| << Nekotorye dopolneniya ... | | Oglavlenie | | Neitronnye zvezdy >> |
NEKOTORYE SPECIFIChESKIE TIPY ZVEZD
PROTOZVEZDY - eto: 1) dozvezdnye tela neizvestnoi prirody (V.A.Ambarcumyan); 2) szhimayushiesya oblaka, stavshie neprozrachnymi dlya sobstvennogo teplovogo izlucheniya (Ch.Hayashi i T.Nakano); 3) szhimayushiesya molodye zvezdy, ne imeyushie eshe termoyadernogo istochnika energii (S.B.Pikel'ner i S.A.Kaplan); 4) ob'ekty s poverhnostnoi temperaturoi nizhe 3000 gradusov Kel'vina i prohodyashie na diagramme oblast', zapreshennuyu dlya zvezd v ravnovesii (P.Bodenhaimer, D.K.Blek) [Surdin, 1999]. Protozvezdy yarko svetyatsya za schet padeniya ostatkov roditel'skogo molekulyarnogo oblaka. Tak, Solnce, naprimer, na etoi stadii, prodolzhavsheisya neskol'ko millionov let, bylo primerno v 4 raza yarche, chem seichas [Molodoe Solnce..., 2002].
Pri szhatii oblaka energiya tyagoteniya sperva perehodit v kineticheskuyu energiyu padayushih chastic i lish' chut'-chut' v teplovuyu (pri stolknovenii chastic), no teplo unositsya s infrakrasnymi luchami, dlya kotoryh oblako ponachalu prozrachno, a potomu szhatie snachala proishodit izotermicheski. Pri etom sila tyagoteniya, deistvuyushaya na edinicu massy oblaka, vozrastaet obratno proporcional'no kvadratu rasstoyaniya ot centra oblaka. Chto zhe kasaetsya protivodeistvuyushei sily, t.e. sily Arhimeda, predstavlyayushei soboi raznicu davleniya snizu i sverhu, to ona tozhe vozrastaet, no medlennee - obratno proporcional'no radiusu [davlenie vozrastaet proporcional'no kubu radiusa, no sila davleniya raspredelyaetsya na umen'shayushuyusya ploshad', proporcional'nuyu kvadratu radiusa]. Znachit, ran'she davlenie gaza v oblake protivostoyalo gravitacii, no pri szhatii gravitaciya rastet bystree davleniya, i s kakogo-to momenta szhatie proishodit pochti v rezhime svobodnogo padeniya.
S kakogo-to momenta plotnost' kollapsiruyushego oblaka okazyvaetsya takoi, chto ono stanovitsya neprozrachnym dlya infrakrasnyh luchei, i togda temperatura i davlenie vozrastayut, iz-za chego szhatie zamedlyaetsya. Chast' energii idet na dissociaciyu molekul i ionizaciyu gaza, chto uskoryaet szhatie, no po okonchanii etih processov szhatie vnov' zamedlyaetsya. Vytalkivayushaya gazovaya sila (arhimedova sila) nachinaet rasti bystree sily gravitacii (proporcional'no kubu radiusa), i zvezda prihodit v kvaziravnovesnoe sostoyanie. V dal'neishem postepennye poteri na izluchenie kompensiruyutsya medlennym szhatiem, chto vysvobozhdaet gravitacionnuyu energiyu. Cherez milliony let (dlya srednerazmernoi zvezdy) dostigaetsya temperaturnyi termoyadernyi porog, i protozvezda stanovitsya zvezdoi [Surdin, 1999].
Sushestvuet neskol'ko modelei, kotorye detaliziruyut i dopolnyayut opisanie evolyucii protozvezd [Surdin, 1999]:
1. MODEL' HAYaShI-NAKANO (1965) - odnorodnoe oblako molekulyarnogo gaza padaet na sebya (szhimaetsya, kollapsiruet) tak bystro, chto diffuziya izlucheniya ne uspevaet otvodit' teplo; togda vklyuchaetsya konvekciya dlya otvoda tepla, proishodyat dissociaciya molekul i ionizaciya atomarnogo gaza (na eti processy ponachalu tratitsya chast' energii padayushego gaza); s okonchaniem ionizacii rost temperatury uskoryaetsya; cherez neskol'ko let v rezul'tate padeniya gaza obrazuetsya yadro, na kotoroe prodolzhaet padat' gaz; ot etogo voznikaet udarnaya volna, kotoraya szhimaet central'nuyu chast' yadra, i obrazuetsya vnutrennee yadro (v etom processe prinimaet uchastie ionizaciya); udarnaya volna ustremlyaetsya i naruzhu, gde ionizuet gaz, i on nachinaet svetit'sya (vot pochemu protozvezdy "vozgorayutsya" ran'she, chem eto dolzhno bylo by proishodit' bez ucheta perechislennyh yavlenii, no svechenie protozvezdy proishodit ne za schet termoyadernyh reakcii, a za schet energii padayushego gaza). Ob'em zvezdy ponachalu ochen' velik, i ona pohozha na krasnyi gigant.
