1. Рассмотрению вопроса об эволюции звезд следует предпослать некоторые сведешия из астрономии.
13 астрономии светимостью звезды $L$ назнвают полное количество энергии, излучаемое ею за едипцу времепи. Звездная велиина в астрономип определяет блеск звезды (а не геометрические ее размеры). Блеск звезды зависит от ее светимости, расстояния до звезды и от спектральної тувствительности прибора, приленяемого для наблюдения звезды. Числовое значение звездної величины считается тем больше, чем слабее звезда. Так, звезды 1 -ї величины ярче звезд 2 -ї величины, звезды 2 -ї велитины ярче звезд 3 -й величины иा т. д.

Блеск звезды принято выражать в логарифмической шкале звездных величин. Эта шкала строится так, чтобы при увеличении звездной величины $m$ па 5 единиц соответствующая интепсивность наблюдаемого излучения I уменьшалась в 100 раз. Таким образом, если звездная величина $m$ увеличивается в арифметической прогрессип, то соответствующая интепсивность паблюдаемого пзлучения уменьшается в геометрической прогрессии. Если в качестве знаменателя геометрической прогрессии взять число 10 , то
\[
I=I_{0} \cdot 10^{-0,4 m},
\]

где $I_{0}$ – интенсивность паблюдаемого излучения звезды пулеюой величины. Действительно, при $m=5$ эта формула дает $I / I_{0}=$ $=10^{-2}=1 / 100$, т. е. при увеличении звездной величины па 5 еднниц интенсивность убывает в 100 раз, как это п требуется шрп построенип шкалы звездных величип. Преобразуя (101.1), можем написать
\[
I=I_{0} \cdot(2,5119)^{-m},
\]
т. е. при увеличении звездпой величины на единицу интепсивность излучения уменьшается приблизительно в 2,5 раза.

Символ $a^{m}$ означает, что звездная величина рассматриваемого пебесного светила равна $a$. Звездам высокой светимости соответствуют отрицательные значения звездной величины. Например, $5^{m}$ соответствует звезде 5 -й величииы, символ $-4^{m}$ – звезде величины -4 и т. п. Символ $-2^{m}, 5$ означает, что звездная величина астрономического светила равна $-2,5$.

Самым круппым 6-метровым телескопом (СССР) на предело возможностей можно сфотографировать небесные объекты звездной величины (порядка $24^{m}$ ). Визуальному наблюдению с помощью того же телескопа доступны обтекты шримерно в $10^{4}$ раз слабее. Впрочем, предельно доступная звездпая величина спльно зависит от атмосферных условий.

Такне яркие звезды, как Альдебаран и Альтаир принадлежат к звездам 1-ї величины; звездная величина Капеляы – $0^{m}, 2$; Сириуса $-1^{m}, 6$; Солнца $-26^{m}, 74$. Так как различиые звезды находятся на различиы расстояниях от Земли, то видимые звездные величины пе характеризуют их светимость. Для сравнения светимостей звезд вместо видимых вводят абсолютиые зеездные величины. Абсолютная звездпая величина есть такая величина, которую получила бы звезда при паблюдепни со стапдартпого расстояпия 10 пк ( 1 пк $=3.2616$ св. лет $\left.=3.0857 \cdot 10^{18} \mathrm{cм}\right)$, если бы не было поглоценпя света в межзвездной среде. Абсолютная звездная величипа Солнца составляет $+4^{m}, 75$. На таком стандартном расстоянии Солнце казалось бы совсем слабенької звездочкой, хотя и видимой невооружешиы глазом. Сириус казался бы в 14 раз слабее, чем сейчас, и уже больше не выделялся бы на ночном небе как самая яркая звезда. Напротив, Ригель ( $\beta$ Ориона), светимость которого в 20000 раз превосходит светимость Солнца, затмил бы на ночном небе все остальные объекты, за исклютением Луны.
2. Приемник излучения обладает различної чувствительностью к различным участкам спектра. Например, красная звезда может казаться яркой для глаза, но слабой для фотопластинки.

