Астронет > 6.6 Определение возраста скоплений

Астронет: Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура Физические основы строения и эволюции звезд
http://variable-stars.ru/db/msg/1169513/node44.html

Физические основы строения и эволюции звезд

<< 6.5 Горение гелия: 3 alpha-реакция | Оглавление | 6.7 Качественная картина ... >>

6.6 Определение возраста скоплений

Остановимся вкратце на одном из результатов теории внутреннего строения звезд, ставшим классическим -- определение возраста шаровых скоплений. Диаграмма ГР шаровых скоплений имеет характерный вид (рис. 38). От главной последовательности в так называемой ``точке поворота'' отходит ветвь красных гигантов. Можно предположить, что все звезды шарового скопления образовались одновременно. Тогда наблюдаемую диаграмму ГР получают следующим способом. Возьмем набор звезд разных масс и построим для них эволюционные кривые (рис. 39). Звезды большой массы (т. е. большой светимости) эволюционируют быстрее и становятся красными гигантами, пока звезды малой массы еще остаются на главой последовательности. Соединив точки равного возраста (жирная кривая на рис. 39), получим наблюдаемую диаграмму ГР. Этот метод позволяет определить не только возраст скоплений, но и начальный химический состав их звезд, так как от него зависит вид получаемой диаграммы ГР. Получение начального содержания гелия очень важно для космологии. Во фридмановской космологии в теории горячей Вселенной должно быть около 25-30% He.

Сходным образом определяют и возраст рассеянных скоплений. Существенная разница -- это практически полное отсутствие ветви гигантов в молодых рассеянных скоплениях. Объясняется это просто -- в стадии красного гиганта звезда живет очень недолго в рассеянных скоплениях общее число звезд в сотни раз меньше, чем в шаровых, а ``предгиганты'' в них массивнее (так как рассеянные скопления гораздо моложе) и эволюционируют быстрее. По этим причинам вероятность застать звезду в стадии гиганта очень мала. Но ``точка поворота'' и здесь видна -- это то место, где главная последовательность резко обрывается.


Рис. 38.	Рис. 39.

Интересно заметить, что в рассеянных скоплениях видны белые карлики. Их массы заведомо меньше чандрасекаровского предела (1,4 $\,M_\odot$ ). Наблюдаются белые карлики около 0,7 $\,M_\odot$ , хотя звезды более массивные сидят еще на главной последовательности. Например, в Гиадах есть больше десятка белых карликов, а точка поворота $\sim$ $2\,M_\odot$ . В Плеядах найден один белый карлик, хотя на главной последовательности еще есть звезды с массой 4-6 $\,M_\odot$ ! Эти факты говорят об интенсивной потере массы звездами после главной последовательности и перед концом жизни.

<< 6.5 Горение гелия: 3 alpha-реакция | Оглавление | 6.7 Качественная картина ... >>