4 года назад
Нету коментариев

Три голубые звезды примерно второй величины обра­зуют пояс Ориона, туго перетягивающий талию небес­ного охотника. К нему подвешен меч — три более сла­бые звездочки, и вот вокруг средней из них в безлун­ные ночи можно и простым глазом увидеть слабое ту­манное сияние. Это знаменитая туманность Ориона, ги­гантская печь, в которой из водорода и пыли, видимо, испекаются звезды.

Более ста лет назад Отто Струве в Пулкове обнару­жил, что блеск нескольких звезд в области, занимаемой туманностью, изменяется. В начале нашего века здесь было известно уже 70 переменных звезд, блеск которых изменялся самым хаотичным образом. К двадцатым го­дам было известно уже четыре случая, когда со светлой газопылевой туманностью оказывались связаны группы неправильных переменных звезд. Такие же, как у этих звезд, быстрые колебания блеска давно уже были из­вестны и у некоторых довольно ярких изолированных, как казалось, звезд, например Т Тельца и RW Возниче­го, и лишь в середине XX века выяснилось, что рядом с каждой из них находится по десятку более слабых по­хожих на них звезд, и обе они связаны с обширными темными туманностями. Звезды типа Т Тельца показывают хаотические колебания блеска (рис. 4) с амплиту­дой до 3т и имеют весьма характерные спектры класса F и G (иногда К и даже М) с яркими линиями водоро­да, гелия, кальция, железа, похожие на спектр солнечной хромосферы. Эти звезды никогда не встречаются пооди­ночке, всегда связаны с диффузными туманностями, свет­лыми или темными.

Кривая изменения блеска неправильной переменной RRТельца

Кривая изменения блеска неправильной переменной RRТельца

Во многих случаях, как в туманности Ориона, помимо звезд типа Т Тельца, обнаруживается рядом с ними и много других звезд, как переменных (тоже неправиль­ных), так и постоянных. Диаграмма Г—Р показывает, что мы имеем дело со звездным скоплением, причем очень молодым, и переменные звезды находятся, как пра­вило, на нижней части главной последовательности скоп­ления и справа от нее. Это наименее массивные члены скопления, находящиеся, стало быть, на наиболее ранней стадии эволюции (напомним, что чем больше масса звез­ды, тем быстрее идет ее эволюция). Судя по возрасту скопления, который мы можем оценить по светимости самых ярких звезд главной последовательности и по по­ложению переменных звезд справа от нее, переменные звезды должны быть еще на стадии гравитационного сжатия.

Согласно расчетам американского теоретика Р. Лар­сона, на этой стадии протозвезда состоит из плотного ядра, на которое оседает вещество из окружающей его обширной газопылевой оболочки. Эта гидродинамическая стадия эволюции оканчивается, когда плотность ядра становится близкой к звездной, и большая часть оболочки уже осела на него. Затем начинается квазистационар­ное сжатие; рост температуры в центре звезды пре­кращается с приходом ее на главную последователь­ность и началом горения водорода.

Многие признаки говорят за то, что звезды типа Т Тельца находятся на заключительных этапах гидроди­намической стадии эволюции и обладают обширными оболочками. Переменность этих звезд может быть свя­зана как с физическими процессами на их поверхности, так и с движением вещества в их оболочке и изменением ее прозрачности. Непрерывная эмиссия в голубой части спектра, часто появляющаяся у звезд этого типа в мо­менты увеличения яркости, может быть связана с паде­нием вещества из оболочки на поверхность звезды; есть и другие признаки движения вещества внутрь. Возмож­но, что очень маленькие светлые туманности, заметные у некоторых близких звезд типа Т Тельца, и есть непо­средственно наблюдаемые околозвездные оболочки. Избыток инфракрасного излучения, наблюдаемый у мно­гих звезд этого типа, может быть связан с поглощением света внутри газопылевой оболочки.

