Амбарцумян (1969) представил убедительные соображения в пользу того, что «вряд ли можно допустить, что больше чем 10% всех членов Плеяд, более слабых, чем V = 13^m,2, являются не вспыхивающими». Однако через четыре года Амбарцумян и др. (1972) пришли к выводу, что вспыхивают далеко не все звезды Плеяд слабее V = 13^m,2, ибо среди 79 членов Плеяд в пределах m_pg= 14,5 - 16,0 до сих пор лишь половина показала вспышки.

В Плеядах, Волосах Вероники, Гиадах и Яслях, по мере перехода к более ярким звездам, вспыхивающие звезды сменяются постоянными звездами, а не звездами типа Т Таu и орионовыми переменными, как в более молодых агрегатах Ориона и NGC 2264. Можно считать твердо установленным, что звезды типа Т Таu, быстрые неправильные и орионовы переменные встречаются исключительно в наиболее молодых группировках, в которых почти всегда обнаруживаются также и вспыхивающие звезды (I Ori, NGC 2264, NGC 7023, группа в Тельце, группа R СгА), в то время как в звездных скоплениях, возраст которых превышает 3-5·10⁷ лет, встречаются исключительно лишь звезды типа UV Кита. Означает ли это, что стадия UV Кита является более поздней в эволюции звезды, нежели стадия Т Тельца, как это считает Амбарцумян (1970)? Однако тогда в Орионе и в NGC 2264 вспыхивающие звезды должны быть среди самых ярких, т. е. более массивных и близких к ГП переменных звезд; на самом же деле таковыми являются орионовы переменные и звезды типа Т Таu. Подчеркнем, что последние встречаются лишь в группировках, связанных с диффузной материей, в которых по всем признакам (например, наличие ИК-источников - протозвезд) продолжается звездообразование.

Эти факты можно попытаться объединить и объяснить следующей гипотезой. По всей видимости, звезды с массами, заключенными примерно между 0,3 и 1,0m_?, как и предполагает Амбарцумян (1970), в начальных, очень кратковременных стадиях своего существования являются звездами типа Т Тельца, а подойдя ближе к ГП, становятся звездами типа UV Кита. (Звезды с m<~1m_Солнца, вероятно, уже не показывают типичных для звезд UV Кита вспышек, а звезды с m<~ 0,3m_Солнца, по-видимому, не бывают «настоящими» звездами типа Т Тельца.) В скоплениях, в которых звездообразование окончено, звезды типа Т Тельца успели стать вспыхивающими или постоянными звездами. В скоплениях, сохранивших до настоящего времени запасы диффузного вещества, звездообразование продолжается, и наиболее молодые звезды, еще аккретирующие его остатки, и есть звезды типа Т Таu. Оценки допустимой верхней границы дисперсии возрастов звезд скоплений (по верхней части ГП) дают 1·10⁷ лет (Шлезингер, 1972). Это означает, что в скоплениях, возраст которых меньше или равен 1·10⁷  лет, звездообразование может продолжаться и сейчас. Это близко к возрасту I Ori и NGC 2264.

Среди звезд данного скопления с массами, скажем, около 0,5m_Солнца и возрастами от 0 до 1·10⁷ лет, должны быть и постоянные звезды главной последовательности, и только что вылупившиеся из своих оболочек звезды типа Т Таu, и промежуточные между ними по возрасту вспыхивающие переменные. Допущение небольшой дисперсии возрастов звезд в скоплениях представляется необходимым для объяснения положения звезд типа UV Get и Т Таu на диаграммах цвет - величина скоплений.

О крайней молодости звезд типа Т Таu свидетельствуют и цитированные выше результаты Ларсона и Уокера, говорящие о наличии вокруг этих звезд остатков диффузного вещества (которые иногда наблюдаются непосредственно в виде окружающих эти звезды крошечных туманностей (Бааде, 1963)), а также данные о звездах типа FU Ori, одна из которых (V 1057 Cyg) до вспышки была звездой типа Т Таu.

Как следует из сказанного в начале этого параграфа, данную гипотезу вряд ли можно будет проверить непосредственно по положению относительно ГП звезд типа Т Таu и UV Get в одном и том же скоплении, поскольку мы не можем определить достаточно точно М_b и T_eff этих звезд. Она, однако, объясняет, почему звезд типа Т Таu нет в столь молодом скоплении как h и X Per - потому, что там исчерпано или выметено 0-звездами диффузное вещество.

Итак, звезды типа Т Таu - наиболее молодые объекты среди тех, которые уже заслуживают названия звезд. Все указывает на продолжающееся и ныне образование их из газо-пылевых туманностей. Более поздняя стадия развития звезд малой массы - переменные типа UV Get. В скоплениях, содержащих звезды типов Т Таu и UV Get, более слабые вспыхивающие звезды относятся к более раннему поколению, раз они находятся на более поздней стадии развития. Еще более старые звезды данной массы могут уже быть на ГП, чем возможно и объясняется встречаемость постоянных звезд рядом с переменными на диаграмме скопления. Переменность орионовых звезд и звезд типа Т Таu и UV Get явным образом связана с особенностями строения звезд, заканчивающих гравитационное сжатие.

Ю. Н. Ефремов