Одними из наиболее молодых звезд большинство астрономов считает также самые массивные и в то же время самые горячие звезды. Они расходуют свою энергию так щедро, так расточительно, что обанкротились бы давным-давно, если бы они давно и возникли. Если мы их еще видим сейчас в состоянии такого расходования энергии, значит, они вступили на путь мотовства лишь недавно, - не более 10 миллионов лет назад. Мы не знаем ведь других звезд со столь же большой или большей массой, но более бережливых, которые можно было бы считать находящимися на стадии развития, предшествующей горячим гигантам. К молодым звездам относят некоторые переменные звезды.

В. А. Амбарцумян предполагает, что видимое на небе окучивание гигантских горячих звезд отражает в точности их окучивание в пространстве. Эти группы горячих звезд, названные им О-ассоциациями, он считает системами по размерам своим промежуточными между звездными скоплениями и звездными облаками, причем системами неустойчивыми. Он предполагает, что образующие их горячие звезды возникли тут недавно из какого-то сверхплотного дозвездного вещества. После своего группового выброса они разлетаются в стороны и, расходясь в пространстве, уже через миллион лет превращаются в более холодные звезды.

В. А. Амбарцумян считает, что звезды более слабых светимостей возникают в виде неправильных переменных звезд типа Т Тельца, и места, где они скучиваются, назвал Т-ассоциациями, предполагая, что эти группы звезд тоже расширяются, образовавшись из некоторых сверхплотных дозвездных тел.

Автор этой книжки на основании своих исследований сомневается в существовании радиально разлетающихся групп горячих гигантов, имеющих размеры, указанные выше. Соглашаясь с тем, что эти звезды, вероятно, молодые, он считает, что они находятся лишь в составе обычных звездных скоплений и в составе огромных звездных облаков, образуя сравнительно немногочисленные группы, типа флуктуации. Видимое же скучивание таких звезд он объясняет тем, что в соседних с ним местах в зоне Млечного Пути подобные звезды, как и в^се другие далекие от нас звезды, скрыты облаками космической пыли.

В просветах же между облаками пыли возникают так называемые «коридоры видимости». В них мы видим горячие звезды и другие объекты, находящиеся на всевозможных расстояниях и проектирующиеся друг на друга, отчего и получается картина видимого скучивания их. Конечно, горячие звезды, как и все остальные, распределены в облаках неравномерно, но это уже другое дело.

Согласно исследованиям автора этой книги можно указать, как на преимущественные области зарождения горячих гигантов и других звезд в спиральных галактиках, на узкие и длинные гряды, расположенные часто в виде прямолинейных звеньев на ветвях спиральных рукавов в спиральных звездных системах. Здесь десятки и сотни тысяч гигантов, обволакиваемых порожденными ими же газовыми туманностями, своим расположением напоминают грозди винограда. Здесь же должно зарождаться и большинство рассеянных скоплений. Как все малыши, новорожденные гиганты и другие звезды стремятся расползтись по сторонам из отчего дома в силу различия скоростей, возникающих у них при рождении. В результате узкие и яркие спиральные ветви постепенно превращаются в обширные облака, состоящие, в частности, и из горячих гигантов, в облака, расположение которых по спирали становится менее отчетливым. За время этого процесса рождение гигантов и других звезд продолжается и в прежних местах и, в виде отдельных исключений, в обрывках от спиральных рукавов,

Жизнь и смерть звезд

Современная теория эволюции, т. е. жизненного пути звезд, опирается на теорию их внутреннего строения и источники звездной энергии. Она опирается на физические теории: термодинамику, гидродинамику, ядерную физику, теорию излучения и его переноса и т. д., а для получения числовых результатов требует обширных вычислений. С пятидесятых годов последние очень облегчились с введением в практику быстродействующих электронных счетных машин.

