www.ASTROLAB.ru

ASTROLAB.ruЗвездыПеременность на стадии гравитационного сжатия ( Часть 1 )
ГлоссарийФото космосаИнтернет магазинКосмос видео



Переменность на стадии гравитационного сжатия ( Часть 1 )
Версия для печати

Отметим прежде всего данные радиоастрономии, показывающие, что некоторые звездные ассоциации окружены облаками нейтрального водорода, плотность которых повышается к центру ассоциации, вокруг которого они вращаются и в котором уже появились звезды, ионизующие окружающий их газ. Согласно теории звездообразование Должно начаться именно при достаточно большой плотности диффузного вещества. С другой стороны, гигантские массы газа и вращение бесспорно говорят о стабильности всего комплекса в целом. Такая или похожая картина наблюдается во многих ассоциациях Магеллановых Облаков и в ассоциации Ориона; NGC 6857 является газовым 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, являющиеся ныне звездными конденсациями в области Н II, которые в 1946 г. выглядели лишь как более яркие участки туманности (Аллен, 1972). Нельзя говорить о том, что не наблюдаются объекты, переходные между звездами и туманностями. В сущности, уже звезды типа Т Таu можно рассматривать как таковые.

Важным достижением теории эволюции звезд до прихода 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 магнитного поля может привести к возникновению гравитационно 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, превышающей 3 солнечных, оболочка исчезает, и сама звезда становится 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 отмечали еще ранее наблюдатели, в особенности Повода (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 Таu), 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).

Уокер (1972), наблюдая звезды с УФ-избытком в 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 получить их Мb и Teff. Во всяком случае, выводы об их массе, дисперсии возрастов и т. д., основанные на сопоставлении МV 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 переменностью блеска. Попадание некоторых звезд под начальную ГП на диаграмме MV ~ В - V не является трудностью для гипотезы происхождения звезд из диффузного вещества. Это с полной убедительностью показано в цитированных выше работах Строма и Уокера, а также в работе Эндрьюса(1971), который нашел для группировки Ориона, что многочисленные в координатах МV, В - V звезды, лежащие под ГП, все оказываются правее ее в координатах МV, V - R, исключающих голубой континуум.

Если быстрые неправильные изменения блеска орионовых переменных, звезд типа Т Таu и UV Cet и их спектральные пекулярности связаны с завершающими стадиями гравитационного сжатия звезды, то чем старше звездное скопление, тем меньше должна быть масса и светимость его самых ярких звезд этих типов. Это предсказание теории блестяще подтвердил Аро (1968) при исследованиях вспыхивающих звезд в  скоплениях. На рис. 4 построена зависимость между светимостью ярчайших вспыхивающих звезд в скоплениях и возрастом скоплений. Данные об этих звездах взяты у Аро (1968), модули расстояния из работы Джонсона и др. (1961), а возрасты определены по их зависимости от спектрального класса наиболее ранних звезд скоплений, построенной по данным работы Линдоффа (1968).

Если вспышечная активность присуща всем звездам малой массы на стадии гравитационного сжатия, то в любом скоплении все звезды слабее некоего предела, определяемого зависимостью светимость - возраст, должны быть вспыхивающими.


Рис. 4. Зависимость светимость - возраст для вспыхивающих звезд. Светимость ярчайшей в данном скоплении вспыхивающей звезды сопоставлена с возрастом скопления (Орион, NGC 2264.Р1- Плеяды, С-Волосы Вероники, Рr-Ясли, Н-Гиады].

Ю. Н. Ефремов






??????.???????