книги / Эволюция звёзд и галактик

ках относится к типу Т Тельца. Насколько я знаю, нет указаний на потерю массы у других переменных. Это могло бы означать, что 40% переменных вступают в стадию Т Тельца и теряют массу. Интересно еще то, что звезды типа Т Тельца, в противоположность другим пе­ ременным (которые, однако, не исследовались так тща­ тельно), обнаруживают значительное расширение ли­ ний. Эти сведения опять-таки основаны на спектрограм­ мах, полученных в фокусе кудэ 200-дюймового теле­ скопа. Если объяснять это расширение вращением звезды, как это предлагал одно время Хербиг, полу­ чаются скорости вращения до 50—60 км1сек. Его можно объяснить также крупномасштабной турбулентностью (что я предпочитаю), которая могла бы быть возмож­ ной, потому что на этой стадии в звездах можно ожи­ дать наличие глубокой внутренней конвективной зоны.

Теперь мы должны знать о замечательном свойстве звезд типа Т Тельца: вероятно, все звезды этого типа окружены туманностью. Харо первым обнаружил по­ добные объекты — звезды, окруженные небольшой ту­ манностью эмиссионного типа. Хербиг нашел еще не­ сколько таких звезд, и теперь они известны как объекты Харо — Хербига. К ним относится сама звезда Т Тель­ ца; она окружена очень маленькой туманностью точной эллиптической формы, обнаруженной Барнхемом с по­ мощью Ликского рефрактора; диаметр этой туманности составляет лишь несколько секунд. Изображения ее, полученные с короткими экспозициями, имеют эллипти­

к исследованию объектов Хербига — Харо, имеющих за­ метные угловые размеры, то и в самом деле обнаружил,

он перешел от звезды к туманности, широкие линии стали совсем узкими. Таким образом, есть серьезные

100 пс диаметр туманности составляет лишь несколь­ ко секунд.

Очень интересно выяснить, что возбуждает туман­ ность, окружающую звезду типа Т Тельца. Этот вопрос был изучен Вурмом и Остерброком. Судя по непрерыв­ ному спектру, эти звезды, по-видимому, находятся в ин­ тервале F8 — М3 и слишком холодны для того, чтобы возбудить туманность. Проблему эту искусно разрешил Остерброк. Помимо линий [О II], эти туманности обна­ руживают также пару линий [О I] при IX 6300 и 6363 А. Первый ионизационный потенциал кислорода примерно такой же, как и у водорода, и два эти атома должны быть ионизованы в той же степени. Наблюдения пока­ зывают, что линии [О I] и [О II] примерно одинаково интенсивны, так что кислород, а следовательно, и водо­ род ионизованы лишь частично. Таким образом, вещест­ во туманности ионизовано только частично.

Далее надо было найти плотность оболочки, кото­ рую Остерброк получил по отношению интенсивностей двух компонентов линии \ 3727 А, равному 0,56±0,04. Отсюда получается электронная температура 7500° К и электронная плотность Л7е = 3700 слг3. Это находится в хорошем согласии со значениями 7500° К и 2500 смг3, выведенными Вурмом из аналогичного сравнения интен­ сивностей линий [О II] и [ОШ]. Ионизация была опре­ делена по отношению 0 /0 +=1,9; таким образом, на ка­ ждый свободный электрон в туманности приходится два атома водорода и один ион водорода. С этими значе­ ниями и при допущении, что, как и в туманности Орио­ на, отношение Н/Не=2, мы получаем плотность вещест­

ва туманности 3* 10~20 г/сл*3. Так как радиус составляет 1400 а. е., общая масса оболочки совсем мала — 1030 г, или 5* 10-4 солнечных масс.

Чтобы возбудить такую туманность нормальной фо­ тоионизацией, нужна звезда примерно в одну солнечную массу и с температурой около 20 000° К. Но спектр ту­ манности, конечно, сильно отличался бы от наблюдае­ мого: туманность должна быть почти полностью иони­ зованной, и только во внешних областях наблюдался бы резкий переход от почти полной ионизации к ней­ тральному водороду. Линии [О I] были бы чрезвычайно слабы, потому что они должны были возникать в очень маленькой зоне и отношение [О II]/[0 I] было бы совсем не таким, как наблюдаемое. Таким образом, ионизация вызвана наверняка не этим процессом. Что же тогда вызывает свечение оболочек, окружающих объекты Хербига — Харо? Ведь температура центральной звезды слишком мала.

Я полагаю, что Остерброк дал правильное объясне­ ние. Мы видели, что звезда выбрасывает вещество со скоростями порядка 150 км/сек, что могло бы соответ­ ствовать энергиям электронов 100 эв. Остерброк пред­ полагает, что это вещество сталкивается с оболочкой и вызывает возбуждение туманности. На мой взгляд, са­ мой интересной особенностью звезд типа Т Тельца яв­ ляется наблюдаемая у них потеря массы.

Как долго продолжается стадия Т Тельца, когда идет этот выброс массы? Об этом мы знаем немного. Известно, что звезды типа Т Тельца тесно связаны с га­ зом и пылью; они никогда не видны в прозрачных участках неба, а только у краев эмиссионных туманно­ стей. Это означает, что в продолжении этой стадии они просто не успевают отойти далеко от того места, где они образовались. В качестве очень грубой оценки мож­ но принять, что эта стадия может длиться, возможно, 10е лет, или может быть, 5* 106 как верхний предел.

