Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

§ 1] ЭВ О ЛЮ Ц И Я З В Е З Д W R В Т Е С Н Ы Х СИСТЕМ АХ Ц1

хивает как сверхновая, что должно повести к распаду системы и появлению быстролетящей звезды.

Совокупность данных о двойных типа WR не согласует­ ся с гипотезой Лимбера (1964а) о звездах WR как рота­ ционно-неустойчивых объектах, интенсивно выбрасы­ вающих вещество в экваториальную плоскость. Если расширение эмиссионных линий связано здесь с враще­ нием, то у звезд WR, отождествленных как двойные, должны наблюдаться в среднем более широкие эмиссион­ ные линии (так как луч зрения здесь мало уклоняется от плоскости экватора). У звезд WC такого различия нет; у звезд WN наблюдается обратное: двойные (типа WN-A) имеют, как правило, более узкие линии.

Согласно гипотезе Сахаде (1958а) и Андерхилл (1966) звезды WR — молодые объекты, находящиеся в стадии первичного гравитационного сжатия (в случае двойных типа WR более массивные спутники О еще не успели уйти с главной последовательности.) Однако наблюдаю­ щийся здесь аномальный химический состав, в частности, высокое содержание гелия у компонент WR, свидетель­ ствует об очень поздней фазе развития; обратное же соотношение между массами компонент объясняется эволюцией с «переменой ролей». Будучи в эволюционном отношении очень старыми, звезды WR, особенно компонен­ ты двойных, очень молоды абсолютно: они часто связаны с молодыми рассеянными скоплениями, группировками ранних звезд и областями Н II, т. е. образованиями, сред­ ний возраст которых порядка 10е лет.

По допущению Сюняева и Шакуры (1972) явление WR в тесных двойных системах связано с аккрецией на коллапсар потока вещества со спутника — звезды раннего класса; аккреция происходит в сверхкритическом режиме, когда поток втекающей массы превышает 3-10~8 ?К©/год. Здесь требуется поток массы со спутника по меньшей

оказывается здесь резко отличающимся по химическому составу от выбрасываемого ею наружу, что вряд ли воз­ можно.

112 З В Е З Д Ы ВО Л ЬФ А >— РА Й Е [Гл. 2

§ 2. Эволюция одиночных звезд WR

При анализе эволюции звезд WR важно знать их место на диаграмме Г—Р.

По данным Вестерлунда и Смит (1964) звезды WR лежат близ точки поворота главных последовательностей скоплений, включающих звезды О—В, т. е. они должны были уже пройти стадию главной последовательности.

Согласно Стозерсу (1965) область звезд WR на основ­ ной диаграмме является, возможно, продолжением поло­ сы нестабильности звезд типа (5 Цефея; в этом случае звезды WR, удовлетворяя зависимости «масса—свети­ мость», должны иметь массы ~ 20—60Ж®.

Согласно упоминавшейся гипотезе Сахаде (1958а) и Андерхилл (1966; 1968) звезды WR являются аналогом звезд типа Т Тельца в области больших масс, т. е. нахо­ дятся в предшествующей ИГП стадии начального сжатия; истечение вещества служит здесь механизмом, посредст­ вом которого молодая звезда освобождается от избыточ­ ного момента количества движения. Прежде, чем попасть на линию нулевого возраста, она проходит стадию звезд Of. Заметим, что диаграммы Г—Р, построенные в тради­ ционных координатах (Sp—Му либо (В —V)—Му), для звезд WR непригодны даже при учете поправок за влияние эмиссионных линий: а) спектральная классифи­ кация звезд WR не может однозначно продолжить гарвард­ скую систему или систему МК (судя по всему, она не явля­ ется температурной классификацией); б) по характеру све­ чения звезды WR очень сильно отличаются от обычных — величины Му и (В —V) искажены эффектами излучения оболочки, трансформирующей энергию далекой ультра­ фиолетовой области спектра ядра. При нанесении же на

1. Все звезды WR обладают избыточными светимостями: на главной последовательности «водородных» звезд их величинам Мь соответствуют массы ~503R© и большие; поэтому они должны находиться в эволюционной фазе, следующей за стадией горения водорода.

2. Область, занимаемая звездами WR на диаграмме (между ИГП звезда нормального химического состава и чисто-гелиевых) соответствует предсказываемой поздней

§ 2] ЭВОЛЮ ЦИЯ О Д И Н О Ч Н Ы Х З В Е З Д W R ИЗ

стадии и наблюдающемуся аномальному химическому составу; все это идет в разрез с гипотезой Сахаде — Андер­ хилл: звезды WR располагаются слева, а не справа от ЙГП, как должно быть, если они до нее еще не дошли; звезды Of не могут занимать в эволюции отведенного им промежуточного места.

