Добавил:

ivanov666 Опубликованный материал нарушает ваши авторские права? Сообщите нам.

Вуз:

Башкирский Государственный Аграрный Университет

Предмет:

[НЕСОРТИРОВАННОЕ]

Файл:

книги из ГПНТБ / Явления нестационарности и звездная эволюция

..pdf

Скачиваний:

Добавлен:

22.10.2023

Размер:

13.75 Mб

Скачать

☆

<<< < Предыдущая 1 2 3 45 / 385 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 > Следующая >>>

АО П Е РЕ М Ё Н Н Ы Е З В Ё З Д Ы Н А С ЁЛ ЁН И Й I Й ЭВ О ЛЁЩ И Я [Гл. 1

лосы нестабильности, объяснили этим голубизну и большие амплитуды цефеид Магеллановых Облаков (особенно Мало го) сравнительно с цефеидами Галактики. Они, как и Арп (1967), предположили, что в силу различия химического состава звезд петли эволюционных треков в Магеллановых Облаках проникают при тех же массах дальше налево, чем в Галактике. Однако недавно Белл и Парсонс (1972) показали, что более голубой на 0?1 цвет В — V цефеид Магеллановых Облаков можно объяснить, если содержа ние металлов у них вчетверо меньше, чем у цефеид Галак тики. Отметим, что это различие является вполне реаль ным и согласуется с результатами прямых определений содержания тяжелых элементов у сверхгигантов МО (Пшибыльский, 1972).

Таким образом, мы вновь приходим к вечному вопросу о влиянии различий характеристик цефеид на их свети мость при данном периоде. По-видимому, влияние разли чия в содержании тяжелых элементов существенно слабее влияния различий содержания гелия (Стоби, 1969). В то же время и теория, и наблюдательные данные (см., напри мер, Киппенхан, 1971) с нарастающей убедительностью показывают, что содержание гелия повсеместно во Вселенпой более или менее одинаково.

Отсутствие больших ошибок в современной калибровке зависимости период—светимость убедительно продемон стрировал Хавлин (1972), определивший угловую ско рость распространения волны освещенности от RS Pup по деталям окружающей ее пылевой туманности и, тем самым,— расстояние цефеиды. Согласие со светимостью, вытекающей из зависимости Сендиджа—Тамманна (1968), получилось весьма хорошим, но это не значит еще, что здесь не осталось больше проблем. Различие содержания тяжелых элементов в рассеянных звездных скоплениях Галактики означает, что для определения их расстояний и, следовательно, светимости входящих в их состав цефеид должна быть использована исходная главная последова тельность (ИГП), соответствующая данному содержанию металлов. Ефремов и Копылов (1971) показали, что отличия ИГП, построенных Копыловым и Джонсоном, могут быть вызваны тем, что ИГП Джонсона соответствует

химическому составу	Гиад	(Z = 0,03, если для Солнца
Z = 0,02), тогда как	для	большинства скоплений Z =

К РА С Н Ы Е ГИ ГА Н ТЫ И С В ЕРХ ГИ ГА Н Т Ы	41
= 0,02, а для скопления а Персея, по-видимому, Z =	0,01.

Этим, возможно, и объясняется, почему ИГП Копылова, существенно опирающаяся в области В-звезд на скопле ние а Персея, проходит в этой области на 0Т5 ниже, чем ИГП Джонсона—Ириарте, что приводит соответствен но к такому же уменьшению светимости цефеид. Поправка к светимости за различие ультрафиолетовых избытков б {U — В), найденная Аптоном (1971) по звездам ГП с большим параллаксом, приводит с согласованию фото метрического и группового параллакса для скопления а Персея. Если выводы Ефремова и Копылова (1971) верны, и если скопления, содержащие цефеиды, имеют, как наиболее вероятно, в среднем Z = 0,02, то цефеиды следует сделать слабее сравнительно с зависимостью Сендиджа—Тамманна (1968) на 0Т2—ОТ'З. Отметим, что наилучшие данные о звездах типа RR Лиры в звездных скоплениях Магеллановых Облаков приводит к выводу, что либо цефеиды надо сделать слабее на 0Т6—O’M либо звезды типа RR Лиры на столько же ярче. Однако последние работы о светимости звезд типа RR Лиры зас тавляют подозревать, что их, наоборот, следует сделать на 0Т5 слабее (Кльюб, 1970).

