ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД НА ТЕРМОЯДЕРНОЙ ОСНОВЕ

В противоположность скачкообразному возникновению, окончание контракционной фазы развития и переход к термоядерной знаменует собой начало очень медленной эволюции внутри главной последовательности. Так, например, от той эпохи, когда Солнце вступило на главную последовательность, до настоящего времени прошло не меньше 3 млрд лет, в течение которых Солнце слегка разогрелось, его светимость возросла как за счет роста продуктивности цикла, так и за счет небольшого увеличения средней молекулярной массы , как следствие расходования водорода [см. формулу (16.6)]. По этой схеме развития два миллиарда лет назад Солнце было холоднее современного и излучало энергии процентов на 20 меньше, чем сейчас. Если в ту эпоху (докембрийский период, от которого до нас дошли древнейшие признаки жизни, а именно остатки водорослей) Земля была на нынешнем расстоянии от Солнца, то средняя годовая температура Земли была о коло 0 °С.

Не только массивные звезды, но и звезды умеренной и даже малой массы на контракционной фазе развития короткое время пребывают в области диаграммы Г — Р, занятой гигантами и субгигантами, причем внутреннее их строение совершенно непохоже на внутреннее строение старых гигантов с вырожденным ядром, модель которых мы рассмотрели в § 18. «Контракционные» гиганты и субгиганты, кроме того, не могут быть многочисленны на звездном небе именно потому, что их длительность существования крайне невелика. Стадия заканчивается переходом существования звезды на термоядерную основу. Звезда оказывается на линии главной последовательности диаграммы Г — Р.

Для всей совокупности звезд разных масс этим определяется нулевая линия или «начальная» главная последовательность, являющаяся границей наибольшего возможного перемещения звезды налево по диаграмме Г — Р. Пересечь эту границу могут звезды лишь в конце своей эволюции (см. дальше) или при существенно ином химическом составе; так, субкарлики, бедные металлами, располагаются на диаграмме Г — Р левее начальной главной последовательности.

Эмпирически нулевая линия определяется как левая граница на диаграмме Г — Р, построенной для молодых рассеянных звездных скоплений.

Естественно полагать, что в таком скоплении самые старые звезды немногим старше самых молодых и если с помощью физических представлений о контракционной стадии, очерченных выше, нанести на диаграмму Г — Р кривые равного возраста (начиная от ), то звезды скопления будут лежать между кривыми, соответствующими наибольшему и наименьшему возрасту. Так дело и обстоит в случае звездного скопления NGC 2264 (рис. 105, б), у которого белее горячие, т. е. более массивные звезды, уже достигли главной последовательности, а менее массивные располагаются правее (или выше) ее. Заштрихованная область, занятая звездами из NGC 2264, располагается между кривыми возраста 400 тыс. лет и около 4 млн лет. Тем самым определяется и возраст скопления. Еще далее отстоят от главной последовательности мало массивные красные звезды в скоплении вокруг туманности Ориона (рис. 105, б в овале). Их возраст не превосходит 700 тыс. лет.