Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

Ни одна из рассматриваемых звезд Be не лежит на линии нулевого возраста: они, в среднем, лежат на 1?5 выше нее, т. е. занимают ту область, где сосредоточено боль­ шинство В-звезд.

§4. Изменения блеска

Втретьем издании «Общего каталога переменных звезд» (Кукаркин и др., 1969) содержится около двух десятков Ве-звезд, у которых обнаружена переменность блеска. Амплитуда колебаний блеска, как правило, не превышает нескольких десятых звездной величины. Не удалось обнаружить четко выраженного периода изменения блеска, хотя отмечается некоторая цикличность с ха­ рактерным интервалом порядка нескольких лет. В Ка­ талоге почти все звезды Be отнесены к типу 1 а — к не­ правильным переменным ранних спектральных классов.

блеск звезды вернулся к нормальному состоянию. За исключением этой очень медленной вспышки, поведение блеска у Cas не отличается от поведения блеска других звезд Be.

Следует отметить, что основное внимание при исследо­ ваниях звезд Be уделялось изучению спектров, а измене­ ния их блеска изучены недостаточно. Не исключено, что при тщательном изучении многие звезды Be могут ока­ заться переменными с амплитудой в несколько сотых звездной величины.

§ 5. Поляризация

Койн и Крушевский (1969) опубликовали обзор поля­ риметрических наблюдений 19 звезд Be. У многих звезд была обнаружена переменная поляризация. Изменения ее величины могут достигать нескольких десятых процен­ та. Было произведено также исследование поляризации в семи различных участках спектра. На рис. 33 представ­ лена зависимость величины поляризации от длины волны,

§ 6 . Вращение

Имеющиеся данные о скоростях вращения звезд (Бояр­ чук, Копылов, 1964) свидетельствуют о том, что большими скоростями вращения обладают в основном звезды главной последовательности ранних спектральных классов. Звезды

г sin i от спектрального класса: точки — все звезды главной последо­ вательности,! крестики — звезды Be (Боярчук и Копылов; 1964), кружки — звезды Be (Слеттебак, 1966).

типа Be являются среди них одними из наиболее быстро вращающихся звезд. На рис. 34 представлена связь сред­ ней величины наблюдаемой скорости вращения v sin i со спектральным подклассом, построенная по данным каталога Боярчука и Копылова (1964). Отдельно указана средняя величина только для звезд Be. Указаны также средние скорости вращения для звезд Вбе—В8 е, полу­ ченные Слеттебаком (1966а). При получении средних величин использовались индивидуальные определения nsin i для звезд, имеющих классы светимости III, IV и V, т. е. только для звезд главной последовательности. Из рис. 34 видно, что в среднем звезды Be имеют наблюдае­ мую скорость вращения v sin i на 1 0 0 км/сек больше сред­ ней для всех звезд В главной последовательности соот­ ветствующего спектрального подкласса.

Важную информацию можно получить из рассмотрения распределения звезд по скоростям вращения. Такая зави­

симость представлена на рис. 35 для звезд В1—В5. Харак­ теристики звезд В й Be заметно отличаются. Макси­ мум распределения звезд В приходится на интервал О—50 км/сек, в то время как для звезд Be он расположен в интервале 250—300 км/сек. Из распределения звезд В следует, что среди них существуют звезды с очень малой

АН/Н

Рис. 35. Гистограмма наблюдаемых скоростей вращения v sin i

горячих звезд главной последовательности: сплошная линия — _ звезды Be, прерывистая — звезды В.

экваториальной скоростью вращения. Наоборот, такие звезды отсутствуют среди звезд Be. Небольшая доля звезд Be, имеющих малые наблюдаемые скорости враще­ ния v sin I, легко объясняется ориентировкой оси вра­ щения по отношению к лучу зрения, т. е. малой величиной sin i. Таким образом, звезды Be являются наиболее быстро вращающимися звездами среди звезд главной последова­ тельности. Если предположить, что их оси вращения ориентированы произвольно в пространстве, то их средняя

наблюдаемая скорость v sin i — 265 км/сек будет соот­ ветствовать средней экваториальной скорости вращения v — 340 км/сек.

§ 7. Пространственное распределение

Наиболее полное исследование распределения звезд Be в Галактике выполнено Шмидт-Калером (1964). Звезды Be располагаются вблизи плоскости Галактики. Они показывают заметную концентрацию к спиральным

5*

рукавам. В этом отношении они не отличаются от звезд В. Однако, в отличие от последних, звезды Be не показывают концентрации в ассоциации, а распределены приблизи­ тельно равномерно (Мендоза, 1958). Роджерс (1952) отметил, что визуально-двойные и затменные системы встречаются среди звезд Be так же часто, как и среди звезд В.

