книги из ГПНТБ / Явления нестационарности и звездная эволюция

О з e м p e, 1967 — Osemre K., Ann. Actrophys. 30, 495.

П р и н г л , M а и - Н а м а р a, 1962 — Pringle J. K., McNamara,

D. M., Publ. Astron. Soc. Pacific 74, 525.

Ри н г у л е - К а с в а л д е р , 1963 — Hingueler-Kaswaldcr A. E., Publ. Astron. Soc. Pacific 75, 323.

Г Л А В А 4

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ ГАЛАКТИЧЕСКОГО ГАЛО И ДАВНО СФОРМИРОВАВШИХСЯ ЗВЕЗДНЫХ АГРЕГАТОВ

Б. В. К у к а р к и н

§ 1. Введение

Прежде всего условимся, что мы будем подразумевать под понятием поздней стадии эволюции. Смысл этого по­ нятия далеко не очевиден. Действительно, абсолютный возраст звезд малой массы, находящихся на начальной стадии развития (например, на предполагаемой стадии гравитационного сжатия), может оказаться значительно больше возраста массивных звезд, уже прошедших не только стадию главной последовательности (ГП), но и дальнейшие стадии теоретически предполагаемых путей звездной эволюции. Поэтому, во избежание возможных недоразумений, попытаемся рассмотреть фактические зна­ ния о звездах, населяющих такие звездные агрегаты и такие составляющие сложных звездных систем, подобных нашей Галактике, возраст которых превышает 5-10° лет (имеются в виду наши представления о звездной эволю­ ции, сложившиеся к началу 1973 г.).

В последние годы были сделаны многочисленные по­ пытки теоретических расчетов эволюции звезд разных масс. Массивные звезды быстро проходят стадии своего естест­ венного развития и в материнских звездных системах, их породивших, уже давно не напоминают своих ранних состояний. Звезды солнечной и меньшей массы во многих случаях еще не ушли далеко от первоначального состоя­ ния (см., например, Шварцшильд, 1970; Шварцшильд, Херм, 1970; Руд, 1970; Ибен, Руд, 1970; Демарк, Гейслер, 1971; Ибен, 1972а). Во всех этих работах допускается воль­ ное упрощение расчетов, связанных со стадией гелиевой вспышки и последующих смен источников энергии. Одна­ ко близость теоретических эволюционных треков к на­ блюдаемому положению звезд на диаграммах Герцшпрун-

152 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы ГА Л А К ТИ ЧЕС К О ГО ГАЛО [Гл. 4

га — Рессела (Г — Р) заставляет нас внимательно отно­ ситься к подобным расчетам. Насущной задачей является тщательное изучение всей имеющейся информации о на­ блюдаемом положении и свойствах звезд на диаграммах Г—Р и сравнение этих данных с теоретическими рас­ четами. Могут, естественно, привлекаться диаграммы и расчеты в других системах координат. Особенно же инте­ ресно и важно изучение нестационарных процессов и их особенностей у звезд в самых старых рассеянных и во всех шаровых звездных скоплениях.

В настоящее время нет сомнений в том, что шаровые звездные скопления нашей Галактики являются старыми образованиями, возраст которых может быть заключен в пределах от 0,5 • 1010 до 1,5-1010 лет. Не следует забывать, что если это действительно так, то наиболее старые шаро­ вые скопления старше наиболее молодых на 1 0 10 лет, что превышает возраст самых старых рассеянных звездных скоплений. Голубых шаровых скоплений, характерных

Но диаграммы цвет — светимость голубых шаровых скоп­ лений Магеллановых Облаков практически идентичны с диаграммами самых молодых рассеянных'скоплений нашей Галактики. Вспомним, что абсолютная интегральная ве­ личина таких рассеянных скоплений, как h и X Персея, близка к —7'”5, т. е. соответствует звездным величинам голубых шаровых скоплений в Магеллановых Облаках. Таким образом, голубые шаровые скопления Магеллано­ вых Облаковвозможно, являются вовсе не шаровыми, а богатыми молодыми рассеянными скоплениями.

Очень заманчивы идеи Холопова (1965; 1968а; 1968b) о единстве природы всех звездных скоплений. С его точки зрения в Магеллановых Облаках еще продолжается про­ цесс формирования очень массивных и богатых рассеян­ ных звездных скоплений, могущих в дальнейшем превра­ титься в шаровые. В нашей же Галактике он прекратился около 5 • 10е лет назад. Эти соображения Холопова нахо­ дятся в непримиримом противоречии с идеями, выска­ занными Пиблсом и Дикке (1968), которые предполагают, что шаровые скопления образовались на ранних стадиях развития горячей Вселенной, в эпоху фрагментации плаз­ мы в агрегаты" с массами 1 0 5 солнечных, т. е. до образо­

5 й Й В Е Д Ё Н Й Ё 153

вания галактик. Наблюдаемые сейчас в нашей Галактике шаровые скопления представляют с этой точки зрения реликтовые образования.