3. Качественный анализ показывает, что в прошлом звезды WR, по-видимому, не могли развиваться без быст­ рых и очень больших потерь массы; в таком случае выбро­ шенное вещество должно было бы наблюдаться и сейчас.

Действительно, ряд звезд WR находится внутри коль­ цеобразных газовых оболочек (Джонсон и Хогг, 1965; Смит, 1965; 1967b; Шмидт-Калер, 1970; Смит и Бэчелор, 1970; Джонсон, 1971). Пользуясь данными радионаблю­ дений и зная расстояния, можно оценить массы этих «туманностей».

Существенно следующее: а) Как уже упоминалось, оболочки типа туманностей наблюдаются лишь у одиноч­ ных звезд WN-B, причем далеко не у всех.

б) Эти туманности видны как области высокой иониза­ ции (с Те ~ 10—20 тыс. градусов и йе ~ 102), посылаю­ щие тепловое радиоизлучение. Они обычно имеют волок­ нистую структуру и эллиптическую форму; в двух изучен­ ных случаях происходит расширение со скоростью порядка 50—100 км/сек, при значительных внутренних турбулент­ ных движениях (Лозинская, 1970, 1972; Джорджелин и Монне, 1970). Массы их очень велики — от ~ 3 до не­ скольких сотен масс Солнца (наиболее изучена туман­ ность. NGC 6888, ассоциированная со звездой HD 192163; здесь ЗКлг ^ 20®д). В границах типа WN массы оболочек не коррелируют со спектральным классом; отмечено, что с удалением от галактической плоскости они как будто уменьшаются (см. Джонсон, 1971).

в) У звезд WC, как следует из анализа их инфракрасно­ го излучения, также имеются мощные, скорее всего пылевые, оболочки (см. раздел I, § 4). У звезд WN ИК-из- бытки в целом заметно меньше (при этом у типа WN-B они в среднем в 1,5 раза больше, чем у WN-А; в пределах класса WN-В ИК-избытки звезд с горячими внешними оболочками и без них не различаются).

г) Сходные оболочки имеются (непосредственно видны) у некоторых звезд типа Р Лебедя (Таккерей, 1956).

(Джонсон и Хогг, 1965; Смит, 1967Ь; Лозинская, 1970; Аведисова, 1971). В пользу такого объяснения говорит как отсутствие внешних оболочек у двойных звезд (где большую часть выбрасываемой массы аккрецирует спут­ ник), так и намечающийся ход с галактической широтой (на больших широтах меньше вещества для сгребания). Несколько неожиданно то, что небулярных оболочек нет у большинства звезд WR, лежащих на низких галакти­ ческих широтах; возможно, здесь они теряются на фоне областей Н II, комплексами которых окружены группи­ ровки и ассоциации ранних звезд (так, из многих звезд WR в Лебеде лишь у «отдельно стоящей» HD 192163 видна оболочка; у остальных объектов табл. 8, входящих в ОВ-группировки, их нет).

Не исключено, что оболочки звезд WR образуются из остатков протозвездной материи (которые еще не успели рассеяться ввиду молодости этих объектов). После форми­ рования в недрах газо-пылевой глобулы массивной горя­ чей звезды и появления вокруг нее зоны Н И , вследствие резко возросшего давления спадающиеся наружные слои глобулы останавливаются и начинают расширяться (см. Ларсон и Старфилд, 1971). При такой схеме выброс вещества из быстро проэволюционировавшей звезды про­ исходит не непосредственно в межзвездную среду, а в рас­ ширяющийся протозвездный «остаток», который способен генерировать тепловое излучение как в инфракрасном, так и в радиодиапазоне.

