Астронет > Звёзды

Астронет: Ю. А. Насимович Звёзды
http://variable-stars.ru/db/msg/1222187/sect16.html

НЕКОТОРЫЕ СПЕЦИФИЧЕСКИЕ ТИПЫ ЗВЁЗД

ПРОТОЗВЁЗДЫ - это: 1) дозвёздные тела неизвестной природы (В.А.Амбарцумян); 2) сжимающиеся облака, ставшие непрозрачными для собственного теплового излучения (Ч.Хаяши и Т.Накано); 3) сжимающиеся молодые звёзды, не имеющие ещё термоядерного источника энергии (С.Б.Пикельнер и С.А.Каплан); 4) объекты с поверхностной температурой ниже 3000 градусов Кельвина и проходящие на диаграмме область, запрещённую для звёзд в равновесии (П.Боденхаймер, Д.К.Блэк) [Сурдин, 1999]. Протозвёзды ярко светятся за счёт падения остатков родительского молекулярного облака. Так, Солнце, например, на этой стадии, продолжавшейся несколько миллионов лет, было примерно в 4 раза ярче, чем сейчас [Молодое Солнце..., 2002].

При сжатии облака энергия тяготения сперва переходит в кинетическую энергию падающих частиц и лишь чуть-чуть в тепловую (при столкновении частиц), но тепло уносится с инфракрасными лучами, для которых облако поначалу прозрачно, а потому сжатие сначала происходит изотермически. При этом сила тяготения, действующая на единицу массы облака, возрастает обратно пропорционально квадрату расстояния от центра облака. Что же касается противодействующей силы, т.е. силы Архимеда, представляющей собой разницу давления снизу и сверху, то она тоже возрастает, но медленнее - обратно пропорционально радиусу [давление возрастает пропорционально кубу радиуса, но сила давления распределяется на уменьшающуюся площадь, пропорциональную квадрату радиуса]. Значит, раньше давление газа в облаке противостояло гравитации, но при сжатии гравитация растёт быстрее давления, и с какого-то момента сжатие происходит почти в режиме свободного падения.

С какого-то момента плотность коллапсирующего облака оказывается такой, что оно становится непрозрачным для инфракрасных лучей, и тогда температура и давление возрастают, из-за чего сжатие замедляется. Часть энергии идёт на диссоциацию молекул и ионизацию газа, что ускоряет сжатие, но по окончании этих процессов сжатие вновь замедляется. Выталкивающая газовая сила (архимедова сила) начинает расти быстрее силы гравитации (пропорционально кубу радиуса), и звезда приходит в квазиравновесное состояние. В дальнейшем постепенные потери на излучение компенсируются медленным сжатием, что высвобождает гравитационную энергию. Через миллионы лет (для среднеразмерной звезды) достигается температурный термоядерный порог, и протозвезда становится звездой [Сурдин, 1999].

Существует несколько моделей, которые детализируют и дополняют описание эволюции протозвёзд [Сурдин, 1999]:

1. МОДЕЛЬ ХАЯШИ-НАКАНО (1965) - однородное облако молекулярного газа падает на себя (сжимается, коллапсирует) так быстро, что диффузия излучения не успевает отводить тепло; тогда включается конвекция для отвода тепла, происходят диссоциация молекул и ионизация атомарного газа (на эти процессы поначалу тратится часть энергии падающего газа); с окончанием ионизации рост температуры ускоряется; через несколько лет в результате падения газа образуется ядро, на которое продолжает падать газ; от этого возникает ударная волна, которая сжимает центральную часть ядра, и образуется внутреннее ядро (в этом процессе принимает участие ионизация); ударная волна устремляется и наружу, где ионизует газ, и он начинает светиться (вот почему протозвёзды "возгораются" раньше, чем это должно было бы происходить без учёта перечисленных явлений, но свечение протозвезды происходит не за счёт термоядерных реакций, а за счёт энергии падающего газа). Объём звезды поначалу очень велик, и она похожа на красный гигант.

