Очерки о Вселенной

Различие начального химического состава сказывается в следующем. Диаграммы Г - Р у шарового скопления М 3 и очень старого рассеянного скопления М 67 очень сходны и возраст их близок, так как. главные последовательности их кончаются в одной точке, около М=+4m. Однако, в М 67 красные гиганты в. 10 раз слабее, чем в М 3.

Количественный химический анализ по спектрам показывает, что звезды в гало (в ореоле или короне) Млечного Пути и шаровые скопления раз в 100-500 беднее металлами, чем звезды, образующие диск Галактики. Это делает их атмосферы более прозрачными. Их излучение приходит к нам поэтому из более глубоких и горячих слоев и они белее и ярче, чем звезды, более богатые металлами, находящиеся в той же области диаграммы Г - Р.

Итак, оказывается, что рассеянные скопления и звезды, подобные находящимся в них, непрерывно образовывались в течение 10 млрд. лет, тогда как шаровые скопления и звезды галактической короны все возникли раньше, более 10 млрд. лет назад. (Некоторые оценивают их возраст даже в 1011-1013 лет.)

Такая связь между возрастом звезд и их положением в Галактике показывает, что когда Галактика была молода, звезды возникали во всем ее сферическом объеме и так же был распределен газ, из которого они сконденсировались. В дальнейшем вращение Галактики сплющивало массу находящегося в ней газа; он оседал к галактической плоскости, превращаясь в диск, и в нем продолжалось формирование звезд, тогда как в ореоле Галактики им стало уже не из чего образовываться.

Галактика до возникновения в ней звезд была газовой и содержала почти исключительно водород. Более тяжелые элементы могли возникнуть только в процессе ядерных реакций в недрах звезд и конвекцией выносились в их внешние слои. Выброс газов с их поверхности, особенно при катастрофических вспышках, обогащал галактические газы тяжелыми элементами. Поэтому звезды, возникшие позднее в диске, содержат больше тяжелых металлов.

Теперь легче понять диаграмму Г - Р наиболее молодых скоплений, таких как М16 (иначе NGC 6611), с возрастом всего лишь 200 000 лет, которые моложе, чем человечество! (Последнее возникло около 1 500000 лет назад.) На главной последовательности этого скопления лежат горячие звезды, классов примерно от АО до О5, а более слабые и холодные находятся правее, выше нулевой главной последовательности. Но это очень молодые звезды, еще продолжающие гравитационное сжатие. По последней теории японского астронома Хаяши можно вычислить время, необходимое звезде, чтобы она могла при данной массе, сжимаясь, дойти до радиуса и светимости, соответствующих данной последовательности. Среди таких молодых звезд много переменных типа RW Возничего и звезд с яркими линиями в спектре. Эти факты рассматриваются как признаки неустойчивости, проявляющейся при гравитационном сжатии.

После достижения звездами стадии красных гигантов, когда в их ядре идет выгорание гелия, звезды переходят на диаграмме опять налево, образуя более пологую последовательность. По новым расчетам Кипенхана это движение их сложно, с временными возвращениями по диаграмме назад; звезды эволюционируют с различной скоростью на разных участках этого пути. В некоторых областях они при этом на время становятся пульсирующими звездами - цефеидами разных периодев. Более массивные, бывшие когда-то яркими звездами спектрального класса В, становятся долгопериодическими цефеидами большой светимости, а менее массивные становятся корот-копериодическими цефеидами, особенно характерными для некоторых шаровых скоплений, и имеют периоды короче суток. Их светимость меньше. Наблюдался случай, когда переменность цефеиды почти сразу прекратилась. Цефеиды заполняют пробелы на диаграмме Г - Р, где нет обычных звезд. Это зоны неустойчивости в эволюции звезд.

Еще не все на диаграмме Г - Р ясно; требуются дополнительные наблюдения и расчеты. В частности, неуверенность есть в более поздних путях эволюции звезд. Предполагают, что, исчерпав весь гелий, звезда быстро сжимается - в этой фазе эволюции звезду трудно найти. Она не имеет уже источников энергии и превращается в крайне плотный белый карлик. Белый карлик расходует так мало энергии, что в этом состоянии может прожить много миллиардов лет и является, как шутят ученые, «горячим трупом». Неясно, может ли звезда уплотниться больше, чем белый карлик. Некоторые допускают, что он может превратиться в нейтронную звезду.

Но судьба превратиться в белого карлика возможна лишь для звезд с массой, меньшей чем 1,4 массы Солнца. При большей массе белый карлик неустойчив и, может быть, взрывается, как сверхновая звезда, что было бы концом более массивных звезд. А может быть, они неоднократно взрываются, как новые звезды, и, сбрасывая этим излишек массы, тоже превращаются в белые карлики.

Заметим, что мы не знаем пока ни одной «потухшей» звезды. Самые холодные из известных, инфракрасные звезды, не могут быть угасающими звездами. По всем признакам они еще будут разогреваться.