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

ь Э в о л ю ц и я н е б е с н ы х тел 6 дилось (его нет п по настоящее время), тур, но все приблизительно одинаковой ч вопрос был неясен. абсолютной яркости, примерно в 100 раз Тогда, в конце X I X в., Норман Локиер ярче Солнца; в другую группу входят предложил иную теорию эволюции звезды, у которых абсолютные яркоети звезд. По его воззрению, звезда обра* определенным образом связаны со спек­ зуется из огромного роя метеоров, ко- тром, а следовательно с температурой, торые вследствие взаимного тяготения а именно: звезды белые спектрального постепенно все более сближаются до'типа А имеют абсолютную яркость, возникновения столкновений м и лсд у {как в первой группе; звезды желтые ними (начало свечения звезды), кото-! типа G, как Солнце, имеют абсолютную рые. все учащаясь, доводят темпера­ яркость, как Солнце; и звезды краснее туру до высокого предела, но затем типа JWif имеют абсолютную яркость начинает брать верх потеря тепла че- примерно в 100 раз меньше, чем Солнцероз лучеиспускание, и температура'Первая группа получила названиегизгезды постепенно иадае г. Следова- j гантов, вторая карликов; наше Солнце тельно, если мы имеем: некоторую тем- • поэтому есть карлик. Нельзя сказать, пературу звезды, не предельно высо-1что эти группы очень резко отделены кую, то она может соответствовать одна от другой, но все же красные одной из двух стадий развития звезды: звезды бывают либо очень яркие (гилнбо с повышающейся, либо с понижаю- j ганты), либо очень слабые (карлики); щейся температурой. I I Локиер подме- промежуточных яркостей, около яркотил, что, например, красные звезды со;сти Солнца, у красных звезд не бывает; 4поктрамя, сходными в главных чертах,: у желтых звезд разница не так резка, можно, однако, разделить на два класса,. но все же явственна; белые звезды различающиеся лишь немногпми и не j принадлежат обеим группам; наконец, бросающимися в глаза линиями спек- оказались еще звезды, преимуществеитра: один класс со звездами, у которых но голубоватого цвета, которые в нев процессе эволюции температура воз- сколько сот раз ярче Солнца (т. и. еверхрастает, и другой, у звезд которого она, гиганты). Для этих замечательных убывает. Эта теория не была, однако, I соотношений между абсолютной яркопринята в свое время всеми астроно--стью, с одной стороны, и спектром, с мами, так как основания ее казались, другой стороны, вскоре же после обнакедоотаточно убедительными. 1руження их было составлено и соотМежду тем, благодаря увеличению, ветствующее теоретическое объясне­ точности определения взаимного рас­ ние, применяя основную идею всяких положения звезд на небе, в особенности космогонических теорий, а именно, вследствие построения длиннофокус­ что (см. космогония) существующие ных труб и применения фотографии, с одновременно различные состояния конца прошлого века и особенно в на- звезд представляют собой последовашем веке стало быстро расти число, тельные во времени состояния каждой ззезд, для которых оказалось возмоя;- из них или, по крайней мере, средней, кым определить их расстояние от « типической звезды. Солнца путем измерения годичного Уже ранее, в X I X в., Риттер и Леи параллакса (с.»/-.). А так как определе­ показали теоретически, что газовый ние их кажущейся яркости не предста­ шар, вещество которого подчиняется вляет особых затруднений, то все боль­ в отношении плотности, упругости и ше становилось известно звезд, для температуры законам идеального газа которых можно определить их действи­ (законы ВоЙля-Мариотта и Гей-Люстельную яркость,напрпмер, сравнитель­ сака), при лучеиспускании умень­ но с яркостью Солнца. В начале X X в. шается в объеме, но температура его Герцшпрунг впервые подметил, а затем при этом повышается. На основании Рэесель более подробными статисти­ этого можно следующим образом пред­ ческими исследованиями подтвердил, ставить себе эволюцию средней звез­ что по абсолютной яркости звезды раз­ ды: в начале это—огромный газовый деляются на две группы*, в одну входят шар сравнительно низкой (3.000°) тем­ .звезды всех цветов,спектров и темпера- пературы; он ярок, потому что огромен, 1 1 1 t 1