Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

5 3 ] З В Е З Д Ы ТИПА Р Ц Е Ф Е Я 25

§ 3. Звезды типа Р Цефея

В пределах главной последовательности находится несколько типов переменных звезд. Наиболее яркими из них являются звезды типа р Цефея. На диаграмме спектр — светимость эти звезды расположены в пределах узкой полосы на ГП и имеют классы светимости III—IV и спектры ВО,5 — В2,5 (Копылов, 1968). В пределах этой полосы практически нет постоянных звезд (рис. 6). Ско­

наблюдаемое положение звез­ ды типа Р Цефея. Вековое увеличение периода, извест­

ное у некоторых звезд (в эволюционном значении кото­ рого можно, однако, сомневаться), заставляет подозревать, что переменность данного типа возникает сразу же после выхода звезды из петли или до вступления в эту стадию, при расширении звезды (ван Хуф, 1965).

Ван Хуф приходит к выводу, что звезды типа Р Сер соответствуют более ранней стадии эволюции, до начала петли, еще на стадии горения водорода в ядре, т. е. до начала перестройки звезды. Оценки длительности стадии р Сер (105—10е лет; Копылов, 1968) согласуются с воз­ можностью того, что все звезды в интервале масс 10—20 солнечных перед уходом с ГП проходят стадию р Цефея.

ных звезд типа р Цефея, пришел к выводу, что эти звезды не занимают обособленной позиции на диаграмме цвет — светимость и могут иметь достаточно большие скорости вращения. Нужно, однако, иметь в виду, что предыдущие исследователи имели дело с яркими и хорошо выражен­ ными представителями звезд типа р Цефея, открытыми случайно; Хилл же специально искал звезды этого типа среди В-звезд скоплений и ассоциаций (среди 153 звезд 24 оказались принадлежащими к типу р Цефея) и, вероят­ но, выявил много нехарактерных звезд, являющихся, возможно, наподобие р Сер, переходными формами от звезд типа р Цефея к постоянным В-звездам. Необходимо также учесть меньшую точность и особенно меньшую продолжительность наблюдений Хилла. Переменность или принадлежность к типу р Цефея некоторых из открытых им звезд не подтвердилась.

Проведенное Перси (1970) исследование показало, что все 8 звезд со светимостью, меньшей Му = —3,0, подо­ зреваемые ранее в принадлежности к типу р Сер, являются постоянными. Положение звезд типа р Сер на диаграмме Г — Р (рис. 6), доля их числа относительно постоянных В-звезд и скорости изменения периодов указывает на то, что они находятся на конечных стадиях горения водорода в ядре. Перси отмечает, что у звезд с массой, превышающей 3,5 9R@ (что соответствует как раз Му — —3,0), на этой стадии эволюции существует полуконвективная зона, и приходит к выводу, что переменность блеска звезд типа Р Сер связана с зарождающейся в этой зоне нерадиальной пульсацией.

§4. Звезды типа б Щита

Впоследние годы большие успехи были достигнуты

визучении звезд типа б Set, другого типа пульсирующих переменных, лежащих вблизи ГП. Кам Шинг Леунг (1970),

восновном по данным узкополосной фотометрии, опреде­ лил светимость41 звезды поля и пришел к выводу, что звезды с периодами около 0?05 находятся на ГП в стадии горения

водорода в ядре, а звезды с периодами около 0?14 уходят

сГП. На диаграмме Г—Р эти две группы звезд находятся

вдвух дискретных областях (рис. 7), внутри которых,

согласно Кам Шинг Леунгу, почти нет постоянных звезд. Последнее заключение сейчас оспаривается (Баглин и др., 1973).

Эти выводы об эволюционной стадии звезд типа б Set

вобщем подтверждаются результатами их исследований

врассеянных звездных скоплениях, исчерпывающую свод­ ку которых дал недавно Брежер (1972). Сейчас известно

20 звезд этого типа в шести скоплениях (вместо двух

19 ТеН

Рис. 7. Положение звезд типа б Щита на диаграмме светимость — эффективная температура и эволюционные треки звезд с массами от 1,5 до 3,0 солнечных для разного химического состава

(Баглин и др., 1973).

