Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
no разделить межзвездную и околоэвездную часть покраснения из-за меняющихся от звезды к звезде особенностей спектрального континуума.
Между теорией происхождения звезд из холодных межзвездных ofj. лаков и наблюдениями существует хорошее согласие и в следующем отношении (Хербиг, 1962, 1977). Кинематические свойства членов Т-ас-социаций сходны с внутренней кинемаїикой областей нейтрального водорода (Ш) и молекулярных облаков (но не "горячих" областей HIl. ионизованного водорода). Наличие Т-ассоциаций связано с наличием плотных и протяженных темных облаков межзвездной пыли, обеспечивающей необходимое охлаждение газа в областях HI. Вспомним, например, Т-ассоциации в созвездиях Тельца и Возничего, в Змееносце н около туманности Северной Америки. Напрашивайся вывод - и он подтверждается современными измерениями собственных движений. — что молодые переменные звезды еще и сейчас находятся в своих материнских облаках (Хербиг, 1981). Изолированные объекты, такие, как вышеупомянутая звезда RW Au г, или eine более крайний случай - TW Нуа, лежащая на расстоянии 13° от ближайшего темного облака (Ручинский и Краутер, 1983), представляют собой не объясненные противоречия в этой картине. В некоторых из облаков рассматриваемого типа, видимо, существуют концентрации звезд с эмиссией На по соседству с горячими, массивными звездами высокой светимости. Примерами являются туманность Ориона. NGC 2068 И NCiC 2264. Являются ли такие места благоприятными для образования маломассивных звезд в современную эпоху, остается гипотетическим.
Причины переменности блеска. Уже при введении класса переменных звезд типа RW Возничего, более 40 леї тому назад, несколько раз обсуждалась идея о том, что колебания блеска могут вызываться проплывающими перед звездой и поглощающими свеї звезды облаками межзвездного вещества. Эта идея еще тогда была не без оснований отброшена, гак же как и гипотеза о возможности возникновения переменного излучения в результате собирания или "сгребания" (аккреции) межзвездного вещества разной плотности - уж слишком экстремальными должны быть физические параметры, чтобы это осуществилось.
Открыше появляющегося время oj времени на кривой блеска циклического (квазипериодического) компонента привело 20 лет спустя к идее еще о двух механизмах, а именно о частичных или анизотропных пульсациях внешних слоев звезды (Гпффмейстер, I11SS и Венцель, 1461) и. несколько позднее, о вращении звезды с неравномерным распределением поверхностной яркости (Гоффмсйстер, 1965). Обеим попыткам объяснения не доставало физической разработки деталей, что было неизбежно по причине нехватки или полного отсутствия необходимого наблюдательного материала, особенно спектрального, а также полученного вне "традиционных" спектральных областей.
Применение фотоэлектрических методов исследования к этим, с первого взгляда таким неперспективным, неправильным переменным (по сравнению, например, с периодическими кривыми блеска пульсирующих или затменных звезд) в рабоїах Гетца и Венцеі\я (например, 1967) и открытие почти одновременно несколькими авюрами инфра-
190
красных иэбьлков дали возможность увидеть старую эк пи икни он нуга гішоїезу в новом свеїе. ісм более 'iio она была с успехом применена к звездам типа R Северной Короны (раздел 3.5). Первую количественную модель такого рода для Ае-звезды SV Сер Предложили Венцель и др. (1U7J). Имея в виду наличие зависимости изменений блеска Oi цвета, авшры рассмотрели целый ряд процессов в околозвездном пространстве, при этом они подробно описали гипотезу обращения облаков из мелких метеоритных частиц, принятую ими в качестве наилучшей. Несколько сотен тысяч шарообразны); облаков, каждое с массой в среднем 4.5 ¦ г. врашаюкя вокруг звезды на расстоянии 5-60 а.е.; они состоят из осколков мсісориїною вешесіва диаметром в несколько дешімеїров. Общая масса облаков составляет около 1030 г, т.е., вероятно, менее 0,1? звездной массы. Необходимую длину циклов можно получить, подбирая среднее расстояние облаков, а форму кривой блеска и і чубину минимумов (в среднем A4 = 0,Sm) легко объяснить, основі, [ваясь на различном поглощении света огцельными облаками и различной степени полноты затмений. Авторы указали на то, что предложенную модель в несколько измененной форме можно, вероятно, использовать для объяснения и несколько других форм переменности блеска (например, При наличии непериодических минимумов через большие промежутки времени, как у звезд типа ВО Цефея, или если амплиіуда зависит от цвета), но эж мысли дальше не были развиты.
Механизм затмения звезды околозвездными облаками вообще Пред-сивляет собой очень гибкую іилотезу. Например, в указанной работе ,LiH "нейтрального", т.е. чисто геометрического, действия обломков или ч.нстиц амплитуда ослабления блеска простым образом связана с радиусом часіиц. завися oi него обратно пропорционально, при неизменных других параметрах. Амплитуда в три звездные величины требует размера 4JcIиц. равного 1/6 указанною выше диамоіра - это все еще разумное значение. Гам и др. (1974) и М.Ф. Уокер (1978, 1980) также использовали гипотезу прохождения затмевающих облаков. Напротив, конкурирующая гипотеза звездных пятен связана с необходимостью привлечения огромных (по іемнсраіуре или по размерам) неравномерности яркости звездной фоюсферы, чтобы, например, объяснить переменность звезды T Cha.