Изучение переменных звезд в шаровых и старых рас­ сеянных звездных скоплениях представляет особый ин­ терес. Сопоставление данных о встречаемости переменных звезд разных типов в скоплениях и в Галактике, сравни­ тельное изучение их морфологических особенностей во многом может способствовать пониманию поздних стадий звездной эволюции и постановке новых расчетов моделей. Особенно существенно сопоставление особенностей пере­ менных звезд с возрастными характеристиками содержащих их звездных агрегатов.

Одной из характернейших особенностей диаграммы Г — Р для старых звезд является наличие хорошо выра­ женной ветви гигантов и горизонтальной ветви разной степени заселенности. У шаровых скоплений нашей ^Га­ лактики горизонтальная ветвь меняет свой вид с возра­ стом и химическим составом звезд. Наблюдаются весьма различные формы горизонтальной ветви, от зачаточной, едва отходящей от ветви красных гигантов, до резко отде­ ленной от нее и весьма населенной в голубой части. Две различные формы диаграмм Г — Р изображены на рис. 46 и 47."

Многие объекты, занимающие область горизонтальной ветви и ее продолжения влево, вниз к области белых кар­ ликов (новые звезды, переменные типа U Близнецов), а частично и вверх (ядра планетарных туманностей), возможно, являются различными характерными состоя­ ниями на поздних этапах эволюции. Тем существеннее исследование особенностей этих звезд совместно с изуче­ нием вопроса об их встречаемости в различных по возрасту звездных системах.

Вопрос о встречаемости объектов того или иного типа в автономных звездных системах заслуживает большого внимания. Он был недавно подробно рассмотрен (Кукар-

кин, 1968).

Встречаемостью объектов какого-либо типа в данной звездной системе называется отношение числа известных объектов этого типа к общему числу известных звезд данной звездной системы или к заменяющей это число величине, при условии тщательного учета селекции

используемого материала. При учете селекции надо иметь в виду не только вероятность открытия объектов данного типа, но и предполагаемое время пребывания на данной стадии развития. Корректное изучение встречаемости приводит к заключению, что редкие для шаровых скоплений объекты (планетарные туманности, новые звезды,

Не менее важной и более доступной (из-за высокой свети­ мости) является изучение в старых звездных системах звезд типа W Девы и RV Тельца. Особую задачу пред­ ставляет изучение красных переменных звезд. На диа­ грамме Г — Р эти последние занимают положение вблизи правого конца ветви гигантов. Все эти проблемы лишь недавно привлекли внимание и будут освещены в соответ­ ствующих разделах главы.

156 П Е Р Е М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы ГА Л А К ТИ ЧЕС К О ГО ГАЛО ГГл. 4

жения отдельных переменных, представляющих пока еще не достаточно изученные в шаровых и старых рассеянных скоплениях типы. Горизонтальной штриховкой показана область, занятая красными неправильными и полуправильными звездами и звездами типа Миры Кита. Надо иметь в виду, что отдельные переменные поздних спек­ тральных классов встречаются и вне этой области. Двумя параллельными волнистыми линиями ограничена область, занятая звездами типа W Девы и RV Тельца в шаровых скоплениях. Вертикальной штриховкой показана область, занимаемая переменными типа RR Лиры. Кружками от­ мечены звезды типа W Б. Медведицы в старых рассеянных скоплениях. У отдельно нанесенных на график звезд в шаровых скоплениях рядом приведено название (это переменные типа U Близнецов и новые звезды).

Все звезды упомянутых типов (пока кроме звезд типа W Б. Медведицы) встречаются в шаровых скоплениях. В старых рассеянных скоплениях пока не обнаружено физических переменных звезд, а имеются только звезды типа W Б. Медведицы. Как видно, на поздних стадиях раз­ вития явления нестационарности, проявляющиеся в изме­ нениях блеска, являются достаточно распространенными.

