Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Пекулярные кривые блеска сверхноиых I типа можно ожидать, впрочем, и в том случае, когда сливаюісн не два белых карлика, обэ бигатых элементами С и О, а карлик, обогащенный С и О. сливается с белым карликом, состоящим из элементов О. Ne и Mg (Камерон и Ибен, 1986).
Можно себе представить и такой случай, когда белый карлик, который становится сверхновой, является одиночной звездой с массой, превышающей 1,49R-. Если он очень горяч, то, несмотря на сверхкритическую массу, давление излучения сможет некоторое время противостоять давлению тяжести. И только через мил л ионы лет, когда звезда охладится настолько, чго мед-174
денн" уменьшающееся давление излучения будет уже не в состоянии одержіть, жатие. начнется коллапс и взрыв сверхновой.
Как уже не раз указывалось, мы пока еще очень далеки от полного понимания процессов взрыва сверхновой, гак- как недостаточно известна физика вещества в этих экстремальных условиях.
С другими подробностями наших современных представлений о возможных состояниях предсверхновых, о физике вспышек сверхновых и пбразонакия тяжелых химических элементов, описание которых вышло бы за рамки этой книги, можно ознакомиться в многочисленных работах. Особенно рекомендуем следующие: Барбаро и др. (19691,MyCTeVIb (1974), Щк.^гский (1976), Псковский (1978), Уилер (1980, 1981), Медер (1981), Рис и ("геліцелі (1982). Тилеман и др. (1986), несколько частей в книге Мрим-ча (1977) "Сверхновые", а также популярные обзоры: Хшілебранд (1982) и Тримб.1 (1984J.
Яероятно, сверхновые являются как раз теми объектами, в которых ц piMv.ihiarc бурно протекающих процессов (так называемый урка—процесс! образуются химические элементы, более тяжелые, чем группа железа, которыми, таким образом, обогащается Галактика в ходе своего развития.
3.3. ЗВЕЗДЫ НА ОЧЕНЬ PAHHiIX СТАДИЯХ ЭВОЛЮЦИИ 3.3.1. История
Звезды очень малого эволюционного возраста обнаружили как особую групп\ еще в 20-е годы нашего столетия — это были неправильные переменные точды в туманности Ориона. Правда, тогда еще не понимали природы них объектов. Начатые в tv годы и продолжавшиеся два-три десятилетия систематические исследования переменных лого типа позволили сделать следующие два вывода. Спектральные классы звезд лежат в широком интервале, от В до М; переменные являются звездами главной последовательности или субгигантами. В связи с первыми систематическими и многолетними наблюдениями этих переменных вспомним, например, работы Людендорфа (1928), Химпеля, а также Гчффмиистера (например, 1949). Около 1945 г. были проведены первые систематические исследования слектров таких переменных. Эти работы в первую очередь связаны с именами Джоя (1445). О. Струве, Хербига (1962) и Аро. Большими но переменных лежит в облаках межзвездного вещества. Этот ре-зульим привел поначалу к попытке объяснить особенности звезд в рамках аккреционной теории накопления межзвездного вещества (Грин-стеїш. Хербиг, О. Струве), но затем работами Амбарцумяна (1949), Xo-.KWi(Wo (195!) и Пареного в конце сороковых годов (открытие Т-ассо-циашш) была заложена основа для гипотезы о молодости объектов, принад-лежлдих к данному типу переменности. Наконец то, что объекты эволю-ішонхо являются очень молодыми, было подтверждено на основе сравнения наблюдений с теоретическими звездными моделями и в ходе детальных астрофизических исследований, продолжающихся до наших дней.
175
3.3.2. Звезды типа T Тельца и родственные им объекты
Особенности, обозначения, классификация. Среди звезд очень мало, го эволюционного возраста самыми известными являются звезды типа T Тельца. Они названы так по звезде — спектральному прототипу. Массц звезд составляют около 0,3-ЗЯЙ,. Со стороны больших масс к ним примы, кают так называемые "переменные класса Ae в туманностях" ("е" озщ. чает присутствие в спектре эмиссионных линий: спектральный класс, вообще говоря, может быть от В до раннего F). Со стороны меньших масс к ним примыкают вспыхивающие звезды, о которых речь будет щ. ти в разделе 3.3.3. Первые две группы имеют много общего и будут об-суждаться совместно. Далее, по современным данным, очень молодые звезды могут и не иметь эмиссионных линий. Такие объекты, принадлех. ность к числу которых определяется другими признаками, тоже обсуи>> даются в этой главе.
Фотометрической особенностью является нерегулярная переменность блеска.
Кроме этого, трудно что-либо сказать, так как разнообразие феноменологического поведения чрезвычайно велико. Переменность состоит из раз-ных компонентов, проявляющихся по-разному от звезды к звезде — вместе, по одной или в различных сочетаниях. Встречается много промежуточных форм. Мы различаем следующие компоненты переменности (в скобках указан порядок величины соответствующей периодичности в сутках):
1. Медленные колебания (I0J).
2. Минимумы блеска (10' ).
3. Вспышки (1(Г'-Ш~2).
4. Переменность эмиссионных линий (10°-10"').
5. Квазипериодические изменения (101).
Раньше было широко распространено название "звезды типа RW Возничего"; его часто используют и сегодня в тех случаях, когда речь идет только о переменности блеска. Гоффмейстер (1949) ввел три подтипа:
