Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

30 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е З Д Ы Н А С ЕЛ Е Н И Я I И ЭВОЛЮ ЦИЯ [Гл. 1

Положение цефеид на диаграммах цвет — светимость рассеянных скоплений позволило Сендиджу (1958) прийти к выводу о горизонтальной эволюции предков цефеид после ухода с ГП. Приняв эту гипотезу, Копылов (1964) заключил, что цефеиды должны иметь массы от 3 до 11591®, а их предки были на ГП звездами В1—В6. Тогда же Еф­ ремов (1964, 1968) нашел, что вытекающая из гипотезы происхождения цефеид из массивных звезд ГП зависи­ мость периода входящей в скопление цефеиды от его возраста действительно существует — чем старше скоп­ ление, тем менее массивные звезды успели перейти в ста­ дию цефеиды, а период таких звезд, согласно Сендиджу (1958) должен быть меньше. Еще раньше Копылов (1960) отметил, что сходство пространственно-кинематических характеристик цефеид и В-звезд согласуется с гипотезой об их генетическом родстве.

Однако к 1964 г. представление о том, что массивные звезды становятся цефеидами на пути от ГП к красным сверхгигантам, столкнулось с существенными трудностя­ ми: 1) противоречие между оценками длительности стадии цефеиды по их численности относительно В-звезды (106 лет) и по принадлежности к скоплениям (107 лет), которое позволило думать, что далеко не все В-звезды превращают­ ся в цефеиды; 2) резкое убывание численности цефеид малых периодов, тогда как число В-звезд с уменьшением светимости растет; 3) характеристики цефеид в NGC 1866, и в особенности — близость их показателей цвета (см.

рис. 2).

Выход из этих трудностей был найден летом 1965 г. независимо в трех работах — Хофмейстер (1967), Ибена (1966), Ефремова и Копылова (1967). Он был основан на результатах расчетов поздних стадий эволюции массив­ ных звезд, проведенных незадолго перед этим группой Киппенхана (1965) и Ибеном (1966, 1967). Эти расчеты показывают, что после достижения области красных сверх­ гигантов эволюционные треки поворачивают назад и опи­ сывают петли в области пробела Герцшпрунга, неодно­ кратно пересекая полосу нестабильности (см. рис. 1). После первого очень быстрого пересечения полосы не­ стабильности звезда задерживается в области красных гигантов и затем снова попадает в полосу нестабильности, где живет уже в сотни раз дольше, чем в первый раз.

§ 5] КЛА ССИ ЧЕСКИ Е Ц Е Ф Е И Д Ы 31

Подавляющее большинство наблюдаемых цефеид уже побывало в стадии красного сверхгиганта.

Разность возраста скопления и времени, проведенного на ГП звездой с массой, равной масссе цефеиды, охваты­ вает,— заключили Ефремов и Копылов (1967),— не только время жизни ее в пределах полосы нестабильности, но и существенно большее время жизни в стадии красного

сверхгигантам (рис. 9). Поэтому резко падает число цефеид с уменьшением периода. Конечно, звезды с массой меньшей 2,5 $01®, пересекая полосу нестабильности, явля­

форм между ними — по продолжительности периода и ве­ личине амплитуды. Распределение цефеид по полосе нестабильности, в тех случаях, когда выборка достаточно представительна, непосредственно показывает, что цефеи-

Рис. 10. Диаграмма цвет — период для цефеид БМО, показываю­ щая концентрацию цефеид наименьших периодов у правого края полосы нестабильности (Батлер, 1971).

!5т

у

пт

Ю

Рис. 11. Диаграммы цвет — светимость для звездных скоплений ММО, содержащих цефеиды: a) NGC 371 (lg Р от 1,14 до 1,46);

б) Кгои 52 (lg Р 0,380 и 0,384). Эндрьюс (1971).

2 Явления нестационарное™

34 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е З Д Ы Н А С ЕЛ Е Н И Я I И ЭВОЛЮ ЦИЯ [Гл. 1

Современные представления о происхождении цефеид подтверждаются существованием зависимости период— возраст. Подобно тому как зависимость светимость— возраст для вспыхивающих звезд указывает на правиль­

отметить, что обе зависимости были найдены лишь после того как необходимость их существования — в случае справедливости основных выводов теории звездной эво­ люции — стала вполне очевидной. Нельзя говорить, что теория звездной эволюции не дала никаких существенных предсказаний.

Необходимость существования соотношения между пе­ риодом цефеид и светимостью ярчайших звезд ГП содер­ жащих их скоплений вполне понимали, например, Бербиджи (1958). Они отметили, что отсутствие такого соот­ ношения означало бы, что стадия цефеид следует за стадией красного сверхгиганта, на которой происходит потеря некоторой доли массы. Зависимость период—возраст, однако, существует, и это означает, в частности, что существенной потери массы на первой стадии красного сверхгиганта не происходит. Как сообщают Пейн-Гапош- кина и Гапошкин (1966), уже в 1961 г. в неопубликованной

гсер — расстояние цефеиды от центра скопления, выраженное в долях rcj радиуса скопления.

3 6 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е ЗД Ы Н А С ЕЛ ЕН И Я I И ЭВОЛЮ ЦИЯ [Гл. 1

заметил Ходж (1961), который нашел, что чем краснее скопления БМО, тем меньше период связанных с ним цефеид. Вскоре привлечение цефеид из корон скоплений позволило непосредственно обнаружить зависимость пе­ риод—возраст (Ефремов, 1964, 1968). Близость периодов цефеид в NGG 1866 была объяснена как следствие кратко­ временности стадии цефеиды; дисперсия зависимости пе­ риод — возраст была использована для оценки верхней

Р

границы длительности этой стадии. В качестве эквивален­ та возраста скопления использовались спектральные классы самых ранних звезд и средний показатель цвета звезд верхнего конца ГП (рис. 12). Затем (Ефремов и Копылов, 1967) были определены значения возрастов скоплений, и зависимость период—светимость была по­ строена в явном виде. Однако как на первую, продемонст­ рировавшую существование зависимости период—возраст, часто ссылаются на теоретическую работу Киппенхана и Смита (1969).