Таким образом, хотя эпоха решающих достижений в исследовании цефеид уже позади, здесь еще много задач, заслуживающих самого пристального внимания.

§ 6. Красные гиганты и сверхгиганты

По-видимому, все красные сверхгиганты являются переменными с цикличностью в сотни дней. Широко извест ны переменные сверхгиганты в h и %Персея и ВМ Sco в

NGC 6405.	Положение на диаграмме и встречаемость их
в молодых	скоплениях не оставляет сомнений в том,

что эти переменные соответствуют стадии горения гелия в ядре или еще более поздним этапам эволюции звезд с массой в 10—15 солнечных. Возможность того, что красные сверхгиганты находятся в стадии гравитацион ного сжатия и еще не были на ГП, полностью исключена (см., например, Ивенс, 1968). Судя по данным Тамманна

и Сендиджа	(1968), ярчайшие			из них достигают Му =
= —8Т0 и	Мв = —ОТО	и	могут		использоваться как
индикаторы	расстояния.	В	то	же	время Бааде (1963)

42 П Е Р Е М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы Н А С ЕЛ Е Н И Я	I И ЭВОЛЮ ЦИЯ [Гл. 1
отмечает, что в 1C 1613 нет красных	переменных с M vg

слабее —4Т4. Это подтверждается и данными о красных гигантах в рассеянных скоплениях Галактики. Заметим, однако, что появляется все больше данных, указывающих, что М-звезды второго и третьего классов светимости едва ли не все оказываются полуправильными переменными с амплитудой в 0™1—0”,'2.

Красные переменные с большой амплитудой появляют ся в более старых скоплениях, хотя и в очень небольшом числе. Это полуправильные переменные звезды, вроде FG Vul в NGC 6940 с циклом в 80 дней. В старых рассеян ных скоплениях присутствуют, по-видимому, звезды типа Миры Кита (заподозрено шесть звезд — в NGC 7789, 6918, 6791, 6208 и R Ног в группе a Pup); периоды всех их превосходят 360 дней. В то же время следует считать доказанным, что в шаровых звездных скоплениях нет звезд типа Миры Кита с периодами, превышающими 220 дней. Как и в шаровых скоплениях, звезды типа Миры Кита в старых рассеянных скоплениях находятся на край нем правом конце ветви гигантов и, по-видимому, их переменность связана с начинающейся перестройкой струк туры звезд перед уходом с ветви красных гигантов. Это четкое деление по периодам, подтверждающееся простран ственно-кинематическими характеристиками, делает не трудным отнесение звезд типа Миры Кита либо к звездам населения II, либо к старейшим звездам населения I, т. е. к поздним стадиям эволюции звезд с массой в 1—1,5 солнечных. Не исключено, однако, что звезды с Р^> 500а и ИК-избытками могут быть очень молоды. Но почему переменность с большой амплитудой отсутствует среди красных гигантов с массами около 3—7 солнечных— как раз в том интервале масс, к которому относится большинство цефеид?

Встречаемость почти точно в одних и тех же областях диаграммы Г—Р (рис. 15) пульсирующих переменных со сходными характеристиками, но находящихся на самых разных стадиях эволюции (цефеиды и звезды типа W Девы; звезды типа б Щита, могущие находиться в стадии гравитационного сжатия, на ГП, или в стадии перехода к красным гигантам и даже в более поздней, чем стадия красного гиганта — тогда они называются карликовыми цефеидами; звезды типа Миры Кита с ИК-избытками,

Л И Т Е Р А Т У Р А

с периодами большими 360 и меньшими 220 дней) говорит о том, что их переменность контролируется теми же факторами, как и светимость и поверхностная температу-

Рис. 15. Положение пульсирующих переменных на диаграмме цвет — светимость. Указаны области нестабильности (штриховые ли нии), эволюционные треки звезд с массами 9, 5, 2,25 и 1,0 солнеч ных (по Ибену) и средние линии диаграмм цвет — светимость рас сеянных скоплений h и х Персея, NGC 1850, NGC 1866, М 11,

NGC 2158, NGC 188 и шарового скопления М 3.

