14
стадии главной последовательности прямо пропорцио-
нальна запасам горючего — массе — и обратно пропор-
циональна темпу, с которым оно расходуется — свети-
мости. Светимость же пропорциональна массе в кубе, и
поэтому чем ярче звезда, тем меньше времени она про-
водит на главной «последовательности. Понятно, что
скопления, у которых главная последовательность обры-
вается близ M v = —7 т , наиболее молоды, их возраст
порядка 10 7 лет, а скопления, у которых главная после-
довательность обрывается у + 2
т
, имеют-возраст поряд-
ка 5« 10 8 — 10 9 лет. Понятно также, почему загибаются
вправо концы главных последовательностей рассеянных
скоплений (рис. 2) — чем больше светимость звезды, тем
дальше успела она одюйти от начальной главной после-
довательности.
В скоплении данного возраста звезды с массой боль-
ше некоторого значения уже ушли с главной последова-
тельности и находятся на стадии красного сверхгиганта,
в который превращаются массивные звезды после того,
как их ядро нагреется в результате сжатия до темпера-
туры, необходимой для превращения гелия в углерод.
После этого эволюционные треки начинают описывать
на диаграмме Г—Р широкие петли (рис. 3), последова-
тельно включаются новые реакции синтеза — превраще-
ние углерода в кислород и т. д. вплоть до истощения
источников ядерной энергии: синтез элементов тяжелее
железа идет уже с затратой эне(ргии.
Что происходит с массивной звездой дальше не
вполне ясно, но по современной теории она должна либо
взорваться как Сверхновая, либо погибнуть под соб-
ственной тяжестью, не сдерживаемой более газовым
давлением после иссякания энергетических ресурсов,
если только не потеряет так или иначе избыток массы.
В результате гравитационного сжатия (коллапса) звезды
внутрь самой себя, она превращается в «черную дыру»
и пропадает для внешнего наблюдателя — гравитацион-
ное поле не выпускает наружу ни одного фотона. Звез-
ды более массивные, чем сейчас наблюдающиеся в скоп-
лении красные гиганты, должны быть уже или «черны-
ми дырами» или остатками Сверхновых — нейтронными
звездами. По-видимому, пульсарная активность их зату-
хает довольно быстро, иначе пульсары встречались бы
преимущественно в скоплениях.
Возраст рассеянных скоплений самый разнообразный,
18
а у шаровых скоплений, как можно судить по светимости,
при которой их звезды уходят с главной последователь-
ности, примерно одинаков, около (10—15) • 10 9 лет.
Массы наблюдаемых ныне звезд шаровых скоплений не
превосходят 1,5 солнечных. Ядро сжимается и нагре-
вается у таких звезд медленно, и температура, достаточ-
ная для начала горения гелия, достигается только у
правого конца ветви гигантов. Включение реакции горе-
Рис. 3. Эволюционные треки с массами от 1,0 до