Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Некоторые важные Т-ассопнации (включая очень молодые звездные скопления) перечислены в габл. 39 (см. іакже рис. 101, 102 и 103).
186
Put: 102. Газовоимневая туманность в Стрельце: в центре - туманность "Лагуна" (M К), содержащая Т-ассоциацню. Снимок Гоффмейстера (ЬоНдснскаи станция)
Эти ассоциации не могут быть старше нескольких миллионов лет, так как они очень сильно подвержены разрушающему влиянию галактического дифференциального вращения. В принципе, их диаграммы цвеї -величина имеют структуру, которая и ожидается на основе расчетов моделей эволюционно очень молодых объектов, находящихся в первой фазе ежаїия. Подобные диаграммы цвет - величина и двухцветные диаграммы наблюдаются и для некоторых рассеянных скоплений, очевидно, юже находящихся на ранней стадии своего развития.
Положение зволюционно очень молодых звезд на диаграмме цвет -величина (или на диаграмме Гердшпрунга - Рессела) в первую очередь определяется сіадией сжатия. К значительным ірудносіям при анализе диаграмм приводят, однако, вторичные эффекты. К ним относятся, например, уже упомянутые избытки излучения, вызываемые часіицами окилозвездной оболочки, поглощение и покраснение, а также дисперсия возрастов. Промежуток времени, в течение которою в определенном пространстве с лодходящими физическими условиями происходит
187
возникновение звезд, может составлять несколько миллионов лет (щ. пример. Гётц. 1973).
В общем можно сказать, что звезды типа T Тельца спскіральньщ классов от G до M располагаются в среднем примерно на 2.5'" выше'глав, ной последовательности, т.е. их абсолютные величины лежаї в интервале +3-f+7m. Первые количественные указания на это для переменных звезд в туманности Ориона дал Парснаго (1953). Звезды "класса Ae в туман-ностях". напротив, лежат только примерно на одну звездную велич выше главной последовательности.
Звезды последнего типа встречаются редко, и не только из-за того, что массивные звезды возникают реже, но и потому, что у них высок^ь^ скоросіь эволюции. По этой причине время пребывания звезды в ffij^B ресующей нас фазе очень мало, а вероятность открытия низка. Приведем типичные характерные иремена для стадии сжатия до начала процессов атомного энерговыделения (т.е. до достижения главной последовательности) :
5 3»,, 5 ¦ 10* лет . • '
15R., IQ7 лет 0,33» й 10е лет.
Рис. 103.Темная туманность "Угольный Мешок"' в созвездии Южного Креста, в ней были предприняты обширные поиски очень молодых переменных звезд. Снимок Гоф фм ейстерв
Часто в Т-ассоциацию. имеющую несколько сот членов, входят только пяіь (или даже меньше) более массивных объектов. Часто они освещают уплотнения туманностей в их непосредственных окрестностях. С Зшм связано название "Ае-звезды в туманностях"; наличие туманности усложняет фотометрическое исследование переменности блеска. Кардо-полон (1971) и Рёссигер (1985) показали непеременность целого ряда звезд ранних спекіральньгх классов в гуманности Ориона.
Другие связи с межзвездным веществом. Галактическое звездное поле постоянно быстро обогащается молодыми звездами из Т-ассоциа-ций (рассеянные скопления распадаются медленнее). Но вопрос о возможности возникновения звезд по одной, самое большее по две или по ipit. с наблюдательной стороны все еще остается открытым. Теория возникновения звезд из холодных межзвездных облаков в настоящее время уже не отрицает категорично такой возможности. Наблюдаются также Т-ассоциации с особенно малым числом членов, например агрегат вокруг звезды BD +40°4124 (Хербиг, 1960; Венцель, 1980а). Он содержит две переменные звезды, Lk H0 224 и Lk Н„ 225, отличающиеся друг от друга и по спектральному классу, и по свойствам переменности блеска. Первая звезда — типичная звезда типа RW Возничего с предполагаемым спектральным классом Ge-Kc, у второй — спектральный класс Be—Ae, большинство времени она имеет нормальный блеск, минимумы блеска иррегулярные.
Обе звезды, расстояние между которыми всего около 20", по-разному подвержены влиянию межзвездной экстинкции, что могло бы указывать на наличие пылевых масс в непосредственной близости Lk На 225.
Уже давно Гетц (1961, с. 136) получил подобный результат на основе звездных подсчетов в непосредственной окрестности переменных, проведенных в рамках обширного исследования звезд типа RW Возничего в Т-ассоциацинх. Число звезд в непосредственной близости различных переменных различается, это интерпретируется разницей в экстинкции межзвездной пLUJbK) (т.е. разной плотностью пыли). Было найдено следующее правило. Чем больше интенсивность эмиссии в H0, тем больше плотность слоя пыли. Количественно этот результат можно объяснить так. Венцель (1975) установил, что эмиссии тем сильнее, чем больше, по оценке Кухи (1964), потеря массы (звездный ветер). Часть истекающего газа конденсируется в неиспаряюшиеся ("огнестойкие") пылевые частицы, так что окрестности звезды (до расстояний порядка 1 пк) обогащаются межзвездной пылью нового поколения. Плотность этого вещества, получаемая на основе расчетов, совпадает с величиной, объясняющей наблюдаемое усиление межзвездной экстинкции в окрестностях звезд типа T Тельца. Примечательно, что некоторые наиболее яркие звезды типа RW Возничего, показывающие переменность блеска, подобную наблюдаемой у звезды ВО Сер. в максимуме блеска, кажется, не подвержены влиянию дополнительной экстинкции описанного рода (например, IP Per, ВО Сер, BH Сер, WW Vul, SV Сер, а также RR Tau). Это удалось показать сравнением избытков цвета переменных с избьітками цвета соседних постоянных звезд с известными светимостями и расстояниями (например. Рёссигер и Венцель, 1973). Такой способ нельзя применить к классическим звездам типа T Тельца, так как в этом случае очень трудів?
