Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

5 23 П ЁРЁМ ЁН Н О С ГВ НА СТАДИИ ГРАВИТАЦИОНН ОГО СЖ АТИ Я 19

Доказать, что все звезды на стадии гравитационного сжатия являются быстрыми неправильными переменными, более трудно. Сама переменность может у них надолго затихать и к тому же локализовать эти звезды на диаграм­ ме Г — Р необыкновенно трудно.

Итак, эволюционная история переменных звезд с наи­ большей ясностью открывается при исследовании тех из них, которые являются членами звездных скоплений. У таких звезд мы знаем возраст, химический состав, све­ тимость и температуру, можем оценить массу. Положение переменных звезд на диаграмме Г — Р звездных скоплений является ключевым для понимания роли феномена пере­ менности в звездной эволюции. С другой стороны, изу­ чение переменных звезд в скоплениях является лучшей наблюдательной проверкой теоретических представлений о звездной эволюции, как это особенно наглядно проде­ монстрировано звездами Т Таи, UV Cet, цефеидами и

RR-лиридами.

Вэтой главе будут рассмотрены с точки зрения теории

звездной эволюции переменные звезды, встречающиеся в молодых звездных скоплениях. Переменные звезды ша­ ровых и старых рассеянных звездных скоплений описы­ ваются в главе 4.

§ 2. Переменность на стадии гравитационного сжатия

Быстрые неправильные переменные в молодых рас­ сеянных звездных скоплениях всесторонне рассмотрены в томе «Эруптивные звезды» (главы 5 и 6), и здесь мы ска­ жем лишь о немногих наиболее существенных результатах последних лет.

Отметим прежде всего данные радиоастрономии, пока­ зывающие, что некоторые звездные ассоциации окружены облаками нейтрального водорода, плотность которых повы­ шается к центру ассоциации, вокруг которого они враща­ ются и в котором уже появились звезды, ионизующие окружающий их газ. Согласно теории звездообразование должно начаться именно при достаточно большой плот­ ности диффузного вещества. С другой стороны, гигантские массы газа и вращение бесспорно говорят о стабильно­ сти всего комплекса в целом. Такая или похожая карти­ на наблюдается во многих ассоциациях Магеллановых

зовым протоскоплением (Гордон, 1970; Бридл, Кестевен, 1970) .

Накапливается все больше данных, говорящих о том, что некоторые виды источников ОН и ИК-излучения могут быть протозвездами в стадии конденсации (Рубин, Тернер, 1971) . Отметим также, что известны ИК-объекты, являю­ щиеся ныне звездными конденсациями в области Н И , которые в 1946 г. выглядели лишь как более яркие участ­ ки туманности (Аллен, 1972). Нельзя говорить о том, что не наблюдаются объекты, переходные между звездами и туманностями. В сущности, уже звезды типа Т Таи можно рассматривать как таковые.

Важным достижением теории эволюции звезд до при­ хода их на ГП являются расчеты Ларсона (1972), который показал, что на этой стадии звезды окружены остаточными газо-пылевыми оболочками. Недавно Стейн, Мак Крей и Шварц (1972) показали, что тепловая неустойчивость в охлаждающейся межзвездной среде при отсутствии магнит­ ного поля может привести к возникновению гравитацион­ но связанных облаков диаметром около 1 пс, в центре которых образуются очень небольшие плотные ядра, на которые оседает вещество облаков. Эти авторы отмечают, что Ларсон начинает свои расчеты с протозвезды, имеющей как раз такую структуру. У звезд с массой, превышаю­ щей 3 солнечных, оболочка исчезает, и сама звезда стано­ вится наблюдаемой, лишь когда она достигает ГП. Это означает, в частности, что сравнение с теорией диаграмм Г — Р очень молодых звездных скоплений является весьма трудным делом; для этого необходимо знать влияние оболочки на цвет и светимость звезды. Существование таких оптически толстых околозвездных оболочек от­ мечали еще ранее наблюдатели, в особенности Поведа (1965). Недавно К. Стром и др. (1971), С. Стром и др. (1972), а также Уокер (1972) показали, что большинство звезд в NGC 2264, не достигших еще ГП (в основном типа Т Таи), окружены газо-пылевыми оболочками. У поздних звезд это приводит к ИК-избытку, а у более проэволюционировавших ранних звезд в оболочке присутствуют уже частицы, достаточно крупные для того, чтобы вызвать нейтральное поглощение света звездного ядра, что может уводить звезду под ГП (Поведа, 1965).

