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

7 Э в о л ю ц и я н е б е с н ы х тел. 8 хотя яркость квадр. метра на его по­ ности (то и другое сравнительно с верхности не велика, потому что тем­ Солнцем), можно вычислить, во сколько пература низка; звезда—красный ги­ раз поперечник звезды больше или гант; с течением времени (много мил­ меньше, чем поперечник Солвца. Та­ лионов лет) он сжимается, но темпе­ ким сравнительно простым путем и ратура его повышается, и с ней уве­ было вычислено, что есть звезды, и личивается яркость кв. метра поверх­ именно красные, гигантских размеров, ности и изменяется цвет звезды, она с поперечниками в 100, 200 раз более становится желтой, но по прежнему поперечника Солнца. В 1920-х годах яркой: убыль объема и площади ком- эти вычисления были подтверждены певснруется увеличением яркости кв. еще прямым путем, когда при помощи метра площади; звезда—желтый ги­ интерферометра были измерены угло­ гант; с дальнейшим течением времени вые диаметры некоторых звезд. объем еще более уменьшается, но тем­ Кроме громадности звезд в началь­ пература еще более повышается, цвет ной стадии их развития, приведенная становится белым, яркость кв. метра теория гигантов-карликов предпола­ поверхности еще больше, и общая яр­ гает еще и малую плотность звезды, кость приблизительно прежняя: белый по крайней мере в той же начальной гигант. Но здесь наступает изменение стадии ее развития, И в этом отношении в дальнейшем ходе эволюции: вещество некоторые довольно прямые результа­ постепенно уже настолько уплотни­ ты наблюдений соответствовали теории. лось, что перестает подчиняться за­ Именно, изучение движений в систе­ конам идеального газа; при дальнейшем мах двойных звезд (см. звезды^ XXI». сжатии не происходит повышения 86 сл.) привело астрономов к заклю­ температуры; напротив, продолжаю­ чению, что по массам звезды мало раз­ щееся излучение тепла вызывает ох­ нятся друг от друга, что за немногими лаждение звезды, и она, переходя от исключениями наиболее массивные белой к желтой и потом к красной, звезды в 20—10 раз массивнее Солнца идет по линии карликов: уменьшение и что у наименее массивных масса в объема и параллельное уменьшение 10—20 раз меньше массы Солнца. Сле­ яркости квадр. метра поверхности ве­ довательно, при огромных размерах дет к значительному падению общей гигантов их средняя плотность полу­ яркости; из белого гиганта звезда по­ чается действительно очень малой, в степенными переходами становится крайних случаях гораздо меньше плот­ желтым и затем красным карликом. ности воздуха на поверхности земли. Эта теория в 1913—15 гг. нашла Независимо от этого, исследования себе общее признание, и мы видим, звезд типа Алголя (см. звезды, X X I , что она очень похожа на теорию Н. Ло- 39) также могут доставить представле­ киера. Она указывает, что звезды-ги­ ние о средней плотности звезд и по­ ганты должны быть гигантами не толь­ казывают, что на ряду со звездами ко по яркости, но и по размерам. И такой средней плотности, как наше действительно, существование огром­ Солнце, существуют звезды с гораздо ных и именно красных звезд было меньшей плотностью, в крайних слу­ подтверждено и другими соображе­ чаях меньше плотности воздуха. Та­ ниями, основанными на результатах ким образом, все подтверждало пра­ наблюдений. Если мы знаем кажу­ вильность теоретического объяснения щуюся яркость звезды и ее расстояние гигантов и карликов—эволюцию типи­ от нао, то можно вычислить, во сколь­ ческой звезды от красного гиганта до ко раз она, скажем, ярче, чем наше красного карлика. Солнце. С другой стороны, если мы Ко второму десятилетию X X в. отно­ (по спектру) знаем ее температуру, те сится и начало работ Эддингтона о можно вычислить, во сколько раз одни внутреннем строении звезд. Исходным квадр. метр ее поверхности светит, положением и здесь было допущение, скажем, ярче, чем кв. метр поверхности что звезда состоит из идеального газа. Солнца. Сопоставляя общую яркоеть В каждом объеме, который мы можем, звезды и яркоеть кв. метра ее поверх­ мысленно выделить в любом месте вну-