|
Да, на линии АВ имеется значимая изменчивость, но она легко понимается как результат расширения и сжатия скопления во время путешествия к галактике. Как объяснялось в главе 3, по мере приближения к галактике скопление подвергается существенной потере звезд за счет разных гравитационных влияний. Потери меняют равновесие в скоплении и вызывают колебания плотности. Изменения плотности скопления влияют на давление, оказываемое на отдельные звезды гравитационной силой скопления в целом, передавая колебания плотности звездам. Если скопление и составляющие его звезды расширяются по мере приближения к точке А, сжатие на линии АВ в некоторой степени задерживается, и эволюционный путь отклоняется влево от линии. Когда за фазой расширения цикла плотности следует сжатие, путь отклоняется вправо в каком-то положении ниже линии. Перед достижением главной последовательности может происходить даже еще одно колебание влево. Как можно видеть на диаграммах, этот циклический эффект сводится к минимуму у М 13, но явно демонстрируется у таких скоплений, как М 3 и М 5. Сегмент красных гигантов ОА диаграммы ЦВ шаровых звездных скоплений обычно определен хорошо, даже там, где ограниченный объем наблюдений отрезает большинство нижних сегментов диаграммы. Поскольку для создания полной диаграммы Класса 1 требуется лишь одно наблюдаемое положение, и любая точка этого хорошо определенного сегмента гигантов послужит цели, определить теоретическую диаграмму ЦВ для обычного шарового звездного скопления не трудно. Более того, если наблюдения расширяются до главной последовательности точность диаграммы можно проверить наблюдаемыми положениями звезд главной последовательности. Таким образом, как указывалось на уже приведенных диаграммах, остается мало сомнений относительно положения эволюционных путей. Неопределенности возникают лишь в случае очень отдаленных скоплений, таких трудно наблюдаемых, что можно идентифицировать только самые сильно светящиеся звезды. Но даже на таких расстояниях диаграммы часто определены хорошо. Например, рисунок 11 демонстрирует отношение между теоретической линией ОАС и наблюдаемыми положениями звезд двух самых отдаленных скоплений, данные о которых доступны. Эти скопления, NGC 6356 и Абелль 4, имеют неверные величины показателя цвета B-V 1,4, - 16,2 и 18,2 соответственно. Они сравниваются с 12,1 для М 13 и 10,4 для NGC 6397 – самым ближайшим скоплением от Солнца. Светимость самых далеких из этих четырех скоплений меньше, чем светимость самых близких на коэффициент больше, чем 1.000. — 101 —
|