Ларсон считает, что окончание гидродинамической стадии эволюции связано с быстрым рассеянием около­звездной оболочки и повышением яркости звезды и что дважды такое явление наблюдалось. В 1936 г. блеск неправильной переменной FU Ориона за несколько ме­сяцев возрос на 5т, и с тех пор наблюдается лишь очень медленное ослабление звезды. В 1969 г. аналогичное происшествие случилось с VI057 Лебедя. Обе звезды связаны с темными туманностями, вокруг встречаются звезды типа Т Тельца и (что особенно важно!) для VI057 Лебедя известен спектр до вспышки, который го­ворит, что и она сама была раньше звездой типа Т Тель­ца. У обеих звезд после вспышки (рассеяния оболочки?) прекратились неправильные колебания блеска.

Звезды Т Тельца, без сомнения, являются наиболее молодыми среди объектов, заслуживающих уже назва­ния звезд. В туманности Ориона известны и объекты, на­ходящиеся на еще более ранней стадии развития — это инфракрасные источники. Температура одного из них около 600°К, а другого — только 70°К! Это облака газа, сжимающиеся в протозвезды или протоскопления. По­добные облака являются источниками излучения ОН на волне 18 см, и оказывается, что их плотность является промежуточной между типичной для звезд и облаков газа.

Туманность Ориона окружена гигантским облаком нейтрального водорода с массой около 70 000 солнечных. Плотность его возрастает к центру, где, помимо облаков ОН и Н2О, радиотелескопы нашли также окись углеро­да, метиловый спирт и ряд других органических моле­кул. Их обнаружение говорит о достаточно высокой плотности газа близ центра этого комплекса.

Существование пороговой плотности, начиная с ко­торой возможна фрагментация (деление) газовой ту­манности на протозвезды, и требуется теорией гравита­ционной конденсации звезд.

Итак, мы видим огромное облако газа (в основном нейтрального водорода), в центре которого, где плот­ность больше, идет процесс звездообразования и уже есть очень молодое скопление. Массивные звезды уже пришли на главную последовательность и достаточно горячи (это звезды спектрального класса О), чтобы их излучение могло ионизировать окружающий их водород. Центральную часть газового облака в которой водород ионизирован и светится, мы и наблюдаем как туманность Ориона. А звезды, заканчивающие гравитационное сжа­тие,— это наши переменные.

Вполне возможно, кстати, что из газопылевой оболоч­ки, окружающей звезды типа Т Тельца, в конце концов образуется планетная система. Во всяком случае есть признаки того, что в некоторых случаях оболочка уже состоит из крупных частиц, нейтрально (без изменения по­казателя цвета) поглощающих свет. Этим (а также из­бытком излучения в синей части спектра) можно объяс­нить попадание некоторых звезд этого типа под главную последовательность. В дальнейшем эти частицы, в духе планетной космогонии О. Ю. Шмидта, слипаются друг с другом, а оболочка уплощается. Образование звезд из газа и пыли естественным образом сопровождается об­разованием вокруг них планет. Недаром же возраст Земли и Солнца практически одинаков!

Таким образом, в самых молодых скоплениях, свя­занных с диффузным веществом, обитают звезды типа Т Тельца. Но не только они. В этих скоплениях всегда присутствуют также и вспыхивающие звезды, блеск кото­рых за минуту-другую, а иногда за доли минуты воз­растает на несколько величин и за полчаса-час возвращается к исходному состоянию (рис. 5). Это звезды спектральных классов К и М с эмиссионными линиями водорода и кальция, яркость которых возрастает во время вспышки. В скоплении туманности Ориона их из­вестно сейчас около 200, и число открываемых звезд это­го типа продолжает расти.

Кривая блеска вспыхнувшей переменной UVКита

Кривая блеска вспыхнувшей переменной UVКита

А что делается в несколько более старых скоплениях? Это долго не было известно, пока в 1963 г. мексиканский астроном Г. Аро не начал систематические поиски вспы­хивающих звезд в нескольких ближайших скоплениях.

