15
15 масс Солнца, рассчитанные Ибеном. Исходная
точка находится на начальной главной последова-
тельности. Заштрихованы области медленной эво-
люции, соответствующие более населенным об-
ластям диаграммы Герцшпрунга — Рессела. В об-
ласти главной последовательности звезды живут
вдесятеро дольше, чем в области красных гиган-
ния гелия приводит звезду на горизонтальную ветвь
(рис. 2). Дальнейшая судьба звезд шаровых скоплений
не вполне ясна, иго, видимо, они должны превратиться в
белых карликов. Если звездам рассеянных скоплений
удается так или иначе сбросить излишки массы, они
также могут стать белыми карликами. По-видимому, и
в рассеянных и в шаровых скоплениях должны присут-
ствовать в большом количестве эти звездные «огарки»
0,0 +0,5 +1,0 *1,5 B-V
ТОВ.
19
с ничтожно малой светимостью или же вообще черные,
несветящиеся. Выявить их чрезвычайно трудно, и эта
задача до сих пор остается нерешенной, хотя (по край-
ней мере для белых карликов в близких скоплениях)
она в пределах возможностей наших телескопов и очень
важна для теории звездной эволюции.
Итак, шаровые скопления стары, возраст их почти
одинаков, тяжелых элементов в них мало, и они насе-
ляют сферическую невращающуюся корону Галактики.
Возраст рассеянных скоплений разнообразен (есть даже
несколько скоплений почти столь же старых, как и ша-
ровые скопления), они продолжают образовываться и в
наше время, тяжелых элементов в них немного больше,
чем в шаровых скоплениях, они концентрируются к плос-
кости Галактики и вращаются вокруг ее центра. Таковы
же соответственно свойства объектов населения II и I.
Неизбежен вывод, что объекты населения II образо-
вались на раннем этапе эволюции сфероидальной газо-
вой протогалактики из вещества, состоящего почти ис-
ключительно из гелия и водорода. За короткое время,
порядка 1,0 • 10 9 лет или меньше, звездообразование в
короне завершилось, газ осел к экваториальной плос-
кости системы, но вращение препятствовало сжатию его
к центру. В промежутке совершилось очень "быстрое
обогащение среды тяжелыми элементами, выбрасывае-
мыми в пространство при взрыве Сверхновых звезд.
Дальнейшее звездообразование могло идти только близ
галактической плоскости, где сохранился еще газ; те-
перь оно продолжается лишь в спйральных рукавах, в
которых плотность газа больше, чем в среднем в галак-
тическом диске. Любопытно, что хотя содержание тяже-
лых элементов варьируется среди рассеянных скоплений,
зависимость его от возраста не наблюдается — имеются
лишь локальные флуктуации. Это, по-видимому, озна-
чает, что близ конца эпохи образования шаровых скоп-
лений необыкновенно большое количество массивных
звезд заканчивало эволюцию, взрываясь как Сверхно-
вые и обогащая межзвездную среду; в дальнейшем же
Сверхновых было не так уж много.