Так называемая визуальная звездная величина соответствует спектральной чувствптельности человетеского глаза. Она практпчесни совпадает с фотовизуальной звездной величиной, определяемой фотометрпованием изображения, полученного па ортохроматичесіой пластине с применением желтого светофнльтра. Фотографииеской пли синей называется звездпая велпчна, определяемая фотометрпровапие изображения на обычной фотопластинке пли фотоэлектриеским способом с применешем синего фпитра. Конечно, технология при пзготовленип фотопластинок I светофнытров должна быть точно указана п строго выдержана. Јазпость меж,у фотографпческой п визуальной звездными ветичнами называется показателеи цвета.

Излонениї метод опрелеления показателя цвета звезд и классифшация звездиы спектров, приводимая ниже, были разработаны в Гарвартскої астрономическої обсерватории (США). Iloзднее в эти методы в других обсерваториях мира были введены существение усовершенствовапия, но для наши целей нет необхониости их рассматрнвать.

Teмпература, химичесиї состав, степень ионизации атомов п протие параметры паружных слоев звездных атмосфер, от которьх доходит до пас световое излучение, проявляются в особенностях спектров звезд. В Гарвардскоӥ обсерваторип эмпирпчески спектры звезд были подразделены на семь классов, которые обознатаются буквами О, B, A, F, G, K, М. Для указания более ралыные классы подраз,еляются на подкассы, спектры которых являются иромежуточиыми между спектрами соседних классов. Спектральные подклассы отметаются номерами от 0 до 9 , прибавляемыми к бужве, обознатающей класс.

Спектры поглощения звездных атмосфер, типичные для семи указанных классов, приведены па рис. 173 ( $a-\lambda$ Цефея, О6; $\sigma-\tau$ Скорпиона, В0; $6-\alpha$ Северної Короны, А0; $2-\delta$ Орла, F0; $\partial$ – Солнце, G2; $e-\varepsilon$ Јебедя, К0; ж- Геркулеса $A$, М5). Даем для прнмера очен краткую характеристику некоторых спектральных классов.

Класс О. Температура $T \approx 50000 \mathrm{~K}$. Наблюдаются линип высокононизованных атомов: Не II, Si IV, N III и т. п. (Римские ціпры I, II, III, … относятся соответственно к неӥтральному атому, к однократно ионизованному атому, қ двукратно ионизованиом п т. д.) Јинип водорода слабы, иногда наблюдаются слабые эмиссионные линии Не II II N III.
K.zасс В0. $T \approx 25000 \mathrm{~K}$. Линии Не II отсутствуют; линии Mg II сильны (максимум у звезд B2); присутствуют лпнии Si III и $\mathrm{O} \mathrm{II}$; линии $\mathrm{H}$ сильнее, чем в классе $\mathrm{O}$.

Kласс А0. $T \approx 11000 \mathrm{~K}$. Јинии водорода $\mathrm{H}$ достигают максимума; линии He I отсутствуют; линии Mg II и SiI сильны; линии $\mathrm{FeII}$, Cr II и другие слабы.

Класс Р0. $T \approx 7600$ К. Jин Н зиачтельно слабее, чем в плассе $\mathrm{A} 0$; линиі $\mathrm{Ca}$ II сильны; линии Fe II, Cr II п другие примерно тої же интепспвности, что и линии $\mathrm{FeI}$, Cr I п пр.

Класс G0. $T \approx 6000 \mathrm{~K}$. Яркость линий Са II достигает максимума; атомный спектр очепь богат благодаря мпогочисленным лпниям FeI и других нейтральных элементов; прпсутствуют молекулирные полосы $\mathrm{CH}$.
Puc. 173
К.иасс К0. $T \approx 5100 \mathrm{~K}$. Линши Н относптельпо слабы; отень спльы липии неӥтральны металлов; усплиаются молекулярные полосы.

Класс М0. $T \approx 3600 \mathrm{~K}$. Очень спльны лиии нейтральных металтов; полосы ТіО присутствуют, но довольно стабые.

