Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
Может быть, звезда все же избавляется от излишка массы, но не всегда путем катастрофического взрыва, а в большинстве слу-
*) О величине т см. конец параграфа» $ 4] статистика звезд b конечной точке звездной эволюции 453
чаев стационарным истечением вещества с поверхности или небольшими дискретными выбросами массы на протяжении равновесной эволюции [гипотеза Фесенкова об эволюции звезды на главной последовательности (1949); Масевич (1956)]. Наблюдательные данные здесь весьма скудные [их обзор дап у Бербиджей (1962)] и не позволяют дать окончательный ответ.
Заведомо есть звезды, у которых наблюдается интенсивное истечение массы с поверхности. К числу таких звезд принадлежат так называемые звезды типа Вольфа — Райе. Однако это, как правило, очень массивные звезды (М — ЮМ©); с уменьшением масс сброс поверхностных слоев, как показывают наблюдения, ослабевает [Бербиджи (1962); Рублев (1964)]. Поэтому не ясно, уменьшается ли с течением времени их масса ниже критического предела.
Другой тип звезд, интенсивно теряющих массу — это звезды типа Be, с яркими линиями в спектре. Они быстро вращаются. Потеря их массы оценивается в IO"6 — IO""10 М© в год. Эти оценки весьма неуверенны *).
Сильное истечение вещества наблюдается у звезд типа P Лебедя. Сам сверхгигант **) P Лебедя теряет IO""5 М© в год на истечение вещества из оболочки [данные Пэйфиела, приведенные в обзоре Бербиджей (1962)].
Следует отметить, что перечисленные звезды являются характерными членами звездных ассоциаций и, несомненно, молоды [см. монографию под ред. Михайлова (1962)]. Совершенно не известно, какую долю массы теряют они за счет истечения вещества в течение дальнейшей эволюции. Кроме того, астрономы наблюдают уже немолодые звезды с массой, большей критической, которые в дальнейшей эволюции, по-видимому, не проходят перечисленные выше стадии Be, P Лебедя, Вольфа — Райе и не могут потерять массу указанным способом. Следовательно, данные о молодых звездах не имеют определяющего значения в решении вопроса, быть или не быть «застывшей» звезде.
Как отмечал еще Шайн (1943), условия выброса вещества из звезд наиболее благоприятны в эволюционной стадии красных гигантов, когда размеры оболочки велики, и ускорение силы тяжести на поверхности звезды мало. Наблюдения показывают, что истечение вещества в этой стадии все же на 1,5 порядка ниже того, которое необходимо для существенного уменьшения массы звезды [Рублев (1964)]. Наконец, для так называемых вспыхивающих звезд типа UV Ceti, которые выбрасывают вещество дискретно (вспышка
*) Заметим, что потеря массы вследствие излучения света не имеет никакого отношения к вопросу. По существу, нас интересует потеря барионов, а не массы.
**) Напомним, что термины «гигант» и «сверхгигант» в астрономии употребляются для характеристики большой светимости звезды. 454 коллапсировавшие звезды и белые дыры (отоны) [гл. 14
происходит в среднем раз в 1,5 суток), наблюдения дают совершенно ничтожную величину [Гершберг (1964)]
Однако на хорошо изученном примере трех белых карликов (см. табл. XVI; первые три звезды), входящих в состав двойных систем, можно показать, что при некоторых условиях звезда все же, по-видимому, освобождалась от излишка массы и превращалась в белого карлика.
Таблица XVI
Двойные звезды, одна компонента которых является белым карликом
Звезда Абсолютная Спек р Масса, Период обращения,
визуальная величина м/м0 годы
( Сириус А 1,4 AIV 2,28 } 49,9
\ Сириус В 11,4 А5 0,98
j Процион А 2,6 F5IV—V 1,76 j 40,6
\ Процион В 13,1 — 0,65
/ O2 Эридана В 10,9 В9 0,45 і 247,9
\ O2 Эридана С 12,5 М4 0,21
L745—46 18,7 M 0,02 IO3
W485 13,9 Мб 0,07 7-IO5
—37° 6571 5,5 G6V 1,0 3-Ю3
LDS 678 12,5 DM5 0,10' 3-Ю3
LDS 235 6,8 dK3 0,60 IO5
L1405—40 12,4 dM2e 0,10 6-Ю4
LDS 455 10,2 K-M 0,20 2-Ю4
W 672 11,9 sdM6 0,15 5« IO3
LDS 683 8,8 sdMl 0,35 IO5
LDS 749 7,2 sdK4 0,50 2-Ю5
L1512—34 11,2 dM5 0,20 105
Как уже давно отмечалось в литературе, в двух случаях из трех, когда такие двойные системы изучены детально (см. табл. XVI; первые три звезды), масса компоненты, не являющейся белым карликом, больше, и эта компонента является звездой главной последовательности, т. е. не проэволюционировала далеко. Но звезда эволюционирует тем быстрее, чем больше ее масса [см. формулу (14.4.1)].
Так как обе звезды образовались одновременно *) (вероятность захвата ничтожно мала) и менее массивная уже превратилась
*) Правда, есть основание думать, что процесс образования звезд в скоплениях растягивается на промежутки порядка времени эволюции массивных звезд [см., например, Коток, Масевич (1963)]. $ 4] статистика звезд b конечной точке звездной эволюции 455
в белого карлика, то главная компонента должна была бы закончить эволюцию. Однако этого нет. Следовательно, вторая компонента имела раньше большую массу, эволюционировала быстрее, а затем эту массу потеряла.
Возможно, здесь некоторую роль играет двойственность системы, хотя взаимная удаленность компонент сейчас очень велика. Другим объяснением (кроме потери массы) может быть разновременное образование компонент в скоплении, где они возникли (см. сноску на стр. 454).
