Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

10 ОТ РЕД А К Т О РО В

способны вызвать нестационарность звезд, или по край­ ней мере могут привести звезду на такую эволюционную стадию, где нестационарность или переменность блеска вызывается особенностями строения наружных областей звезды. Эта точка зрения со всей ясностью была выражена уже Эддингтоном, который писал в 1928 г.: «Пульсация це­ феид — род болезни, поражающей звезды в некоторый период младенческого возраста; пройдя через него безбо­ лезненно, они существуют без пульсаций, Припадки этой болезни могут случаться и в более поздние периоды жизни; звезды подвергаются тогда катастрофическим взрывам, вызывающим явление новых звезд.» Понимание нестацио­ нарное™ звезды как явления, связанного с определенной стадией ее эволюции, означает, что изучение этих явле­ ний проливает свет на сам процесс эволюции, и еще в 1934 г. Амбарцумян говорил, что изучение объектов, не находящихся в равновесном состоянии, в конце концов может привести «к решению задачи об эволюции звезд».

Эти ожидания полностью оправдались в наше время. Явления, наблюдающиеся во многих переменных звез­ дах, по-видимому, объясняются как неизбежное следствие их структуры на данной эволюционной стадии (перемен­ ность звезд Т Тельца и UV Кита) либо связывается с на­

ветви гигантов шаровых скоплений — звезды типа Миры Кита), либо же объясняются попаданием звезды в процес­ се эволюции в полосу нестабильности (цефеиды, звезды RR Лиры и б Щита). В ряде случаев развитие процессов нестационарное™ и переменности связано с такими особен­

торых (период, например) легко определить, наряду с исследованием звездных скоплений стало наиболее эф­ фективным средством эмпирической проверки теории звезд­ ной эволюции.

Две главы книги непосредственно посвящены рассмо­ трению отдельных типов переменных звезд, как опреде­ ленной стадии развития звезд большой и малой массы. В первой главе речь идет о молодых звездах, в четвер­ той — о старых.

Вторая и третья главы посвящены молодым горячим нестационарным звездам с протяженными атмосферами — звездам Вольфа — Райе и эмиссионным В звездам. Далее рассматриваются особенности эволюции тесных двойных систем, обмен вещества между компонентами которых приводит к парадоксальным на первый взгляд следствиям. Среди тесных двойных систем особое место занимают те, в которых одна из компонент является рентгеновским источником; они только начинают изучаться, но уже ясно их значение для понимания поздних стадий звездной эволюции. Среди них, в частности, наиболее перспектив­ ные кандидаты в «черные дыры». Большие успехи достиг­ нуты в последние годы в изучении сверхновых звезд и, в частности, в расшифровке их спектров. Открытие пуль­ саров доказало правильность выдвинутых сорок лет назад предположений о превращении сверхновой после вспышки в сверхплотную нейтронную звезду. Отдельная глава посвящена грандиозным и загадочным процессам, проис­ ходящим в активных ядрах галактик и в переменных ква­ зарах.

Рассматриваемые в книге проблемы относятся к наибо­ лее актуальным в современной астрономии, и не удивитель­ но, что по некоторым из них существуют различные точки зрения. Главы этой книги в значительной мере отражают

В некоторых случаях альтернативные взгляды широко известны и детально изложены в других общедоступных изданиях, в других нее описаны на страницах этой книги. Хотя редакторы и стремились к тому, чтобы главы были написаны в сходной манере и с приоритетом наблюдатель­ ных данных, избавиться от индивидуальности авторов им удалось лишь в небольшой степени. Если источники ил­ люстраций не указаны, они принадлежат авторам соот­ ветствующих глав.

* * *

Главы книги написали: Б. В. Кукаркин, Ю. Н. Ефре­ мов, Ю. П. Псковский, А. М. Черепащук, Н. И. Шакура (Государственный Астрономический институт им. П. К. Штернберга, Москва), А. А. Боярчук (Крымская астрофи­ зическая обсерватория АН СССР, Научный, Крым), М. А. Свечников (Свердловский университет), Л. И. Снежко, С. В. Рублев (Специальная астрофизическая обсерватория АН СССР, Зеленчукская, Ставропольский край), Р. А. Сюняев (Институт космических исследований АН СССР, Москва).

