Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

разных пересечениях полосы нестабильности имеет отли­ чающиеся периоды, а также изменением периода во время пересечения (рис. 13). Из ее данных следует, что в звездном скоплении с возрастом около 2-107 лет периоды цефеид могут отличаться друг от друга на 20 дней, а в скоплении с возрастом в 6-107 лет — не более чем на 1 день. Увели­ чение интервала величин периодов с уменьшением возраста скопления (иначе говоря, сохранение отношения макси­ мального и минимального периодов), по-видимому, объяс­ няет различие периодов цефеид в h и % Персея (от 8,6 до 13 дней) и в NGC 371 в ММО (от 14 до 50 дней, согласно Эндрьюсу, 1971 и автору, см. табл. 2) и без допущения о большой дисперсии возраста звезд скопления.

Привлечение цефеид из скоплений Магеллановых Об­ лаков (см. табл. 1, 2, 3) и туманности Андромеды позволя­ ет в настоящее время построить зависимость период—

со светлой туманностью) и о вероятных цефеидах, найден­ ных Арпом (1959) в ядрах NGC 458 и NGC 330. Периоды последних до сих пор остаются неизвестными и были оценены по зависимости период — светимость. Число це­ феид, связанных со скоплениями БМО, было увеличено в несколько раз в результате проведенного Е. Б. Щукиной

иавтором (табл. 3) сопоставления положения звездных скоплений и цефеид на атласе Ходжа и Райт (1966). Были привлечены также данные о ярчайшем «рассеянном» скоплении в М 31, близ которого еще Хаббл отметил цефеиду с периодом в 33 дня (Н 40). Возраст скоплений был определен по интегральным показателям цвета U—В или по диаграммам цвет—звездная величина; при этом использовались результаты вычислений Диксона, Форда

иРобертсона (1972).

Полученная в результате эмпирическая зависимость период—возраст изображена на рис. 14, а проведенные на нем огибающие показаны штрихами на рис. 13. Согласие наблюдательных и теоретических данных сле­ дует признать весьма хорошим; большая дисперсия

38 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

наблюдательной зависимости естественна и объясняется ошибками в определении возраста скоплений и, возмож­ но, случайным проектированием некоторых цефеид на скопления.

В свое время зависимость период—светимость сделала цефеиды, по словам Шепли, «самыми важными звездами». Теперь зависимость период—возраст делает цефеиды мощ­ ным средством изучения истории звездообразования в раз­ ных областях галактик. Так, градиент периодов цефеид

Рис. 14. Зависимость период — возраст для цефеид в звездных скоп­ лениях Магеллановых Облаков и М 31. Кружки означают цефеиды в коронах скоплений; квадратик — цефеида Н40 в М 31, связанная с ярчайшим голубым скоплением этой галактики; черточки — цефеи­ ды, периоды которых оценены по зависимости период — светимость.

Прямые линии — огибающие.

в спиральном рукаве S4 туманности Андромеды (увеличе­ ние периода ко внутреннему краю рукава и с удалением вдоль рукава от центра галактики) оказывается возмож­ ным интерпретировать как градиент возраста молодых звезд (Ефремов, 1971).

Реальность петель на участках эволюционных треков массивных звезд, связанных с горением гелия, более не подвергается сомнению. Всё возрастающие данные о диа­ граммах молодых богатых скоплений в Магеллановых Облаках (ср. рис. 1 с рис. 2 и И) наряду со статистикой цефеид убедительно подтверждают существование этих петель, близ концов которых звезды проводят львиную долю жизни после ухода с ГП. Однако их характеристики по-прежнему заметно отличаются в разных расчетах. Попытки установить связь между эффективной темпера­

§ 5] КЛАССИЧЕСКИЕ Ц ЕФ ЕИ ДЫ 39

турой левой точки поворота трека и химическим составом звезды не дают убедительных результатов (Пачинский, 1970); между тем от положения этой точки относительно полосы нестабильности зависит распределение цефеид по периоду. Сравнение характеристик петель с наблюда­ тельными данными о цефеидах позволяет уточнить расчеты внутреннего строения поздних сверхгигантов и теорию взрывов сверхновых звезд (Ибен, 1972). Накапливается все больше аргументов в пользу предположения, что отличия в длине петель определяются в первую очередь распределением содержания водорода по радиусу, остаю­ щегося после сжатия конвективного ядра на стадии главной последовательности (Робертсон, 1972). Недавно Мейер-Хофмейстер (1972) показала, что влияние враще­ ния на структуру звезды приводит к тому, что у более быстро вращающихся звезд петли заходят дальше налево, так что максимум в функции масс цефеид для вращающих­ ся звезд должен быть сдвинут в сторону меньших масс примерно на 1 9R®. Если вспомнить теперь, что вращение, возможно, препятствует пульсации с большой амплиту­ дой, то можно предположить, что быстро вращающиеся цефеиды должны обладать малой амплитудой и синусои­ дальной кривой блеска и относиться к подтипу Cs; они наиболее многочисленны при периоде в 3d, а не 5d, как обычные цефеиды. К сожалению, цефеиды Cs, образующие резко обособленную группу, не привлекают внимания теоретиков, и пока нет данных для выбора между приве­ денной выше гипотезой или же предположениями (Ефре­ мов, 1970) о том, что они соответствуют звездам, пульси­ рующим в первом обертоне (поэтому-то они в Магеллано­ вых Облаках и в М 31 ярче на 0™5 средней линии зависи­ мости период—светимость?) и/или впервые пересекающим полосу нестабильности.

