Переменность на стадии гравитационного сжатия

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 гравитационного сжатия 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 стадии гравитационного сжатия, 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.