ЗВЕЗДЫ РАЗНОГО ВОЗРАСТА И ИХ ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ

Из всего рассмотрения эволюции химических элементов и источников энергии у звезд разных типов следует, что если звезда умеренной массы (подобно Солнцу и меньше) образовалась первоначально из водорода, то в ней не должно быть элементов тяжелее , так как при ее эволюции в ней не образовалось горячего ядра, где происходит сгорание водорода. По этой же причине горячие массивные звезды не могли бы светить так энергично из-за отсутствия в них углерода, необходимого для CN-цикла. Между тем в звездах всегда наблюдаются тяжелые элементы и притом в довольно разнообразном количественном содержании (см. главу II).

Более того, звезды II типа населения, которые по одним только кинематическим свойствам (независимо от идей и моделей звездной эволюции) следует считать более старыми объектами Галактики, определенно беднее тяжелыми элементами (иной раз на 2—3 порядка), чем более молодые звезды I типа. Недавно были обнаружены три звезды-гиганта (HD 122563, 165195 и 221170), у которых отношение «металлы/водород» меньше, чем у Солнца соответственно в 800, 500 и 500 раз, а у HD 122563 относительное содержание (по отношению к Fe) в 50 раз беднее, чем у Солнца. Таким образом, у этих звезд с температурой около 4000 К линии металлов часто лишь угадываются и содержание некоторых металлов беднее обычного в десятки тысяч раз — до 50 000. Это — старые звезды, далеко продвинувшиеся на своем эволюционном пути. Отсюда непринужденно рождается идея существования нескольких поколений звезд в звездной системе. Быстро эволюционирующие звезды первого поколения, состоявшие из водорода, гелия и очень небольшого количества тяжелых элементов, окончили свое существование, выбросив часть (может быть, значительную) своей массы в межзвездное пространство. Конденсация звезд следующего поколения из межзвездного вещества дала звездное вещество уже с заметным содержанием тяжелых элементов, которое возросло в процессе эволюции. Третье поколение оказалось еще более богатым углеродом и металлами и т. д. Число поколений, существующих в Галактике, неизвестно, так как мы не знаем точно возраст ее и продолжительность существования звезды. Наше Солнце сравнительно богато тяжелыми элементами и потому принадлежит по крайней мере ко второму поколению звезд. Любопытно, что химический состав звезд самых старых звездных скоплений I типа населения М 67 и NGC 188 не отличается от химического состава одиночных звезд I типа — звезд поля и звезд сравнительно молодого звездного скопления Гиад. Это означает, что межзвездное вещество за время, протекшее от образования самых старых рассеянных звездных скоплений, более не обогащалось тяжелыми элементами сколько-нибудь заметным образом или что в межзвездном веществе имеются сильные флуктуации химического состава.