются в меловездном пространстве.

До самого последнего времени детально исследовался состав этих туманностей, содержание в них различных химических элементов, плотность, температура и т. п., но на их структурные особенности не обращалось почти никакого вин мания. Большая работа по исследованию структурных форм газово-пылевых туманностей успешно проводится на Крымской астрофизической обсерватории академиком Г/ А. Шайном и В. Ф. Газе. Применяя специальные пластинки, весьма чувствительные к красным лучам, вместе с подходящим красным фильтром, они смогли изолировать излучение красной водородной линии На и фотографировать в этом излучении газовые туманности. При этом газовые туманности получаются Heir лавное различие между звездами и планетами заключается в том, что эти тела имеют разные массы. Чем массивнее звезда, тем выше ее температура и тем больше тепла и света она

излучает.