2. MODEL' LARSONA (s uchetom neodnorodnosti ishodnogo oblaka) - pohozha na predydushuyu, no imeyut mesto bystroe vydelenie malen'kogo plotnogo yadra i dolgoe (1 million let) padenie na nego obolochki. Ob'em zvezdy men'she.
3. MNOGOMERNYE MODELI (s uchetom vrasheniya, fragmentacii, magnitnogo polya i t.d.) - pohozhi na predydushie, no imeyut mesto takzhe obrazovanie diska i potom tora s raspadom ego na dve ili chetyre chasti; potom proishodit ili ne proishodit ih polnoe ili chastichnoe sliyanie s obrazovaniem odnoi, dvuh, treh ili chetyreh zvezd, chto zavisit ot ishodnogo momenta vrasheniya oblaka.
Chem "legche" protozvezdy, tem medlennee oni evolyucioniruyut, i zvezdy predel'no malyh mass mogut vsyu zhizn' provodit' v protozvezdnoi stadii, tusklo svetyas' za schet energii gravitacionnogo szhatiya. Massivnye zhe protozvezdy mogut stat' zvezdami, a eshe imet' ostatki protozvezdnoi obolochki - GAZOPYLEVO' KOKON. Vremya zhizni takogo kokona opredelyaetsya vremenem svobodnogo padeniya gaza i pyli [Surdin, 1999]. Rassmotrim evolyucionnye modeli protozvezd i molodyh zvezd v zavisimosti ot ih massy [Surdin, 1999]:
1) massa menee 0,8 solnechnoi: zvezda ostaetsya polnost'yu konvektivnoi vplot' do vyhoda na glavnuyu posledovatel'nost' (GP), kogda nachinaetsya termoyadernyi sintez v yadre;
2) ot 0.8 do 2,5 solnechnyh mass: konvektivnaya zvezda, no po mere priblizheniya k GP razvivaetsya luchistoe yadro;
3) ot 2,5 do 8 solnechnyh mass: polnost'yu luchistaya zvezda, i svetimost' do vyhoda na GP polnost'yu opredelyaetsya massoi;
4) bolee 8 solnechnyh mass (zvezdy-kokony): stadiya molodoi zvezdy v opticheskom diapazone ne nablyudaetsya, t.k. zvezda vyhodit na GP eshe do razrusheniya gazopylevogo kokona (on eshe ne uspel upast') [Surdin, 1999].
Malomassivnye protozvezdy po harakteru raspredeleniya energii estestvenno ob'edinyayutsya v neskol'ko klassov, kotorye, po-vidimomu, otrazhayut raznye etapy evolyucii protozvezd [Vibe, 2005]. Na samom rannem etape (klass 0, ne starshe 10 000 let, ne "goryachee" 30 gradusov Kel'vina) sobstvenno zvezda eshe otsutstvuet, akkreciya zhe proishodit sfericheski simmetrichno, rentgenovskoe izluchenie otsutstvuet ili otnositel'no slaboe (hotya tozhe inogda neravnomernoe). Na vtorom etape (klass 1, vozrast poryadka 100 000 let) akkreciya proishodit, glavnym obrazom, cherez akkrecionnyi disk, nablyudaetsya moshnoe rentgenovskoe izluchenie, inogda proishodyat vspyshki (svyazannye s perezamykaniem magnitnyh silovyh linii mezhdu protozvezdnym yadrom i okruzhayushim ego akkrecionnym diskom).
