Отметим прежде всего данные радиоастрономии, показывающие, что некоторые звездные ассоциации окружены облаками нейтрального водорода, плотность которых повышается к центру ассоциации, вокруг которого они вращаются и в котором уже появились звезды, ионизующие окружающий их газ. Согласно теории звездообразование должно начаться именно при достаточно большой плотности диффузного вещества. С другой стороны, гигантские массы газа и вращение бесспорно говорят о стабильности всего комплекса в целом. Такая или похожая картина наблюдается во многих ассоциациях Магеллановых Облаков и в ассоциации Ориона; NGC 6857 является газовым протоскоплением (Гордон, 1970; Бридл, Кестевен,1970).
Накапливается все больше данных, говорящих о том, что некоторые виды источников ОН и ИК-излучения могут быть протозвездами в стадии конденсации (Рубин, Тернер, 1971). Отметим также, что известны ИК-объекты, являющиеся ныне звездными конденсациями в области Н II, которые в 1946 г. выглядели лишь как более яркие участки туманности (Аллен, 1972). Нельзя говорить о том, что не наблюдаются объекты, переходные между звездами и туманностями. В сущности, уже звезды типа Т Таu можно рассматривать как таковые.
Важным достижением теории эволюции звезд до прихода их на ГП являются расчеты Ларсона (1972), который показал, что на этой стадии звезды окружены остаточными газо-пылевыми оболочками. Недавно Стейн, Мак Крей и Шварц (1972) показали, что тепловая неустойчивость в охлаждающейся межзвездной среде при отсутствии магнитного поля может привести к возникновению гравитационно связанных облаков диаметром около 1 пс, в центре которых образуются очень небольшие плотные ядра, на которые оседает вещество облаков. Эти авторы отмечают, что Ларсон начинает свои расчеты с протозвезды, имеющей как раз такую структуру. У звезд с массой, превышающей 3 солнечных, оболочка исчезает, и сама звезда становится наблюдаемой, лишь когда она достигает ГП. Это означает, в частности, что сравнение с теорией диаграмм Г - Р очень молодых звездных скоплений является весьма трудным делом; для этого необходимо знать влияние оболочки на цвет и светимость звезды. Существование таких оптически толстых околозвездных оболочек отмечали еще ранее наблюдатели, в особенности Повода (1965). Недавно К. Стром и др. (1971), С. Стром и др. (1972), а также Уокер (1972) показали, что большинство звезд в NGC 2264, не достигших еще ГП (в основном типа Т Таu), окружены газо-пылевыми оболочками. У поздних звезд это приводит к ИК-избытку, а у более проэволюционировавших ранних звезд в оболочке присутствуют уже частицы, достаточно крупные для того, чтобы вызвать нейтральное поглощение света звездного ядра, что может уводить звезду под ГП (Поведа, 1965).
Уокер (1972), наблюдая звезды с УФ-избытком в Орионе и NGC 2264, нашел в спектре многих из них явные признаки падения на них вещества. Он заключил, что эти звезды только недавно освободились от своих оболочек, и мы наблюдаем завершение их образования, аккрецию на них последних остатков дозвездного облака, из которого они образовались. Таинственный голубой континуум в спектре (который также может уводить звезду влево от ГП), согласно Уокеру, может возникать в результате столкновения этих остатков с поверхностью звезды.
Таким образом, из наблюдательных данных о звездах очень молодых звездных скоплений крайне трудно получить их Мb и Teff. Во всяком случае, выводы об их массе, дисперсии возрастов и т. д., основанные на сопоставлении МV и В - V этих звезд с эволюционными треками, крайне ненадежны. Положение этих звезд на диаграмме Г - Р искажается пекулярностью распределения энергии в их спектрах, влиянием газо-пылевой оболочки и переменностью блеска. Попадание некоторых звезд под начальную ГП на диаграмме MV ~ В - V не является трудностью для гипотезы происхождения звезд из диффузного вещества. Это с полной убедительностью показано в цитированных выше работах Строма и Уокера, а также в работе Эндрьюса(1971), который нашел для группировки Ориона, что многочисленные в координатах МV, В - V звезды, лежащие под ГП, все оказываются правее ее в координатах МV, V - R, исключающих голубой континуум.
Если быстрые неправильные изменения блеска орионовых переменных, звезд типа Т Таu и UV Cet и их спектральные пекулярности связаны с завершающими стадиями гравитационногосжатия звезды, то чем старше звездное скопление, тем меньше должна быть масса и светимость его самых ярких звезд этих типов. Это предсказание теории блестяще подтвердил Аро (1968) при исследованиях вспыхивающих звезд в скоплениях. На рис. 4 построена зависимость между светимостью ярчайших вспыхивающих звезд в скоплениях и возрастом скоплений. Данные об этих звездах взяты у Аро (1968), модули расстояния из работы Джонсона и др. (1961), а возрасты определены по их зависимости от спектрального класса наиболее ранних звезд скоплений, построенной по данным работы Линдоффа (1968).
Если вспышечная активность присуща всем звездам малой массы на стадиигравитационногосжатия, то в любом скоплении все звезды слабее некоего предела, определяемого зависимостью светимость - возраст, должны быть вспыхивающими.
