Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 156 стр.

      Расчеты эволюции звезд разных масс и химического состава по-
зволили объяснить типичные диаграммы цвет-звездная величина звезд
шаровых скоплений, подобные изображенной на рис.68, Так, звезды с
массами от 0,75 до 0,6M , миновав на диаграмме M V , B-V точку по-
ворота вправо от ГП, перемещаются по эволюционным трекам, близ-
ким к последовательности субгигантов (почти вертикальный участок
диаграммы) и ветви красных гигантов до тех пор, пока не достигнут
вершины этой ветви. В этот момент в окруженном водородным слое-
вым источником энергии сжимающемся гелиевом ядре звезды темпе-
ратура повышается настолько, что начинается ядерное горение гелия.
По-видимому, после этого вследствие резкого повышения температу-
ры звезды перепрыгивают скачком на горизонтальную ветвь и распо-
лагаются на ней в зависимости от своих массы и химического состава,
причем наименее массивные (с M ∼ 0,6M ) располагаются на левом
(голубом) конце ветви, а наиболее массивные (с M ∼ 0,75M ) – на
правом, красном ее конце. Эволюционного движения вдоль горизон-
тальной ветви, вероятно, не происходит, и эта ветвь является неким
аналогом начальной ГП для звезд малых масс с ядерным горением ге-
лия в их недрах.
      Полоса нестабильности, содержащая звезды, для которых име-
ется соотношение между их температурой и светимостью, благопри-
ятное для возникновения пульсаций во внешних слоях, пересекает го-
ризонтальную ветвь (рис.66), и все звезды, находящиеся в этом отрез-
ке, являются переменными типа RR Лиры. Характерный для них пе-
риод пульсаций составляет от 0,3 до 0,7 суток. Подавляющее боль-
шинство (92%) переменных звезд в шаровых скоплениях относится к
типу RR Лиры. Встречаются также цефиды типа W Девы с периодами
пульсаций 1d -33d , полуправильные переменные, новые звезды и звез-
ды типа и Близнецов.
      Определение расстояний. При определении расстояний до ша-
ровых скоплений в принципе используется та же методика, что и для
рассеянных скоплений (§32), но возникающие при этом трудности го-
раздо значительнее из-за большой удаленности этих скоплений и из-за
очень низкого и тем не менее разнообразного содержания тяжелых
элементов. ГП диаграмм V, B-V построена все еще лишь для немно-
гих шаровых скоплений, и только до этих скоплений можно опреде-
лить расстояние с достаточной определенностью методом совмещения
их ГП с начальной, прокалиброванной другими методами. При этом
точное решение проблемы определения расстояний этим методом за-
трудняет локализация ГП шаровых скоплений, т.к. из-за меньшего



                                156