ZVEZDY-KOKONY - eto nedavno rodivshiesya zvezdy, kotorye eshe ne uspeli izbavit'sya ot gazopylevoi obolochki, okruzhavshei protozvezdu. Ih massa bolee vos'mi solnechnyh mass (ili ravna vos'mi). Iz nih naibolee blizok i izuchen infrakrasnyi ob'ekt Beklina-Neigebauera (BN-ob'ekt) v Tumannosti Oriona. Ego massa - 8 solnechnyh, a temperatura - 600 gradusov Kel'vina. Seichas [Surdin, 1999] takih ob'ektov izvestno bolee 250. Sredi nih est' i bolee molodye s temperaturoi 300-600 gradusov. Est' i proevolyucionirovavshie - okruzhennymi rasshiryayushimisya (10-15 km/s) kompaktnymi oblastyami molekulyarnogo gaza, t.e. kokon nachal "sbrasyvat'sya" pod davleniem sveta i zvezdnogo vetra. Pri etom pylinki isparyayutsya, gaz ionizuetsya. Nekotorye zvezdy- kokony (naprimer, Eta Kilya - samaya massivnaya zvezda Galaktiki, sm. nizhe) teryayut gaz v forme bipolyarnogo potoka, nekotorye - v forme monopolyarnogo potoka, nekotorye - ravnomerno vo vse storony [Surdin, 1999].
Nedavno v molodom sharovom skoplenii (ochen' redkii ob'ekt v Nashei Galaktike!), kotoroe chastichno razrushilo neskol'ko gazopylevyh kokonov, udalos' uvidet' tri molodye massivnye zvezdy. Vse oni byli udaleny ot drugih zvezd, t.e. bylo dokazano, chto massivnye zvezdy rozhdayutsya ne v rezul'tate "slipaniya" uzhe dovol'no krupnyh fragmentov (model' koagulyacii), a v rezul'tate padeniya gaza na edinstvennoe yadro (model' akkrecii). Na samuyu massivnuyu iz treh izuchennyh zvezd ezhednevno padaet massa gaza, ravnaya masse Zemli [Surdin, 2004v].
PEREMENNYE ZVEZDY - eto zvezdy, menyayushie blesk. Blesk nekotoryh iz nih menyaetsya lish' na neskol'ko procentov, a nekotoryh - v sotni i tysyachi raz. Po svoei prirode oni mogut byt' ochen' raznymi. Razlichayutsya ZATMENNYE PEREMENNYE i FIZIChESKIE PEREMENNYE ZVEZDY. V pervom sluchae istinnaya svetimost' zvezd ne menyaetsya, a prosto odna zvezda zaslonyaetsya drugoi. Poetomu zatmennye peremennye zvezdy rassmatrivayutsya nizhe v razdele o dvoinyh i kratnyh zvezdah, t.e. vo vtoroi chasti konspekta, kotoryi posvyashen prosteishim zvezdnym sistemam.
FIZIChESKIE PEREMENNYE ZVEZDY - eto ritmichno ili neritmichno pul'siruyushie zvezdy, istinnaya svetimost' kotoryh to vozrastaet, to padaet, prichem inogda v sotni i tysyachi raz. Sredi fizicheskih peremennyh razlichayutsya pravil'nye (cefeidy), polupravil'nye (miridy) i nepravil'nye. Vse eto giganty i sverhgiganty so sloevymi istochnikami termoyadernoi reakcii, prichem u belyh i zheltyh zvezd periody koroche i postoyannee, chem u krasnyh [Dagaev, 1955]. K chislu fizicheski peremennyh zvezd mozhno otnesti i Solnce, t.k. ono obladaet 11-letnim ciklom izmeneniya svetimosti i diametra, a takzhe menee vyrazhennym 250-letnim ciklom. No izmeneniya svetimosti i razmerov Solnca ne veliki (sm. nizhe) [Izmenenie diametra Solnca, 1988; Kolebaniya razmerov Solnca, 1996].
PRAVIL'NYE FIZIChESKIE PEREMENNYE ZVEZDY - so strogo opredelennymi periodom pul'sacii i izmeneniem bleska. Eto, prezhde vsego, cefeidy (sm. nizhe).