II. СВОЙСТВА О БО Л О Ч ЕК ЗВ ЕЗД Be

Сейчас общепризнано, что звезды Be обладают протя­ женными газовыми оболочками. Под оболочкой обычно понимают некоторое газовое образование, физические условия в котором заметно отличаются от условий в ат­ мосфере звезды. На существование оболочки у звезд Be указывает присутствие в их спектре эмиссионных линий и резких линий поглощения однократно ионизованных металлов. Обе группы линий не могут возникать в усло­ виях атмосферы звезд.

Спектры звезд Be, кроме характерного для звезд Be набора линий поглощения, имеют эмиссионные линии водорода, иногда гелия и, еще реже, линии однократно ионизованных металлов. Как правило, эмиссионные линии гелия и более тяжелых элементов наблюдаются, когда очень интенсивны водородные линии. Кроме эмиссионных компонент, у многих звезд наблюдаются еще узкие линии поглощения водорода, гелия и других элементов. При на­ личии эмиссии абсорбционная компонента накладывается на нее в районе центра. По предложению Струве, теперь звезды Be, в спектрах которых наблюдаются сильные уз­

т. е. звездами, ориентированными к нам полюсом. Примеры профилей линий, наблюдаемых в спектрах

звезд Be, представлены на рис. 36—38.

§ 1. Модель оболочки

Различие между звездами shell, pole-on и обычными Be не является качественным, а скорее возникает из-за различий в размерах и форме оболочки, а также из-за различий в наклоне оси вращения к лучу зрения. На

•if-

рис. 39 представлена схема образования линий в оболочке звезды Be, предложенная Ак и Струве (1971). Когда луч зрения наблюдателя Ог совпадает с осью вращения звезды, то наблюдатель видит в спектре сравнительно узкие оди­ ночные эмиссионные линии. Линии поглощения отсутст­ вуют, поскольку между звездой и наблюдателем практи­ чески нет поглощающего вещества. Для наблюдателя 0 3

Рис. 39. Схема оболочки звезды Be.

луч зрения перпендикулярен к оси вращения звезды, и он наблюдает эмиссионную линию, расширенную из-за вращения оболочки, на которую более или менее централь­ но накладывается линия поглощения, возникающая в той

углом к оси вращения и видит некоторый промежуточный случай.

Описанную выше схему мы можем рассматривать в ка­ честве геометрической модели звезды Be. В рамках этой модели наиболее сложными профилями будут обладать водородные линии, когда на широкую звездную линию поглощения с протяженными штарковскими крыльями накладывается более узкая, эмиссионная линия, возника­ ющая в оболочке, а на эту линию в; свою очередь наклады­ вается резкая линия поглощения, возникающая в той

§ 21 Д В И Ж Е Н И Е ГАЗА В О Б рЛ О Ч К А Х 135

части оболочки, которая экранирует звездный диск.

кая линия поглощения без эмиссионных компонент, обраг зующаяся в проектирующейся на диск звезды части обо­ лочки.

Легко понять, что вид линий, соотношение интенсив­ ностей эмиссионных компонент и интенсивности линий поглощения зависят от условий возбуждения и от харак­ тера движений газов в оболочках звезд.

§ 2. Движение газа в оболочках

Все методы исследования движений в оболочках звезд основаны на эффекте Доплера. Однако различные методы дают сведения о различных масштабах движения. Иссле­ дование смещений линий дает информацию о движении оболочки в целом. Профили линий определяются движе­ нием объемов газа, сравнимых с размерами оболочки и, наконец, анализ эквивалентных ширин дает сведения о движениях объемов газа, которые малы по сравнению

сразмерами оболочки.

Кнастоящему времени накоплен огромный материал

осмещении линий, возникающих в оболочках звезд. Здесь большой вклад внесли Мак Лафлин, Струве, Свинге, Меррил и др. Наиболее полный обзор дан Мак Лафлином

(1961). Основной вывод состоит в том, что лучевые ско­ рости абсорбционной и эмиссионной компонент у боль­ шинства звезд меняются совершенно иррегулярным об­ разом. В качестве примера на рис. 40, заимствованном из работы Мак Лафлина (1961), представлено изменение лучевых скоростей, определенных по эмиссионным ли­ ниям (Е ) и по линиям поглощения (Л) в спектре звезды HD 20336 с 1915 по 1957 г. На этом же рисунке представ.,- лено изменение отношения V/R интенсивностей .синей и красной компонент эмиссионной линии. Квазипериодические изменения лучевой скорости очень четко заметны в период с 1915 по 1935 г., а с 1940 г. изменений лучевых скоростей практически не было. Подобные изменения имеют место в спектрах большинства звезд. Лишь у не­ которых звезд, как £ Таи и ср Per, наблюдаются устой­ чивые изменения лучевой скорости с периодом 132d,91