2. МОДЕЛЬ ЛАРСОНА (с учётом неоднородности исходного облака) - похожа на предыдущую, но имеют место быстрое выделение маленького плотного ядра и долгое (1 миллион лет) падение на него оболочки. Объём звезды меньше.

3. МНОГОМЕРНЫЕ МОДЕЛИ (с учётом вращения, фрагментации, магнитного поля и т.д.) - похожи на предыдущие, но имеют место также образование диска и потом тора с распадом его на две или четыре части; потом происходит или не происходит их полное или частичное слияние с образованием одной, двух, трёх или четырёх звёзд, что зависит от исходного момента вращения облака.

Чем "легче" протозвёзды, тем медленнее они эволюционируют, и звёзды предельно малых масс могут всю жизнь проводить в протозвёздной стадии, тускло светясь за счёт энергии гравитационного сжатия. Массивные же протозвёзды могут стать звёздами, а ещё иметь остатки протозвёздной оболочки - ГАЗОПЫЛЕВОЙ КОКОН. Время жизни такого кокона определяется временем свободного падения газа и пыли [Сурдин, 1999]. Рассмотрим эволюционные модели протозвёзд и молодых звёзд в зависимости от их массы [Сурдин, 1999]:

1) масса менее 0,8 солнечной: звезда остаётся полностью конвективной вплоть до выхода на главную последовательность (ГП), когда начинается термоядерный синтез в ядре;

2) от 0.8 до 2,5 солнечных масс: конвективная звезда, но по мере приближения к ГП развивается лучистое ядро;

3) от 2,5 до 8 солнечных масс: полностью лучистая звезда, и светимость до выхода на ГП полностью определяется массой;

4) более 8 солнечных масс (звёзды-коконы): стадия молодой звезды в оптическом диапазоне не наблюдается, т.к. звезда выходит на ГП ещё до разрушения газопылевого кокона (он ещё не успел упасть) [Сурдин, 1999].

Маломассивные протозвёзды по характеру распределения энергии естественно объединяются в несколько классов, которые, по-видимому, отражают разные этапы эволюции протозвёзд [Вибе, 2005]. На самом раннем этапе (класс 0, не старше 10 000 лет, не "горячее" 30 градусов Кельвина) собственно звезда ещё отсутствует, аккреция же происходит сферически симметрично, рентгеновское излучение отсутствует или относительно слабое (хотя тоже иногда неравномерное). На втором этапе (класс 1, возраст порядка 100 000 лет) аккреция происходит, главным образом, через аккреционный диск, наблюдается мощное рентгеновское излучение, иногда происходят вспышки (связанные с перезамыканием магнитных силовых линий между протозвёздным ядром и окружающим его аккреционным диском).

ЗВЁЗДЫ-КОКОНЫ - это недавно родившиеся звёзды, которые ещё не успели избавиться от газопылевой оболочки, окружавшей протозвезду. Их масса более восьми солнечных масс (или равна восьми). Из них наиболее близок и изучен инфракрасный объект Беклина-Нейгебауэра (BN-объект) в Туманности Ориона. Его масса - 8 солнечных, а температура - 600 градусов Кельвина. Сейчас [Сурдин, 1999] таких объектов известно более 250. Среди них есть и более молодые с температурой 300-600 градусов. Есть и проэволюционировавшие - окружёнными расширяющимися (10-15 км/с) компактными областями молекулярного газа, т.е. кокон начал "сбрасываться" под давлением света и звёздного ветра. При этом пылинки испаряются, газ ионизуется. Некоторые звёзды- коконы (например, Эта Киля - самая массивная звезда Галактики, см. ниже) теряют газ в форме биполярного потока, некоторые - в форме монополярного потока, некоторые - равномерно во все стороны [Сурдин, 1999].