Орионе и NGC 2264, нашел в спектре многих из них явные признаки падения на них вещества. Он заключил, что эти звезды только недавно освободились от своих оболочек, и мы наблюдаем завершение их образования, аккрецию на них последних остатков дозвездного облака, из которого они образовались. Таинственный голубой континуум в спектре (который также может уводить звезду влево от ГП), согласно Уокеру, может возникать в результате столкновения этих остатков с поверхностью звезды.

Таким образом, из наблюдательных данных о звездах очень молодых звездных скоплений крайне трудно полу­ чить их Л/ь и 2’еп. Во всяком случае, выводы об их массе, дисперсии возрастов и т. д., основанные на сопоставлении Му и В — V этих звезд с эволюционными треками, крайне ненадежны. Положение этих звезд на диаграмме Г — Р искажается пекулярностью распределения энергии в их спектрах, влиянием газо-пылевой оболочки и перемен­ ностью блеска. Попадание некоторых звезд под началь­ ную ГП на диаграмме Му ~ В — V не является труд­ ностью для гипотезы происхождения звезд из диффузного вещества. Это с полной убедительностью показано в цити­ рованных выше работах Строма и Уокера, а также в ра­ боте Эндрьюса (1971), который нашел для группировки Ориона, что многочисленные в координатах Му, В — V звезды, лежащие под ГП, все оказываются правее ее в

новых переменных, звезд типа Т Таи и UV Cet и их спек­ тральные пекулярности связаны с завершающими стади­ ями гравитационного сжатия звезды, то чем старше звездное скопление, тем меньше должна быть масса и светимость его самых ярких звезд этих типов. Это пред­ сказание теории блестяще подтвердил Аро (1968) при исследованиях вспыхивающих звезд в скоплениях. На рис. 4 построена зависимость между светимостью яр­ чайших вспыхивающих звезд в скоплениях и возрастом

22 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е ЗД Ы Н А С ЕЛ Е Н И Я I И ЭВОЛЮ ЦИЯ [Гл. 1

ного класса наиболее ранних звезд скоплений, построен­ ной по данным работы Линдоффа (1968).

Если вспышечная активность присуща всем звездам малой массы на стадии гравитационного сжатия, то в лю­ бом скоплении все звезды слабее некоего предела, опре­ деляемого зависимостью светимость — возраст, должны быть вспыхивающими. Амбарцумян (1969) представил убедительные соображения в пользу того, что «вряд ли

можно допустить, что больше чем 10% всех членов Плеяд, более слабых, чем V = 13™2, являются не вспыхиваю­ щими». Однако через четыре года Амбарцумян и др. (1972) пришли к выводу, что вспыхивают далеко не все звезды Плеяд слабее V = 13^2, ибо среди 79 членов Плеяд в пределах mpg = 14,5 — 16,0 до сих пор лишь половина показала вспышки. Рис. 5, иллюстрирующий динамику открытия вспыхивающих звезд в Плеядах, показывает, однако, неуклонный рост их числа.

В Плеядах, Волосах Вероники, Гиадах и Яслях, по мере перехода к более ярким звездам, вспыхивающие звезды сменяются постоянными звездами, а не звездами

§ 2] П Е РЕ М Е Н Н О С ТЬ НА СТАДИИ ГРАВИТАЦИОНН ОГО СЖ АТИ Я 23

типа Т Таи и орионовыми переменными, как в более мо­ лодых агрегатах Ориона и NGC 2264. Можно считать твердо установленным, что звезды типа Т Таи, быстрые неправильные и орионовы переменные встречаются исклю­ чительно в наиболее молодых группировках, в которых почти всегда обнаруживаются также и вспыхивающие звезды (I Ori, NGC 2264, NGC 7023, группа в Тельце,