Прпведенная спектральпая классификация пспользуется для расположепя звезд по цвету. Снатала пдут горячие (голубые) звезды, а в конце располагаются значительно более холодные красшые звезды класса М. Например, яркше гопубые звезды и созвезтии Орнона относятся ғ классу B. Снриус-беловатая звезда класса А0. Солнце (желтая звезда) принадтежит к спектральному классу G2, Капелла – желтая звезда класса G0, Арктур-яркая орапжевая звезда класса K0, Бетельгейзе и Аптарес – ғрасные звезды класса М.
3. На большом статистическом материале датский астроном Герцшпрунг и американский астропом Рессел независимо друг от друга в начале нашего столетия эмпирически установили болеө или менеө четко выраженную связь между спектральным классом (или показателем цвета) звезды п ее абсолютпой величиной (пли светимостью). Эта связь представляется графически на так пазываемой диаграмле Герципрунга – Рессела (рис. 174). Каждой точке на горпзонтальной оси этой диаграммы соответствует определенный спектральный класс (пл показатель цвета). По существу, на горизоптальпой оси отложена какая-то величива, характеризующая поверхностную температуру звезды. На
Рис. 174

вертикальної оси отложены соответствующие абсолютные велітчины (или светимости) звезд. Звезда изображается точкой в плоскости диаграммы Гердшпрунга – Рессела.

Больщинство звезд располагаются в полосе, идущей пз верхнего левого угла в нижний правый угол диаграммы Герцшпручга-Рессела. Эта полоса пазывается главной последовательностью, а соответствующие ей звезды – звездами главной последовательности. В верхней части главной последовательпостіг располагаются паиболее массивные п горячне голубые звезды большой светимости, принадлежащие классам $O$ и В, внизу – на-
пменее массивные (красные карлики). Солнце (желтая звезда) средняя звезда, расположенная где-то в центральноӥ части главної последовательности. На диаграмме положение Солнца отмечено крестиком.

Справа вверху от главпой последовательности расположепь красные гиганты п красные сверхгиганты. Гпгапты с поверхностной температурой порядіа $4000 \mathrm{~K}$ примерно на 10 звездных величин ярче звезд главной последовательности с той же поверхностной температурой. Над гигантами располагаются очень редње звезды, называемые сверхгигантамп. Примером сверхгиганта может служить Бетельгейзе ( $\alpha$ Орнона) – перемениая ввезда $+0^{m}, 4$ до $-1^{m}, 3$, а абсолютная звездная величина составляет около $-3^{m}$. Она примерно на 16 звездшых величин ярче, а ее радиус примерпо в 1000 раз больше звезды класса М3 главной последовательности. Но своему радиусу сверхгигапт может быть даже в 10 раз больше гиганта и петь в 100 раз больную светность. Слева внизу от главной последовательности располагаются белье карлики – слабые голубые пли желтые звезды, которые лежат на диаграмме Герцширунга – Рессела на $9-10$ звездных величпи ниже главної последовательности. По массе белые карлини сравнимы с Солнцем, а по размерам – с Землей. Следователью, плотность белых карликов чрезвычайно велика – порядка $10^{5}-10^{6} \mathrm{r} / \mathrm{cm}^{3}$. Соотретствено очень велико п ускорепие свободного падения на поверхпости этих звезд, а толщина атмосферы составляет всего несколько десятков сантиметров.

Для полноты укажем еще, что между гигантамп и главной последовательностью параллельно ей идет полоса звезд с промежутотными параметрами, пазываемых субгигантами. Аналогично, пиже главной последовательности такље параллельно ей располагаются субкарлики – звезды с промежуточными свойствами между белыми карликами и звездами главної последовательности.

Массы звезд заключены в пределах от 0.03 ло $60 M_{\odot}$. Светимость стационарпых звезд лежит в интервале от $10^{-4}$ до $10^{5} \mathrm{~L}_{\odot}$, а радиусы – от 10 км (пейтропные звезды) до $10^{3} R_{\odot}$ (сверхгиганты).