Каталог скоплений
Система ШС Галактики
Диаграмма цвет-величина
Главная последовательность
Металличность скоплений
Расстояние до скоплений
Возраст шаровых скоплений
Переменные звезды
Формирование скоплений
Новости
О сайте
 
Обсерватории мира
Видео
 
Главная последовательность.

         Большая часть звезд шаровых скоплений все еще находится на главной последовательности. Она самая населенная на диаграмме цвет-величина. В недрах звезд, расположенных на главной последовательности, происходит реакция горения водорода с образованием гелия. Вдоль главной последовательности звезды расположены в соответствии со своей массой – чем больше масса, тем звезда ярче. Уже есть великолепные наблюдения шарового скопления NGC 6397 c помощью космического телескопа Хаббла (Richer et al ., 2008, AJ 135, 2141), которые позволили увидеть его самые слабые звезды вплоть до «начала» главной последовательности. На рис. 1 в правом верхнем углу представлена диаграмма цвет-величина для скопления NGC 6397 (Piotto et al., 2002, AAp 391, 945), в основной части рисунка расположена более глубокая диаграмма вплоть до самых маломассивных звезд скопления, черными кружком и квадратом отмечены теоретические значения (по разным звездным моделям) нижнего предела для звезд главной последовательности, они соответствуют звезде массой 0.08 массы Солнца, при меньших массах «звезда» остается коричневым карликом, энергии для возгорания водорода недостаточно. Диаграмма цвет-величина шарового скопления NGC 6397
         Еще одна характерная точка главной последовательности – точка поворота. По мере выгорания водорода, в центре звезды образуется изотермическое гелиевое ядро, водород продолжает гореть во внешнем слое, звезда начинает «разбухать», ее радиус быстро увеличивается в десятки раз, гелиевое ядро сжимается - звезда с главной последовательности уходит на ветвь гигантов. Чем больше масса звезды, тем быстрее происходит ее эволюция, и звезды больших масс (а значит и более яркие) раньше уходят с главной последовательности. Поэтому по положению точки поворота главной последовательности, вернее, по ее светимости, можно определить возраст скопления. Чем скопление старше, тем слабее светимость звезд в районе точки поворота – перехода звезд на ветвь субгигантов. Впервые это было отмечено в начале 50-х годов в работах Алана Сэндиджа (A.Sandage 1953, AJ 58, №1207, 62) и Арпа (Arp et al 1953, AJ 58, №1207, 4).
         Если сравнивать между собой положения главных последовательностей разных скоплений, они, конечно же, будут отличаться. Чем старше скопление, тем меньшая светимость у точки поворота главной последовательности. Для скоплений одного возраста, у скопления с повышенным содержанием металлов главная последовательность будет смещена в сторону меньших светимостей и температур, что обусловлено увеличением непрозрачности атмосфер звезд с увеличением содержания тяжелых элементов. Модели звездной эволюции дают формулы, связывающие массу, светимость, температуру звезд вблизи точки поворота с возрастом и металличностью скопления.
         В последние годы, благодаря работе космического телескопа Хаббла, точность наблюдений заметно повысилась, это позволило у многих скоплений выявить еще одну последовательность звезд параллельную главной, ее образуют двойные звезды. Расстояние до скоплений слишком велико, чтобы разделить компоненты двойной звезды, поэтому она наблюдается как одиночная, но совокупная светимость ее компонентов выше, чем светимость одиночной звезды того же цвета. Такая особенность главной последовательности наблюдается, например, у NGC 6144.
© 2010-2012 Шаровые скопления