ра — слои, ответственные за пульсацию, лежат неглубоко, как это и требуется современной теорией пульсации. Внутреннее же строение этих звезд, их массы и возра сты, конечно, существенно отличаются.

ЛИТЕРАТУРА
А в е н и,	Х а н т е р , 1969 — Aveni	A. F., Hunter I. Н., AJ 74,
1021.	1972 - Allen D. A., ApJ	172, L55.
А л л е н ,

44 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы Н А С ЕЛ Е Н И Я 1 И ЭВОЛЮ ЦИЯ [Гл. 1

Ам б а р ц у м я н В. А., 1969 — в кн. «Звезды, туманности, га лактики», Ереван, стр. 283.

Ам б а р ц у м я н В. А., 1970 — АФ 6, 31.

А м б а р ц у м я н В. А., М и р з о я н Л. В., П а р с а м я н Э. С., Ч а в у ш я н О . С., Е р а с т о в а Л. К., К а з а р я н Э. С.,

О г а н я н Г. Б.,

1972 — АФ 8, № 4.

А п т о н ,

1971 — Upton Е. К. L., AJ 76, 117.

Interstellar

matter»,

А р о ,

1968 — Наго

G.,

«Nebulae

and

Chicago — London.

A p n, 1959 - Arp H. C., AJ 64, 175, 254.

A p n,

1967 — Arp H. C., ApJ

149,

91.

ApJ

А р п ,

Т е к к е р е й , 1967 — Arp

H. C., Thackeray A. D .,

149,

73.

of Stars and Galaxies;

рус

Б а а д е ,

1963 — Baade W ., Evolution

ский перевод: «Эволюция звезд и галактик», М., 1966.

Б а г л и н и др., 1973 — Baglin A.,

Breger М., Chevalier С., Hauck

В., J. М. le Contel, J. Р. Sareyan, J. С. Valtier, AsAp 23, 221.

Б е л л ,

П а р с о н с ,

1972 — Bell R. A.,

Parsons S. В., ApL 12, 5.

Б е р б и д ж и, 1958 — Burbidge, Е. М.,

Burbidge G., Handbuch

der Physik, 51; русский перевод, М., 1962.

Б е р г

в а н

д е н ,

Хаген, 1968 — S. van den Bergh, Hagen G. L.,

73,

569.

Б p e ж e p,

1972 — Breger M., ApJ 176, 373.

Б р и д л , К е с т е в е н ,

1970 — Bridle A. H .,

Kesteven M. J. L.,

AJ 75, 902.

Trieste

Colloq. Astrophys.,

Б у т л e p,

1971 — Butler C. J., Third

128.

Э п п с , 1963 — Woolley

R.,

Epps E., ROB No. 65.

В у л л и ,

Г а с к о н ь , « Р о б е р т с о н ,

1971 — Gascoigne S. С. B.,

Robert

son J. W. QJRAS 12, 302.

914.

Г о р д о н ,

1970 — Gordon С. P., AJ 75,

E.,

Ford

Д и к с о н ,

Ф о р д ,

Р о б е р т с о н ,

1972 — Dixon M.

V. L., Robertson J. W., ApJ 174, 17.

Д ж о н с о н ,

1966 — Johnson H. L., An. Review Astr. Astrophys.

193.

Дж о н с о н и др., 1961 — Johnson H. L., Hoag A. A., Iriarte. B., Mitchell R. I., Hallam K. L., Lowell Bull. 5, No. 8 (113).

Е ф р е м о в Ю .	H ., 1964 — АЦ JV» 311; ПЗ 15, № 3.
Е ф р е м о в Ю .	H., 1968 — в сб. «Проблемы звездной эволюции и
переменные	звезды» (Материалы Московского симпозиума,
1964 г.).

Еф р е м о в Ю . Н., 1970 — в кн. «Пульсирующие звезды», М .г стр. 64.

Еф р е м о в Ю . Н ., 1971 — АЦ № 639.

