Переменные Звезды молодых скоплений и галактического диска

Детально разработанная теория звездной эволюции, с которой возможно сравнение характеристик переменных звезд, исходит из гипотезы происхождения звезд из диффузной газо-пылевой материи. Приход звезды после окончания гравитационного сжатия на нижнюю границу главной последовательности означает, что ее недра нагрелись достаточно для начала горения водорода. Дальнейшая эволюция звезды, как известно, зависит от ряда факторов. Если в звезде происходит полное перемешивание вещества, так что сохраняется однородный химический состав, она уходит влево от главной последовательности; если при этом происходит еще и потеря массы, звезда продвигается вниз по главной последовательности. При отсутствии перемешивания и потери массы звезда эволюционирует вправо от главной последовательности (ГП). Ряд теоретических и наблюдательных работ еще в 50-х годах показал, что осуществляется последний случай (см. Бербиджи, 1958; Копылов, 1960); особенно важную роль здесь сыграло сравнение теории с диаграммами цвет - светимость звездных скоплений, которые все показывали уклонение наиболее ярких и быстро эволюционирующих звезд вправо от ГП - эффект, отмеченный еще Герцшпрунгом и Трюмплером в тридцатых годах. Сендидж и Шварцшильд в 1952 г. показали, что после достижения верхней границы ГП звезда сравнительно быстро уходит в область красных сверхгигантов или гигантов, где начинается горение гелия в ее ядре. Для звезд малой массы Хойл и Шварцшильд в 1955 г. детально рассчитали этот переход и показали, что такая эволюция объясняет диаграмму Г - Р шаровых звездных скоплений. Для звезд большой массы подобные детальные расчеты были впервые проведены лишь в 1964-1966 гг.

Многие детали этих вычислений ныне уже пересмотрены или будут еще пересмотрены, однако если только наши самые общие представления о ядерных реакциях, как источниках энергии звезд, верны, то должны быть верны и главные выводы теории звездной эволюции. В недрах звезды идет непрерывный синтез все более тяжелых элементов, сопровождающийся выделением энергии. После выгорания в ядре данного элемента оно сжимается и нагревается, температура как ядра, так и оболочки изменяется, и звезда быстро уходит в другую часть диаграммы. Так, массивные звезды после выгорания водорода в ядре быстро уходят в область красных сверхгигантов, пока ядро не нагревается достаточно для превращения гелия в углерод. Начало этой реакции уводит звезду налево, а выгорание гелия - снова направо и т. д. Увеличение температуры недр звезды делает возможным включение следующей ядерной реакции синтеза.

В принципе так могло бы продолжаться вплоть до истощения источников ядерной энергии, однако наши знания уже задолго до этого становятся все более неполными и трудность расчетов все более возрастает. Не имеется еще общепринятой интерпретации горизонтальной ветви диаграммы Г - Р шаровых звездных скоплений, неясна дальнейшая судьба массивных звезд, которые должны каким-то образом сбросить массу перед переходом в стадию белого карлика или нейтронной звезды, если только им не суждено превратиться в "черную дыру" в результате гравитационного коллапса. Последняя возможность представляется сейчас вполне вероятной.

Напомним, однако, что еще Эддингтон, физическая интуиция которого не раз получала блестящие подтверждения, писал: "Я думаю, что должен существовать некий физический закон, не позволяющий звезде вести себя таким абсурдным образом" (Эддингтон, 1935). По крайней мере, существенная доля массивных звезд после истощения запасов ядерной энергии вспыхивает как сверхновые, в самом начале гравитационного коллапса. Если они все вспыхивают, то необходимость в существовании коллапсаров отпадает.

Сравнение выводов теории звездной эволюции с наблюдениями говорит, что мы на правильном пути. Она объясняет важнейшие зависимости (в частности, зависимость массу - светимость), сравнительную населенность разных частей диаграммы Г - Р и вид этой диаграммы для звездных группировок разного возраста, а также соответствие между пространственно-кинематическими характеристиками разных групп звезд. Объясняет она и ряд закономерностей, известных у переменных звезд, и даже само существование некоторых из них. В свою очередь изучение переменных звезд, многие из которых следует считать находящимися на критических этапах эволюции, много дает для проверки и развития теории.

