Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 150 стр.

дившиеся ранее на стадии гиганта, в настоящий момент уже превра-
тились в белые карлики или нейтронные звезды, а звезды с меньшей
массой еще не покинули ГП.
      Для звезд M ∼ 4-5M левый конец петель эволюционных тре-
ков попадает в полосу нестабильности (рис.66), в пределах которой
находится ряд пульсирующих переменных звезд, и в частности це-
феиды. Поскольку в точках поворота петель эволюция звезд замедля-
ется, большинство цефеид должно обладать именно такими массами и
встречаться преимущественно в скоплениях с возрастом около 5 ⋅ 107
лет.
       У звезд малых масс ( M < 2M ), переход с ГП в область крас-
ных гигантов происходит медленнее. Пробел Герцшпрунга с возрас-
том скопления уменьшается и затем вовсе исчезает. Горение гелия у
звезды начинается лишь тогда, когда она находится у вершины ветви
гигантов. Диаграммы цвет-светимость для старых скоплений показы-
вают характерный поворот ГП, которая без всякого пробела переходит
в ветвь гигантов.
      Следует отметить, что ни в окрестностях Солнца, ни в каких-
либо других областях Галактики нет звезд, которые находились бы
правее и ниже ветви гигантов на диаграмме цвет-светимость для ско-
пления NGC188. Это означает, что возраст звезд галактического диска
(области распространения рассеянных скоплений) не превышает воз-
раст скопления NGC188, равный 5-8 млрд. лет.
       В настоящее время надежные диаграммы Герцшпрунга-Рессела
построены примерно для 500 звездных скоплений в нашей и других
ближайших галактиках. И среди этих скоплений не оказалось ни од-
ного, диаграмма Герцшпрунга-Рессела которого противоречила бы
выводам теории звездной эволюции.
      Динамическая эволюция скоплений. Рассеянные звездные
скопления обращаются вокруг центра Галактики по почти круговым
орбитам. При атом они испытывают влияние силовых полей Галакти-
ки, сопутствующих газозвездных комплексов и гигантских молеку-
лярных облаков (ГМО). Если средняя плотность скопления достаточ-
но велика, разрушающим приливным действием поля внешних сил
можно пренебречь. Но если плотность скопления мала, оно будет рас-
тягиваться под действием этих сил вдоль своей галактической орбиты
подобно тому, как растягивается метеорный рой при движении вокруг
Солнца. Условием устойчивости скопления при его движении по кру-
говой орбите во внешнем силовом поле является выполнение неравен-
ства ρ ≥ ρ O , где ρ – средняя плотность скопления, а ρ O – некоторая




                                150