Недавно в молодом шаровом скоплении (очень редкий объект в Нашей Галактике!), которое частично разрушило несколько газопылевых коконов, удалось увидеть три молодые массивные звезды. Все они были удалены от других звёзд, т.е. было доказано, что массивные звёзды рождаются не в результате "слипания" уже довольно крупных фрагментов (модель коагуляции), а в результате падения газа на единственное ядро (модель аккреции). На самую массивную из трёх изученных звёзд ежедневно падает масса газа, равная массе Земли [Сурдин, 2004в].

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ - это звёзды, меняющие блеск. Блеск некоторых из них меняется лишь на несколько процентов, а некоторых - в сотни и тысячи раз. По своей природе они могут быть очень разными. Различаются ЗАТМЕННЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ и ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ. В первом случае истинная светимость звёзд не меняется, а просто одна звезда заслоняется другой. Поэтому затменные переменные звёзды рассматриваются ниже в разделе о двойных и кратных звёздах, т.е. во второй части конспекта, который посвящён простейшим звёздным системам.

ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ - это ритмично или неритмично пульсирующие звёзды, истинная светимость которых то возрастает, то падает, причём иногда в сотни и тысячи раз. Среди физических переменных различаются правильные (цефеиды), полуправильные (мириды) и неправильные. Всё это гиганты и сверхгиганты со слоевыми источниками термоядерной реакции, причём у белых и жёлтых звёзд периоды короче и постояннее, чем у красных [Дагаев, 1955]. К числу физически переменных звёзд можно отнести и Солнце, т.к. оно обладает 11-летним циклом изменения светимости и диаметра, а также менее выраженным 250-летним циклом. Но изменения светимости и размеров Солнца не велики (см. ниже) [Изменение диаметра Солнца, 1988; Колебания размеров Солнца, 1996].

ПРАВИЛЬНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ - со строго определёнными периодом пульсации и изменением блеска. Это, прежде всего, цефеиды (см. ниже).

