Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 154 стр.

мого скоростью «отрыва», они могут «вырваться» из гравитационного
поля скопления. Однако при значениях, меньших критического, рас-
пределение звездных скоростей в скоплении приблизительно описы-
вается формулой Максвелла и определяет радиальный профиль его
плотности.
      Классификация Шепли и Сойер. Все шаровые скопления де-
лятся по степени их концентрации к центру на 12 классов – от наи-
более концентрированных (класс I) до скоплений с наименьшей кон-
центрацией (класс XII). Последние по виду напоминают рассеянные
скопления. Объективной оценкой концентрации звезд скопления яв-
ляется логарифм отношения приливного радиуса к радиусу ядра:
C = lg ( R пр R я ) . Наиболее концентрированные скопления (47 Тукана)
имеют С ∼ 2, а наименее концентрированные (NGC5053) – 0,8. Шаро-
вое скопление MS, изображенное на рис.67, относится к V классу.
      Диаграммы «цвет-звездная величина». Вследствие слабости
даже наиболее ярких звезд шаровых скоплений и затруднительности
их спектральной классификации, для этих систем никогда не строи-
лись диаграммы Герцшпрунга-Рессела в собственном смысле этого
слова. Их роль с самого начала стали играть диаграммы видимая
звездная величина-показатель цвета, первая из которых была получе-
на Шепли в 1915 г. для скопления M13.
      У шаровых скоплений на такой диаграмме уверенно выделяют-
ся последовательности гигантов и субгигантов, горизонтальная ветвь,
а если скопление расположено не слишком далеко от нас, то удается
получить и участок главной последовательности (рис.68). В шаровых
скоплениях ГП лишена ярких, голубых, массивных звезд. Это связано
с большим возрастом скоплений и более быстрой эволюцией массив-
ных звезд по сравнению со звездами малой массы. Массивные звезды
за миллиарды лет успели сойти с ГП и превратиться в белые карлики,
нейтронные звезды и черные дыры. Косвенное подтверждение эти
идеи нашли в обнаружении рентгеновских источников излучения в
шаровых скоплениях. Механизмом такого излучения, как известно,
может быть аккреция газа на компактный объект в тесной двойной
системе или на черную дыру в центре скопления.
      Возраст скопления можно определить по массе и светимости
звезд ГП, находящихся в точке ее поворота вправо:
                          t = 1,1 ⋅ 1010 M L лет.             (33.1)
Чем больше возраст скопления, тем менее массивные, а следователь-
но, и менее яркие звезды располагаются вблизи точки поворота. Та-
ким образом, со временем точка поворота движется вниз по ГП.



                                 154