Г Л А В А 1

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ МОЛОДЫХ СКОПЛЕНИЙ И ГАЛАКТИЧЕСКОГО ДИСКА

Ю. Н . Ефремов

§ 1. Введение

Детально разработанная теория звездной эволюции, с которой возможно сравнение характеристик переменных звезд, исходит из гипотезы происхождения звезд из диф­ фузной газо-пылевой материи. Приход звезды после окон­ чания гравитационного сжатия на нижнюю границу глав­ ной последовательности означает, что ее недра нагрелись достаточно для начала горения водорода. Дальнейшая эволюция звезды, как известно, зависит от ряда факторов. Если в звезде происходит полное перемешивание вещества, так что сохраняется однородный химический состав, она уходит влево от главной последовательности; если при этом происходит еще и потеря массы, звезда продвигается вниз по главной последовательности. При отсутствии пере­ мешивания и потери массы звезда эволюционирует вправо от главной последовательности (ГП). Ряд теоретических и наблюдательных работ еще в 50-х годах показал, что осуществляется последний случай (см. Бербиджи, 1958; Копылов, 1960); особенно важную роль здесь сыграло сравнение теории с диаграммами цвет — светимость звезд­ ных скоплений, которые все показывали уклонение наи­ более ярких и быстро эволюционирующих звезд вправо от ГП — эффект, отмеченный еще Герцшпрунгом и Трюмплером в тридцатых годах. Сендидж и Шварцшильд в 1952 г. показали, что после достижения верхней границы ГП звезда сравнительно быстро уходит в область красных сверхгигантов или гигантов, где начинается горение ге­ лия в ее ядре. Для звезд малой массы Хойл и Шварцшильд в 1955 г. детально рассчитали этот переход и показали, что такая эволюция объясняет диаграмму Г — Р шаровых звездных скоплений. Для звезд большой массы подобные

14 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е З В Ё З Д Ы Н А С ЕЛ Е Н И Я I И ЭВОЛЮ ЦИЯ 1Гл. 1

детальные расчеты были впервые проведены лишь в 1964— 1966 гг.

i Многие детали этих вычислений ныне уже пересмотрены или будут еще пересмотрены, однако если только наши самые общие представления о ядерных реакциях, как источниках энергии звезд, верны, то должны быть верны и главные выводы теории звездной эволюции. В недрах звезды идет непрерывный синтез все более тяжелых эле­ ментов, сопровождающийся выделением энергии. После выгорания в ядре данного элемента оно сжимается и на­ гревается, температура как ядра, так и оболочки изменя­ ется, и звезда быстро уходит в другую часть диаграммы. Так, массивные звезды после выгорания водорода в ядре быстро уходят в область красных сверхгигантов, пока ядро не нагревается достаточно для превращения гелия в углерод. Начало этой реакции уводит звезду налево, а выгорание гелия — снова направо и т. д. Увеличение температуры недр звезды делает возможным включение следующей ядерной реакции синтеза.

В принципе так могло бы продолжаться вплоть до истощения источников ядерной энергии, однако наши знания уже задолго до этого становятся все более непол­ ными и трудность расчетов все более возрастает. Не име­ ется еще общепринятой интерпретации горизонтальной ветви диаграммы Г — Р шаровых звездных скоплений, неясна дальнейшая судьба массивных звезд, которые дол­ жны каким-то образом сбросить массу перед переходом в стадию белого карлика или нейтронной звезды, если

некий физический закон, не позволяющий звезде вести себя таким абсурдным образом» (Эддингтон, 1935). По крайней мере, существенная доля массивных звезд после истощения запасов ядерной энергии вспыхивает как сверхновые, в самом начале гравитационного коллап­ са (см. главу 7). Если они все вспыхивают, то необходи­ мость в существовании коллапсаров отпадает.

Сравнение выводов теории звездной эволюции с наблю­ дениями говорит, что мы на правильном пути. Она объяс­ няет важнейшие зависимости (в частности, зависимость массу — светимость), сравнительную населенность раз­ ных частей диаграммы Г — Р и вид этой диаграммы для звездных группировок разного возраста, а также соответ­ ствие между пространственно-кинематическими ха­ рактеристиками разных групп звезд. Объясняет она и ряд закономерностей, известных у переменных звезд, и даже само существование некоторых из них. В свою оче­ редь изучение переменных звезд, многие из которых сле­ дует считать находящимися на критических этапах эволюции, много дает для проверки и развития теории.

Закономерности эволюции после ухода с ГП сущест­ венно отличаются для звезд больших и малых масс. Звез­ ды с массой, большей 2,5 солнечной, уйдя с ГП, быстро проходят пробел Герцшпрунга, и после начала горения гелия в ядре (в области гигантов и сверхгигантов, где они задерживаются) их эволюционные треки поворачи­ вают налево и описывают затем широкие петли, размах которых увеличивается с массой (рис. 1). Вырожденность вещества в ядрах звезд с массой, меньшей двух солнеч­ ных, замедляет темп нагревания ядра, звезда уходит в область красных гигантов, и горение гелия начинается, лишь когда звезда уходит далеко вверх по ветви гигантов.

