13
тимость» для четы-
рех рассеянных скоп-
лений (х и h Персея,
NGC 1866, NGC 6067,
NGC 7789) и одного
шарового (М2). Пунк-
тиром указаны полоса
нестабильности, насе-
ленная цефеидами (С6
и СW), звездами типа
RR Лиры (RR) и б
Щита (6 5), а также
области, занимаемые
пульсирующими звез-
дами типа Р Цефея
(рС), Мира Кита (М)
и полуправильными
0,0 +0,5 ' +1,0 +1,5 B-V
СSR).
16
состоят только из звезд населения II, а в неправильных
преобладает население I.
Основные особенности звезд разных населений —
отличия их диаграмм Г — Р, содержания тяжелых эле-
ментов, пространственно-кинематических характери-
стик — получили блестящее объяснение в современной
теории звездной эволюции, основы которой были зало-
жены в пятидесятых годах. Точнее говоря, именно в это
время получили объяснение особенности диаграмм
Г — Р для двух звездных населений.
В конце тридцатых годов стало ясно, что источником
энергий звезд являются ядерные реакции, превращение
водорода в гелий, как это и предвидел А. Эддингтон,
заложивший основы современной теории внутреннего
строения звезд. Горячие звезды высокой светимости
должны израсходовать запасы ядерного горючего за
немногие миллионы лет. Вывод о продолжающемся в
наши дни звездообразовании стал в сороковых годах
неизбежен. Отмечая, что молодые звезды находятся
обычно рядом с поглощающими свет газопылевыми об-
лаками, Г Рессел на склоне дней одним из первых при-
шел к выводу о недавней конденсации звезд из такого
рода облаков. Сильно способствовали победе представ-
лений о продолжающемся в современную эпоху группо-
вом звездообразовании работы В. А. Амбарцумяна.
В первое время после образования источником энер-
гии будущей звезды — «протозвезды» — служит только
гравитационное сжатие. Она постепенно разогревается и
откуда-то справа на диаграмме Г—Р, из далекой инфра-
красной области подходит к главной последователь-
ности. На нижней ее границе — начальной главной по-
следовательности — находятся звезды, ядра которых
достаточно нагреты для того, чтобы в них началась пе-
реработка водорода в гелий. По мере выгорания водоро-
да в ядре светимость звезды растет, а температура не-
сколько падает — звезда медленно уходит вправо вверх
с начальной главной, последовательности. У массивных
звезд скорость этого ухода постепенно возрастает, и
когда масса гелиевого ядра достигает примерно 10%
массы звезды, оно сжимается, а оболочка звезды быстро
расширяется и охлаждается. На диаграмме Г — Р звез-
да при этом быстро переходит с верхнего конца главной
последовательности рассеянного скопления в область
красных сверхгигантов. Длительность жизни звезды на
2022—2 17