Книга -

Важнейшим результатом исследований Эддингтона было установление закона «масса — светимость», т. е. того, что светимость звезды (за исключением некоторых небольших отклонений, зависящих от спектрального класса) целиком определялась ее массой по теоретически выведенному соотношению. Еще раньше различные астрономы при исследовании двойных звезд заметили, что почти независимо от спектрального класса большие светимости обычно совпадали с большими массами. То, что рассматривалось как случайный результат, полученный на основании ограниченного материала, было, как показал теперь Эддингтоп, общим законом большой важности. Это снова придало совершенно новый вид теории эволюции звезд и значепию диаграммы Герцшпрунга — Рессела. Поскольку у звезды с постоянной массой светимость также оставалась постоянной, она не могла эволюционировать вдоль главной последовательности по той линии, которая на диаграмме шла наклонно вниз от ярких Α-звезд к слабым М-звез- дам. Она не могла быть линией эволюции из-за охлаждения. Так старая теория эволюции звезд утратила свою силу, ее следовало пересмотреть. Теперь было предложено другое объяснение: звезды перемещаются при своем развитии вдоль горизонтальной линии с постоянной светимостью, справа налево, разогреваясь при сжатии, а затем, сильно сконденсировавшись в конце этого отрезка, поворачивают вправо, из-за чего и возникает скопление, которое мы рассматриваем как главную последовательность. Чем меньше масса звезды, тем меньше также и ее светимость, следовательно, тем ниже располагается линия ее эволюции на диаграмме и тем меньшей максимальной температуры она достигает.

Эддингтон вывел закон «масса — светимость» в предположении, что звездная материя ведет себя, как идеальный газ, что можно было принять для весьма разреженных звезд-гигантов. Когда он в 1924 г. сравнил теорию с данными относительно большого числа звезд (чтобы посмотреть, насколько она ошибочна в применении к плотным звездам-карликам), то, к своему удивлению, установил, что они также удовлетворяли этой теории, т. е. карлики вели себя так, как если бы они состояли из разреженного газа. Вскоре он понял, в чем заключалась причина. Атомы в более глубоких слоях звезды теряли внешние электронные оболочки и из-за высокой степени ионизации имели столь малый объем, что, несмотря на плотность, большую чем у самых тяжелых металлов, они свободно перемещались в идеальном газе, не мешая друг другу. Не менее неожиданным было выведенное отсюда заключение о том, что обнаженные до такой степени атомы могут быть настолько плотно упакованы, чтобы создавать плотность материи, в 60 ООО раз превышающую плотность воды, как это было вычислено для белых карликов. До сих пор это представлялось совершенно невозможным.