Происхождение звезд WR, несомненно, связано с мощ­ ным выбросом массы. Причины такого выброса для звезды, разумеется, безразличны, и рассмотрение путей эволюции

что интервал начальных масс в обоих случаях, по-види­ мому, один и тот же. Кажется вероятным, что звезды WN-B («одиночные» типа WN) порождаются «механизмом I» при значительных потерях массы, а звезды WN-A («двойные» типа WN)—«механизмом II» при малых поте­ рях. Если это действительно так, то звезды WN-А долж­ ны находиться на более поздней стадии эволюции. Звезды

мощью «механизма II», при очень больших потерях массы, и должны находиться на самой поздней эволюционной стадии. Судя по ИК-избыткам, характеризующим, вероят­ но, мощность околозвездных оболочек, такое соотношение «возрастов» звезд WC и WN-B правильно (мы здесь апел­ лируем к гипотезе «сгребания»). Не исключено, что типы WN-B и WC являются последовательными стадиями развития (при этом двойным WC предшествуют двойные WN-B, подобные HD 193928; так как они, по-видимо­ му, очень малочисленны, то фаза WN-B у компоненты двойной системы должна быть исключительно кратко­ временной).

Вопрос о возможных начальных этапах развития звезд WR остается пока не ясным. Возникают они, вероят­ но, из очень массивных объектов. В свое время в качестве «спускового механизма» выброса массы предлагалась виб­ рационная неустойчивость (Рублев, 1964; 1968): в линей­ ной теории получается, что звезды с массами большими ~ 60—653R® при эволюции не могут достигнуть устойчи­ вости и должны быстро разрушаться (Шварцшильд и Херм, 1959). Однако анализ нелинейных пульсаций показал, что их амплитуда остается все время ограниченной, а деструк­ тивная роль — малой (см., например, Ларсон и Старфилд, 1971). Установлено, что потеря массы дестабилизирует звезду и продлевает фазу колебательной неустойчивости. Симон и Стозерс (1970) изучили развитие нескольких массивных звезд, задав «оптимальный» режим потери мас­ сы (при котором фаза нестабильности удлиняется до максимума). Оказалось, что только звезды с исходными массами > 1153)1® остаются нестабильными до полного выгорания водорода в ядре и, потеряв при эволюции оболочку, могут перейти в нестабильные гелиевые звезды

WR высокой светимости. Существуют, однако, эффектив­ ные механизмы, ограничивающие начальную массу звез­ ды величиной порядка 50—603R® (Ларсон и Старфилд, 1971).

Предварительные, но весьма обнадеживающие результа­ ты получили недавно Бисноватый-Коган и Надежин (1971;

116 З в ё з д ы в о л ь ф а — р а й е 1Гл. 2

1972). Их расчеты показывают, что эволюция массивной (~ 30®©) звезды на стадии горения водорода происходит без потери массы. На стадии горения гелия (т. е. после ухода в область красных сверхгигантов) при массах ^5 20®© во внешних слоях звезды возникает большой инверсный градиент плотности; он связан с избыточной (сверхкритической) светимостью, влияние которой не компенсируется конвекцией. В результате начинается мощное истечение вещества. Была построена серия само­ согласованных моделей с гидростатически-равновесной внутренней частью и с гидродинамически истекающей оболочкой. Расход массы у таких моделей достигает 0,5®©/год. Он резко уменьшится, когда истечение достиг­ нет уровней, близких к водородному слоевому источни­ ку, который погаснет из-за падения температуры. Это должно повести к перестройке всей структуры звезды. При ® = 30®© масса, ограниченная слоевым источни­ ком, составляет примерно 10®©; ко времени его угасания количество гелия в наружных слоях значительно превысит количество водорода. Появится типичная одиночная звезда WR, в окрестностях которой должны оставаться большие (~ 15—20®©) массы газа, выброшенного при быстрой эволюции. Авторы полагают, что звезде WR предшествует стадия инфракрасной звезды, которая соответствует этапу мощного истечения водородной оболочки (предполага­ лось, впрочем, и обратное — см. Хайланд и др., 1969). Такой переход связан с уменьшением радиуса и повы­ шением температуры «остатка» звезды, что сопровожда­ ется ионизацией оболочки и испарением пыли. Если последние соображения верны, то звезды WC, у кото­ рых наблюдаются наибольшие инфракрасные избытки,

вещества и практически исчерпанных запасов ядерной энергии звезды WR при завершении эволюции должны обладать все еще значительными массами; для них, повидимому, неизбежен катастрофический коллапс (Зельдо­ вич и Новиков, 1967; Рублев, 1968).

По мнению Шмидт-Калера (1970), звезды WN, выбра­ сывая массивные оболочки, могут порождать ударную волну, стимулирующую звездообразование.

Ан д е р х и л л , 1963 — в кн. «Звездные атмосферы», ред. Д. Гринстейн, 426 (ИЛ).

Ан д е р х и л л , 1964 — Underhill А. В. Ann. Ар. 27, 492.