Амбарцумян (1969) представил убедительные соображения в пользу того, что "вряд ли можно допустить, что больше чем 10% всех членов Плеяд, более слабых, чем V = 13m,2, являются не вспыхивающими". Однако через четыре года Амбарцумян и др. (1972) пришли к выводу, что вспыхивают далеко не все звезды Плеяд слабее V = 13m,2, ибо среди 79 членов Плеяд в пределах mpg= 14,5 - 16,0 до сих пор лишь половина показала вспышки.
В Плеядах, Волосах Вероники, Гиадах и Яслях, по мере перехода к более ярким звездам, вспыхивающие звезды сменяются постоянными звездами, а не звездами типа Т Таu и орионовыми переменными, как в более молодых агрегатах Ориона и NGC 2264. Можно считать твердо установленным, что звезды типа Т Таu, быстрые неправильные и орионовы переменные встречаются исключительно в наиболее молодых группировках, в которых почти всегда обнаруживаются также и вспыхивающие звезды (I Ori, NGC 2264, NGC 7023, группа в Тельце, группа R СгА), в то время как в звездных скоплениях, возраст которых превышает 3-5·107 лет, встречаются исключительно лишь звезды типа UV Кита. Означает ли это, что стадия UV Кита является более поздней в эволюции звезды, нежели стадия Т Тельца, как это считает Амбарцумян (1970)? Однако тогда в Орионе и в NGC 2264 вспыхивающие звезды должны быть среди самых ярких, т. е. более массивных и близких к ГП переменных звезд; на самом же деле таковыми являются орионовы переменные и звезды типа Т Таu. Подчеркнем, что последние встречаются лишь в группировках, связанных с диффузной материей, в которых по всем признакам (например, наличие ИК-источников - протозвезд) продолжается звездообразование.
Эти факты можно попытаться объединить и объяснить следующей гипотезой. По всей видимости, звезды с массами, заключенными примерно между 0,3 и 1,0m?, как и предполагает Амбарцумян (1970), в начальных, очень кратковременных стадиях своего существования являются звездами типа Т Тельца, а подойдя ближе к ГП, становятся звездами типа UV Кита. (Звезды с m<~1mСолнца, вероятно, уже не показывают типичных для звезд UV Кита вспышек, а звезды с m<~ 0,3mСолнца, по-видимому, не бывают "настоящими" звездами типа Т Тельца.) В скоплениях, в которых звездообразование окончено, звезды типа Т Тельца успели стать вспыхивающими или постоянными звездами. В скоплениях, сохранивших до настоящего времени запасы диффузного вещества, звездообразование продолжается, и наиболее молодые звезды, еще аккретирующие его остатки, и есть звезды типа Т Таu. Оценки допустимой верхней границы дисперсии возрастов звезд скоплений (по верхней части ГП) дают 1*107 лет (Шлезингер, 1972). Это означает, что в скоплениях, возраст которых меньше или равен 1*107 лет, звездообразование может продолжаться и сейчас. Это близко к возрасту I Ori и NGC 2264.
Среди звезд данного скопления с массами, скажем, около 0,5mСолнца и возрастами от 0 до 1*107 лет, должны быть и постоянные звезды главной последовательности, и только что вылупившиеся из своих оболочек звезды типа Т Таu, и промежуточные между ними по возрасту вспыхивающие переменные. Допущение небольшой дисперсии возрастов звезд в скоплениях представляется необходимым для объяснения положения звезд типа UV Get и Т Таu на диаграммах цвет - величина скоплений.
О крайней молодости звезд типа Т Таu свидетельствуют и цитированные выше результаты Ларсона и Уокера, говорящие о наличии вокруг этих звезд остатков диффузного вещества (которые иногда наблюдаются непосредственно в виде окружающих эти звезды крошечных туманностей (Бааде, 1963)), а также данные о звездах типа FU Ori, одна из которых (V 1057 Cyg) до вспышки была звездой типа Т Таu.
Как следует из сказанного в начале этого параграфа, данную гипотезу вряд ли можно будет проверить непосредственно по положению относительно ГП звезд типа Т Таu и UV Get в одном и том же скоплении, поскольку мы не можем определить достаточно точно Мb и Teff этих звезд. Она, однако, объясняет, почему звезд типа Т Таu нет в столь молодом скоплении как h и X Per - потому, что там исчерпано или выметено 0-звездами диффузное вещество.
Итак, звезды типа Т Таu - наиболее молодые объекты среди тех, которые уже заслуживают названия звезд. Все указывает на продолжающееся и ныне образование их из газо-пылевых туманностей. Более поздняя стадия развития звезд малой массы - переменные типа UV Get. В скоплениях, содержащих звезды типов Т Таu и UV Get, более слабые вспыхивающие звезды относятся к более раннему поколению, раз они находятся на более поздней стадии развития. Еще более старые звезды данной массы могут уже быть на ГП, чем возможно и объясняется встречаемость постоянных звезд рядом с переменными на диаграмме скопления. Переменность орионовых звезд и звезд типа Т Таu и UV Get явным образом связана с особенностями строения звезд, заканчивающих гравитационное сжатие.
Обратная связь