Е ф р е м о в Ю. Н ., 1975 — в печати.

Еф р е м о в Ю . Н ., К о п ы л о в И. М., 1967 — Изв. Кр. АО 36, 240.

Еф р е м о в Ю . Н., К о п ы л о в И. М., 1971 — Сообщ. САО № 3,

17.

И б е н, 1966 — Iben I., Ар J 143, 483, 505.

Иб е н, 1967 — Iben I., An. Review Astr. Astrophys. 5, 626.

Иб е н, 1972 — Iben I., ApJ 178, 433.

Л И Т Е Р А Т У Р А

И в е н с ,

1968 — Evans Т., Lloyd, Obs. 88, 107.

AJ 75,

643.

К а м Ш и н г Л е у н г ,

1970 — Kam Ching Leung,

К и п п е н х а н ,

1965 — Kippenhahn R.,

KVB 4, No. 40, 7.

К и п п е н х а н ,

1971 — Kippenhahn R.,

Highlights in astronomy,

v. 2,

297.

С м и т ,

1969 — Kippenhahn R ., Smith

L.,

AsAp

К и п п е н х а н ,

142.

1970 — Clube S. У.М., Obs. 90,

147.

К л ы о б ,

К о п ы л о в

И. M., 1960 — Вопросы космогонии 7, 258.

К о п ы л о в

И. М. 1964 — Изв. Кр. АО 33, 286.

К о п ы л о в

И. М.,

1968 — в сб. «Проблемы звездной эволюции

и переменные звезды» (Материалы Московского симпозиума,

1964

г.).

1971 — Christy

R. F., in Magellanic Clouds

(ed A. B.

К р и с т и ,

Muller).

Л а р с о н , 1972 — Larson R. B., MN 157, 121.

Л и н д о ф ф, 1968 — Lindoff U ., Lund Medd. Ser. I, N 227.

М е й е р - Х

о ф м е й с т е р , 1969 — Meyer-Hofmeister

E., AsAp 2,

143.

1972 — Meyer-Hofmeister

E.,

AsAp

M e й e p-X о ф м е й с т е р ,

16,

282.

Г а п о ш к и н ,

1966 — Payne-Gaposh-

П е й

н-Г а п о ш к и п а ,

kin C.,

Gaposhkin S., Smitsonian Contr. 9.

П а ч и н с к и й ,

1970 — Paczynski В., AA 20, 195.

П е р с и ,

1970 — Percy J. R., ApJ 159, 177.

П о в e д a, 1965 — Poveda A., TTB 4, 15.

Bamberg 4, № 40, 155.

П р е с т о н ,

1965 — Preston G. W ., KV

П ш и б ы л ь с к и й ,

1972 — Przybylski A., MN 159,

155.

Р о б е р т с о н ,

1972 — Robertson J. W ., ApJ 173, 631.

В.

E.,

ApJ

Р у б и н ,

Т е р н е р ,

1971 — Rubin R.

H ., Turner

165,

471.

С е н д и д ж ,

1958 — Sandage A. R., ApJ

127, 513.

Се н д и д ж , Т а м м а н н , 1968 — Sandage A. R ., Tammann G. A., ApJ 151, 531.


С е н д и д ж ,			Т а м м а н н , 1971 — Sandage A. R., Tammann G.A.,
ApJ	167,		293.
С м а к ,	1962 — Smak A. A. 12, No 2.
С т е й н ,		М а к		К р е й , Ш в а р ц , 1972 — Stein R. F., McCray R.,
Schwarz J., ApJ 177, L 125.
С т о б и, 1969 — Stobie R. S., MN 144, X» 4.					J., ApJ
С т р о м		и др.,		1971 — Strom К. M., Strom S. E., Yost
165,	479.			1972 — Strom S. E., Strom К. M., Brooke A. L.,
С т р о м		и др.,
Bregman J., ApJ 171, 267.
Т а м м а н н ,			С е н д и д ж , 1968— Tammann G. A., Sandage A. R .,
ApJ	151, 825.
T e йл e p, 1970 — Teyler R. J., MN 149, 17.
У о к е р ,		1972 — Walker M. F., ApJ 175, 89.			168, 437.
Ф е р н и ,		Х ь ю		6, 1971 — Fernie J. D ., Hube J. O., ApJ
X а в л и h , 1972 — Havlen R. J., AsAp 16, 252.
Х и л л ,		1967 — H ill G., ApJ Suppl. 14, N 130.


