Вселенная, жизнь, разум - стр. 25

То, что диаграмма «спектр – светимость» теснейшим образом связана с проблемой эволюции звезд, интуитивно чувствовалось астрономами сразу же после открытия этой диаграммы. Сначала считалось, что звезды в основном эволюционируют вдоль главной последовательности. По этим наивным представлениям первоначально образовавшаяся звезда представляет собой красный гигант, который, сжимаясь, увеличивает температуру, пока не превратится в «голубой гигант», находящийся в верхнем левом углу диаграммы «спектр – светимость». Эволюционируя вдоль главной последовательности, она становится «холоднее» и излучает меньше. Отголоском этих представлений является существующая и поныне у астрономов терминология: спектральные классы О, В, А и частично F называются ранними, a G, К, М – поздними. Если идти вдоль главной последовательности от спектральных классов О – В до К – М, то массы звезд непрерывно уменьшаются.

Рис. 3. Зависимость светимости звезд от их массы

Например, у звезд класса О массы достигают нескольких десятков солнечной, у звезд В – около 10.

Солнце имеет спектральный класс G2 (см. рис. 2).

У звезд более поздних классов, чем Солнце, массы меньше солнечной. У карликов спектрального класса М массы примерно в 10 раз меньше, чем у Солнца. Так как вдоль главной последовательности и масса и светимость непрерывно меняются, между ними существует эмпирическое соотношение. На рис. 3 приведена зависимость между массой и светимостью для звезд главной последовательности.

Если считать, что звезды каким-то образом эволюционируют вдоль главной последовательности, то необходимо сделать вывод, что они непрерывно теряют значительную часть своей первоначальной массы. Такие представления сталкиваются с непреодолимыми трудностями. Хотя делались попытки построить теорию эволюции звезд вдоль главной последовательности на основе представлений о непрерывной потере ими массы, они оказались совершенно неудачными.[12] Правильная теория звездной эволюции, основанная на современных представлениях об источниках звездной энергии и на богатом наблюдательном материале, была развита в 1950-х годах. Эта теория, успешно объяснившая диаграмму «спектр – светимость», будет обсуждаться в гл. 4.

Согласно современным представлениям, звезды образуются путем конденсации весьма разреженной межзвездной газопылевой среды. Поэтому, прежде чем рассказать о путях эволюции звезд, нам придется остановиться на свойствах межзвездной среды. Этот вопрос имеет также самостоятельное значение для интересующей нас проблемы. В частности, решение вопроса об установлении различных типов связи между цивилизациями, находящимися на различных планетных системах, зависит от свойств среды, заполняющей межзвездное пространство, разделяющее эти цивилизации.