В левом нижнем углу диаграммы помещаются белые карлики. Долгое время считали, что белые карлики не подчиняются какому-либо определенному закону распределения. Однако в 1946 г. советский астроном П. П. Паренаго обнаружил возможность построить для белых карликов две определенные линии, располагающиеся, за исключением их правого конца, довольно близко к горизонтали.

Согласно статистическим подсчетам Койпера подавляющее большинство (95 %) наблюдаемых звезд может быть представлено точками, расположенными по диагонали диаграммы. Эта совокупность звезд образует так называемую главную последовательность. Следующей наиболее многочисленной группой являются белые карлики (3 %).

Были проведены также исследования связи между массой и светимостью звезд. Эти исследования показали, что, за исключением белых карликов (а также субкарликов), для звезд каждого класса светимость растет одновременно с массой. Эта закономерность особенно отчетливо выражена для звезд главной последовательности. В целях наглядности мы приводим на рис. 3 значения нескольких масс для звезд, принадлежащих главной последовательности и классу гигантов (цифры, обведенные маленькими кружочками, указывают массу звезды по сравнению с массой Солнца, принятой за единицу; например, масса Капеллы составляет 4,2 массы Солнца).

Весьма специфическое расположение точек, представляющих различные звезды на диаграмме Рессела, очевидно, не является простой случайностью, и астрономы сразу же попытались вывести отсюда законы эволюции звезд.

Сначала предположили, что основная часть звезд рождается в виде голубых гигантов, затем, постепенно охлаждаясь, проходит различные этапы главной последовательности и кончает свой путь в виде угасающих красноватых карликов. Однако ветвь гигантов, открытая в то же время, что и главная последовательность, оставалась вне этой эволюционной схемы. Астроном Локьер предложил поэтому другую схему. Согласно этой схеме звезды рождаются в виде красных гигантов, имея небольшую температуру; затем они начинают сжиматься, и по мере сжатия все более разогреваются и приобретают последовательно все цвета, какие можно наблюдать, например, при раскаливании в горне куска железа. Звезда становится сначала желтой, затем белой и, наконец, голубой, пробегая линию гигантов справа налево. После того как звезда приобретает максимальную температуру (несколько десятков тысяч градусов), она продолжает сжиматься, но при этом уже охлаждается: из голубой она постепенно превращается в красную, проходя все промежуточные стадии и опускаясь вдоль диагонали главной последовательности слева направо.

Локьер основывал свою схему на теории диссоциации, которая, как выяснилось позднее, является ошибочной. В настоящее время решение проблемы звездной эволюции связывается с новыми теориями об источниках энергии излучения звезд. Ниже мы возвратимся к этому вопросу, а сейчас лишь заметим, что, по-видимому, не существует единого пути эволюции для всех звезд.

Самую большую услугу современной космогонии призваны оказать две категории звезд: новые и переменные звезды, изменения которых проявляются не в течение исключительно больших по сравнению с человеческой жизнью промежутков времени, а легко наблюдаются на протяжении дней или месяцев.

Новые звезды представляют собой звезды небольшой светимости, которые внезапно как бы «вспыхивают», становятся необычайно яркими, но затем в течение нескольких недель или месяцев их яркость постепенно уменьшается, и звезды приобретают почти прежний вид. Внимательное изучение этого явления показывает, что мы имеем дело с настоящим взрывом на звезде и с выбросом газов со скоростью до 1000 км/сек.

Переменные звезды — это звезды, яркость которых также испытывает заметные изменения, хотя и не такие резкие. У одних звезд изменения яркости носят периодический характер, у других такая периодичность отсутствует (неправильные переменные). Как показали работы советских астрономов Кукаркина и Паренаго, неправильные переменные по своим свойствам несколько похожи на новые. Действительно, можно рассматривать новые звезды как переменные, вспышки которых следуют через неодинаковые интервалы (в среднем через сотни или тысячи лет). Были уже отмечены две последовательные вспышки одной звезды в созвездии Северной Короны в 1866 г. и в 1946 г. При каждом взрыве такая звезда выбрасывает лишь весьма небольшое количество своей массы — примерно одну стотысячную долю. Следовательно, это не изменяет существенно физического состояния звезды. Добавим также, что новые звезды образуют специфическую группу, так что не всякая звезда может стать новой.

Но наряду с новыми звездами существуют звезды, встречающиеся гораздо реже и теряющие при взрыве до одной десятой массы самой звезды. Их абсолютная яркость в несколько дней может настолько вырасти, что она превысит абсолютную яркость Солнца в несколько сот миллионов раз. Это — так называемые сверхновые звезды.

На ночном небе можно наблюдать простым глазом некоторое количество объектов, имеющих вид светлых пятнышек с размытыми краями. Благодаря использованию телескопов и особенно спектроскопических методов наблюдений, о которых мы выше говорили, эти объекты удалось разделить на две категории, резко отличающиеся друг от друга:

1. Звездные системы, которые образованы совокупностью сравнительно близких друг к другу звезд.

2. Туманности в собственном смысле этого слова, представляющие собой нечто вроде гигантских газовых облаков весьма малой плотности; их называют также диффузными туманностями.

а) Млечный путь. Наиболее известной и имеющей для нас наибольшее значение звездной системой является Млечный путь. Первоначально это название относилось лишь к широкой светлой полосе, которая, как можно видеть в ясную ночь, пересекает все небо от одного до другого края горизонта. Если бы мы могли заглянуть за горизонт, то увидели бы, что эта полоса продолжается далее и образует нечто вроде пояса, делящего все нёбо вокруг Земли на две половины.

Исследование астрономами этого «пояса» показало, что он состоит из очень большого числа звезд. Звезды этого «пояса», а также все звезды, которые видны на небе (за исключением тех, которые принадлежат к так называемым спиральным туманностям — о них мы будем говорить ниже), собраны в единую систему, напоминающую по своей форме двояковыпуклую линзу или гигантскую лепешку, слегка вздутую в центре. Наше Солнце находится внутри этой «звездной лепешки», которую и называют Млечным путем или Галактикой (в научной литературе употребляется обычно последнее название). Солнце находится не в центре Галактики, но располагается примерно в той же плоскости, что и большинство звезд.[13] Если наблюдатель, находясь на Земле, смотрит вдоль этой плоскости, где сосредоточена основная масса звезд, то его луч зрения должен встретить большое количество звезд.

Напротив, в перпендикулярном направлении луч зрения пройдет через сравнительно очень тонкий слой Галактики, и наблюдатель увидит мало звезд.

Этим и объясняется вид Галактики с нашей Земли. Если мы смотрим вдоль экваториальной плоскости Галактики, то видим большую светящуюся дугу, которая, собственно, и получила первоначально название «Млечного пути». В направлении же, перпендикулярном к плоскости Галактики, мы видим лишь отдельные, изолированные друг от друга звезды.

Размеры Галактики колоссальны, хотя надо сказать, что имеющиеся оценки ее размеров довольно сильно колеблются. Не так давно считалось, что свет пересекает Галактику от одного ее края до другого в ее наиболее широкой части за 250 000 лет, а наибольшая толщина Галактики составляет 30 000 световых лет. В настоящее время астрономы стали уже более «скромными» и считают, что первое число следует уменьшить по крайней мере в два раза. Правда, при выводе новой оценки не учитывались некоторые очень удаленные изолированные звездные скопления, относящиеся, однако, к Млечному пути. Более точно известно расстояние Солнца до центра Галактики; оно равно примерно 25 000 световых лет.