ЦЕФЕИДЫ - это правильные физические переменные звёзды, белые и жёлтые гиганты и сверхгиганты [Дагаев, 1955] на стадии термоядерного горения гелия [Фадеев, 2006]. Продолжительность стадии цефеиды - от 1 до 10 миллионов лет [Фадеев, 2006]. Названы цефеиды по Дельте Цефея. Их масса от 2 до 15 солнечных [Фадеев, 2006]. Светимость - в среднем 4000 солнечных [Дагаев, 1955] или от 1000 до 10000 солнечных [Фадеев, 2006]. Температура видимой поверхности (эффективная температура) - от 5000 до 7000 градусов Кельвина [Фадеев, 2006]. Пульсируют. Диаметр при пульсациях меняется примерно на 5% от среднего; амплитуда блеска в визуальных лучах от 0,2 до 1,5 звёздной величины [Дагаев, 1955; Бердников и др., 2006]. Увеличение блеска происходит 1/3, ослабление - 2/3 периода. При сжатии температура поверхности увеличивается примерно на 1000 градусов Цельсия, и общее излучение возрастает [Дагаев, 1955]. Наряду со сжатием имеет место и другой процесс: однократно ионизированный атмосферный гелий поглощает свет и становится двукратно ионизированным, прозрачность атмосферы теряется, энергия накапливается, давление растёт, атмосфера расширяется, и тогда гелий охлаждается и становится однократно ионизированным, прозрачность восстанавливается, светимость возрастает, атмосфера сжимается [Фридман, 1993]. Такой механизм автоколебаний цефеид был раскрыт в середине 20-го века нижегородским астрофизиком С.А.Жевакиным [Куликов, Троицкий, 2006]. Чем больше период переменности, тем цефеида ярче и тем больше амплитуда её переменности (т.е. большие цефеиды пульсируют с более длинным периодом). Зная период (или амплитуду) цефеиды, можно определить её светимость. По светимости и видимой звёздной величине - расстояние до звезды и до звёздной системы, в которой она находится. Так были определены расстояния до шаровых скоплений в Нашей Галактике и до ближайших к нам галактик (Магеллановы Облака, Галактика Андромеды и некоторые другие) [Дагаев, 1955]. Недавно было уточнено расстояние до 220 ближайших к нам цефеид, т.е. уточнена длина той "линейки", которой мы измеряем Наблюдаемую Вселенную. Это сделано методом годичного параллакса при помощи европейского спутника "Гиппарх" [Звёзды "омолаживаются"..., 1998]. Выяснилось, что эти цефеиды (а, значит, и все остальные) расположены чуть дальше, чем думали. Значит, они чуть ярче и потому моложе. Значит, и Галактики моложе. Им не 15, а 11 миллиардов лет, т.е. Вселенной порядка 12-13 миллиардов лет. Впрочем, после очередного уточнения возраст Вселенной "возрос" и оценивается теперь в 13,7 миллиардов лет ["Детство" Вселенной - на карте, 2003]. Космический телескоп имени Хаббла позволяет открывать цефеиды в объёме в 1000 раз большем, чем наземные телескопы [Фридман, 1993], а потому размеры Наблюдаемой Вселенной в последние годы уточнялись. Чуть позднее расстояние до ближайшей цефеиды было уточнено также измерением изменений её углового диаметра, чем была полностью подтверждена предыдущая оценка [Вибе, 2001в]. Всё это помогло уточнить постоянную Хаббла, т.е. величину ускорения в разбегании галактик по мере удаления от нас. Сейчас эта величина оценивается как 70 км/с на каждый мегапарсек с возможной ошибкой в 10 км/с [Решетников, 2003]. Для цефеид характерны медленные изменения периода пульсации, что связано с их эволюцией. Звёзды с массой в 4 солнечных становятся цефеидами один раз в своей "жизни", а с массами в 7 солнечных - троекратно. Для некоторых звёзд теория звёздной эволюции предсказывает пятикратное прохождение данной стадии. Это означает, что зависимость "период-светимость" нужно строить отдельно для каждого из типов этих звёзд [Бердников и др., 2006]. К числу цефеид до недавнего времени относилась и Полярная звезда, но с 1992 г., как было предсказано теоретиками, пульсация прекратилась, т.е. сорокатысячелетняя молодость Полярной звезды закончилась у нас на глазах [Природа, 1991, N1, с.102]. У Полярной звезды, Дельты Цефея и Иоты Киля в начале 21 в. были найдены газовые коконы из выбросов. У Иоты Киля такой кокон вносит 4% в полную светимость объекта [Цефеиды погружены..., 2006]. Различаются короткопериодические и долгопериодические цефеиды.

КОРОТКОПЕРИОДИЧЕСКИЕ ЦЕФЕИДЫ - белые гиганты со светимостью около 100 солнечных и периодом от 1,5 часа до 1 суток [Дагаев, 1955].

ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКИЕ (КЛАССИЧЕСКИЕ) ЦЕФЕИДЫ - жёлтые сверхгиганты классов F и G со светимостью до 10000 и периодом от 1,5 суток до 68 суток. Таких цефеид в Нашей Галактике известно около 700. В максимуме все цефеиды имеют спектральный класс F5 [Бердников и др., 2006].

ПОЛУПРАВИЛЬНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ - периодичность пульсации и изменения блеска выражены не очень чётко.

