С этого времени сжатие протозвезды прекращается, посколь­ку гравитационные силы уравновешиваются газовым и свето­вым давлением, сравнительно скоро протозвезда становится звездой главной последовательности диаграммы спектр-светимость. Период формирования звезды из диффузной материи зависит от массы первоначального сгущения и продолжается не более 100 млн. лет.

На главной последовательности звезда проводит большую часть времени своего существования, до тех пор пока не “вы­горит” водород в ее центральной части. Для звезды с массой, равной массе Солнца, это время составляет около 10 млрд. лет. Массивные горячие звезды излучают так много энергии, что их водорода хватает только на несколько миллионов лет. В период пребывания на главной последовательности звезда сохраняет почти неизменными радиус, температуру поверхности и светимость.

Когда выгорание водорода в ядре звезды заканчивается, давление изнутри уже не может уравновесить тяготения и ядро звезды начинает сжиматься. Сжатие ядра сопровождается по­вышением температуры. Возрастающее излучение расширяет оболочку звезды, увеличивает ее светимость. Дальнейшая эволюция звезды зависит от ее массы. Большинство ученых счи­тает, что звезды небольшой массы, сравнимой с солнечной, превращаются в белых карликов.

Эволюция звезды в случае ее возникновения в результате распада сверхплотной протозвезды должна иметь иной харак­тер, поскольку после образования звезды в ее недрах еще сох­раняется часть сверхплотного дозвездного вещества. О его на­личии может свидетельствовать, например, резкое изменение блеска вспыхивающих неправильных переменных звезд. Процесс вспышки напоминает взрыв и может быть объяснен выносом дозвездного вещества из недр звезды на ее поверхность, сопровождающимся освобождением больших количеств эгергии.

При любом характере эволюции происходит изменение хими­ческого состава звезды в результате образования в ее недрах более тяжелых химических элементов.

В процессе своей эволюции звезда непрерывно теряет массу не только за счет излучения, но и путем рассеяния вещества своей атмосферы, что является одним из источников пополне­ния межзвездной диффузной материи.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И РАЗМЕРОВ ГАЛАКТИК

Во второй половине XVIII века помимо звезд было заме­чено на небе немало неподвижных туманных пятен — ту­манностей. Природа большинства их долгое время оставалась спорной. Только в середине 20-х годов нашего столетия выяснилось, что большинство их представляет собой грандиозные звездные системы, по своим размерам сравнимые с нашей Галактикой. Поэтому они получили название галактик.

Совокупность всех галактик составляет наибольшую известную нам систему, называемую Метагалактикой. До ее границ мы не добрались еще, и имеет ли она центр — неизвестно.

Эта проблема была кардинальной для выяснения вопроса о природе таких туманных пятен и об их месте во Вселенной, центр которой человек перенес с Земли сна­чала к Солнцу, затем к центру нашей Галактики,

До середины XX века галактики многими считались небольшими объектами, находящимися внутри нашей Га­лактики наряду со звездными скоплениями и газовыми туманностями. Считали даже в 20-х годах, что это линзы, состоящие из пыли и освещенные изнутри одной яркой звездой в их центре. Путь к определению расстоянии открыли сотрудники Гарвардской обсерватории, а затем Лундмарк и Хаббл. Первые из них установили, что в Магеллановых Облаках, выглядящих как обрывки Млечного Пути, видно много цефеид — периодических переменных звезд, у которых период изменения блеска растет с их видимым блеском. Вокруг Магеллановых Облаков цефеид практически не было видно, и было ясно, чтоих видимая концентрация в Облаках есть результат пространствен­ной концентрации в них цефеид, а различия их видимого блеска соответствуют различиям в их истинной силе света — в светимости. Так было открыто важнейшее свойство цефеид, оказавшееся справедливым везде, а именно существование соотношения период — светимость. Установив (с трудом из-за их дальности от нас) светимости бли­жайших к нам цефеид разного периода, можно было из сравнения их видимого блеска в нашей Галактике и в Магеллановых Облаках установить, во сколько раз последние от нас дальше, чем ближайшие к нам цефеиды. Ока­залось, что Магеллановы Облака находятся за пределами нашей Галактики. Линейный размер их, определяемый по видимому угловому размеру и уже известному теперь расстоянию, оказался в несколько раз меньше нашей Галактики, но все же они представляют собой гигантские звездные системы. Они содержат миллионы звезд, газовые туманности и сотни звездных скоплений, сходных с нашими. Магеллановы Облака были первыми системами, открытыми за границей нашей Галактики. Но они имеют неправильную клочковатую форму, и это еще ни­чего пока не говорило о природе самых интересных ту­манностей спирального вида.

Только в ближайших к нам галактиках можно среди ярчайших звезд распознать цефеиды и, определив их пе­риоды, найти их расстояние более точно, чем по новым звгздам.

В 1924 г. Лундмарк и Виртц обнаружили по неболь­шому числу измеренных уже спектрально (по принципу Доплера — Физо) лучевых скоростей, что галактики уда­ляются от нас по всем направлениям и тем скорее, чем они дальше от нас. Скорость этого удаления Хаббл определил около 1930 г. в 550 км/с на каждый мегапарсек расстояния, и поэтому открытие красного смещения при­писывается обычно ему. Непрерывные проверки эффекта, глав­ным образом за счет увеличения шкалы расстояний до ближайших галактик, к настоящему времени довели по­стоянную Хаббла до значений около 50 км/(с • Мпс), но большинство астрофизиков все еще предпочитает пользоваться более ранним определением Но = 75 км/(с • Мпс), быть может, выжидая, когда уляжется волна новых ре­зультатов, колеблющихся между 100 и 50 км/(с • Мпс).

Строение и свойства галактик

Эти параметры являются важнейшими характери­стиками звездных систем.

Массы индивидуальных галактик устанавливают, опре­деляя кривую их вращения, которая в центральной обла­сти близка к твердотельной; затем происходит постепен­ный переход к вращению по закону Кеплера, когда расстояния от центральной массы уже велики, окружаю­щая точку плотность мала и сравнительно мала масса внешней области. Кривые вращения получают оптиче­ским методом, располагая щель спектрографа вдоль видимой большой оси изображения галактики, причем успех тем больше, чем ближе плоскость ее вращения к лучу зрения. Измерения ограничиваются центральной, яркой частью галактики и дают лишь нижний предел ее массы.

Детальная интерпретация кривой вращения п нахож­дение па нее распределения плотностей р внутри галак­тики требуют дальнейшего уточнения. Для этого необхо­димо принять модель галактики: плоскую или модель в виде неоднородного сфероида, в котором поверхности постоянной плотности — подобные сфероиды, или еще более сложную форму.

Массы плоских систем начинаются при­мерно с 10^11 (в степени 11) Â и уменьшаются до масс звездных ско­плении.