Герцшпрунг
Cтраница 4
Поскольку правильные физические переменные звезды ( такие, как 6-цефеиды, звезды типа 6 Щита, а возможно, и / 3-цефеиды) встречаются на стадиях эволюции после главной последовательности, мы коротко остановимся здесь на их скоростях вращения. Престон выдвинул идею, что спектральные линии 6-цефеид потому так узки, что их предками могут быть лишь звезды главной последовательности с малыми экваториальными скоростями вращения. В предположении, что их линии уширены только вращением, Крафт получает значение ve sin / 20 км / с. Другой взгляд, лучше соответствующий современным значениям об эволюции после главной последовательности, выразил Крафт: все 6-цефеиды в сущности являются потомками сверхгигантов класса К, что согласуется с эволюционными треками Ибена, и профили их линий объясняются турбулентностью, а не вращением. Иными словами, б-цефеиды раньше находились в той части диаграммы Герцшпрунга - Рессела, где мог теряться момент количества движения ( предположительно, в виде замагни-ченного звездного ветра), и потому они происходят от очень медленно вращающихся стационарных звезд. Общая мысль, что пульсация и вращение физически несовместимы, высказывалась также для / 3-цефеид и звезд типа д Щита. Что касается / 3-цефеид, то наблюдения Хилла не подтвердили это старое предположение. [46]
Например, светимость модели с массой 60 М0 ( случай А) может уменьшиться в 5 5 раза по сравнению со светимостью невращающейся модели. Последние модели в различных последовательностях, изображенных на рис. 12.8, не являются предельными ни в каком физическом смысле, поэтому возможны конфигурации с еще меньшими светимостями. Во-вторых, дифференциально вращающиеся модели смещаются вправо от невращающихся звезд главной последовательности нулевого возраста. Расчетные значения экваториальной скорости ve хорошо укладываются в наблюдаемый диапазон для верхней части главной последовательности, где средняя скорость ve звезд поздних подклассов О и ранних подклассов В равна примерно 180 - 200 км / с, а максимальная раза в два больше. Наконец, мы видим, что дифференциально вращающиеся модели населяют ту же область диаграммы Герцшпрунга - Рессела, что и твердотельно вращающиеся звезды, я имеют сравнимые с ними скорости вращения на экваторе. [48]
Диаграммы Герцшпрунга - Рессела для рассеянных и шаровых скопле-йий сильно различаются. Диаграммы различных шаровых скоплений очень похожи между собой и имеют вид, показанный на рис. 16.2 я. Наблюдается участок главной последовательности, соответствующий малым массам, не превышающим примерно 1 Л / Q. Кроме того, имеются развитые ветвь гигантов и горизонтальная ветвь. Эти наблюдения подтверждают предположение о том, что шаровые скопления - очень старые образования, их возраст порядка 10ю лет. Сходство их диаграмм Герцшпрунга - Рессела является прямым свидетельством подобия их эволюции за последние 10ю лет. [49]
Расчеты заканчивались на стадии, когда углерод-кислородное ядро окружено оболочкой горящего гелия, в которой вырабатывается большая часть энергии, излучаемой с поверхности модели. На рис. 12.20 изображены эти эволюционные треки на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. В табл. 12.8 приведены возраст, положение и экваториальная скорость вращения на некоторых характерных стадиях эволюции, отношение ас центробежной силы к силе тяжести в центре для приведенных моделей. Буквы в шестой колонке соответствуют моделям, изображенным на рис. 12.20. Из этого анализа следуют два основных результата. Вследствие этого петли на диаграмме Герцшпрунга - Рессела увеличиваются. [50]
Контуры, размеры, цветовая температура и светимость планетарных туманностей весьма различны. Несмотря на эту разнородность, большинство планетарных туманностей легко различают и относят к данному классу астрономических объектов. Главным критерием является наличие пустоты, отделяющей тонкое гало туманности от расположенной в центре звезды. В общем, типичной морфологией является сферическое ( кольцеобразное) окружение или оболочка вокруг звезды, отделенной от оболочки пустотой. Часто, однако, можно наблюдать несколько концентрических колец или оболочек, а также некруговые контуры в виде гантелей. Предполагается, что планетарные туманности представляют поздний этап в звездной эволюции, соединяющий на диаграмме Герцшпрунга Ресселя ветвь красных гигантов и ветвь белых карликов процессом, который не наблюдался и в котором старая, проэволюционировавшая звезда разделяется на горячую ионизованную оболочку и ядро, превращающееся впоследствии в белого карлика. [51]
Следовательно, для создания заметного раскачивающего эффекта зона ионизации должна располагаться на нек-рой оптим. Именно такая ситуация, по-видимому, реализуется в зоне Не II i Не III перемен -, ных звезд. Вторая ионизация гелия происходит при темп-ре ок. Поэтому в-звездах с разной эффективной температурой Т л зона ионизации расположена на разл. Если же зона лежит слишком глубоко ( Тя слишком мала), неадиабатич. Гэ, для к-рого возможно возбуждение пульсаций в зоне второй ионизации гелия. Существование на диаграмме Герцшпрунга - Рееселла узкой, почти вертикальной полосы нестабильности, населенной переменными звездами, служит доказательством эфф. [52]
Какой из вышеперечисленных объектов образуется, зависит от начальной массы звезды и от эффективности, с которой она теряет массу. Свидетельством того, что на конечных стадиях эволюции происходит значительная потеря массы, являются планетарные туманности, названные так потому, что при наблюдении в телескоп некоторые из них выглядят как планетные диски. Эти объекты состоят из горячей центральной звезды, окруженной расширяющейся оболочкой ионизованного газа, излучающего сильные запрещенные линии. Светимость центральной звезды лежит в интервале 102 - 104L0, а их эффективные температуры составляют 30 000 - 100 000 К. Скорости оболочек равны примерно 20 км / с, а размеры - 0 05 - 1 пс. Согласно общепринятой точке зрения, планетарная туманность образуется на конечных стадиях эволюции, когда звезда достигает верхней части ветви гигантов. В этой области диаграммы Герцшпрунга - Рессела находятся неустойчивые звезды и долгопериодические переменные, поэтому весьма правдоподобно, что на некоторой стадии такие звезды сбрасывают верхние слои, образуя планетарные туманности и горячие гелиевые звезды, обладающие всеми свойствами центральной звезды. Через короткое время - около 104 лет - эта звезда становится вырожденным белым карликом. В результате такой спокойной завершающей фазы эволюции, вероятно, образуется большинство белых карликов. [53]
Страницы: 1 2 3 4