звезд в 1970 г.)— они обнаруживаются всегда, если звезды скопления попадают в пределы полосы нестабильности, являющейся для звезд типа б Щита продолжением таковой для цефеид и ограниченной на ГП классами А2 и F0. Это значит, что в Волосах Вероники, Яслях и Гиадах звезды 6 Set лежат на проэволюционировавшей ГП (кроме ярчайшей из них в Яслях, которая застигнута нами на пути от ГП к красным гигантам), а в Плеядах — на исходной ГП (рис. 8). Однако в NGC 2264 две звезды

28 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. Л

с характеристиками б Set (если они члены скопления) находятся еще в стадии гравитационного сжатия.

Обнаружение звезд типа б Щита на ГП скоплений показывает, что Кшшенхан (1965) напрасно сомневался в своих расчетах, показавших, что звезды ГП должны быть слегка нестабильны при Т = 7500° С с периодом пульсаций около 1 часа. Это как раз характеристики

Рис. 8. Сводная диаграмма цвет — светимость скоплений, содержа­ щих звезды типа 8 Щита (указаны точками). Обозначения те же, что на рис. 4.

звезд типа б Set в скоплениях; однако в Плеядах, напри­ мер, лишь 33% звезд ГП, лежащих в пределах полосы нестабильности, относятся, согласно Брежеру (1972), к типу б Set.

Брежеру не удалось найти существенных различий между постоянными и переменными звездами. Не озна­ чает ли это просто то, что известные ныне звезды б Set лежат близ верхней огибающей диаграммы период—ампли­ туда? Ведь даже и у них амплитуды очень малы (около 0701—0702 у лежащих на ГП). Кроме того, из-за эф­ фекта наложения вторичной периодичности колебания блеска временами вообще могут затухать.

§ 5] КЛАССИЧЕСКИЕ Ц ЕФ ЕИ ДЫ 29

Звезды типа RRs, отличающиеся от звезд б Set в основ­ ном большими амплитудами и кинематикой, указываю щей на принадлежность к старому населению диска, согласно Киппенхану (1965) попали в полосу нестабильности после потери значительной массы на стадии красного гиганта. Но к какому типу относятся четыре звезды горизонтальной ветви старого рассеянного скопления М 67, у которых Шью (1970)’ обнаружил переменность с амплитудами 0?02—О’ГОЗ и периодами в несколько часов? Поскольку звезды горизонтальной ветви (по крайней мере в шаровых скоплениях) уже побывали красными гигантами, их можно отнести к карликовым цефеидам (звездам RRs), однако амплитуды их типичны для звезд 8 Set. Баглин и др. (1973) приходят к выводу, что различие между звездами этих типов может быть не так уж велико.

Наиболее яркие звезды типа б Set находятся на той же эволюционной стадии (пересечение полосы нестабиль­ ности на пути от ГП к красным гигантам), что и слабейшие цефеиды, однократно пересекающие полосу нестабиль­ ности. Является ли реальным резкий разрыв между ними по периодам и амплитудам или же промежуточное звено, missing link, скрывается среди звезд поля «типа RR Лиры» с периодами 0<?3—0d8? Холопов (1971) отмечает, что среди них действительно могут быть звезды с более высокой светимостью и образующие более плоскую под­ систему, нежели обычные звезды типа RR Лиры.

§ 5. Классические цефеиды

Первым, по-видимому, предположение о происхожде­ нии цефеид из В-звезд главной последовательности выска­

(1959) независимо высказали аналогичное предположение и проверили ряд следствий из него, в частности, построили теоретическую функцию периодов цефеид. Они, а позднее Смак (1962) и Копылов (1964) отметили ее хорошее согла­ сие с данными наблюдений для больших периодов и резкий недостаток численности цефеид малых периодов по срав­ нению с численностью В-звезд соответствующей свети­ мости.