Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

сводных кривых блеска. Отметим, что при радиусе ~ 2 7?© и массе ~ 1053}© ядро WR должно быть гелиевой звездой (Дивин, 1965; Снежко, 1968), т. е. должно находиться на позднем этапе эволюции.

Были обработаны также другие узкополосные кривые

лось, что все они удовлетвори-' тельно описываются параметра­

периферийных частей диска, которые вносят основной вклад (60—85%) в светимость звезды WR. Вывод о нали­

106 З В Е З Д Ы В О Л ЬФ А — РА Й Е [Гл. 2

чии у звезды WR горячего ядра является сильным аргу­ ментом в пользу модели Билса’ (1930). Зависимость хр (г)

результаты получены без каких-либо спорных модельных предположений о звезде WR. Единственное существенное допущение — сферичность звезды WR — оправдано, по­ скольку, как показали расчеты Кастора (1970Ь), при скорости радиального истечения ~ 1000 км!сек, прилив­ ные деформации несущественны вплоть до расстояний 0,7—0,8 радиуса орбиты; в нашем же случае размеры поглощающей оболочки WR составляют лишь 0,45—0,50.

S .11] О Р Е Л Я ТИ В И С Т С К И Х О Б Ъ Е К Т А Х 107

Разработанная методика исследования звезд WR в двой­ ных системах позволяет из кривых затмения в эмиссион­ ных линиях получать распределение яркости в частотах линий по диску WR, т. е. изучать структуру стратифика­ ции излучения. Следует отметить, однако, что задача изучения структуры диска WR в частотах линий значи­ тельно сложнее, чем в случае континуума: здесь оболочка WR из-за больших размеров может быть несферичной; может также сказываться коротковолновое излучение спутника Об, создающее дополнительное возбуждение эмиссионных линий. Первые результаты изучения страти­ фикации в линиях (Черепащук, 1971с; Черепащук, Гон­ чарский, Ягола, 1972) не противоречат представлению о том, что размеры оболочки WR, светящейся в частотах линий, превосходят размеры зоны формирования конти­ нуума, и что в оболочке WR, возмущенной близостью

От 30 до 70% излучения в эмиссионных линиях распре­ делено в оболочке, окружающей всю систему, и практи­ чески не подвержено затмениям.

В последнее время были выполнены прямые измерения размеров компонент у2 Vel принципиально новой методи­ кой — с помощью интерферометра интенсивностей (Браун и др., 1970). К сожалению, авторы принимали, что ком­ понента WG8 в 2,5 раза ярче спутника 07; как недавно выяснилось (Башек и Шольц, 1971), в системе у2 Vel соотношение светимостей является обратным, так что все сделанные выводы нуждаются в пересмотре. Отметим, что обратное отношение светимостей неблагоприятно для определения параметров компоненты WC8 в системе

Vel с помощью интерферометра интенсивностей.

§11. О релятивистских объектах

всоставе двойных WR

Высказывалось предположение о том, что невидимые спутники в двойных CQ Сер и HD 193928 являются сколлапсировавшими звездами (Гусейнов и Зельдович, 1966; Тримбл и Торн, 1969; Гусейнов и Новрузова, 1971). Напомним, что именно анализ элементов двойственности

открытых в последнее время рентгеновских источников Сеп Х-3, Her Х-1 и Cyg Х-1 (Шрейер и др., 1972; Танан-

баум и др., 1972; Вебстер и Мардин, 1972), позволил оценить массы, радиусы и светимости этих объектов, что необходимо для обоснования их тождественности с ней­ тронными звездами или коллапсарами. Отождествление рентгеновских источников Her Х-1 и Cyg Х-1 с оптически­ ми двойными HZ Her и BD + 34° 3815 (Лиллер, 1972;

Бакал, 1972; Курочкин, 1972; Вебстер и Мардин, 1972), позволило изучить их характеристики методами класси­ ческой астрономии (в частности, определить нижний пре­ дел массы Cyg Х-1 (7,83)10)) и, по эффекту отражения, оценить рентгеновский поток источника Her Х-1 (см. Черепащук и др., 1972; Лютый, Сюняев, Черепащук, 1973). В случае двойных WR возможности отождеств­ ления невидимых спутников со сколлапсировавшими звез­ дами значительно хуже, чем тогда, когда яркая компонен­ та является звездой главной последовательности: здесь имеется много дополнительных причин невидимости линий спутника (см. § 2). Сюняев и Шакура (1972) предложили искать сколлапсировавшие звезды среди самих компонент WR, входящих в двойные системы. Явление трактуется при этом как результат аккреции звездного ветра спутни­ ка на коллапсар. Вряд ли, однако, такая схема приемлема для звезд WR (см. раздел III).

III. Н Е К О ТО РЫ Е ЗА М ЕЧА Н И Я ОБ ЭВОЛЮ ЦИИ ЗВ ЕЗД W R

С. В. Рублев, А. М. Ч ерепащ ук

При построении различных эволюционных схем, вклю­ чающих молодые объекты, звездам WR всегда уделялось большое внимание. Подход к проблеме их эволюции раз­ личен в случаях двойных и одиночных звезд. Для первых картина в основных чертах ясна; для вторых она лишь начинает вырисовываться.