46	П Е РЕ М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы				Н А С ЕЛ Е Н И Я I И			ЭВОЛЮ ЦИЯ [Гл. 1
Х о д ж , Р а й т ,			1966 — Hodge Р. W ., Wright					F. W ., The Large
Magellanic Cloud (Atlas), Smithsonian Publ. 4699.
Х о л о п о в		П. H.		1971 — ПЗ 18,		117.			194.
Х о ф м е й с т е р ,				1967 — Hofmeister E., ZsAp 65,
X у ф	в а н ,	1965 — van Hoof, KVB 4, No. 40, 149.							584.
Ш л е з и н г е р ,			1972 — Schlesinger В. M., AJ					77,
Ш м и д т, 1972 — Schmidt E. G., ApJ							172, 679.
Шь ю , 1970 — Chiu H., BAAS 2, N 1, 91.									38.
Э д д и н г т о н ,			1935 — Eddington			A. S., Obs. 58,
Э н д p ь ю c,		1968 — Andrews			A.	D.,	Armagh	Contr. No. 68.
Э н д p ь ю c,		1971 — Andrews			P.	J.,	in «Magellanic Clouds» (ed.

A.Muller), p. 79.

Яш e к, P и н г у э л е т, 1959 — Jashek С., Ringuelet A., ZsAp 48,

22.

Г Л А В А 2

ЗВЕЗДЫ ВОЛЬФА - РАЙЕ

С. В. Р ублев , А . М . Ч е р е п а щ у к

1.ОДИНОЧНЫЕ ЗВЕЗДЫ WR, ПРИНАДЛЕЖАЩИЕ

КНАСЕЛЕНИЮ I ТИПА

С. В . Р у б л е в

§1. Общие замечания

Кзвездам WR, открытым более ста лет назад (Вольф

иРайе, 1867), относят звезды, у которых в спектрах видны яркие линии Не I, Не II, а также дважды, трижды

ичетырежды ионизованных углерода, азота и кислорода. Ширина этих" линий достигает десятков ангстрем, цен тральные интенсивности иногда в 10—20 раз превосходят интенсивность непрерывного спектра.

Общее число звезд WR невелико: имеющиеся спис ки полны до 12m (vis). Сейчас их известно 127 в Галак тике (Смит, 1968а) и 58 в БМО (Вестерлунд и Смит, 1964).

Спектральные характеристики звезд WR присущи представителям разных типов звездного населения. «Клас сические» звезды WR (рассмотрением которых мы ограни чимся) ассоциируются со звездами ОВ и относятся к пре дельному населению I типа. Характеристиками WR обладают многие ядра планетарных туманностей, т. е.

объекты населения II типа. Яркие линии у них не столь интенсивны, как в предыдущем случае, но могут иметь сравнимую ширину. Спектры, подобные WR, показывают также новые звезды в постнебулярной стадии (ВоронцовВельяминов, 1931).

По данным Робертса (1958, 1962) не менее] половины звезд WR входит в состав рассеянных звездных скоплений, до 40%— тесные двойцые со спутниками ОВ, около трети

48 З В Е З Д Ы ВО ЛЬФ А — РАЙЕ [Гл. 2

ассоциируется с туманностями; вокруг некоторых обнару жены эллипсоидальные оболочки, обладающие большими массами.

Звезды WR концентрируются к плоскости Галактики

(Робертс, 1958, 1962);	они отсутствуют в направлении
на ее антицентр (140° ^	I 5^ 220°; см. также Воронцов-

Вельяминов, 1948; Стефенсон, 1966; Сим, 1968). Смит (1968d) нашла различную для разных типов степень концентрации к центру Галактики (выводы здесь неуве ренны ввиду ненадежности расстояний; см. Рублев, 1970Ь).

