Астрономам известны также звезды типа Т Тельца, почти всегда встречающиеся группами и обычно погруженные в туманности. Эти звезды похожи на красные и оранжевые гиганты, то есть звезды на заключительной стадии эволюции, когда водород в их центральных областях уже выгорел. Но почему в таком случае они образуют группы? Ведь срок водородных реакций в звезде резко различен у звезд разной массы. Это что же, в каком-то рассеянном скоплении имелись лишь звезды одинаковой массы, эволюционировавшие синхронно, причем успевшие проэволюционировать за время существования рассеянного скопления?
Если бы на небе существовала лишь одна Т-ассоциация, еще ладно – каких только «уродцев» не бывает! В каждом «порядочном» правиле есть исключения. Но как быть, если Т-ассоциаций известно множество?
Вывод был однозначен: звезды типа Т Тельца – очень молодые объекты. Об этом помимо прочего свидетельствуют их переменность и погруженность в газово-пылевые облака. Теоретические модели говорят о том же самом. По сути звезды типа Т Тельца – еще не звезды, а протозвезды, светящие за счет чего угодно, но только не ядерных реакций на водороде. Для этого их недра еще недостаточно разогреты. Существует хорошо обоснованное предположение, что фуоры – это те же звезды типа Т Тельца, только находящиеся в активной фазе.
Итак, наступает момент, когда протозвезда превращается сначала в инфракрасный, а затем и в оптический источник. Правда, по какой-то причине протозвезды сильно напоминают красные гиганты – или даже желтые сверхгиганты, каковы фуоры. А почему, собственно, если светимость звезды и ее спектральный класс вроде бы однозначно определяются ее массой?
Так-то оно так, но лишь для тех звезд, в недрах которых идут ядерные реакции на водороде. И здесь придется сделать отступление.
С давних времен астрономами предпринималось попытки не только классифицировать звезды (скажем, по спектральному классу), но и выявить какие-либо связи между параметрами звезд. Например, зависимость «масса – светимость» оказалась практически линейной (в логарифмическом масштабе) – разумеется, с разбросом, вызванным отчасти «странностями» некоторых звезд, которые ведь не сходят с одного конвейера, а отчасти и неуверенным определением абсолютной звездной величины звезды[12], так как расстояние до звезд определяется, понятное дело, с некоторой погрешностью. В 1911–1914 годах датский астроном Э. Герцшпрунг составил диаграмму «цвет – звездная величина» для скоплений Плеяды и Гиады. Примерно тем же независимо занимался американский астроном Г. Рессел.