§ 1. Эволюция звезд WR в тесных двойных системах

Ключ к пониманию явления VVR в двойных системах дает механизм «перемены ролей» компонент (Киппенхан и Вайгерт, 1967; Пачинский, 1967; Снежко, 1967, 1968).

Известно, что в таких системах сильнее проэволюциони-

§ 1] ЭВОЛЮ ЦИЯ З В Е З Д W R В Т Е С Н Ы Х СИСТЕМ АХ 109

ровавшая компонента всегда менее массивна. Чтобы объяснить ситуацию, делают допущение об обмене массами между компонентами. У всех изученных двойных типа YVR имеются протяженные оболочки и газовые потоки через точки Лагранжа. По-видимому, здесь компонента WR, расширяясь при эволюции, заполнила внутрен­ нюю (а затем и внешнюю) полость Роша и, будучи вначале более массивной, после переброски вещества спутнику превратилась в менее массивную звезду. Приведем для при­ мера результаты расчетов Киппенхана (1969).

В начале эволюции система состоит из звезд с массами

33?! = 25 3)?© и $0?2 = 15 3)?©, с расстоянием между ними

56 R © и химическим составом X = 0,602, Y = 0,354, Z = 0,044. На первом этапе компоненты развиваются не­ зависимо. Главная звезда эволюционирует быстрее и, после выгорания водорода в ядре, расширяется, заполняя критическую полость Роша. «Перетекание» вещества про­ исходит очень быстро: за 7200 лет главная звезда теряет 66% массы; после обмена система состоит из «гелиевой» звезды (с небольшой примесью водорода) и горячего массивного «путника. Эта звездная пара обладает всеми характеристиками двойных систем с компонентами WR; гелиевая звезда, возможно, вибрационно неустойчива.

Согласно Пачинскому (1967) наиболее вероятными кандидатами в двойные типа WR являются пары, у кото­ рых начальная масса главной звезды лежит в интервале

15—2833?© (с м . также Барбаро и др., 1969).

Гипотеза «перемены ролей» качественно объясняет отличия химического состава звезд WN h WC: они могут возникать вследствие разницы в масштабах перетекания массы (Пачинский, 1966).

При действии CNО-цикла в звезде возникает поверх­ ность, под которой углерод трансформируется в азот, и выше которой он не затрагивается ядерными реакциями (она соответствует уровню, где $? (г)/®* ~ 0,5). При переходе через эту поверхность отношение C/N меняется более, чем в 102 раз; поэтому даже небольшая разница в сброшенной массе может повести к существенно отли­ чающимся значениям C/N в атмосфере «результирующей» звезды.

Не совсем ясно, насколько такая схема (назовем ее «механизмом I») соответствует случаю звезд WR в

двойных системах (теряющих, вероятно, более половины первоначальной массы). Пачинский рассматривает иную возможность («механизм II»): во внутренних областях «исходной» главной звезды, как и прежде, почти весь углерод и значительная часть кислорода превращаются

вазот на стадии выгорания водорода; сразу же после рас­ ширения и обмена масс «результирующая» звезда должна обладать гелиевой (с примесью водорода) атмосферой, обогащенной азотом и обедненной углеродом. В дальней­ шем содержание углерода в ядре должно возрастать при выгорании гелия, а весь азот должен трансформироваться

вкислород (реакции N14 (а, у) F18 (р+, v) О18). Существен­ но то, что конвективные ядра у массивных гелиевых звезд

велики (при 93?* = 12 9)?© на долю ядра приходится 893?©), а сами они при 93?* ^ 7—89)?© должны, вероятно, выбра­ сывать массу из-за вибрационной неустойчивости. Если после обмена масс оказывается, что 9)?12й129)?©, то, соглас­ но Пачинскому, в итоге продолжающегося выброса ве­ щества вскрываются верхние слои конвективного гелие­ вого ядра и получается звезда WC с 9)? ^ 89)?©, в гелиевой атмосфере которой содержится мало водорода и азота, но много кислорода и углерода. Если же после обмена масс образуется гелиевая звезда с 9)?г ~ 8—129)?©, то мощность дальнейшего выброса вещества не столь велика, слои, обогащенные углеродом, не выходят на поверхность, и в результате получается звезда WN, в атмосфере которой содержится мало водорода, углерода и кислорода, но много азота.

«Механизм I» Пачинского может действовать в началь­ ной стадии горения гелия (в фазе гелиевого ядра, обога­ щенного азотом); при больших потерях массы он должен приводить к образованию звезд WN. «Механизм II» может действовать на конечных этапах выгорания гелия (в фазе гелиевого ядра, обогащенного углеродом); при больших потерях массы должны возникать звезды WC, при малых— звезды WN.

В процессе «перемены ролей» масса системы, вероятно, убывает из-за потерь на истечение; численные оценки здесь затруднительны. Можно тем не менее полагать, что звезда WR в двойной системе на очень поздней стадии эволюции все еще обладает большой массой. По пред­ положению Пачинского (1967), в дальнейшем она вспы­