§3. Красные неправильные

иполуправильные переменные

Проблема красных неправильных и полуправильных переменных и их места в звездной эволюции является едва ли не одной из самых сложных среди рассматривае­ мых здесь. Сложность связана с тем, что мы пока еще не умеем с достаточной надежностью и быстротой относить ту или иную красную переменную к молодому или ста­ рому населению нашей Галактики на основе какого-либо простого признака. Происходит это главным образом по­ тому, что красные переменные всех возрастов и всех ста­ дий эволюции (кроме сверхгигантов) занимают на диа­ грамме Г — Р в координатах V — (В — У) практически одну достаточно протяженную область. Переход от звезд­ ных величин в видимой области к болометрическим свети­ мостям затруднен незнанием болометрических поправок. Одна и та же звездная величина может соответствовать разным болометрическим светимостям, а одни и те же зна-

§ з ] К РА С Н Ы Е П Е РЕ М Е Н Н Ы Е 157

чения В —- V вследствие обилия полос ТЮ в полосе V —- весьма различным температурам. Полосы ТЮ и других молекул в спектрах красных звезд являются показателя­ ми не только температуры, но и химического состава.

волн 10200, 6500 и 6200 А.

Два первых участка относительно свободны от полос моле­ кулярных соединений и в атмосферах звезд, и в земной атмосфере. Поэтому они являются хорошими заменителями болометрической светимости (полоса 1 0 200 А) и темпера­

и может до некоторой степени характеризовать химический состав звездной атмосферы. На рис. 49 изображена полу­ ченная Эггеном диаграмма Г — Р для красных звезд в координатах 10 200 А и 6500—10200 А. Как видно, крас­ ные звезды в шаровых скоплениях уверенно локализо­ вались на диаграмме.

Недавно появились работы других авторов (Стром и Стром, 1970; Локвуд, Уинг, 1971; Ллойд Ивенс, 1971;

158 П Е Р Е М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы ГА ЛА КТИ ЧЕСКО ГО ГАЛО [Гл. 4

1972; Русев, 1972), в которых предложены другие участки спектра для получения таких фотометрических систем, которые могли бы обеспечить локализацию красных звезд на соответствующих диаграммах Г — Р.

Еще в 1955 г. было обнаружено, что «ошибка» в опре­ делении звездной величины при фотометрических измере­

переменными.

С точки зрения современных идей эволюции звезд на поздних стадиях развития (см. например, Шварцшильд, 1970), в верхйей правой части ветви гигантов звезды испы­ тывают перестройку (гелиевая или, возможно, даже угле­ родная вспышка). Весьма вероятно, что приближение к этой поворотной точке развития характеризуется на­ ступлением нестабильности и является причиной перемен­ ности звезд ветви гигантов.

Среди красных переменных встречается, вероятно, мно­ жество звезд, находящихся на самых разнообразных ста­

Ивенс, 1972). Но и в относительно более старых и бедных металлами скоплениях М 13 и со Сеп имеется соответствен­ но 3 и 8 красных переменных (Сойер Хогг, 1973). К сожа­ лению, ни для одной из уже многочисленных красных пе­ ременных звезд в шаровых скоплениях не построено еще надежной кривой изменения блеска за достаточно близкие промежутки времени, чтобы можно было судить об особен­ ностях изменения блеска и вскрыть закономерности, за­ висящие от характеристик тех шаровых скоплений, к ко­ торым они относятся. Ни периоды изменения блеска, ни амплитуды, ни стабильность этих характеристик не из­ вестны с достаточной надежностью. Можно только ут­ верждать, что красные неправильные и полуправильные переменные встречаются в шаровых скоплениях с самыми разнообразными характеристиками.

До сих пор шаровые звездные скопления привлекают внимание исследователей переменных главным образом звездами типа RR Лиры. Эти звезды усиленно наблюда­ ются обычно лишь в течение одного-двух месяцев. Такой материал с о в е р ш е н н о н е п р и г о д е н для изу­ чения красных переменных.

§ 4. Звезды типа Миры Кита

Три звезды типа Миры Кита, безусловно, являются членами шарового скопления 47 Тис. Они расположены в самом скоплении, их звездные величины в максимуме блеска одинаковы, а периоды заключены в узких преде­ лах от 192 до 212 дней. Весьма вероятно, что две звезды типа Миры Кита являются членами скопления NGC 6637; во всяком случае их лучевые скорости близки к лучевой скорости самого скопления (Катчпол и др., 1970). По тем же соображениям еще некоторые единичные звезды типа Миры Кита могут быть отнесены к различным шаровым скоплениям. В большинстве случаев это скопления с вы­ соким содержанием металлов. Однако по одной переменной

Обзор имеющейся информации о красных переменных и о звездах типа Миры Кита в шаровых скоплениях дал недавно Фист (1972). Ряд шаровых скоплений высокой металличности в фотометрической системе, близкой к I,