Как считает Тейлер (1970), в наружных слоях цефеид «первого пересечения» действительно может быть меньшее содержание гелия, чем у звезд, побывавших в стадии красного сверхгиганта. Как предположил Ефремов (1970), это, возможно, и объясняет уменьшенную амплитуду цефеид Cs.

Сендидж и Тамманн (1971), придя к выводу, что боль­ шинство] цефеид (кроме интервала периодов 0,86 <С lg Р <С 1,3) максимальную амплитуду имеют у левого края по­

АО П Е РЕ М Ё Н Н Ы Е З В Ё З Д Ы Н А С ЁЛ ЁН И Й I Й ЭВ О ЛЁЩ И Я [Гл. 1

лосы нестабильности, объяснили этим голубизну и большие амплитуды цефеид Магеллановых Облаков (особенно Мало­ го) сравнительно с цефеидами Галактики. Они, как и Арп (1967), предположили, что в силу различия химического состава звезд петли эволюционных треков в Магеллановых Облаках проникают при тех же массах дальше налево, чем в Галактике. Однако недавно Белл и Парсонс (1972) показали, что более голубой на 0?1 цвет В — V цефеид Магеллановых Облаков можно объяснить, если содержа­ ние металлов у них вчетверо меньше, чем у цефеид Галак­ тики. Отметим, что это различие является вполне реаль­ ным и согласуется с результатами прямых определений содержания тяжелых элементов у сверхгигантов МО (Пшибыльский, 1972).

Таким образом, мы вновь приходим к вечному вопросу о влиянии различий характеристик цефеид на их свети­ мость при данном периоде. По-видимому, влияние разли­ чия в содержании тяжелых элементов существенно слабее влияния различий содержания гелия (Стоби, 1969). В то же время и теория, и наблюдательные данные (см., напри­ мер, Киппенхан, 1971) с нарастающей убедительностью показывают, что содержание гелия повсеместно во Вселенпой более или менее одинаково.

Отсутствие больших ошибок в современной калибровке зависимости период—светимость убедительно продемон­ стрировал Хавлин (1972), определивший угловую ско­ рость распространения волны освещенности от RS Pup по деталям окружающей ее пылевой туманности и, тем самым,— расстояние цефеиды. Согласие со светимостью, вытекающей из зависимости Сендиджа—Тамманна (1968), получилось весьма хорошим, но это не значит еще, что здесь не осталось больше проблем. Различие содержания тяжелых элементов в рассеянных звездных скоплениях Галактики означает, что для определения их расстояний и, следовательно, светимости входящих в их состав цефеид должна быть использована исходная главная последова­ тельность (ИГП), соответствующая данному содержанию металлов. Ефремов и Копылов (1971) показали, что отличия ИГП, построенных Копыловым и Джонсоном, могут быть вызваны тем, что ИГП Джонсона соответствует

Этим, возможно, и объясняется, почему ИГП Копылова, существенно опирающаяся в области В-звезд на скопле­ ние а Персея, проходит в этой области на 0Т5 ниже, чем ИГП Джонсона—Ириарте, что приводит соответствен­ но к такому же уменьшению светимости цефеид. Поправка к светимости за различие ультрафиолетовых избытков б {U — В), найденная Аптоном (1971) по звездам ГП с большим параллаксом, приводит с согласованию фото­ метрического и группового параллакса для скопления а Персея. Если выводы Ефремова и Копылова (1971) верны, и если скопления, содержащие цефеиды, имеют, как наиболее вероятно, в среднем Z = 0,02, то цефеиды следует сделать слабее сравнительно с зависимостью Сендиджа—Тамманна (1968) на 0Т2—ОТ'З. Отметим, что наилучшие данные о звездах типа RR Лиры в звездных скоплениях Магеллановых Облаков приводит к выводу, что либо цефеиды надо сделать слабее на 0Т6—O’M либо звезды типа RR Лиры на столько же ярче. Однако последние работы о светимости звезд типа RR Лиры зас­ тавляют подозревать, что их, наоборот, следует сделать на 0Т5 слабее (Кльюб, 1970).

Таким образом, хотя эпоха решающих достижений в исследовании цефеид уже позади, здесь еще много задач, заслуживающих самого пристального внимания.

§ 6. Красные гиганты и сверхгиганты

По-видимому, все красные сверхгиганты являются переменными с цикличностью в сотни дней. Широко извест­ ны переменные сверхгиганты в h и %Персея и ВМ Sco в

что эти переменные соответствуют стадии горения гелия в ядре или еще более поздним этапам эволюции звезд с массой в 10—15 солнечных. Возможность того, что красные сверхгиганты находятся в стадии гравитацион­ ного сжатия и еще не были на ГП, полностью исключена (см., например, Ивенс, 1968). Судя по данным Тамманна