Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 149 стр.

UptoLike

ВУЗ: 

ЗабГУ | Чита

Составители: 

Рубрика: 

Возраст, лет
6
10
Рис.66. Сводная диа-
грамма цвет-светимость
для 4 рассеянных и од-
ного шарового (МЗ) ско-
плений с эволюци-
онными треками для
звезд различной массы.
Штриховкой показана
полоса нестабильности.
Согласно теории число звезд в различных частях диаграмм
ивет-светимость обратно пропорционально скорости различных
этапов звездной эволюции, а все многообразие этих диаграмм для
скоплений объясняется в первом приближении только различием их
возраста. В молодых скоплениях даже наиболее массивные и яркие
звезды находятся на начальной ГП, куда они попадают по окончании
своего гравитационного сжатия. По мере увеличения возраста скопле-
ния и выгорания водорода в недрах звезд самые яркие из них отходят
на диаграмме Герцшпрунга-Рессела вправо вверх от начальной ГП, а
когда водород в ядре звезды большой массы полностью превратится в
гелий, она скачком (чем и объясняется пробел Герцшпрунга) перехо-
дит в область сверхгигантов. Этот скачок на диаграмме соответствует
быстрому сжатию ядра звезды и повышению его температуры, в ре-
зультате чего в недрах красных сверхгигантов начинает уже идти тер-
моядерная реакция превращения гелия в углерод.
Уход с ГП происходит тем быстрее, чем больше масса и свети-
мость звезды, и поэтому возраст скопления определяется светимостью
ярчайших звезд, еще оставшихся на ГП (соответственно правой шкале
возрастов на рис.66).
Однако звезды, ушедшие с ГП, лишь недолго находятся на ста-
дии красного сверхгиганта или (для менее массивных звезд) на стадии
гиганта. Поэтому-то последние и отсутствуют в некоторых скоплени-
ях, например, в Плеядах: из-за малого числа его членов звезды, нахо-
149
                                         Возраст, 106 лет



                                               Рис.66. Сводная диа-
                                               грамма цвет-светимость
                                               для 4 рассеянных и од-
                                               ного шарового (МЗ) ско-
                                               плений с эволюци-
                                               онными треками для
                                               звезд различной массы.
                                               Штриховкой показана
                                               полоса нестабильности.




      Согласно теории число звезд в различных частях диаграмм
ивет-светимость обратно пропорционально скорости различных
этапов звездной эволюции, а все многообразие этих диаграмм для
скоплений объясняется в первом приближении только различием их
возраста. В молодых скоплениях даже наиболее массивные и яркие
звезды находятся на начальной ГП, куда они попадают по окончании
своего гравитационного сжатия. По мере увеличения возраста скопле-
ния и выгорания водорода в недрах звезд самые яркие из них отходят
на диаграмме Герцшпрунга-Рессела вправо вверх от начальной ГП, а
когда водород в ядре звезды большой массы полностью превратится в
гелий, она скачком (чем и объясняется пробел Герцшпрунга) перехо-
дит в область сверхгигантов. Этот скачок на диаграмме соответствует
быстрому сжатию ядра звезды и повышению его температуры, в ре-
зультате чего в недрах красных сверхгигантов начинает уже идти тер-
моядерная реакция превращения гелия в углерод.
      Уход с ГП происходит тем быстрее, чем больше масса и свети-
мость звезды, и поэтому возраст скопления определяется светимостью
ярчайших звезд, еще оставшихся на ГП (соответственно правой шкале
возрастов на рис.66).
      Однако звезды, ушедшие с ГП, лишь недолго находятся на ста-
дии красного сверхгиганта или (для менее массивных звезд) на стадии
гиганта. Поэтому-то последние и отсутствуют в некоторых скоплени-
ях, например, в Плеядах: из-за малого числа его членов звезды, нахо-



                                149

Страницы