Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

148 З В Е З Д Ы С П ЕК ТРА Л ЬН О ГО КЛАССА В 1Гл. 3

водит к тому, что быстро вращающиеся звезды никогда не будут наблюдаться у нижней границы главной после­ довательности.

2. Параметр а 3 и экваториальная скорость вращения увеличиваются в течение эволюции. Происходит пере­ распределение углового момента по радиусу. При крити­ ческом значении 551 км/сек для звезды с 1 O9 J1 0 , находя­ щейся на линии нулевого возраста, и при начальном зна­ чении а 3 = 0 , 2 0 начальная экваториальная скорость вра­ щения равна 381 км/сек. Через 9,4-106 лет экваториальная скорость достигает 451 км/сек, т. е. критического значения скорости для нового состояния звезды. Для а 3 = 0,10 начальная экваториальная скорость вращения равна 262 км/сек и через 16,6-Ю6 лет достигнет критического значения 344 км/сек. Уменьшение критического значения скорости вращения происходит из-за увеличения разме­ ров звезды при постоянной массе.

Таким образом, расчеты Сакманн и Ананд (1970) под­ тверждают предположение Хардорпа и Штриттматтера (1970) о том, что эволюционная стадия Be может осущест­

Расчеты Сакманн и Ананд (1970) устраняют различие между максимальной наблюдаемой величиной скорости вращения и прежним вычисленным ее критическим зна­ чением, а также объясняют положение звезд Be на диа­ грамме спектр — светимость. Однако эти расчеты не объяс­ няют многих других особенностей. В частности, согласно Сакманн и Ананд (1970) в ходе эволюции критического состояния могут достичь все звезды в рассматриваемом интервале масс 5—15 Ж®, имеющие достаточное значение первоначальной скорости вращения, между тем как из рис. 32 видно, что звезды Be сосредоточены в узком ин­ тервале спектральных подклассов. Непонятно также, почему среди звезд А, имеющих большие наблюдаемые скорости вращения и достаточную для возбуждения обо­ лочки температуру, практически не встречается звезд с эмиссионными линиями.

Подводя итог проведенному обзору, следует сказать, что сейчас мы еще далеки от полного понимания феномена звезд Be. Имеющиеся наблюдательные данные пока трудно

объяснить, если полагать вращение основной причиной феномена. Расчеты эволюции быстро вращающихся звезд не могут объяснить переменности оболочек. Вращение создает благоприятные условия, но непосредственная при­ чина возникновения оболочки, по-видимому, другая.

Бо я p ч у к A. A., 1958b — Изв. КрАО 20, 118.

Бо я р ч у к А . А., 1960 — Вопросы космогонии 7, 231.

Бо я р ч у к А . А., 1966 — Изв. КрАО 35, 45.

Бо я р ч у к А . А., П р о н и к И. И., 1967 — Изв. КрАО 36, 203.

Бр и о т, 1971 — Briot D., Astr. a. Astrophys. 11, 57.

Бе р б и д ж и , 1953 — Burbidge, G. И., Burbidge Е. М., Astrophys.

1.118, 252.

Ге р ш б е р г Р . Е., 1974 — Изв. КрАО 50 (в печати).

До з а н, 1У65 — Doazan V., An. d’Aph. 28, 1.

Ил ь м а с М., 1971 — сб. «Эмиссионные линии в спектрах звезд», стр. 47. Тарту.

Ка р д а п о л о в В . И., 1972 — сб. «Молодые звездные комплексы. Астроклимат», стр. 47. Ташкент.

Ко г у р е, 1967 — Kogure, Т., Publ. Astron. Soc. Japan 19, 30.

Койн, К р у ш е в с к и й , 1969 — Coyne S. J. G. V., Kruszewski A., A. J. 74, 528.

К о л л и н с , 1966 — Collins G. W., Astrophys. J. 146, 914. К о п ы л о в И. M., 1958 — Изв. КрАО 20, 156.

К у к а р к и н Б. В., Х о л о п о в , П. Н., Е ф р е м о в Ю. Н., К у к а р к и н а Н. П., К у р о ч к и н Н. Е., Ме д в е д е в а Г. И., П е р о в а Н. Б., Ф е д о р о в и ч В. П., Ф р о л о в М. С. 1969 — Общий каталог переменных звезд., третье издание,

Москвэ

М ак Л а ф л и н , 1961 — McLaughlin D. В., J. Roy. Astron. Soc. Can. 55, 76.

О з e м p e, 1967 — Osemre K., Ann. Actrophys. 30, 495.