Следующий вопрос, который необходимо решить, та­ ков: много ли вещества может потерять звезда за срок от 106 до 5- 106 лет? Не исключено, что потеря массы столь велика, что может пролить свет на загадку, пред­ ставляемую звездами, уже находящимися так близко

к главной последовательности. Я думаю, что наблюде­ ния дадут больше сведений, потому что среди карлико­ вых звезд, связанных с туманностями и находящихся, очевидно, в процессе образования, есть и еще одна группа чрезвычайно интересных объектов, именно вспы­ хивающие звезды.

Звезды такой природы наблюдаются в наших окрест­ ностях, например звезда UV Кита, блеск которой за

несколько минут возрастает на lw или 1™5 и падает столь же быстро. Такие звезды были также в большом

Плеядах, где они есть в некотором количестве. Наблю­ датели вспыхивающих звезд подчеркивают, что спек­ тральные типы этих звезд в каждой группировке раз­ ные. В темном облаке в Тельце мы находим их лишь у класса dM3 и у более поздних подклассов. В туман­

Будет интересно выяснить, какой спектр у вспыхиваю­ щих звезд в Плеядах; он должен быть очень поздним — вероятно, М 7 1). Таким образом, эта стадия, по всей ви­

В гл. 8 я говорил об определении и нуль-пункта при помощи четырех цефеид, членов рассеянных скоплений. Арп и Сендидж установили, что поправка AM к нуль-

пункту составляет в международной системе — 1'”27±

±0'"14. Эта поправка применима к классическим цефеи­ дам. Далее, чтобы получить нуль-пункт для переменных типа RR Лиры, мы должны придать другую поправку, разность между переменными типа RR Лиры и цефеида­ ми, определенную по Магеллановым Облакам и дру­

гими способами. Эта разность составляет — 1';,50. Таким образом, переменные типа RR Лиры надо сдвинуть вниз

на +0,'"23, что приведет к значению Mv = +0"'08. Глав­ ная последовательность М3, следовательно, должна быть

сдвинута вниз на 0"'08. Конечно, это все еще довольно неопределенно, ио точность главной последовательности

Хотя все еще надо ждать продления диаграмм до главной последовательности, уже существует работа Арпа, исследовавшего диаграммы цвет — величина семи шаровых скоплений в области ветвей гигантов и субги­

показаны на рис. 19.

Условимся о терминологии. Назовем часть диаграм­ мы над М = 0т ветвыо гигантов, а часть, поворачиваю­ щую вниз,— ветвью субгигантов. Горизонтальная ветвь начинается от поворота вниз; она включает пробел, за­ нимаемый переменными типа RRJlupbi. В М З и М 5 су­ ществуют хорошо развитые горизонтальные ветви, и звезды находятся по обе стороны от пробела. В М 15 и М2 горизонтальная ветвь слабее, но еще есть перемен­ ные типа RR Лиры. В М92 горизонтальная ветвь силь­ на слева от пробела и слабее справа. В М 13 есть толь­ ко две переменные типа RR Лиры, а в М 10 пробел ста­ новится полностью фиктивным, потому что в нем вообще нет переменных звезд.

Если теперь совместить диаграммы, то без особого труда можно увидеть ряд отличий. Диаграммы М3 и

-0,4 0 0,4 0,8 11 16 2,0

12

М5 можно совместить друг с другом полностью во всем интервале величин. Характерная особенность этой груп­ пы— большое количество звезд с «красной» стороны от пробела. При переходе к следующей группе горизон­ тальная ветвь с «красной» стороны от пробела начинает ослабевать. Кроме того, сравнительно с М3 и М5 ветви гигантов и субгигаитов сдвинуты как целое в «голубую»

сторону. Наибольший сдвиг имеет М 92:— 0'"17 в пока­ зателе цвета в международной системе; все целиком сдвинуто. Диаграммы М 13 и М 10 в области ветви ги­ гантов в основном совпадают с диаграммами М3 и М5. Но ветви субгигантов в М3 и М5 идут круто, тогда как в М 13 и М 10 они располагаются намного более полого. Расхождение в визуальной области начинается

примерно около М = — 1|л0, как раз на величину выше переменных типа RR Лиры. Диаграммы других шаро­ вых скоплений укладываются в ту или иную из этих схем.

Из исследования М3, выполненного с большой точ­ ностью, достаточно хорошо известно, насколько широк пробел по показателю цвета; однако интересно знать, насколько он широк по абсолютной величине? Как стро­ го должна звезда удовлетворять определенным усло­ виям, чтобы быть переменной типа RR Лиры? В М5есть

звезда, которая, возможно, лежит лишь на 0'"2 выше пробела; было бы очень важно ее исследовать.

Ветвь субгигантов в М 15 уходит вниз при показа­

теле цвета +0^55; в М92 — ближе к + 0,7'45. ВМ 13 также наблюдается сдвиг, но по другой причине: верх­ няя ветвь совпадает с ветвями М3 и М5, но наклон ее непрерывно возрастает и резкого ухода вниз нет.

При построении сводной диаграммы для всех скопле­ ний предполагалось, что «голубой» конец пробела пере­ менных звезд одинаков и по цвету и по абсолютной ве­ личине. Иногда «красный» конец делается незаметным, и не все скопления можно достаточно хорошо совме­ стить, основываясь на его положении. Надо помнить, что диаграммы были совмещены именно таким образом. Эта составная диаграмма показана на рис. 19. В допол­ нение к средним линиям в нее был включен ряд звезд, не лежащих на этих линиях; их надо учитывать, потому