Для этого Аро использовал метод «звездных цепо­чек» — на одной пластинке получалось по нескольку экспозиций по 5—10 минут, а в перерывах кассета не­сколько сдвигалась. Если звезду удалось застигнуть в момент вспышки, то соответствующие изображения бу­дут заметно ярче других в цепочке. Плеяды, бедное рас­сеянное скопление, крошечный ковшик которого бросает­ся в глаза в созвездии Тельца, тысячи раз фотографиро­валось на всех обсерваториях мира, но экспозиции были одиночными и длительными; считалось, что переменных звезд в Плеядах нет. Методика Аро сразу же привела к успеху: за первые два года (1963—1964), в Плеядах была обнаружена 61 вспыхивающая звезда. Сейчас, в основном благодаря работам мексиканских, армянских и итальянских астрономов, их известно свыше 400. Вспыхивающие звезды были обнаружены вскоре и среди слабейших членов более старых скоплений — Волос Ве­роники, Яслей и Гиад.

Первые вспыхивающие звезды в области туманности Ориона были обнаружены Аро еще в 1953 г. Некоторые из них показывают «медленные» вспышки и напоминают звезды типа Т Тельца и по спектральным особенностям; с другой стороны, некоторые звезды Т Тельца, в Орионе иногда показывают вспышки, наложенные на обычные колебания блеска. Вообще везде, где есть звезды Т Тель­ца, обнаруживаются и вспыхивающие звезды; обратное же неверно. Тщательные поиски звезд типа Т Тельца в Плеядах остались безрезультатными, тем более нет их в старых скоплениях.

Самое же замечательное то, что вспыхивающие звезды давно известны и в окрестностях Солнца. Рас­познаны как особенный тип переменных звезд они были в 1949 г., хотя первая вспыхивающая звезда (DH Киля) была открыта Герцшпрунгом еще в 1924 г. На одном из снимков звезда оказалась на 2т ярче, чем на предыду­щей пластинке, и скорость изменения блеска получилась столь высокой, что ее нельзя было отнести ни к одному из известных типов переменных звезд; Герцшпрунг ре­шил, что столь быстрое повышение яркости могло быть вызвано падением на звезду астероида. Несколько вспы­шек красных карликов было обнаружено в сороковых го­дах, но лишь открытие, переменности UV Кита, ставшей прототипом вспыхивающих звезд, привлеко к ним вни­мание. В 1947 г. у этой звезды было обнаружено очень большое собственное движение и на нее «накинулось» несколько американских обсерваторий. Она оказалась карликом класса М6 с эмиссионными линиями водорода или кальция. Для определения параллакса была полу­чена пластинка с несколькими экспозициями, и одно из пяти изображений оказалось существенно ярче осталь­ных. Не более чем за три минуты блеск звезды возрос в 12 раз. Звезда оказалась двойной, а масса вспыхи­вающего компонента — наименьшая из известных — 0,04 массы Солнца. UV Кита оказалась также в первом десятке ближайших к Солнцу звезд (поэтому-то у нее большое собственное движение), ее расстояние всего 2,7 пс. Самая близкая к нам звезда, далекий спутник а Кентавра (отстоящий от нее на небе на 2°), которая так и называется — Проксима (Ближайшая) Кентав­ра — тоже вспыхивающая звезда! Это красный карлик 11-й величины, вспышки которой обнаружены в 1950 г. Как переменная, эта звезда получила обозначение V645 Кентавра.

Сейчас известно три десятка звезд типа UV Кита, но это, конечно, самый многочисленный тип переменных звезд. Просто светимость их очень мала и обнаружить их можно лишь в ближайших окрестностях Солнца; в радиусе 4 пс четверть всех звезд — вспыхивающие. Не­известно, чем отличаются постоянные и вспыхивающие карлики класса М с эмиссионными линиями в спектре; может быть, все они вспыхивающие.

Вспыхивающие звезды в скоплениях подчиняются за­мечательной зависимости, подмеченной впервые Аро; чем старше скопление, тем слабее и холоднее самые яркие вспыхивающие звезды в нем (рис. 6). В самых молодых скоплениях вспыхивающие звезды имеют спектральный класс К и их спектральные и фотометрические особен­ности сближают их со звездами типа Т Тельца; в более старых скоплениях они ничем не отличаются от звезд типа UV Кита из окрестностей Солнца.