CEFEIDY - eto pravil'nye fizicheskie peremennye zvezdy, belye i zheltye giganty i sverhgiganty [Dagaev, 1955] na stadii termoyadernogo goreniya geliya [Fadeev, 2006]. Prodolzhitel'nost' stadii cefeidy - ot 1 do 10 millionov let [Fadeev, 2006]. Nazvany cefeidy po Del'te Cefeya. Ih massa ot 2 do 15 solnechnyh [Fadeev, 2006]. Svetimost' - v srednem 4000 solnechnyh [Dagaev, 1955] ili ot 1000 do 10000 solnechnyh [Fadeev, 2006]. Temperatura vidimoi poverhnosti (effektivnaya temperatura) - ot 5000 do 7000 gradusov Kel'vina [Fadeev, 2006]. Pul'siruyut. Diametr pri pul'saciyah menyaetsya primerno na 5% ot srednego; amplituda bleska v vizual'nyh luchah ot 0,2 do 1,5 zvezdnoi velichiny [Dagaev, 1955; Berdnikov i dr., 2006]. Uvelichenie bleska proishodit 1/3, oslablenie - 2/3 perioda. Pri szhatii temperatura poverhnosti uvelichivaetsya primerno na 1000 gradusov Cel'siya, i obshee izluchenie vozrastaet [Dagaev, 1955]. Naryadu so szhatiem imeet mesto i drugoi process: odnokratno ionizirovannyi atmosfernyi gelii pogloshaet svet i stanovitsya dvukratno ionizirovannym, prozrachnost' atmosfery teryaetsya, energiya nakaplivaetsya, davlenie rastet, atmosfera rasshiryaetsya, i togda gelii ohlazhdaetsya i stanovitsya odnokratno ionizirovannym, prozrachnost' vosstanavlivaetsya, svetimost' vozrastaet, atmosfera szhimaetsya [Fridman, 1993]. Takoi mehanizm avtokolebanii cefeid byl raskryt v seredine 20-go veka nizhegorodskim astrofizikom S.A.Zhevakinym [Kulikov, Troickii, 2006]. Chem bol'she period peremennosti, tem cefeida yarche i tem bol'she amplituda ee peremennosti (t.e. bol'shie cefeidy pul'siruyut s bolee dlinnym periodom). Znaya period (ili amplitudu) cefeidy, mozhno opredelit' ee svetimost'. Po svetimosti i vidimoi zvezdnoi velichine - rasstoyanie do zvezdy i do zvezdnoi sistemy, v kotoroi ona nahoditsya. Tak byli opredeleny rasstoyaniya do sharovyh skoplenii v Nashei Galaktike i do blizhaishih k nam galaktik (Magellanovy Oblaka, Galaktika Andromedy i nekotorye drugie) [Dagaev, 1955]. Nedavno bylo utochneno rasstoyanie do 220 blizhaishih k nam cefeid, t.e. utochnena dlina toi "lineiki", kotoroi my izmeryaem Nablyudaemuyu Vselennuyu. Eto sdelano metodom godichnogo parallaksa pri pomoshi evropeiskogo sputnika "Gipparh" [Zvezdy "omolazhivayutsya"..., 1998]. Vyyasnilos', chto eti cefeidy (a, znachit, i vse ostal'nye) raspolozheny chut' dal'she, chem dumali. Znachit, oni chut' yarche i potomu molozhe. Znachit, i Galaktiki molozhe. Im ne 15, a 11 milliardov let, t.e. Vselennoi poryadka 12-13 milliardov let. Vprochem, posle ocherednogo utochneniya vozrast Vselennoi "vozros" i ocenivaetsya teper' v 13,7 milliardov let ["Detstvo" Vselennoi - na karte, 2003]. Kosmicheskii teleskop imeni Habbla pozvolyaet otkryvat' cefeidy v ob'eme v 1000 raz bol'shem, chem nazemnye teleskopy [Fridman, 1993], a potomu razmery Nablyudaemoi Vselennoi v poslednie gody utochnyalis'. Chut' pozdnee rasstoyanie do blizhaishei cefeidy bylo utochneno takzhe izmereniem izmenenii ee uglovogo diametra, chem byla polnost'yu podtverzhdena predydushaya ocenka [Vibe, 2001v]. Vse eto pomoglo utochnit' postoyannuyu Habbla, t.e. velichinu uskoreniya v razbeganii galaktik po mere udaleniya ot nas. Seichas eta velichina ocenivaetsya kak 70 km/s na kazhdyi megaparsek s vozmozhnoi oshibkoi v 10 km/s [Reshetnikov, 2003]. Dlya cefeid harakterny medlennye izmeneniya perioda pul'sacii, chto svyazano s ih evolyuciei. Zvezdy s massoi v 4 solnechnyh stanovyatsya cefeidami odin raz v svoei "zhizni", a s massami v 7 solnechnyh - troekratno. Dlya nekotoryh zvezd teoriya zvezdnoi evolyucii predskazyvaet pyatikratnoe prohozhdenie dannoi stadii. Eto oznachaet, chto zavisimost' "period-svetimost'" nuzhno stroit' otdel'no dlya kazhdogo iz tipov etih zvezd [Berdnikov i dr., 2006]. K chislu cefeid do nedavnego vremeni otnosilas' i Polyarnaya zvezda, no s 1992 g., kak bylo predskazano teoretikami, pul'saciya prekratilas', t.e. sorokatysyacheletnyaya molodost' Polyarnoi zvezdy zakonchilas' u nas na glazah [Priroda, 1991, N1, s.102]. U Polyarnoi zvezdy, Del'ty Cefeya i Ioty Kilya v nachale 21 v. byli naideny gazovye kokony iz vybrosov. U Ioty Kilya takoi kokon vnosit 4% v polnuyu svetimost' ob'ekta [Cefeidy pogruzheny..., 2006]. Razlichayutsya korotkoperiodicheskie i dolgoperiodicheskie cefeidy.