Закономерности эволюции после ухода с ГП существенно отличаются для звезд больших и малых масс. Звезды с массой, большей 2,5 солнечной, уйдя с ГП, быстро проходят пробел Герцшпрунга, и после начала горения гелия в ядре (в области гигантов и сверхгигантов, где они задерживаются) их эволюционные треки поворачивают налево и описывают затем широкие петли, размах которых увеличивается с массой. Вырожденность вещества в ядрах звезд с массой, меньшей двух солнечных, замедляет темп нагревания ядра, звезда уходит в область красных гигантов, и горение гелия начинается, лишь когда звезда уходит далеко вверх по ветви гигантов.

Сравнение с наблюдательными данными диаграмм цвет - светимость звездных скоплений, рассчитанных с помощью эволюционных треков, показывает хорошее согласие. В скоплениях, возраст которых меньше 5х108 лет, звезды с массой, меньшей двух солнечных, еще находятся в пределах ГП, так что среди рассеянных скоплений лишь скопления типа М 67 и NGC 188 содержат гиганты и субгиганты с массой, меньшей этого значения. Скопления промежуточного возраста, типа NGG 7789, по-видимому, обладают ветвью гигантов, населенной звездами с массами около двух солнечных.

Сделаем еще несколько общих замечаний. Как известно, возможны две точки зрения на природу переменных звезд:

1) переменность может появляться на некоторых этапах эволюции звезд и является стадией, через которую проходят в своем развитии все звезды;
2) переменные звезды являются сугубо пекулярными объектами, сохраняющими эту пекулярность всю жизнь и они могут эволюционировать от одного типа переменности к другому.

Чрезвычайно важным, если не решающим для выбора между этими двумя возможностями, является вопрос о встречаемости постоянных звезд в областях диаграммы Г - Р, занимаемых переменными звездами того же возраста, массы и химического состава.

Отсутствие постоянных звезд в некоторых областях диаграммы следует ожидать с первой точки зрения - все звезды данной массы на данном этапе эволюции становятся переменными данного типа; присутствие же постоянных звезд в районах, населенных переменными, означает, что лишь звезды, обладающие какими-то особенностями, становятся переменными. Возможно, что отличие между переменными и постоянными звездами не влияет на их эволюцию и сказывается лишь при попадании их в области нестабильности; например, по мнению Престона (1965), быстрое вращение препятствует развитию пульсации у кандидатов в цефеиды.

Для решения этого вопроса необходимо построение диаграмм Г - Р звездных скоплений, содержащих переменные звезды и всестороннее исследование звезд, попадающих в области нестабильности. Известно, что на этих диаграммах переменные типа бетта Сер находятся обычно в узкой полосе, в которой постоянные звезды практически отсутствуют. Давно доказано отсутствие постоянных звезд на участках горизонтальных ветвей шаровых скоплений, занимаемых звездами типа RR Лиры (правило Шварцшильда). По-видимому, нет или почти нет постоянных звезд в полосе, занимаемой цефеидами рассеянных и шаровых скоплений.

Правда, Ферни и Хыоб (1971), а также Шмидт (1972) нашли, что среди сверхгигантов поля, F5 Ib - G5 Ib, попадающих в полосу нестабильности, большинство является постоянными; несколько таких звезд отметил Ефремов (1968). Однако светимости сверхгигантов поля определяются с недостаточной точностью. Долгопериодические и полуправильные красные гиганты концентрируются у правого конца ветви гигантов старых скоплений, а красные сверхгиганты, по-видимому, все являются переменными. Для цефеид и звезд типа RR Лиры возникновение пульсации на определенном этапе эволюции наиболее очевидно: участок ветви сверхгигантов NGC 1866 или горизонтальной ветви шаровых скоплений, попадающий в пределы полосы нестабильности, заселен пульсирующими звездами, в полном согласии с теорией.

Доказать, что все звезды на стадии гравитационного сжатия являются быстрыми неправильными переменными, более трудно. Сама переменность может у них надолго затихать и к тому же локализовать эти звезды на диаграмме Г - Р необыкновенно трудно.

Итак, эволюционная история переменных звезд с наибольшей ясностью открывается при исследовании тех из них, которые являются членами звездных скоплений. У таких звезд мы знаем возраст, химический состав, светимость и температуру, можем оцепить массу. Положение переменных звезд на диаграмме Г - Р звездных скоплений является ключевым для понимания роли феномена переменности в звездной эволюции. С другой стороны, изучение переменных звезд в скоплениях является лучшей наблюдательной проверкой теоретических представлений о звездной эволюции, как это особенно наглядно продемонстрировано звездами Т Таu, UV Cet, цефеидами и RR-лиридами.