Надежные звездные величины и показатели цвета звезд WR получены Демерсом и Ферни (1964), Файнштейном (1964), Пайпер (1966), а также благодаря изучению звезд WR в Галактике и в БМО при помощи интерферен ционных фильтров, исключающих области с сильными линиями (Вестерлунд и Смит, 1964; Вестерлунд, 1966;

Смит, 1968а, с, d).

У звезд WR резко выражены спектральные особенности, присущие ряду нестационарных объектов (ядрам туман ностей, новым, звездам типа Р Лебедя и Of). Завершенной теории здесь до сих пор нет. Гипотеза об истечении вещест ва (Билс, 1929; 1944) естественно объясняет эффектом Доплера многие особенности спектров WR, однако она недостаточно разработана в деталях. По мысли Билса, быстро расширяющаяся (истекающая) атмосфера подобна небольшой планетарной туманности, в которой основным процессом является флуоресцентная переработка высоко частотного излучения горячей звезды («ядра»). Эта концепция по-разному развивалась в исследованиях Козырева (1934), Чандрасекхара (1934, 1935), Амбарцу мяна (1933а) и, в особенности, Соболева (1947), разрабо тавшего общую теорию лучевого равновесия для расши ряющейся газовой среды (конкретизацию такой теории дал Кастор, 1970а). Критика гипотезы Билса (О. Вилсон, 1942; Аллер, 1943; Пласкетт, 1947; Томас, 1949; Мюнч, 1950) была недостаточно конструктивной и оперировала, в основном, данными наблюдений двойных систем, где нелегко освободить явление WR от добавочных эффектов, обусловленных тесной двойственностью. Для объяснения природы звезд WR предлагался ряд других идей. Мюнч (1950) сосредоточил внимание на электронном рассеянии,

§ 1] ОБЩ И Е ЗА М ЕЧА Н И Я 49

способном расширять первоначально резкие эмиссионные линии; при его учете тип стратификации в атмосферах WR, по мнению Мюнча, может быть противоположным тому, который следует из гипотезы Билса (т. е. линии ионов с низкими потенциалами, обладающие наибольшей шириной, могут возникать в наиболее глубоких слоях). Томас (1949) указал на вероятную аналогию протяженной атмосферы звезды WR солнечной хромосфере, возможность ее нетеплового нагрева до очень высокой, растущей на ружу электронной температуры и, в связи с этим, на определяющую роль ударов при возбуждении ярких линий. Код и Блесс (1964) допустили, что коллизионное возбуждение и ионизация могут осуществляться тяжелы ми частицами в потоках массы, принимающих участие в хаотическом движении (подобно мощным протуберанцам). Концепцию истекающей атмосферы со «сверхтермическим» механизмом возбуждения {ТР^> ТтпЛ) разрабатывали Кастор и Ван Блерком (1970). Брюс (1962) допустил су ществование в атмосфере стационарного электрического разрядного канала, вдоль которого газ ускоряется гра диентом давления, вызванным убывающим наружу пинчэффектом; внутри подобного «магнитного сопла» поддер живается прямая стратификация ионов. Лимбер (1964 а, Ь) объяснял особенности спектров WR выбросом вещества в экваториальной плоскости, благодаря действию меха низма «форсированной ротационной неустойчивости» при гравитационном сжатии быстро вращающейся звезды. Наконец, недавно явление WR объяснялось дисковой аккрецией (и последующим выбросом) вещества на коллапсар в тесной двойной системе при интенсивной «пере броске» массы со второй звезды (Сюняев и Шакура, 1972). Разнообразие существующих концепций связано с недо статком (либо отсутствием) сведений о ряде фундамен тальных параметров; это затрудняет их проверку. С дру гой стороны, в случае звезд WR наблюдательный матери ал осваивается далеко не полностью; здесь, как правило, механически используются методы, развитые для обычных (стационарных) звезд либо для газовых туманностей, т. е., по сути, двух предельных случаев. Промежуточный случай звезд WR — объектов с оболочками малого радиу са — требует модификации традиционных приемов ис следования.

<<< < Предыдущая 1 2 3 45 / 385 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 > Следующая >>>

Соседние файлы в папке книги из ГПНТБ