МА́ССА – СВЕТИ́МОСТЬ ЗАВИ́СИМОСТЬ

МА́ССА – СВЕТИ́МОСТЬ ЗАВИ́СИ­МОСТЬ, связь ме­ж­ду мас­сой $M$ звез­ды и её све­ти­мо­стью $L$. Осн. па­ра­мет­ра­ми, оп­ре­де­ляю­щи­ми свой­ст­ва звез­ды (в ча­ст­но­сти, све­ти­мость), слу­жат её мас­са, ис­ход­ный хи­мич. со­став и воз­раст. Б. ч. жиз­ни звез­да про­во­дит на глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти диа­грам­мы Герцш­прун­га – Рес­се­ла. На этом эта­пе эво­лю­ции све­ти­мость звез­ды сла­бо за­ви­сит от ис­ход­но­го хи­мич. со­ста­ва и воз­рас­та, но очень силь­но – от мас­сы звез­ды. По этой при­чи­не и су­ще­ст­ву­ет М. – с. з. для звёзд глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти.

На­блю­де­ния по­ка­зы­ва­ют, что бо­лее мас­сив­ные звёз­ды в сред­нем име­ют бо­лее вы­со­кие све­ти­мо­сти, чем ме­нее мас­сив­ные, и од­на из за­дач тео­рии внутр. строе­ния звёзд – объ­яс­нить эту за­ко­но­мер­ность. Ка­че­ст­вен­но её лег­ко по­нять: чем боль­ше мас­са звез­ды, тем силь­нее её тя­го­те­ние и стрем­ле­ние сжать­ся, про­ти­во­сто­ять ко­то­ро­му мо­жет толь­ко рост дав­ле­ния, а зна­чит, и темп-ры в цен­тре звез­ды. Ин­тен­сив­ность тер­мо­ядер­ных ре­ак­ций очень силь­но за­ви­сит от темп-ры, по­это­му срав­ни­тель­но не­боль­шой рост мас­сы звез­ды при­во­дит к су­ще­ст­вен­но­му уве­ли­че­нию её све­ти­мо­сти.

Тео­ре­тич. обос­но­ва­ние свя­зи ме­ж­ду мас­сой и бо­ло­мет­ри­че­ской (пол­ной) све­ти­мо­стью $L_{бол}$ звёзд глав­ной по­сле­до­ватель­но­сти пред­ло­жил А. Эд­динг­тон (1926). В пер­вом при­бли­же­нии её мо­жно пред­ста­вить в ви­де $L_{бол}=𝑘M^α$, где $𝑘$ и $α$ – по­сто­ян­ные чис­ла. В координа­тах $L_{бол}-lgM$ эта за­ви­си­мость ли­ней­ная. При даль­ней­шем изу­че­нии вы­яс­ни­лось, что толь­ко ли­ней­ной за­ви­си­мо­стью опи­сать все звёз­ды не­воз­мож­но. Да­же для звёзд глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти на­клон пря­мой из­ме­ня­ет­ся при пе­ре­хо­де от ма­ло­мас­сив­ных звёзд к звёз­дам уме­рен­ной мас­сы и от них – к мас­сив­ным звёз­дам. Для са­мых ма­ло­мас­сив­ных звёзд ($M⩽0,5M_☉\:, M_☉$ – мас­са Солн­ца) эта за­ви­си­мость ста­но­вит­ся не­ли­ней­ной. Из­ме­не­ние на­кло­на М. – с. з. свя­за­но, в ча­ст­но­сти, с тем, что в раз­ных диа­па­зо­нах темп-ры пре­вра­ще­ние во­до­ро­да в ге­лий про­ис­хо­дит пу­тём раз­ных тер­мо­ядер­ных ре­ак­ций, ха­рак­те­ри­зую­щих­ся разл. ско­ро­стью ге­не­ра­ции энер­гии.