Зависимость "возраст скопления-светимость"

Зависимость «возраст скопления-светимость»

Так и должно быть, если вспышки связаны с заклю­чительными стадиями гравитационного сжатия — чем меньше масса и светимость звезды, тем больше времени звезда остается на данной стадии эволюции.

Звезды с массой в несколько долей от солнечной приближаются к главной последовательности несколько сотен миллионов лет (и могут даже никогда ее не до­стичь, если масса меньше примерно 0,01 Мсолн — точ­нее говоря, температура в их недрах никогда не станет достаточной для горения водорода), и за это время они могут уйти далеко от места рождения. Скорее всего этим и объясняется присутствие звезд типа UV Кита в окрестностях Солнца, далеко от областей звездообразова­ния.

О конкретном механизме вспышек до сих пор продол­жаются споры. Ясно, что речь идет о внезапном осво­бождении значительной энергии на небольшом участке поверхности звезды, иначе вспышки не могли бы быть столь быстрыми.

Большинство ученых считают, что вспышки связаны с внезапным возникновением над фотосферой звезды горя­чего ионизованного газового облака, газ в котором быст­ро высвечивается, становясь нейтральным. Характери­стики этого облака близки к наблюдающимся в об­ластях хромосферных вспышек на Солнце. Как и на Солнце, вспышки звезд типа UV Кита сопровождаются всплеском радиоизлучения. По-видимому, это физически подобные явления; вспышки красных карликов отли­чаются большими масштабами.

Полной теории хромосферных вспышек пока нет; ясно только, что источником их энергии является магнит­ное поле, связанное с конвективными движениями газа близ поверхности Солнца. По-видимому, вспышки звезд типа UV Кита также связаны с бурными конвективными движениями в наружных слоях звезд, заканчивающих гравитационное сжатие. Эти явления наблюдаются только у звезд небольших масс и появляются, вероятно, на более поздней стадии эволюции, чем переменность, наблюдаемая у звезд типа Т Тельца. Солнечная актив­ность является, может быть, остаточным проявлением тех бурных процессов, которые шли на поверхности на­шей звезды, когда Солнце было молодым.

Еще одна черта сходства с Солнцем — неоднородная поверхностная яркость, обширные (в отличие от солнеч­ных) пятна, признаки существования которых имеются у некоторых вспыхивающих звезд. Первая такая звезда была открыта в 1965 г. П. Ф. Чугайновым на Крымской астрономической обсерватории. Он начал наблюдать ее еще в I960 г., потому что хотя ее спектр (К6) более ранний (первые классы спектральной последователь­ности, О, В, А, астрономы называют ранними, а послед­ние, К, М,— поздними), чем у обычных вспыхивающих звезд из окрестности Солнца, в нем были те же харак­терные эмиссии водорода и кальция. В 1960 г. звезда была постоянной, но в 1961 —1966 гг. показала сину­соидальные изменения блеска с амплитудой 0m,24 и периодом 3,826 дня. Показатель цвета ее при этом не из­менялся (рис. 7). Звезда Чугайнова получила обозначе­ние BY Дракона. В дальнейшем оказалось, что амплиту­да ее действительно изменяется от года к году — изме­няется площадь пятен. Наблюдаются и сдвиги моментов максимума, говорящие, возможно, о том, что пятна исче­зают и появляются на новых местах. Было найдено еще несколько таких звезд и они были даже выделены в отдельный класс переменных звезд, но длительные наблю­дения показали, что изредка и у них наблюдаются вспышки, как и у звезд типа UV Кита. По-видимому, звезды BY Дракона соответствуют более поздней ста­дии эволюции — вcпышечная активность затухает, «о пятна сохраняются. Период изменения блеска дает цен­ную информацию о скорости вращения этих звезд во­круг оси.

Кривая блеска и показателя цвета

Кривая блеска и показателя цвета

Таково семейство молодых переменных звезд, не при­шедших еще на главную последовательность. Все эти звезды — карлики, большинство из них слабее Солнца, и это не удивительно. Массивные звезды проскакивают стадию гравитационного сжатия так быстро, что застиг­нуть их на ней очень трудно. Вероятно, их надо искать среди звезд В и А с эмиссионными линиями в спектре.