KOROTKOPERIODIChESKIE CEFEIDY - belye giganty so svetimost'yu okolo 100 solnechnyh i periodom ot 1,5 chasa do 1 sutok [Dagaev, 1955].
DOLGOPERIODIChESKIE (KLASSIChESKIE) CEFEIDY - zheltye sverhgiganty klassov F i G so svetimost'yu do 10000 i periodom ot 1,5 sutok do 68 sutok. Takih cefeid v Nashei Galaktike izvestno okolo 700. V maksimume vse cefeidy imeyut spektral'nyi klass F5 [Berdnikov i dr., 2006].
POLUPRAVIL'NYE FIZIChESKIE PEREMENNYE - periodichnost' pul'sacii i izmeneniya bleska vyrazheny ne ochen' chetko.
MIRIDY - eto polupravil'nye dolgoperiodicheskie fizicheskie peremennye zvezdy, pul'siruyushie krasnye giganty. Nazvany po Mire Kita. Ih massa soizmerima solnechnoi, no svetimost' ot neskol'kih tysyach do neskol'kih desyatkov tysyach solnechnyh. Period izmeneniya bleska ot 80 do 700 sutok, prichem velichina perioda menyaetsya v nekotoryh predelah. Temperatura poverhnosti menyaetsya ot 2500 gradusov v maksimume do 2000 gradusov v minimume; amplituda bleska dohodit do 12 zvezdnyh velichin i, vozmozhno, chut' bolee, hotya chasto sostavlyaet primerno 7-8 zvezdnyh velichin [Dagaev, 1955], t.e. miridy - eto inogda dostatochno yarkie zvezdy (razlichimye glazom), kotorye sovsem gasnut (stanovyatsya nevidimymi dlya glaza). Uvelichenie i oslablenie bleska proishodit shodno s cefeidami, no ochen' medlenno [Yu.N.]. Miridy teryayut massu so skorost'yu do 1/1000000 solnechnoi massy v god, a potomu bystro utrachivayut ves' ostatok vodoroda vo vneshnih sloyah i prevrashayutsya v gelievuyu zvezdu s uglerodno-kislorodnym yadrom, posle chego perestayut byt' krasnymi gigantami iz-za bystrogo umen'sheniya radiusa. Klyuchevuyu rol' v zvezdnom vetre mirid igrayut zvezdnye pul'sacii, pri kotoryh radius zvezdy menyaetsya inogda v 2 raza. Kazhdyi pul'sacionnyi cikl soprovozhdaetsya udarnoi volnoi, dvizhusheisya ot centra zvezdy. Iz-za udarnogo szhatiya temperatura gaza kratkovremenno vozrastaet. K momentu prihoda novoi udarnoi volny veshestvo ne uspevaet vernut'sya na prezhnee mesto, a potomu v konechnom itoge sduvaetsya udarnymi volnami, obrazuya moshneishii zvezdnyi veter. Gelievyi sloi pochti ne uchastvuet v pul'saciyah [Fadeev, 2006].
NOVOPODOBNYE ZVEZDY - polupravil'nye fizicheskie peremennye zvezdy, kotorye dlitel'no sohranyayut primerno postoyannyi blesk, a potom vspyhivayut i cherez neskol'ko chasov vozvrashayutsya k ishodnomu blesku. Promezhutok mezhdu dvumya vspyshkami - cikl zvezdy - ot 20 dnei do neskol'kih desyatkov let. Dlitel'nost' cikla vse vremya menyaetsya, no vse-taki blizka k nekotoroi srednei velichine. Primer - SS Lebedya.
NEPRAVIL'NYE FIZIChESKIE PEREMENNYE - menyayushie blesk ves'ma besporyadochno.
NEPRAVIL'NYE FIZIChESKIE PEREMENNYE TIPA ZVEZDY T TEL'CA - harakterizuyutsya rezkimi i chrezvychaino nepravil'nymi kolebaniyami bleska.
FUORY - molodye massivnye zvezdy, kotorye inogda (naprimer, raz v 2000 let) rezko (na 3-6m) i nadolgo (naprimer, na 100 let) uvelichivayut svetimost'. Nazvany po zvezde FU Oriona (sm. nizhe). Dlya nih harakterny svyaz' s oblastyami zvezdoobrazovaniya, pogruzhennost' v pylevye oblaka (dlya poloviny), opticheskie spektry F- i G-sverhgigantov (eshe ne vyshedshih na glavnuyu posledovatel'nost'), moshnyi zvezdnyi veter, vybrasyvanie dlinnyh dzhetov - strui gaza (inogda), liniya litiya, polosa poglosheniya CO, bystroe vrashenie. Imeyutsya perehodnye sluchai (perehody k peremennym drugih tipov). Izvesten dvoinoi fuor [Surdin, 1999]. Schitaetsya, chto dlya fuorov harakterny okolozvezdnye diski iz protozvezdnogo veshestva, i poterya veshestva proishodit ne s poverhnosti zvezdy, a iz diska. Uvelichenie bleska proishodit tozhe iz- za akkrecii (padeniya) veshestva na disk. V aktivnom sostoyanii fuory, veroyatno, mogut nahodit'sya primerno 100 let (u fuorov, otkrytyh pervymi, uzhe nachalos' umen'shenie bleska). Passivnoe sostoyanie, veroyatno, mozhet dlit'sya primerno 2000 let, i v takoe vremya eti zvezdy pohozhi na peremennye tipa T Tau, no otlichayutsya bol'shoi massoi [Surdin, 1999]. Vse fuory tesno svyazany s molekulyarnymi oblakami, iz chego sleduet, chto vozrast ih ne bolee 100-300 tysyach let (my znaem, kak bystro utrachivaetsya takaya svyaz'). Otsyuda sleduet, chto molodaya zvezda mozhet ispytat' desyatki perehodov ot passivnogo sostoyaniya k aktivnomu i obratno.
PEREMENNYE TIPA T Tau - molodye malomassivnye nepravil'nye peremennye tipa T Tel'ca (sm. nizhe), svoistvennye tak nazyvaemym T-associaciyam. Dlya nih harakterny yarkie emissionnye linii vodoroda i kal'ciya. Oni yavlyayutsya infrakrasnymi istochnikami. V poslednem kataloge G.Herbiga znachitsya okolo 700 zvezd takogo tipa. Dve treti ih otnositsya k spektral'nomu klassu K, odna tret' - M, nemnogie - G. Sudya po ih spektru, u nih imeyutsya plotnye i goryachie vneshnie sloi vrode solnechnoi hromosfery i korony, no ne yasen energeticheskii istochnik etih sloev (podogrev iznutri, kak u Solnca, ili padenie na zvezdu ostatkov protozvezdnogo veshestva). Vse zvezdy etogo tipa eshe ne vyshli na glavnuyu posledovatel'nost'. Po nalichiyu etih zvezd tozhe uznayutsya oblasti zvezdoobrazovaniya.
KLASSIChESKIE ZVEZDY TIPA T Tau (CTTS) okruzheny massivnymi gazo- pylevymi diskami, chto yasno iz ih spektra (gaz opredelennyh skorostei zakryt diskom).
"OBNAZhENNYE" ZVEZDY TIPA T Tau (NTTS, ili WTTS) ne imeyut diska, i prostranstvo vokrug nih prakticheski svobodno ot veshestva.
PEREMENNYE TIPA YY Ori - vydelennye v osobyi podklass zvezdy tipa T Tau, u kotoryh proishodit akkreciya sfericheskoi obolochki na zvezdu, no eto ne prosto molodye zvezdy togo zhe tipa, u kotoryh eshe prodolzhaetsya padenie protozvezdnogo veshestva. Priroda ih ne vyyasnena. Oni sostavlyayut 5% zvezd tipa T Tau. Otkryty M.Uolkerom [Surdin, 1999].
