Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

где W). — эквивалентная ширина резкой линии поглоще­ ния водорода и / — сила осциллятора.

Боярчук (1957b) изучил 10 Ве-звезд. Он нашел, что величина lg N 2 меняется от 16 для £ Таи до 13 для 23 Таи.

Для HD 50138 Дозан (1965) нашла lg No = 15,8, а Оземре (1967) нашла для HD 217050 lg N2 = 16,3.

Легко показать, что при lg N2 = 13—16 оболочки будут непрозрачны в центре бальмеровских линий и прозрачны для непрерывного излучения за бальмеровским скачком. Оптическая толща оболочки за лаймановским пределом

идр. В спектрах таких звезд наблюдаются сильные линии поглощения однократно ионизованных металлов, возни­ кающие в оболочке. Этот факт подтверждает большую оптическую толщину оболочек за лаймановским пределом. Если бы оболочка была прозрачна для этого излучения,то все металлы были бы дважды ионизованы. При большой толще оболочка отрезает излучение с энергией %^> 13,59 эв,

иметаллы, находящиеся во внешних частях оболочки, не могут быть вторично ионизованы, поскольку у них потенциал второй ионизации больше 13,59 эв.

Используя теорию бальмеровского декремента, по величине lg N2 можно определить массу оболочки. Бояр­ чук (1957Ь) нашел, что массы оболочек звезд Be заключены

впределах 10~9 —10- 1 2 ®?©. Нижний предел массы, вероят­ но, обусловлен возможностью обнаружить линии оболочки

вобщем спектре звезды Be.

III. ПРОИСХОЖДЕНИЕ ОБОЛОЧЕК

Тот факт, что звезды Be имеют скорость вращения в среднем на 100 км/сек больше, чем звезды В, дает основа­ ние считать, что вращение играет очень важную роль в образовании оболочки. Можно предположить, что звезды Be представляют собой случай, когда центробежная Сила на поверхности звезды равна силе тяжести, и

144 З В Е З Д Ы СПЕКТРА ЛЬН О ГО КЛАССА В [ГЛ . 3

в результате этого происходит стационарное истечение ма­ терии из экваториальной зоны. Однако это предположение вызывает ряд возражений.

Во-первых, интенсивность эмиссии меняется со време­ нем. Наблюдаются случаи, когда эмиссия исчезает на несколько лет, а затем появляется вновь. Наблюдаются также случаи, когда масса оболочки значительно увели­ чивается в течение нескольких лет. Таким образом, ин­ тенсивность истечения заметно меняется со временем, хотя не наблюдается изменения скорости вращения звезды.

Во-вторых, смещения резких линий поглощения обо­ лочки по отношению к линиям, возникающим в атмосфере звезды, говорят о том, что направление и скорость движе­ ния оболочки являются переменными. Расширение обо­ лочки со временем может смениться сжатием. Например,

7Cas большую часть времени показывает сжатие оболочки,

ане ее расширение (Боярчук, 1958b).

В-третьих, при стационарном истечении материи физи­ ческие условия должны меняться плавно и мы должны получить протяженную атмосферу. Однако наблюдения говорят о том, что условия в оболочке заметно отличаются от условий в атмосфере звезды: полностью отсутствуют штарковские крылья у линий водорода; ширины линий гелия и более тяжелых элементов в спектре оболочки по крайней мере в два раза уже, чем в спектре звезды; степень возбуждения линий поглощения оболочки соот­ ветствует спектральному классу А2 (Боярчук, 1957), а не В2, как у звезды. Не наблюдается образований, имеющих промежуточные характеристики между атмосфе­

На рис. 43 представлено сравнение максимальных наблюдаемых (Слеттебак, 1966b) и теоретической величи­ ной критических (Сакманн и Ананд, 1970) экваториальных скоростей вращения. Мы видим, что наблюдаемые скоро­ сти на 150 км/сек ниже, чем необходимо для истечения ма­ терии. Есть несколько возможностей' для устранения

Ш ] П РОИСХОЖ ДЕНИЕ О БО Л О ЧЕК 145

этого расхождения. Хардорп и Стриттматтер (1968) и Стоклей (1968) считают, что наблюдаемые скорости можно повысить на 15—40%, если при анализе профилей линий учесть влияние гравитационного потемнения к экватору

а наличие быстрого вращения создает благоприятные условия. В этой схеме нет необходимости, чтобы скорость вращения достигала критического значения. Нужно лишь, чтобы она была достаточно велика.

Предположение об активных процессах, происходящих на поверхности звезд Be, до сих пор не подвергалось сколько-нибудь серьезному анализу, но наблюдения Хат­ чингса (1970) являются аргументом в пользу существо­ вания этих процессов. Из анализа профилей эмиссионной линии На он нашел, что над поверхностью звезды имеются конденсации, живущие несколько дней, а наблюдаемые изменения профилей объясняются вращением звезды с пе­ риодом 0^7, что соответствует наблюдаемой скорости вра­ щения звезды и ее размерам. Кроме того, Хатчингс (1970) обнаружил заметные изменения профиля На за промежу­

случае быстрое вращение звезд является одним из основ­ ных факторов в образовании оболочки. Поэтому пред­ приняты поиски тех этапов эволюции звезд, где роль вращения в образовании оболочки будет наибольшей.

Как отмечалось выше, звезды Be лежат на диаграмме спектр — светимость в среднем на 1"*5 выше линии нулевого возраста. Этот эффект можно объяснить тем, что быстро вращающиеся звезды имеют несколько иную фор­ му и иное распределение яркости по своей поверхности по сравнению с невращающимися звездами. Однако, как показали Коллинс (1966) и Сакманн и Ананд (1970), эти различия могут вызвать расхождение в положений на диаграмме спектр — светимость только около 0™5.

Другое объяснение положения звезд Be на диаграмме спектр — светимость состоит в том, что звезды Be не яв­ ляются только что образовавшимися звездами, а уже про­ шли довольно значительный путь эволюции.

В пользу эволюционного объяснения положения звезд Be на диаграмме спектр — светимость говорит тот факт, что в очень молодых скоплениях звезды Be встречаются гораздо реже, чем в более старых. Согласно Кардаполову

(1972) в NGC 1976 (т ~ 5 • 105 лет) звезды Be составляют

2% от общего числа звезд В, а в скоплении h и %Per ( т ~ 2 ' 1 0 7 лет) они составляют 25%.

Шмидт-Калер (1964) предположил, что эволюцион­ ная стадия звезды Be осуществляется на фазе вто­ ричного сжатия, следующей за истощением водорода в ядре (фаза 2 —> 3 на рис. 44). Однако Хардорп и Штриттматтер (1970) показали, что наблюдаемое отношение числа звезд Be к числу звезд В по меньшей мере в три раза больше вычисленного по соотношению времени жизни звезды в фазах 2 -*■ 4 и 1 —*■4. Поэтому они предполагают, что стадия Be может осуществляться во время отхода звезды от линии нулевого возраста, т. е. в течение фазы

Сакманн и Ананд (1970) рассчитали эволюцию быстро вращающейся звезды с 59J = 1059J®, т. е. звезды спектраль­ ного подкласса В1 — В2. Они предполагали, что имеет место однородное вращение с сохранением общего угло­ вого момента. Их результаты представлены на рис. 45.