МИРИДЫ - это полуправильные долгопериодические физические переменные звёзды, пульсирующие красные гиганты. Названы по Мире Кита. Их масса соизмерима солнечной, но светимость от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч солнечных. Период изменения блеска от 80 до 700 суток, причём величина периода меняется в некоторых пределах. Температура поверхности меняется от 2500 градусов в максимуме до 2000 градусов в минимуме; амплитуда блеска доходит до 12 звёздных величин и, возможно, чуть более, хотя часто составляет примерно 7-8 звёздных величин [Дагаев, 1955], т.е. мириды - это иногда достаточно яркие звёзды (различимые глазом), которые совсем гаснут (становятся невидимыми для глаза). Увеличение и ослабление блеска происходит сходно с цефеидами, но очень медленно [Ю.Н.]. Мириды теряют массу со скоростью до 1/1000000 солнечной массы в год, а потому быстро утрачивают весь остаток водорода во внешних слоях и превращаются в гелиевую звезду с углеродно-кислородным ядром, после чего перестают быть красными гигантами из-за быстрого уменьшения радиуса. Ключевую роль в звёздном ветре мирид играют звёздные пульсации, при которых радиус звезды меняется иногда в 2 раза. Каждый пульсационный цикл сопровождается ударной волной, движущейся от центра звезды. Из-за ударного сжатия температура газа кратковременно возрастает. К моменту прихода новой ударной волны вещество не успевает вернуться на прежнее место, а потому в конечном итоге сдувается ударными волнами, образуя мощнейший звёздный ветер. Гелиевый слой почти не участвует в пульсациях [Фадеев, 2006].

НОВОПОДОБНЫЕ ЗВЁЗДЫ - полуправильные физические переменные звёзды, которые длительно сохраняют примерно постоянный блеск, а потом вспыхивают и через несколько часов возвращаются к исходному блеску. Промежуток между двумя вспышками - цикл звезды - от 20 дней до нескольких десятков лет. Длительность цикла всё время меняется, но всё-таки близка к некоторой средней величине. Пример - SS Лебедя.

НЕПРАВИЛЬНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ - меняющие блеск весьма беспорядочно.

НЕПРАВИЛЬНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ТИПА ЗВЕЗДЫ T ТЕЛЬЦА - характеризуются резкими и чрезвычайно неправильными колебаниями блеска.

ФУОРЫ - молодые массивные звёзды, которые иногда (например, раз в 2000 лет) резко (на 3-6m) и надолго (например, на 100 лет) увеличивают светимость. Названы по звезде FU Ориона (см. ниже). Для них характерны связь с областями звездообразования, погружённость в пылевые облака (для половины), оптические спектры F- и G-сверхгигантов (ещё не вышедших на главную последовательность), мощный звёздный ветер, выбрасывание длинных джетов - струй газа (иногда), линия лития, полоса поглощения CO, быстрое вращение. Имеются переходные случаи (переходы к переменным других типов). Известен двойной фуор [Сурдин, 1999]. Считается, что для фуоров характерны околозвёздные диски из протозвёздного вещества, и потеря вещества происходит не с поверхности звезды, а из диска. Увеличение блеска происходит тоже из- за аккреции (падения) вещества на диск. В активном состоянии фуоры, вероятно, могут находиться примерно 100 лет (у фуоров, открытых первыми, уже началось уменьшение блеска). Пассивное состояние, вероятно, может длиться примерно 2000 лет, и в такое время эти звёзды похожи на переменные типа T Tau, но отличаются большой массой [Сурдин, 1999]. Все фуоры тесно связаны с молекулярными облаками, из чего следует, что возраст их не более 100-300 тысяч лет (мы знаем, как быстро утрачивается такая связь). Отсюда следует, что молодая звезда может испытать десятки переходов от пассивного состояния к активному и обратно.

ПЕРЕМЕННЫЕ ТИПА T Tau - молодые маломассивные неправильные переменные типа T Тельца (см. ниже), свойственные так называемым Т-ассоциациям. Для них характерны яркие эмиссионные линии водорода и кальция. Они являются инфракрасными источниками. В последнем каталоге Г.Хербига значится около 700 звёзд такого типа. Две трети их относится к спектральному классу K, одна треть - M, немногие - G. Судя по их спектру, у них имеются плотные и горячие внешние слои вроде солнечной хромосферы и короны, но не ясен энергетический источник этих слоёв (подогрев изнутри, как у Солнца, или падение на звезду остатков протозвёздного вещества). Все звёзды этого типа ещё не вышли на главную последовательность. По наличию этих звёзд тоже узнаются области звездообразования.