NOVYE ZVEZDY - eto karlikovye dvoinye. Veshestvo s odnoi zvezdy peretyagivaetsya na druguyu. Izlishek massy periodicheski, cherez sotni let, vybrasyvaetsya vzryvom obolochki. V Nashei Galaktike v god proishodyat desyatki takih vzryvov. Veshestvo pri vzryvah razletaetsya so skorost'yu v neskol'ko kilometrov v sekundu, no vse-taki ne do desyatkov tysyach kilometrov v sekundu, kak pri vzryvah sverhnovyh [Gonsales, 1986], t.e. vzryvy novyh zvezd v tysyachi raz slabee, chem vzryvy sverhnovyh.
MAZERY (MEGAMAZERY?) - krasnye sverhgiganty na poslednih stadiyah svoego razvitiya, t.e. pered prevrasheniem v sverhnovye II tipa. Mazernyi effekt (sm. vyshe - "Okolozvezdnoe veshestvo") harakteren dlya ih stremitel'no rasshiryayushihsya vneshnih obolochek [Surdin, 1997a]. Primer takogo mazera privoditsya nizhe (sm. "Interesnye zvezdy drugih galaktik"). V nedavnee vremya polucheny dannye, chto pri vzryvah primerno takih zvezd vybroshennoe veshestvo generiruet vo vneshnih obolochkah gamma-vspyshku [Vibe, 2003v; Surdin, 2003v] i rentgenovskuyu vspyshku [Rentgenovskie vspyshki..., 2002]. Eto odna iz poslednih i naibolee ubeditel'nyh gipotez gamma- vspleskov.
KORIChNEVYE KARLIKI, ili TUSKLYE KARLIKI - eto ob'ekty s massoi chut' bolee 13 mass Yupitera, u kotoryh yadro v processe evolyucii razogrevaetsya do temperatury "goreniya" deiteriya, chto yavlyaetsya atributom zvezdy [Surdin, 2000g]. Pravda, deiteriya malo, i korichnevye karliki dolzhny bystro merknut', posle chego svetit'sya tol'ko za schet gravitacionnogo szhatiya [Surdin, 1999], t.e. mozhno nablyudat' lish' molodye korichnevye karliki, i voobshe u nih net odnoznachnoi zavisimosti mezhdu svetimost'yu i massoi, t.k. imeet znachenie takzhe vozrast korichnevogo karlika [Opredelenie massy korichnevogo karlika, 2004]. Massa korichnevyh karlikov sostavlyaet 0,02-0,04 solnechnoi [Surdin, 1999], ili 0,01-0,08 solnechnoi (t.e. ot 10-15 do 80 yupiterov), esli neskol'ko rasshirit' eto ponyatie [Surdin, 2001a]. V ob'ektah tyazhelee 80 yupiterov "gorit" vodorod, a legche 10 yupiterov - ne "gorit" dazhe deiterii. Eshe v 1999 g. soobsheniya ob otkrytii korichnevyh karlikov ne byli podtverzhdeny, hotya dlya nih byl vveden novyi spektral'nyi klass - L, s temperaturoi menee 2000 gradusov Kel'vina [Surdin, 1999]. Soglasno drugoi zametke, temperatura korichnevyh karlikov ne prevyshaet 3500 gradusov Kel'vina [Novyi tip zvezd, 2001]. V seredine 1990-h godov soobshalos' ob otkrytii pochti korichnevogo karlika s massoi 0,08-0,09 solnechnoi i temperaturoi 2600 gradusov Kel'vina [Priroda, 1996, N8], t.e. po vtoromu opredeleniyu, rasshirennomu, eto korichnevyi karlik, po pervomu - net. Gruppa astrofizikov iz Germanii i SShA obsledovala vse molodye blizkie (v 300 svetovyh godah) i neyarkie zvezdy v infrakrasnom svete, v kotorom korichnevye karliki izluchayut osobenno mnogo energii, v rezul'tate chego bliz odnoi iz etih zvezd v 1998 g. byl otkryt pervyi "nastoyashii" korichnevyi karlik - TWA-5 B [Surdin, 2001a]. V 2001 g. yaponskie astronomy obnaruzhili bolee sotni korichnevyh karlikov i bolee sotni subkarlikov v odnoi tol'ko zvezdoobrazuyushei oblasti S106 [Mezhzvezdnye planety-giganty, 2002]. K koncu 2004 g. bylo izvestno uzhe neskol'ko soten subkarlikov i korichnevyh karlikov [Opredelenie massy korichnevogo karlika, 2004]. Znachit, podobnye ob'ekty obychny vo Vselennoi.