Сравнение с наблюдательными данными (рис. 2) диа­ грамм цвет — светимость звездных скоплений, рассчитан­ ных с помощью эволюционных треков (рис. 3), показывает хорошее согласие. В скоплениях, возраст которых меньше 5-108 лет, звезды с массой, меньшей двух солнечных, еще находятся в пределах ГП, так что среди рассеян­ ных скоплений лишь скопления типа М 67 и NGC 188 содержат гиганты и субгиганты с массой, меньшей этого значения. Скопления промежуточного возраста, типа NGC 7789, по-видимому, обладают ветвью гигантов, населенной звездами с массами около двух солнечных.

Сделаем еще несколько общих замечаний. Как извест­ но, возможны две точки зрения на природу переменных звезд: 1) переменность может появляться на некоторых этапах эволюции звезд и является стадией, через которую проходят в своем развитии все звезды; 2) переменные звез­ ды являются сугубо пекулярными объектами, сохраняю­

16 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. 1

щими эту пекулярность всю жизнь и они могут эволюцио­ нировать от одного типа переменности к другому. Чрез­ вычайно важным, если не решающим для выбора между этими двумя возможностями, является вопрос о встречае­ мости постоянных звезд в областях диаграммы Г — Р,

Рис. 1. Эволюционные треки звезд населения I после достижения начальной главной последовательности, рассчитанные Ибеном (1967) и переведенные в М у и В — V по данным Джонсона (1966). Заштри­

хованы области медленной эволюции. Числа в начале треков ука­ зывают массу в долях солнечной.

занимаемых переменными звездами того же возраста, мас­ сы и химического состава. Отсутствие постоянных 8везд в некоторых областях диаграммы следует ожидать с пер­ вой точки зрения — все звезды данной массы на данном этапе эволюции становятся переменными данного типа; присутствие же постоянных звезд в районах, населенных

переменными, означает, что лишь звезды, обладающие какими-то особенностями, становятся переменными. Воз­ можно, что отличие между переменными и постоянными звездами не влияет на их эволюцию и сказывается лишь

Рис. 2. а) Диаграммы цвет — светимость звездных скоплений NCC 330 (точки) и NCC 458 (кружки) в ММО (по данным Арпа, 1960). Нанесены треки Ибена для звезд с массами в 5 и 9 солнечных. Цефеи­ ды обведены кружками, б). Диаграммы цвет — светимость скопле­ ний NCC 1866 (точки) и SL 204 (кружки) в БМО (по данным Арпа и Теккерея (1967), а также Вулли и Эппс, 1963). Нанесен трек Киппенхана и др. (1965) для звезды с массой в 5 солнечных. Цефеиды об­

ведены кружками.

при попадании их в области нестабильности; например, по мнению Престона (1965), быстрое вращение препятст­ вует развитию пульсации у кандидатов в цефеиды’- ' Г Для решения этого вопроса необходимо построение диаграмм Г — Р звездных скоплений, содержащих пере­

18 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

менные звезды и всестороннее исследование звезд, попа­ дающих в области нестабильности. Известно, что на этих диаграммах переменные типа р Сер находятся обычно в узкой полосе, в которой постоянные звезды практически отсутствуют. Давно доказано отсутствие постоянных звезд на участках горизонтальных ветвей шаровых скоплений, занимаемых звездами типа RR Лиры (правило Шварцшильда). По-видимому, нет или почти нет постоянных

Рис. 3. Диаграммы цвет — светимость двух теоретических звездных скоплений, рассчитанные Диксоном и др. (1972). Сравнение с рис. 2 показывает, что возраст NGC 330 близок к 2-107 лет, а возраст

NGC 1866 — около 8-107 лет.

звезд в полосе, занимаемой цефеидами рассеянных и ша­ ровых скоплений. Правда, Ферни и Хьюб (1971), а также Шмидт (1972) нашли, что среди сверхгигантов поля, F5 1Ь — G5 1Ь, попадающих в полосу нестабильности, большинство является постоянными; несколько таких звезд отметил Ефремов (1968). Однако светимости сверх­ гигантов поля определяются с недостаточной точностью. Долгопериодические и полуправильные красные гиганты концентрируются у правого конца ветви гигантов старых скоплений, а красные сверхгиганты, по-видимому, все являются переменными. Для цефеид и звезд типа RR Лиры возникновение пульсации на определенном этапе эволюции наиболее очевидно: участок ветви сверхгигантов NGC 1866 или горизонтальной ветви шаровых скоплений, по­ падающий в пределы полосы нестабильности, заселен пуль­ сирующими звездами, в полном согласии с теорией,