Ольберсом в 1826 г

Космогонические идеи звездообразования В. Гершеля и Д. Джинса получили дальнейшее развитие с созданием квантовой механики, открытием законов микромира. Особый интерес был проявлен к выяснению процессов, происходящих внутри Солнца. Одной из первых моделей физических процессов, происходящих внутри Солнца, была модель английского физика А. Эддингтона, опубликованная в его книге «Звезды и атомы» (1927). Эта модель учитывала информацию из квантовой механики. До появления этой модели теории и гипотезы эволюции Вселенной основывались в большинстве случаев на данных спектральных исследований небесных тел, что позволило расширить сведения о наблюдаемых небесных телах в астрономических каталогах (греч. katalogs — список), определить размеры звезд и разбить их на спектральные классы, включая туманности и другие известные объекты наблюдения того времени.

В 1900 г. американский астроном Э. Пнкеринг (1846—1919) предложил разбить все известные звезды на спектральные классы, учитывающие светимость (силу света, яркость) звезд. Светимость (I) — величина полного светового потока, испускаемого единицей поверхности источника света (измеряется в люменах). Астрономы древности предложили называть наиболее яркие, видимые звезды звездами первой величины, а самые слабые, еле видимые — звездами шестой величины. Была предложена шкала светимости от -1m до 6m, где символ т означает видимую звездную величину, определяемую при наблюдении с Земли. Эта величина зависит не только от яркости звезды (или другого объекта) и расстояния до нее, но и от среды (ее физических и химических свойств), в которой распространяется свет от звезд до наблюдателя.

Для того чтобы получить точные данные о светимости звезды, астрономы используют методы «мысленного перемещения звезды (другого объекта) на эталонные, стандартные расстояния от Земли». Такое расстояние равно 10 парсекам. С такого расстояния измеряется абсолютная звездная величина наблюдаемого объекта,

которая обозначается символом М. Надо иметь в виду, что астрономия при

изучении своих объектов пользуется разветвленной системой абстракций и идеализации. Например, при измерении светимости звезд они представляются сферическими образованиями (шарами). Например, Солнце представляется как шар с радиусом в 700 000 км, с поверхности которого, имеющей форму сферы, излучается энергия светового потока, равная величине: L = 3,86 · 1033 эрг/с.

Абсолютная звездная величина нашего Солнца на расстоянии 10 парсек равна

4,8m видимой звездной величины. Это означает, что при наблюдении с Земли на расстоянии 10 парсек наше Солнце видится как звезда со светимостью, равной

4,8m, т. е. как маленькая, тусклая звездочка 5-й видимой звездной величины. В дальнейшем шкала светимости была расширена: для очень ярких звезд стали использовать отрицательные величины: 0m, -1m, —2т и т. д., дробные и промежуточные значения светимости. Исследования показали, что звезды, отличающиеся на одну звездную величину, создают на Земле освещенность (наблюдаемую силу света, яркость), различающуюся приблизительно в 2,5 раза. В

1924 г. стала известна связь между массой звезды и ее светимостью. Э. Пикеринг разбил наблюдаемые звезды (святящиеся объекты) на спектральные классы и обозначил их соответствующими буквами латинского алфавита (О, В, A, F, G, К, М). Студенты-астрономы придумали легко запоминающуюся фразу, начальные буквы которой представляют эти классы: «О, be a fine girl, kiss me!»

Дальнейшие исследования позволили разбить каждый из спектральных классов

на подклассы: от 0 до 9-го (10 подклассов в каждом классе) — и ввести новые классы: R, N, S (классы холодных звезд).

Каждый из классов и подклассов представляет определенные типы звезд: класс

О — звезды с температурой до 100 000 К (Кельвина) и определенным химическим составом; класс Μ — звезды с температурой 2000—2500 К, содержащие

молекулярные соединения и металлы. Здесь речь идет о температуре внешних

слоев звезды, внутри температура значительно выше.

В начале ХХ в. астрономы Э. Герцшпрунг (1879—1937) и Р. Ресселл (1877—

1957) построили диаграмму светимости. Авторы этой диаграммы показали, что близкие по светимости объекты (звезды) образуют в пространстве обособленные области или последова-

тельности. Э. Герцшпрунг назвал звезды, находящиеся в верхней и нижней

части диаграммы (рис. 7), соответственно, гигантами и карликами. Данная диаграмма, точнее метод, позволила обнаружить естественный порядок на наблюдаемой небесной сфере.

Диаграмма, о которой говорилось выше, графически выглядит следующим образом.

Рис. 7. Положение некоторых звезд на диаграмме «Спектр - светимость»1: