книги из ГПНТБ / Явления нестационарности и звездная эволюция

зовым протоскоплением (Гордон, 1970; Бридл, Кестевен, 1970) .

Накапливается все больше данных, говорящих о том, что некоторые виды источников ОН и ИК-излучения могут быть протозвездами в стадии конденсации (Рубин, Тернер, 1971) . Отметим также, что известны ИК-объекты, являю­ щиеся ныне звездными конденсациями в области Н И , которые в 1946 г. выглядели лишь как более яркие участ­ ки туманности (Аллен, 1972). Нельзя говорить о том, что не наблюдаются объекты, переходные между звездами и туманностями. В сущности, уже звезды типа Т Таи можно рассматривать как таковые.

Важным достижением теории эволюции звезд до при­ хода их на ГП являются расчеты Ларсона (1972), который показал, что на этой стадии звезды окружены остаточными газо-пылевыми оболочками. Недавно Стейн, Мак Крей и Шварц (1972) показали, что тепловая неустойчивость в охлаждающейся межзвездной среде при отсутствии магнит­ ного поля может привести к возникновению гравитацион­ но связанных облаков диаметром около 1 пс, в центре которых образуются очень небольшие плотные ядра, на которые оседает вещество облаков. Эти авторы отмечают, что Ларсон начинает свои расчеты с протозвезды, имеющей как раз такую структуру. У звезд с массой, превышаю­ щей 3 солнечных, оболочка исчезает, и сама звезда стано­ вится наблюдаемой, лишь когда она достигает ГП. Это означает, в частности, что сравнение с теорией диаграмм Г — Р очень молодых звездных скоплений является весьма трудным делом; для этого необходимо знать влияние оболочки на цвет и светимость звезды. Существование таких оптически толстых околозвездных оболочек от­ мечали еще ранее наблюдатели, в особенности Поведа (1965). Недавно К. Стром и др. (1971), С. Стром и др. (1972), а также Уокер (1972) показали, что большинство звезд в NGC 2264, не достигших еще ГП (в основном типа Т Таи), окружены газо-пылевыми оболочками. У поздних звезд это приводит к ИК-избытку, а у более проэволюционировавших ранних звезд в оболочке присутствуют уже частицы, достаточно крупные для того, чтобы вызвать нейтральное поглощение света звездного ядра, что может уводить звезду под ГП (Поведа, 1965).

Орионе и NGC 2264, нашел в спектре многих из них явные признаки падения на них вещества. Он заключил, что эти звезды только недавно освободились от своих оболочек, и мы наблюдаем завершение их образования, аккрецию на них последних остатков дозвездного облака, из которого они образовались. Таинственный голубой континуум в спектре (который также может уводить звезду влево от ГП), согласно Уокеру, может возникать в результате столкновения этих остатков с поверхностью звезды.

Таким образом, из наблюдательных данных о звездах очень молодых звездных скоплений крайне трудно полу­ чить их Л/ь и 2’еп. Во всяком случае, выводы об их массе, дисперсии возрастов и т. д., основанные на сопоставлении Му и В — V этих звезд с эволюционными треками, крайне ненадежны. Положение этих звезд на диаграмме Г — Р искажается пекулярностью распределения энергии в их спектрах, влиянием газо-пылевой оболочки и перемен­ ностью блеска. Попадание некоторых звезд под началь­ ную ГП на диаграмме Му ~ В — V не является труд­ ностью для гипотезы происхождения звезд из диффузного вещества. Это с полной убедительностью показано в цити­ рованных выше работах Строма и Уокера, а также в ра­ боте Эндрьюса (1971), который нашел для группировки Ориона, что многочисленные в координатах Му, В — V звезды, лежащие под ГП, все оказываются правее ее в

новых переменных, звезд типа Т Таи и UV Cet и их спек­ тральные пекулярности связаны с завершающими стади­ ями гравитационного сжатия звезды, то чем старше звездное скопление, тем меньше должна быть масса и светимость его самых ярких звезд этих типов. Это пред­ сказание теории блестяще подтвердил Аро (1968) при исследованиях вспыхивающих звезд в скоплениях. На рис. 4 построена зависимость между светимостью яр­ чайших вспыхивающих звезд в скоплениях и возрастом

22 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е ЗД Ы Н А С ЕЛ Е Н И Я I И ЭВОЛЮ ЦИЯ [Гл. 1

ного класса наиболее ранних звезд скоплений, построен­ ной по данным работы Линдоффа (1968).

Если вспышечная активность присуща всем звездам малой массы на стадии гравитационного сжатия, то в лю­ бом скоплении все звезды слабее некоего предела, опре­ деляемого зависимостью светимость — возраст, должны быть вспыхивающими. 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™2, являются не вспыхиваю­ щими». Однако через четыре года Амбарцумян и др. (1972) пришли к выводу, что вспыхивают далеко не все звезды Плеяд слабее V = 13^2, ибо среди 79 членов Плеяд в пределах mpg = 14,5 — 16,0 до сих пор лишь половина показала вспышки. Рис. 5, иллюстрирующий динамику открытия вспыхивающих звезд в Плеядах, показывает, однако, неуклонный рост их числа.

В Плеядах, Волосах Вероники, Гиадах и Яслях, по мере перехода к более ярким звездам, вспыхивающие звезды сменяются постоянными звездами, а не звездами

§ 2] П Е РЕ М Е Н Н О С ТЬ НА СТАДИИ ГРАВИТАЦИОНН ОГО СЖ АТИ Я 23

типа Т Таи и орионовыми переменными, как в более мо­ лодых агрегатах Ориона и NGC 2264. Можно считать твердо установленным, что звезды типа Т Таи, быстрые неправильные и орионовы переменные встречаются исклю­ чительно 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 эволю­ ции 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 Таи. Подчеркнем, что по­ следние встречаются лишь в группировках, связанных с диффузной материей, в которых по всем признакам (на­ пример, наличие ИК-источников — протозвезд) продол­ жается звездообразование.

Эти факты можно попытаться объединить и объяснить следующей гипотезой. По всей видимости, звезды с мас­ сами, заключенными примерно между 0,3 и 1,0 ЗЛ®, как и предполагает Амбарцумян (1970), в начальных, очень кратковременных стадиях своего существования являются звездами типа Т Тельца, а подойдя ближе к ГП, становят­ ся звездами типа UV Кита. (Звезды с ЗЛ ^ 13Л®, вероятно, уже не показывают типичных для звезд UV Кита вспышек, а звезды с ЗЛ ^ 0,3 ЗЛ®, по-видимому, не бывают «настоя­ щими» звездами типа Т Тельца.) В скоплениях, в которых звездообразование окончено, звезды типа Т Тельца ус­ пели стать вспыхивающими или постоянными звездами. В скоплениях, сохранивших до настоящего времени запа­ сы диффузного вещества, звездообразование продолжает­ ся, и наиболее молодые звезды, еще аккретирующие его остатки, и есть звезды типа Т Таи. 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 l'-lO7 лет, звездообразование может продол­ жаться и сейчас. Это близко к возрасту I Ori и NGC 2264,

около 0,53^0 и возрастами от 0 до 1 "Ю7 лет, должны быть и постоянные звезды главной последовательности, и

сту вспыхивающие переменные. Допущение небольшой дисперсии возрастов звезд в скоплениях представляется необходимым для объяснения положения звезд типа UV Cet и Т Таи на диаграммах цвет — величина скоп­ лений.

Окрайней молодости звезд типа Т Таи свидетельствуют

ицитированные выше результаты Ларсона и Уокера, говорящие о наличии вокруг этих звезд остатков диффуз­ ного вещества (которые иногда наблюдаются непосредст­ венно в виде окружающих эти звезды крошечных туман­

ностей (Бааде, 1963)), а также данные о звездах типа FU Ori, одна из которых (V 1057 Cyg) до вспышки была звездой типа Т Таи.

Как следует из сказанного в начале этого параграфа, данную гипотезу вряд ли можно будет проверить непосред­ ственно по положению относительно ГП звезд типа Т Таи и UV Cet в одном и том же скоплении, поскольку мы не можем определить достаточно точно Мъ и Tett этих звезд. Она, однако, объясняет, почему звезд типа Т Таи нет в столь молодом скоплении как h и %Per — потому, что там исчерпано или выметено О-звездами диффузное вещество.

Итак, звезды типа Т Таи — 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 Cet. В скоплениях, содержащих звезды типов Т Таи и UV Cet, 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 встре­ чаемость постоянных звезд рядом с переменными на диа­ грамме скопления. Переменность орионовых звезд и звезд типа Т Таи и UV Cet явным образом связана с особен­ ностями строения звезд, заканчивающих гравитационное сжатие, как это было показано в главах 5 и 6 книги данной серии «Эруптивные звезды»,

5 3 ] З В Е З Д Ы ТИПА Р Ц Е Ф Е Я 25

§ 3. Звезды типа Р Цефея

В пределах главной последовательности находится несколько типов переменных звезд. Наиболее яркими из них являются звезды типа р Цефея. На диаграмме спектр — светимость эти звезды расположены в пределах узкой полосы на ГП и имеют классы светимости III—IV и спектры ВО,5 — В2,5 (Копылов, 1968). В пределах этой полосы практически нет постоянных звезд (рис. 6). Ско­

наблюдаемое положение звез­ ды типа Р Цефея. Вековое увеличение периода, извест­

ное у некоторых звезд (в эволюционном значении кото­ рого можно, однако, сомневаться), заставляет подозревать, что переменность данного типа возникает сразу же после выхода звезды из петли или до вступления в эту стадию, при расширении звезды (ван Хуф, 1965).

Ван Хуф приходит к выводу, что звезды типа Р Сер соответствуют более ранней стадии эволюции, до начала петли, еще на стадии горения водорода в ядре, т. е. до начала перестройки звезды. Оценки длительности стадии р Сер (105—10е лет; Копылов, 1968) согласуются с воз­ можностью того, что все звезды в интервале масс 10—20 солнечных перед уходом с ГП проходят стадию р Цефея.

ных звезд типа р Цефея, пришел к выводу, что эти звезды не занимают обособленной позиции на диаграмме цвет — светимость и могут иметь достаточно большие скорости вращения. Нужно, однако, иметь в виду, что предыдущие исследователи имели дело с яркими и хорошо выражен­ ными представителями звезд типа р Цефея, открытыми случайно; Хилл же специально искал звезды этого типа среди В-звезд скоплений и ассоциаций (среди 153 звезд 24 оказались принадлежащими к типу р Цефея) и, вероят­ но, выявил много нехарактерных звезд, являющихся, возможно, наподобие р Сер, переходными формами от звезд типа р Цефея к постоянным В-звездам. Необходимо также учесть меньшую точность и особенно меньшую продолжительность наблюдений Хилла. Переменность или принадлежность к типу р Цефея некоторых из открытых им звезд не подтвердилась.

Проведенное Перси (1970) исследование показало, что все 8 звезд со светимостью, меньшей Му = —3,0, подо­ зреваемые ранее в принадлежности к типу р Сер, являются постоянными. Положение звезд типа р Сер на диаграмме Г — Р (рис. 6), доля их числа относительно постоянных В-звезд и скорости изменения периодов указывает на то, что они находятся на конечных стадиях горения водорода в ядре. Перси отмечает, что у звезд с массой, превышающей 3,5 9R@ (что соответствует как раз Му — —3,0), на этой стадии эволюции существует полуконвективная зона, и приходит к выводу, что переменность блеска звезд типа Р Сер связана с зарождающейся в этой зоне нерадиальной пульсацией.

§4. Звезды типа б Щита

Впоследние годы большие успехи были достигнуты

визучении звезд типа б Set, другого типа пульсирующих переменных, лежащих вблизи ГП. Кам Шинг Леунг (1970),

восновном по данным узкополосной фотометрии, опреде­ лил светимость41 звезды поля и пришел к выводу, что звезды с периодами около 0?05 находятся на ГП в стадии горения

водорода в ядре, а звезды с периодами около 0?14 уходят

сГП. На диаграмме Г—Р эти две группы звезд находятся

вдвух дискретных областях (рис. 7), внутри которых,

согласно Кам Шинг Леунгу, почти нет постоянных звезд. Последнее заключение сейчас оспаривается (Баглин и др., 1973).

Эти выводы об эволюционной стадии звезд типа б Set

вобщем подтверждаются результатами их исследований

врассеянных звездных скоплениях, исчерпывающую свод­ ку которых дал недавно Брежер (1972). Сейчас известно

20 звезд этого типа в шести скоплениях (вместо двух

19 ТеН

Рис. 7. Положение звезд типа б Щита на диаграмме светимость — эффективная температура и эволюционные треки звезд с массами от 1,5 до 3,0 солнечных для разного химического состава

(Баглин и др., 1973).

звезд в 1970 г.)— они обнаруживаются всегда, если звезды скопления попадают в пределы полосы нестабильности, являющейся для звезд типа б Щита продолжением таковой для цефеид и ограниченной на ГП классами А2 и F0. Это значит, что в Волосах Вероники, Яслях и Гиадах звезды 6 Set лежат на проэволюционировавшей ГП (кроме ярчайшей из них в Яслях, которая застигнута нами на пути от ГП к красным гигантам), а в Плеядах — на исходной ГП (рис. 8). Однако в NGC 2264 две звезды

28 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы Н А С ЕЛ ЕН И Я I И ЭВОЛЮ ЦИЯ [Гл. Л

с характеристиками б Set (если они члены скопления) находятся еще в стадии гравитационного сжатия.

Обнаружение звезд типа б Щита на ГП скоплений показывает, что Кшшенхан (1965) напрасно сомневался в своих расчетах, показавших, что звезды ГП должны быть слегка нестабильны при Т = 7500° С с периодом пульсаций около 1 часа. Это как раз характеристики

Рис. 8. Сводная диаграмма цвет — светимость скоплений, содержа­ щих звезды типа 8 Щита (указаны точками). Обозначения те же, что на рис. 4.

звезд типа б Set в скоплениях; однако в Плеядах, напри­ мер, лишь 33% звезд ГП, лежащих в пределах полосы нестабильности, относятся, согласно Брежеру (1972), к типу б Set.

Брежеру не удалось найти существенных различий между постоянными и переменными звездами. Не озна­ чает ли это просто то, что известные ныне звезды б Set лежат близ верхней огибающей диаграммы период—ампли­ туда? Ведь даже и у них амплитуды очень малы (около 0701—0702 у лежащих на ГП). Кроме того, из-за эф­ фекта наложения вторичной периодичности колебания блеска временами вообще могут затухать.

§ 5] КЛАССИЧЕСКИЕ Ц ЕФ ЕИ ДЫ 29

Звезды типа RRs, отличающиеся от звезд б Set в основ­ ном большими амплитудами и кинематикой, указываю щей на принадлежность к старому населению диска, согласно Киппенхану (1965) попали в полосу нестабильности после потери значительной массы на стадии красного гиганта. Но к какому типу относятся четыре звезды горизонтальной ветви старого рассеянного скопления М 67, у которых Шью (1970)’ обнаружил переменность с амплитудами 0?02—О’ГОЗ и периодами в несколько часов? Поскольку звезды горизонтальной ветви (по крайней мере в шаровых скоплениях) уже побывали красными гигантами, их можно отнести к карликовым цефеидам (звездам RRs), однако амплитуды их типичны для звезд 8 Set. Баглин и др. (1973) приходят к выводу, что различие между звездами этих типов может быть не так уж велико.

Наиболее яркие звезды типа б Set находятся на той же эволюционной стадии (пересечение полосы нестабиль­ ности на пути от ГП к красным гигантам), что и слабейшие цефеиды, однократно пересекающие полосу нестабиль­ ности. Является ли реальным резкий разрыв между ними по периодам и амплитудам или же промежуточное звено, missing link, скрывается среди звезд поля «типа RR Лиры» с периодами 0<?3—0d8? Холопов (1971) отмечает, что среди них действительно могут быть звезды с более высокой светимостью и образующие более плоскую под­ систему, нежели обычные звезды типа RR Лиры.

§ 5. Классические цефеиды

Первым, по-видимому, предположение о происхожде­ нии цефеид из В-звезд главной последовательности выска­

(1959) независимо высказали аналогичное предположение и проверили ряд следствий из него, в частности, построили теоретическую функцию периодов цефеид. Они, а позднее Смак (1962) и Копылов (1964) отметили ее хорошее согла­ сие с данными наблюдений для больших периодов и резкий недостаток численности цефеид малых периодов по срав­ нению с численностью В-звезд соответствующей свети­ мости.