Читать «100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд» онлайн - страница 20

То же самое относится и к другому звездному скоплению, которое называют Гиадами. Это скопление также известно с глубокой древности. Еще увереннее мы можем говорить об общем происхождении звезд в так называемых шаровых звездных скоплениях, которые содержат от 50 тысяч до 50 миллионов звезд (рис. 2.6). В центральной области таких скоплений плотность расположения звезд примерно в 10 тысяч раз превышает плотность звезд в окрестности Солнца.

Рис. 2.6. Звездное скопление 47 в созвездии Тукана. Снимок получен с помощью зеркального телескопа (1 м.) системы Шмидта на Европейской южной обсерватории в Чили. В этом скоплении звезды расположены так близко друг к другу, что в центральной области сливаются на снимке. Глядя на этот снимок, можно подумать, что звезды в центре такого скопления перекрываются, но на самом деле они расположены достаточно далеко друг от друга.

Какое удивительное зрелище открывается на звездном небе жителям планетной системы, принадлежащей к такому скоплению!

Как распределяются светимости и температуры поверхности у звезд звездных скоплений? Может быть, диаграммы Г-Р таких скоплений похожи на диаграммы для ближайших соседей Солнца (см. )? Наблюдаются ли среди них звезды главной последовательности? Если рассмотреть их диаграммы Г-Р, то мы увидим существенное отличие. Действительно, в некоторых звездных скоплениях почти все звезды принадлежат к главной последовательности, как, например, в Плеядах (диаграмма Г-Р этого скопления показана на рис. 2.7). Однако в большинстве скоплений только самые слабые звезды относятся к главной последовательности. В этих скоплениях не вся полоса последовательности заполнена звездами. Этот ряд обрывается в области больших светимостей. Наиболее яркие звезды главной последовательности отсутствуют. Вместо них в звездных скоплениях есть красные звезды с большой светимостью: красные гиганты и сверхгиганты, которые показаны, в частности, на диаграмме Г-Р для скопления Гиад (рис. 2.8). Еще интереснее диаграмма Г-Р шарового звездного скопления, приведенная на рис. 2.9. На этой диаграмме звезды заполняют только участок главной последовательности, в то время как точки, соответствующие более ярким звездам, сдвинуты далеко вправо. Звезды разных скоплений можно нанести на одну и ту же диаграмму Г-Р. Такая диаграмма показана на рис. 2.10. На этом рисунке главная последовательность обозначена жирной линией, а при переходе к звездам наибольшей светимости линия, показанная на диаграмме, отклоняется направо вверх. Мы видим, что у разных звездных скоплений линия уходит вправо от главной последовательности в разных точках. Поскольку мы знаем, что при движении вверх по главной последовательности увеличивается масса звезд, то можно сказать, что в каждом звездном скоплении звезды, масса которых меньше определенного значения, лежат на главной последовательности, в то время как в области больших масс главная последовательность не заполнена. Этот факт и позволяет понять, как происходит эволюция звезд.