Для оп­ре­де­ле­ния М. – с. з. тре­бу­ет­ся из­ме­ре­ние масс и све­ти­мо­стей мн. звёзд. При этом ин­тер­пре­та­ция на­блю­да­тель­ных ха­рак­те­ри­стик звёзд ос­лож­ня­ет­ся раз­ли­чи­ем рас­стоя­ний до них и на­ли­чи­ем меж­звёзд­но­го по­гло­ще­ния све­та. За­да­ча оп­ре­де­ле­ния фун­дам. па­ра­мет­ров звёзд мо­жет быть об­лег­че­на, ес­ли на­блю­да­ют­ся ан­самб­ли звёзд, для ко­то­рых зна­че­ния ря­да пе­ре­чис­лен­ных вы­ше фак­то­ров не­зна­чи­тель­но ме­ня­ют­ся от звез­ды к звез­де. При­мер та­ко­го ан­самб­ля – звёзд­ное ско­п­ле­ние, для звёзд ко­то­ро­го воз­раст, хи­мич. со­став, рас­стоя­ние и меж­звёзд­ное по­гло­ще­ние мож­но в пер­вом при­бли­же­нии счи­тать оди­на­ко­выми. В этом слу­чае све­ти­мость (и др. на­блю­дае­мые ха­рак­те­ри­сти­ки звез­ды) мож­но счи­тать функ­ци­ей толь­ко од­но­го ар­гу­мен­та – мас­сы. Др. при­мер та­ко­го ан­самб­ля – звёз­ды в ок­ре­ст­но­сти Солн­ца, рас­стоя­ния до ко­то­рых из­вест­ны, меж­звёзд­ное по­гло­ще­ние ни­чтож­но мало́, хи­мич. со­став бли­зок к сол­неч­но­му.

М. – с. з. иг­ра­ет важ­ную роль в изу­че­нии ис­то­рии звез­до­об­ра­зо­ва­ния в Га­лак­ти­ке. Фун­дам. про­бле­мой звез­до­об­ра­зо­ва­ния и звёзд­ной эво­лю­ции яв­ля­ет­ся во­прос о мас­сах об­ра­зую­щих­ся звёзд. По­сколь­ку эво­лю­ция звез­ды оп­ре­де­ля­ет­ся в осн. её на­чаль­ной мас­сой, то рас­пре­де­ле­ние по мас­сам звёзд, об­ра­зую­щих­ся в дан­ном мес­те и в дан­ное вре­мя (т. н. на­чаль­ная функ­ция масс), яв­ля­ет­ся клю­че­вым для по­ни­ма­ния строе­ния и эво­лю­ции звёзд­ных сис­тем.

Дан­ные о на­чаль­ном рас­пре­де­ле­нии звёзд по мас­сам ос­но­ва­ны пре­им. на изу­че­нии ог­ра­ни­чен­ных по объ­ё­му звёзд­ных ан­самб­лей в ок­ре­ст­но­сти Солн­ца. Мас­са оди­ноч­ной звез­ды яв­ля­ет­ся чрез­вы­чай­но труд­но оп­ре­де­ляе­мым па­ра­мет­ром. Но с по­мо­щью разл. ас­т­ро­мет­рич., фо­то­мет­рич. и спек­тро­мет­рич. ме­то­дов мож­но по­лу­чить рас­пре­де­ле­ние звёзд глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти по аб­со­лют­ным звёзд­ным ве­ли­чи­нам – т. н. функ­цию све­ти­мо­сти. За­тем с по­мо­щью М. – с. з. из функ­ции све­ти­мо­сти с учё­том эф­фек­тов звёзд­ной эво­лю­ции мо­жет быть оп­ре­де­ле­на на­чаль­ная функ­ция масс.

Су­ще­ст­ву­ет два спо­со­ба по­лу­че­ния М. – с. з. Один из них ос­но­ван на на­блю­де­ни­ях двой­ных звёзд­ных сис­тем и сво­дит­ся к оп­ре­де­ле­нию масс ком­по­нен­тов и оцен­ки их све­ти­мо­стей. Толь­ко для не­сколь­ких клас­сов двой­ных звёзд эти па­ра­мет­ры мож­но по­лу­чить не­за­ви­си­мо. Вто­рой спо­соб по­лу­че­ния М. – с. з. ос­но­ван на рас­чё­тах эво­лю­ции звёзд разл. мас­сы и разл. на­чаль­но­го хи­мич. со­ста­ва. Этот ме­тод по­зво­ля­ет сде­лать по край­ней ме­ре ка­че­ст­вен­ные вы­во­ды о по­ве­де­нии М. – с. з. и её влия­нии на ис­то­рию звез­до­об­ра­зо­ва­ния.