П р и н г л , M а и - Н а м а р a, 1962 — Pringle J. K., McNamara,

D. M., Publ. Astron. Soc. Pacific 74, 525.

Ри н г у л е - К а с в а л д е р , 1963 — Hingueler-Kaswaldcr A. E., Publ. Astron. Soc. Pacific 75, 323.

Г Л А В А 4

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ ГАЛАКТИЧЕСКОГО ГАЛО И ДАВНО СФОРМИРОВАВШИХСЯ ЗВЕЗДНЫХ АГРЕГАТОВ

Б. В. К у к а р к и н

§ 1. Введение

Прежде всего условимся, что мы будем подразумевать под понятием поздней стадии эволюции. Смысл этого по­ нятия далеко не очевиден. Действительно, абсолютный возраст звезд малой массы, находящихся на начальной стадии развития (например, на предполагаемой стадии гравитационного сжатия), может оказаться значительно больше возраста массивных звезд, уже прошедших не только стадию главной последовательности (ГП), но и дальнейшие стадии теоретически предполагаемых путей звездной эволюции. Поэтому, во избежание возможных недоразумений, попытаемся рассмотреть фактические зна­ ния о звездах, населяющих такие звездные агрегаты и такие составляющие сложных звездных систем, подобных нашей Галактике, возраст которых превышает 5-10° лет (имеются в виду наши представления о звездной эволю­ ции, сложившиеся к началу 1973 г.).

В последние годы были сделаны многочисленные по­ пытки теоретических расчетов эволюции звезд разных масс. Массивные звезды быстро проходят стадии своего естест­ венного развития и в материнских звездных системах, их породивших, уже давно не напоминают своих ранних состояний. Звезды солнечной и меньшей массы во многих случаях еще не ушли далеко от первоначального состоя­ ния (см., например, Шварцшильд, 1970; Шварцшильд, Херм, 1970; Руд, 1970; Ибен, Руд, 1970; Демарк, Гейслер, 1971; Ибен, 1972а). Во всех этих работах допускается воль­ ное упрощение расчетов, связанных со стадией гелиевой вспышки и последующих смен источников энергии. Одна­ ко близость теоретических эволюционных треков к на­ блюдаемому положению звезд на диаграммах Герцшпрун-

152 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы ГА Л А К ТИ ЧЕС К О ГО ГАЛО [Гл. 4

га — Рессела (Г — Р) заставляет нас внимательно отно­ ситься к подобным расчетам. Насущной задачей является тщательное изучение всей имеющейся информации о на­ блюдаемом положении и свойствах звезд на диаграммах Г—Р и сравнение этих данных с теоретическими рас­ четами. Могут, естественно, привлекаться диаграммы и расчеты в других системах координат. Особенно же инте­ ресно и важно изучение нестационарных процессов и их особенностей у звезд в самых старых рассеянных и во всех шаровых звездных скоплениях.

В настоящее время нет сомнений в том, что шаровые звездные скопления нашей Галактики являются старыми образованиями, возраст которых может быть заключен в пределах от 0,5 • 1010 до 1,5-1010 лет. Не следует забывать, что если это действительно так, то наиболее старые шаро­ вые скопления старше наиболее молодых на 1 0 10 лет, что превышает возраст самых старых рассеянных звездных скоплений. Голубых шаровых скоплений, характерных

Но диаграммы цвет — светимость голубых шаровых скоп­ лений Магеллановых Облаков практически идентичны с диаграммами самых молодых рассеянных'скоплений нашей Галактики. Вспомним, что абсолютная интегральная ве­ личина таких рассеянных скоплений, как h и X Персея, близка к —7'”5, т. е. соответствует звездным величинам голубых шаровых скоплений в Магеллановых Облаках. Таким образом, голубые шаровые скопления Магеллано­ вых Облаковвозможно, являются вовсе не шаровыми, а богатыми молодыми рассеянными скоплениями.

Очень заманчивы идеи Холопова (1965; 1968а; 1968b) о единстве природы всех звездных скоплений. С его точки зрения в Магеллановых Облаках еще продолжается про­ цесс формирования очень массивных и богатых рассеян­ ных звездных скоплений, могущих в дальнейшем превра­ титься в шаровые. В нашей же Галактике он прекратился около 5 • 10е лет назад. Эти соображения Холопова нахо­ дятся в непримиримом противоречии с идеями, выска­ занными Пиблсом и Дикке (1968), которые предполагают, что шаровые скопления образовались на ранних стадиях развития горячей Вселенной, в эпоху фрагментации плаз­ мы в агрегаты" с массами 1 0 5 солнечных, т. е. до образо­