группа R СгА), в то время как в звездных скоплениях, возраст которых превышает 3—5-107 лет, встречаются исключительно лишь звезды типа UV Кита. Означает ли это, что стадия UV Кита является более поздней в эволю­ ции звезды, нежели стадия Т Тельца, как это считает Амбарцумян (1970)? Однако тогда в Орионе и в NGC 2264 вспыхивающие звезды должны быть среди самых ярких, т. е. более массивных и близких к ГП переменных звезд; на самом же деле таковыми являются орионовы переменные и звезды типа Т Таи. Подчеркнем, что по­ следние встречаются лишь в группировках, связанных с диффузной материей, в которых по всем признакам (на­ пример, наличие ИК-источников — протозвезд) продол­ жается звездообразование.

Эти факты можно попытаться объединить и объяснить следующей гипотезой. По всей видимости, звезды с мас­ сами, заключенными примерно между 0,3 и 1,0 ЗЛ®, как и предполагает Амбарцумян (1970), в начальных, очень кратковременных стадиях своего существования являются звездами типа Т Тельца, а подойдя ближе к ГП, становят­ ся звездами типа UV Кита. (Звезды с ЗЛ ^ 13Л®, вероятно, уже не показывают типичных для звезд UV Кита вспышек, а звезды с ЗЛ ^ 0,3 ЗЛ®, по-видимому, не бывают «настоя­ щими» звездами типа Т Тельца.) В скоплениях, в которых звездообразование окончено, звезды типа Т Тельца ус­ пели стать вспыхивающими или постоянными звездами. В скоплениях, сохранивших до настоящего времени запа­ сы диффузного вещества, звездообразование продолжает­ ся, и наиболее молодые звезды, еще аккретирующие его остатки, и есть звезды типа Т Таи. Оценки допустимой верхней границы дисперсии возрастов звезд скоплений (по верхней части ГП) дают 1-107 лет (Шлезингер, 1972). Это означает, что в скоплениях, возраст которых меньше или равен l'-lO7 лет, звездообразование может продол­ жаться и сейчас. Это близко к возрасту I Ori и NGC 2264,

около 0,53^0 и возрастами от 0 до 1 "Ю7 лет, должны быть и постоянные звезды главной последовательности, и

сту вспыхивающие переменные. Допущение небольшой дисперсии возрастов звезд в скоплениях представляется необходимым для объяснения положения звезд типа UV Cet и Т Таи на диаграммах цвет — величина скоп­ лений.

Окрайней молодости звезд типа Т Таи свидетельствуют

ицитированные выше результаты Ларсона и Уокера, говорящие о наличии вокруг этих звезд остатков диффуз­ ного вещества (которые иногда наблюдаются непосредст­ венно в виде окружающих эти звезды крошечных туман­

ностей (Бааде, 1963)), а также данные о звездах типа FU Ori, одна из которых (V 1057 Cyg) до вспышки была звездой типа Т Таи.

Как следует из сказанного в начале этого параграфа, данную гипотезу вряд ли можно будет проверить непосред­ ственно по положению относительно ГП звезд типа Т Таи и UV Cet в одном и том же скоплении, поскольку мы не можем определить достаточно точно Мъ и Tett этих звезд. Она, однако, объясняет, почему звезд типа Т Таи нет в столь молодом скоплении как h и %Per — потому, что там исчерпано или выметено О-звездами диффузное вещество.

Итак, звезды типа Т Таи — наиболее молодые объекты среди тех, которые уже заслуживают названия звезд. Все указывает на продолжающееся и ныне образование их из газо-пылевых туманностей. Более поздняя стадия развития звезд малой массы — переменные типа UV Cet. В скоплениях, содержащих звезды типов Т Таи и UV Cet, более слабые вспыхивающие звезды относятся к более раннему поколению, раз они находятся на более поздней стадии развития. Еще более старые звезды данной массы могут уже быть на ГП, чем возможно и объясняется встре­ чаемость постоянных звезд рядом с переменными на диа­ грамме скопления. Переменность орионовых звезд и звезд типа Т Таи и UV Cet явным образом связана с особен­ ностями строения звезд, заканчивающих гравитационное сжатие, как это было показано в главах 5 и 6 книги данной серии «Эруптивные звезды»,