Возникнув как сгущение в газово-пылевой среде, звезда имеет своим единственным источником энергии гравитационное сжатие, пока температура в центре не достигнет значения, при котором начинается термоядерная реакция превращения водорода в гелий. Уже давно было подсчитано, что у массивных звезд эта стадия занимает сотни тысяч лет, а у звезд с массой, меньшей чем у Солнца, эта стадия тянется сотни миллионов лет.

Когда температура центральной области уже достаточна для того, чтобы выделение энергии ядерных реакций компенсировало охлаждение звезды с поверхности, сжатие ее прекращается. Это равновесие прихода и расхода тепла наступает при тем большей температуре, чем масса звезды больше. Выход энергии ядерных реакций, как уже говорилось, очень сильно зависит от температуры. Этим и объясняется наблюдаемый рост светимости с массой звезды (если говорить об основной массе звезд).

Для дальнейшего важно, сохраняется ли достаточно постоянной масса звезды и есть ли в ней перемешивание вещества (конвекция), при котором топливо (водород) все время поступает из внешних частей к ядру, где оно «сгорает».

В 1942 г. Чандрасекар и Шенберг сделали важный шаг дальше. Приняв, как делают и сейчас, с достаточным основанием, что масса звезды постоянна, а перемешивания нет, они заключили, что вместо «сгоревшего» в центре водорода возникает гелиевое ядро, все время растущее. Светимость звезды при этом должна возрасти в 2 1/2 раза к той эпохе, когда масса гелиевого ядра достигает 10% от полной массы. Водород выгорает долго: у массивных звезд сотни тысяч лет, у звезд с массой Солнца - несколько миллиардов лет. Ввиду этого большинство звезд на этой стадии мы и застаем.

Важным и неожиданным был результат расчетов М. Шварцшильда и Сандейджа в 1952 г. Они нашли, что гелиевое ядро, лишившееся источников энергии, станет сжиматься, а внешние слои будут расширяться. Энергия будет поступать только из тонкого водородного слоя вокруг ядра. При надлежащем подъеме температуры в ядре наступит реакция, при которой три ядра атома гелия превращаются в ядро атома углерода, и эта новая выделяющаяся энергия питает .звезду, превращающуюся в красного гиганта (или сверхгиганта!). Это превращение идет тем быстрее, чем больше масса звезды.

Для сравнения данных теории с наблюдениями надо обратиться к диаграмме Герцшпрунга - Рессела (сокращенно - диаграмме Г - Р), иначе говоря, к диаграмме спектр (или цвет, или температура поверхности) - светимость. Мы о ней говорили уже вскользь в разделе «Перепись звездного населения на диаграмме светимостей - спектров». Эта перепись вместе с кривой, связывающей массы и светимости звезд, является важнейшим обобщением наблюдений - картиной существующих сочетаний основных физических характеристик звезд. Теории звездной эволюции должны ей удовлетворять. На рис. 152 схематически полосами изображено расположение звезд основных последовательностей, которые выявлены в общей массе изученных звезд. При этом по горизонтальной оси вместо спектров или температур отложен показатель цвета - разность звездной величины звезды в синих и в визуальных лучах. Использование фотоэлектрических фотометров позволило очень точно измерять эти величины. Очень важно, что их этим способом можно измерять и у очень слабых и далеких звезд. Увеличение точности измерения цвета звезд сыграло огромную роль в развитии теории звездной эволюции. Положение звезды на диаграмме должно зависеть от ее массы, начального химического состава и возраста.

Мы видим, что диаграмма Г - Р стала гораздо сложнее, чем казалось сначала. На помощь теории эволюции звезд пришло изучение яркости и цвета звезд в разных рассеянных и шаровых скоплениях.

На рис. 194 представлена знаменитая, классическая сводная диаграмма, составленная Сандейджем в 1957 г. по наблюдениям ряда рассеянных и шарового скоплений. Названия их указаны.

Рис. 194. Диаграмма Сандейджа для звездных скоплений