K 2004 g. byli ochen' tochno opredeleny parametry odnoi dvoinoi zvezdy, sostoyashei iz subkarlika i korichnevogo karlika - 2MASSWJ0746425+2000321 (sm. nizhe) [Opredelenie massy korichnevogo karlika, 2004].
Bylo predskazano, chto korichnevye karliki mogut voznikat' takzhe v dvoinyh sistemah iz obychnyh zvezd, esli chast' veshestva peretyanet na sebya glavnyi kompan'on sistemy. Nedavno eto yavlenie podtverzhdeno dlya dvuh tesnyh dvoinyh zvezd - LL Andromedy i EF Eridana, glavnymi kompan'onami kotoryh yavlyayutsya belye karliki (karlikovye novye, nepravil'nye peremennye). Ran'she ih sputniki byli normal'nymi zvezdami, a teper' yadernye reakcii v nih ugasli. Himicheskii sostav podobnyh korichnevyh karlikov dolzhen byt' inym, chem u tipichnyh zvezd etogo klassa, t.e. eto po suti osobyi klass ob'ektov [Novyi tip zvezd, 2001].
U nekotoryh korichnevyh karlikov otkryty protoplanetnye diski. V rezul'tate analiza spektra vyyavleny priznaki rosta i kristallizacii pylinok v etih diskah, chto mozhno rassmatrivat' kak nachal'nyi etap obrazovaniya planet [U korichnevyh karlikov obrazuyutsya planety, 2006].
PEREHODNYE OT ZVEZD K PLANETAM OB'EKTY - s massoi primerno 0,01 solnechnoi. Naprimer, v sisteme BD68 gradusov 946 massa temnogo sputnika sostavlyaet 0,009 solnechnoi [Surdin, 1999]. Podobnyh tel otnyud' ne malo. Tak, sredi 118 tysyach samyh yarkih zvezd otkryto 2910 zvezd (2,5%) s krivolineinym peremesheniem v prostranstve, chto govorit o nalichii u nih krupnyh nevidimyh sputnikov - korichnevyh karlikov, korichnevyh subkarlikov i podobnyh [Goncharov, 1999]. Takie po razmeram tela mogut byt' i samostoyatel'nymi chlenami Galaktiki, o chem podrobno rasskazyvaetsya v svodnom konspekte o zvezdnyh sistemah.
"UBEGAYuShIE" ZVEZDY - molodye zvezdy, pokidayushie roditel'skuyu associaciyu so skorostyami okolo ili bolee 100 km/s. Oni vyyavlyayutsya po svoei skorosti i po svetyasheisya udarnoi volne iz-za dvizheniya skvoz' mezhzvezdnyi gaz so sverhzvukovoi skorost'yu. Kak pravilo, takie zvezdy svyazany s OB-associaciyami - associaciyami iz desyatkov ili soten goryachih massivnyh zvezd O- i B-klassov. Po gipoteze A.Blaau (1961), "ubegayushie" zvezdy, kak iz prashi, vyletayut s orbity vokrug sverhnovoi posle ee vzryva. Pri vzryve sverhnovye zvezdy chast' veshestva svoei obolochki peredayut etim zvezdam. Ostatok vzorvavsheisya sverhnovoi (neitronnaya zvezda ili chernaya dyra) sleduet za "ubegayushei" zvezdoi. Primer: dvoinaya zvezda Vela x-1 s pul'sarom v sostave etoi sistemy imeet udarnuyu volnu i so skorost'yu 90 km/s uletaet iz associacii Vela OB 1. Dannaya para pokinula associaciyu uzhe 2,5 milliona let nazad [Surdin, 1997b].
"LITIEVYE" ZVEZDY.
Astronomy Evropeiskoi yuzhnoi observatorii nashli srednevozrastnuyu zvezdu s anomal'no vysokim soderzhaniem litiya v atmosfere. Ran'she litii nahodili tol'ko v samyh molodyh i samyh staryh zvezdah. Litii bystro razrushaetsya v yadernyh reakciyah, i mozhno predpolozhit', chto zvezda sovsem nedavno poglotila drugoe telo, bogatoe etim elementom [Surdin, 1999b]. V nastoyashee vremya naideny takzhe rasshiryayushiesya zvezdy- giganty, kotorye vskore dolzhny poglotit' svoi yupiteropodobnye sputniki [Surdin, 2003a].
| << Nekotorye dopolneniya ... | | Oglavlenie | | Neitronnye zvezdy >> |
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zvezdy - zvezdoobrazovanie
Publikacii so slovami: zvezdy - zvezdoobrazovanie | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