КЛАССИЧЕСКИЕ ЗВЁЗДЫ ТИПА T Tau (CTTS) окружены массивными газо- пылевыми дисками, что ясно из их спектра (газ определённых скоростей закрыт диском).

"ОБНАЖЁННЫЕ" ЗВЁЗДЫ ТИПА T Tau (NTTS, или WTTS) не имеют диска, и пространство вокруг них практически свободно от вещества.

ПЕРЕМЕННЫЕ ТИПА YY Ori - выделенные в особый подкласс звёзды типа T Tau, у которых происходит аккреция сферической оболочки на звезду, но это не просто молодые звёзды того же типа, у которых ещё продолжается падение протозвёздного вещества. Природа их не выяснена. Они составляют 5% звёзд типа T Tau. Открыты М.Уолкером [Сурдин, 1999].

НОВЫЕ ЗВЁЗДЫ - это карликовые двойные. Вещество с одной звезды перетягивается на другую. Излишек массы периодически, через сотни лет, выбрасывается взрывом оболочки. В Нашей Галактике в год происходят десятки таких взрывов. Вещество при взрывах разлетается со скоростью в несколько километров в секунду, но всё-таки не до десятков тысяч километров в секунду, как при взрывах сверхновых [Гонсалес, 1986], т.е. взрывы новых звёзд в тысячи раз слабее, чем взрывы сверхновых.

МАЗЕРЫ (МЕГАМАЗЕРЫ?) - красные сверхгиганты на последних стадиях своего развития, т.е. перед превращением в сверхновые II типа. Мазерный эффект (см. выше - "Околозвёздное вещество") характерен для их стремительно расширяющихся внешних оболочек [Сурдин, 1997а]. Пример такого мазера приводится ниже (см. "Интересные звёзды других галактик"). В недавнее время получены данные, что при взрывах примерно таких звёзд выброшенное вещество генерирует во внешних оболочках гамма-вспышку [Вибе, 2003в; Сурдин, 2003в] и рентгеновскую вспышку [Рентгеновские вспышки..., 2002]. Это одна из последних и наиболее убедительных гипотез гамма- всплесков.

КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ, или ТУСКЛЫЕ КАРЛИКИ - это объекты с массой чуть более 13 масс Юпитера, у которых ядро в процессе эволюции разогревается до температуры "горения" дейтерия, что является атрибутом звезды [Сурдин, 2000г]. Правда, дейтерия мало, и коричневые карлики должны быстро меркнуть, после чего светиться только за счёт гравитационного сжатия [Сурдин, 1999], т.е. можно наблюдать лишь молодые коричневые карлики, и вообще у них нет однозначной зависимости между светимостью и массой, т.к. имеет значение также возраст коричневого карлика [Определение массы коричневого карлика, 2004]. Масса коричневых карликов составляет 0,02-0,04 солнечной [Сурдин, 1999], или 0,01-0,08 солнечной (т.е. от 10-15 до 80 юпитеров), если несколько расширить это понятие [Сурдин, 2001а]. В объектах тяжелее 80 юпитеров "горит" водород, а легче 10 юпитеров - не "горит" даже дейтерий. Ещё в 1999 г. сообщения об открытии коричневых карликов не были подтверждены, хотя для них был введён новый спектральный класс - L, с температурой менее 2000 градусов Кельвина [Сурдин, 1999]. Согласно другой заметке, температура коричневых карликов не превышает 3500 градусов Кельвина [Новый тип звёзд, 2001]. В середине 1990-х годов сообщалось об открытии почти коричневого карлика с массой 0,08-0,09 солнечной и температурой 2600 градусов Кельвина [Природа, 1996, N8], т.е. по второму определению, расширенному, это коричневый карлик, по первому - нет. Группа астрофизиков из Германии и США обследовала все молодые близкие (в 300 световых годах) и неяркие звёзды в инфракрасном свете, в котором коричневые карлики излучают особенно много энергии, в результате чего близ одной из этих звёзд в 1998 г. был открыт первый "настоящий" коричневый карлик - TWA-5 B [Сурдин, 2001а]. В 2001 г. японские астрономы обнаружили более сотни коричневых карликов и более сотни субкарликов в одной только звёздообразующей области S106 [Межзвёздные планеты-гиганты, 2002]. К концу 2004 г. было известно уже несколько сотен субкарликов и коричневых карликов [Определение массы коричневого карлика, 2004]. Значит, подобные объекты обычны во Вселенной.

