О космосе >> Звезды >> Переменные Звезды молодых скоплений и галактического диска

Закономерности эволюции после ухода с ГП существенно отличаются для звезд больших и малых масс. Звезды с массой, большей 2,5 солнечной, уйдя с ГП, быстро проходят пробел Герцшпрунга, и после начала горения гелия в ядре (в области гигантов и сверхгигантов, где они задерживаются) их эволюционные треки поворачивают налево и описывают затем широкие петли, размах которых увеличивается с массой (рис. 1). Вырожденность вещества в ядрах звезд с массой, меньшей двух солнечных, замедляет темп нагревания ядра, звезда уходит в область красных гигантов, и горение гелия начинается, лишь когда звезда уходит далеко вверх по ветви гигантов.

Сравнение с наблюдательными данными (рис. 2) диаграмм цвет - светимость звездных скоплений, рассчитанных с помощью эволюционных треков (рис. 3), показывает хорошее согласие. В скоплениях, возраст которых меньше 5х108 лет, звезды с массой, меньшей двух солнечных, еще находятся в пределах ГП, так что среди рассеянных скоплений лишь скопления типа М 67 и NGC 188 содержат гиганты и субгиганты с массой, меньшей этого значения. Скопления промежуточного возраста, типа NGG 7789, по-видимому, обладают ветвью гигантов, населенной звездами с массами около двух солнечных.

Сделаем еще несколько общих замечаний. Как известно, возможны две точки зрения на природу переменных звезд: 1) переменность может появляться на некоторых этапах эволюции звезд и является стадией, через которую проходят в своем развитии все звезды; 2) переменные звезды являются сугубо пекулярными объектами, сохраняющими эту пекулярность всю жизнь и они могут эволюционировать от одного типа переменности к другому. Чрезвычайно важным, если не решающим для выбора между этими двумя возможностями, является вопрос о встречаемости постоянных звезд в областях диаграммы Г - Р, занимаемых переменными звездами того же возраста, массы и химического состава.


Рис. 1. Эволюционные треки звезд населения I после достижения начальной главной последовательности, рассчитанные Ибеном (1967) и переведенные в MV и В - V по данным Джонсона (1966). Заштрихованы области медленной эволюции. Числа в начале треков указывают массу в долях солнечной.

Отсутствие постоянных звезд в некоторых областях диаграммы следует ожидать с первой точки зрения - все звезды данной массы на данном этапе эволюции становятся переменными данного типа; присутствие же постоянных звезд в районах, населенных переменными, означает, что лишь звезды, обладающие какими-то особенностями, становятся переменными. Возможно, что отличие между переменными и постоянными звездами не влияет на их эволюцию и сказывается лишь при попадании их в области нестабильности; например, по мнению Престона (1965), быстрое вращение препятствует развитию пульсации у кандидатов в цефеиды.


Рис. 2. а) Диаграммы цвет - светимость звездных скоплений NCC 330 (точки) и NCC 458 (кружки) в ММО (по данным Арпа, 1960). Нанесены треки Ибена для звезд с массами в 5 и 9 солнечных. Цефеиды обведены кружками.
б). Диаграммы цвет - светимость скоплений NCC 1866 (точки) и SL 204 (кружки) в БМО (по данным Арпа и Теккерея (1967), а также Вулли и Эппс, 1963). Нанесен трек Киппенхана и др. (1965) для звезды с массой в 5 солнечных. Цефеиды обведены кружками.

Для решения этого вопроса необходимо построение диаграмм Г - Р звездных скоплений, содержащих переменные звезды и всестороннее исследование звезд, попадающих в области нестабильности. Известно, что на этих диаграммах переменные типа бетта Сер находятся обычно в узкой полосе, в которой постоянные звезды практически отсутствуют. Давно доказано отсутствие постоянных звезд на участках горизонтальных ветвей шаровых скоплений, занимаемых звездами типа RR Лиры (правило Шварцшильда). По-видимому, нет или почти нет постоянных звезд в полосе, занимаемой цефеидами рассеянных и шаровых скоплений.

Правда, Ферни и Хыоб (1971), а также Шмидт (1972) нашли, что среди сверхгигантов поля, F5 Ib - G5 Ib, попадающих в полосу нестабильности, большинство является постоянными; несколько таких звезд отметил Ефремов (1968). Однако светимости сверхгигантов поля определяются с недостаточной точностью. Долгопериодические и полуправильные красные гиганты концентрируются у правого конца ветви гигантов старых скоплений, а красные сверхгиганты, по-видимому, все являются переменными. Для цефеид и звезд типа RR Лиры возникновение пульсации на определенном этапе эволюции наиболее очевидно: участок ветви сверхгигантов NGC 1866 или горизонтальной ветви шаровых скоплений, попадающий в пределы полосы нестабильности, заселен пульсирующими звездами, в полном согласии с теорией.

Доказать, что все звезды на стадии гравитационного сжатия являются быстрыми неправильными переменными, более трудно. Сама переменность может у них надолго затихать и к тому же локализовать эти звезды на диаграмме Г - Р необыкновенно трудно.

Итак, эволюционная история переменных звезд с наибольшей ясностью открывается при исследовании тех из них, которые являются членами звездных скоплений. У таких звезд мы знаем возраст, химический состав, светимость и температуру, можем оцепить массу. Положение переменных звезд на диаграмме Г - Р звездных скоплений является ключевым для понимания роли феномена переменности в звездной эволюции. С другой стороны, изучение переменных звезд в скоплениях является лучшей наблюдательной проверкой теоретических представлений о звездной эволюции, как это особенно наглядно продемонстрировано звездами Т Таu, UV Cet, цефеидами и RR-лиридами.
www.astrolab.ru

Предыдущая страница (1/2)

Название: Переменные Звезды молодых скоплений и галактического диска
Дата публикации: 2004-05-13 (3333 Прочтено)