К 2004 г. были очень точно определены параметры одной двойной звезды, состоящей из субкарлика и коричневого карлика - 2MASSWJ0746425+2000321 (см. ниже) [Определение массы коричневого карлика, 2004].

Было предсказано, что коричневые карлики могут возникать также в двойных системах из обычных звёзд, если часть вещества перетянет на себя главный компаньон системы. Недавно это явление подтверждено для двух тесных двойных звёзд - LL Андромеды и EF Эридана, главными компаньонами которых являются белые карлики (карликовые новые, неправильные переменные). Раньше их спутники были нормальными звёздами, а теперь ядерные реакции в них угасли. Химический состав подобных коричневых карликов должен быть иным, чем у типичных звёзд этого класса, т.е. это по сути особый класс объектов [Новый тип звёзд, 2001].

У некоторых коричневых карликов открыты протопланетные диски. В результате анализа спектра выявлены признаки роста и кристаллизации пылинок в этих дисках, что можно рассматривать как начальный этап образования планет [У коричневых карликов образуются планеты, 2006].

ПЕРЕХОДНЫЕ ОТ ЗВЁЗД К ПЛАНЕТАМ ОБЪЕКТЫ - с массой примерно 0,01 солнечной. Например, в системе BD68 градусов 946 масса тёмного спутника составляет 0,009 солнечной [Сурдин, 1999]. Подобных тел отнюдь не мало. Так, среди 118 тысяч самых ярких звёзд открыто 2910 звёзд (2,5%) с криволинейным перемещением в пространстве, что говорит о наличии у них крупных невидимых спутников - коричневых карликов, коричневых субкарликов и подобных [Гончаров, 1999]. Такие по размерам тела могут быть и самостоятельными членами Галактики, о чём подробно рассказывается в сводном конспекте о звёздных системах.

"УБЕГАЮЩИЕ" ЗВЁЗДЫ - молодые звёзды, покидающие родительскую ассоциацию со скоростями около или более 100 км/с. Они выявляются по своей скорости и по светящейся ударной волне из-за движения сквозь межзвёздный газ со сверхзвуковой скоростью. Как правило, такие звёзды связаны с OB-ассоциациями - ассоциациями из десятков или сотен горячих массивных звёзд O- и B-классов. По гипотезе А.Блаау (1961), "убегающие" звёзды, как из пращи, вылетают с орбиты вокруг сверхновой после её взрыва. При взрыве сверхновые звёзды часть вещества своей оболочки передают этим звёздам. Остаток взорвавшейся сверхновой (нейтронная звезда или чёрная дыра) следует за "убегающей" звездой. Пример: двойная звезда Vela x-1 с пульсаром в составе этой системы имеет ударную волну и со скоростью 90 км/с улетает из ассоциации Vela OB 1. Данная пара покинула ассоциацию уже 2,5 миллиона лет назад [Сурдин, 1997б].

"ЛИТИЕВЫЕ" ЗВЁЗДЫ.

Астрономы Европейской южной обсерватории нашли средневозрастную звезду с аномально высоким содержанием лития в атмосфере. Раньше литий находили только в самых молодых и самых старых звёздах. Литий быстро разрушается в ядерных реакциях, и можно предположить, что звезда совсем недавно поглотила другое тело, богатое этим элементом [Сурдин, 1999б]. В настоящее время найдены также расширяющиеся звёзды- гиганты, которые вскоре должны поглотить свои юпитероподобные спутники [Сурдин, 2003а].

<< Некоторые дополнения ...

| Оглавление |

Нейтронные звёзды >>