 |
| Вернуться к оглавлению |
 Вернуться к
предыдущей главе |
Перейти к следующей главе |
|
||
|
|
Эволюционный статус и классификация долгопериодических переменных. 
Исторически прототип класса мирид звезда Мира Кита (o Cet), открытая Фабрициусом в конце XVI века, была, наряду с Алголем, в числе первых переменных звёзд, найденных на небе. В течение XVII-XVIII веков было открыто несколько мирид, ныне известных как c Cyg, R Hya и R Leo; в максимуме блеска все эти звёзды хорошо видны невооружённым глазом. Большое число ДПП было обнаружено в середине XIX века при систематическом обзоре неба (Боннское Обозрение), многие из этих звезд носят обозначения, присвоенные ещё Аргеландером. В 4-м издании Общего каталога переменных звезд (ОКПЗ) ДПП (включая переменные типа Миры Кита, или мириды, и полуправильные переменные поздних классов) составляют самую многочисленную группу переменных. Мирид в ОКПЗ 5829, а полуправильных поздних спектральных классов (типа SR, SRA, SRB, SRC - к последнему относят полуправильные сверхгиганты) ещё около трёх тысяч. Большое количество известных ДПП объясняется отчасти их высокой светимостью, до 103L¤ у звёзд-гигантов и до 104-105L¤ у сверхгигантов (благодаря чему они могут наблюдаться на больших расстояниях, в том числе в других галактиках), отчасти большой амплитудой переменности блеска в видимой области спектра, достигающей нескольких звёздных величин. На самом деле ДПП составляют довольно небольшой процент в общем звёздном населении Галактики, т.к. стадия, в течение которой звезда проявляет себя как ДПП, очень кратковременна и занимает в эволюции звезды всего несколько сот тысяч лет. Но эта стадия очень важна. Её проходят все звёзды с массами от немного меньшей, чем масса Солнца, до нескольких масс Солнца. В течение стадии ДПП звезда под воздействием пульсаций интенсивно теряет вещество. Потеря массы приводит к образованию мощной газопылевой околозвёздной оболочки. В дальнейшем оболочка звезды расширяется, обнажая ядро звезды, которое, в свою очередь, становится наблюдаемым как белый карлик. Впервые эта идея была высказана И.С.Шкловским [8]. Оболочка, ионизуясь, начинает флуоресцировать и образует планетарную туманность. Таким образом, стадия ДПП - заключительный этап в эволюции звезд с массами от одной до нескольких солнечных. В последние годы интерес к ДПП резко возрос. С одной стороны, это обусловлено развитием техники радио- и ИК-наблюдений, позволяющих непосредственно исследовать околозвёздные оболочки и околозвёздную пыль. С другой стороны, общепризнанной стала важная роль ДПП в эволюции звёзд с массой 1-8M¤. Вследствие этого постоянно увеличивается количество печатных работ, посвящённых ДПП (напр., сборники конференций [7, 9, 10] и др.). Фотометрические характеристики долгопериодических переменных Кривые блеска для некоторых ярких переменных типа Миры даны на рис. 2.15. Характер изменений блеска звёзд в среднем периодический. Однако относительно регулярную кривую блеска имеют лишь немногие мириды. От одного цикла к другому форма кривой меняется. Некоторые звёзды испытывают изменение периода. Так, с 1856 г. до настоящего времени период мириды R Aql сократился с 348d до 279d. У звезды R Hya, известной как переменная с 1704г., период вначале был около 500d, теперь он составляет 386d. Иногда максимум может наступить на месяц раньше или позже по сравнению с моментом, предсказанным средними элементами блеска. Высоты максимумов и глубины минимумов неодинаковы (до ±2m относительно среднего значения). У большинства мирид кривая блеска асимметрична, обычно восходящая ветвь круче, чем нисходящая. На обеих ветвях могут появляться особенности в виде ступенек и горбов, которые от цикла к циклу не повторяются. Предельный случай - наличие двух максимумов в течение одного цикла переменности (примеры: R Cen, R Nor). В инфракрасной области спектра мириды ярче, чем в видимой, амплитуды вариаций блеска меньше, а кривая ИК-блеска запаздывает по фазе относительно визуальной кривой (примерно на 0.1 периода в полосе I на волне ~1 мкм), причём с ростом длины волны фазовая задержка растёт (рис. 2.16).
Полуправильные переменные поздних спектральных классов (M, S, C), в свою очередь, подразделяются на подклассы SRA, SRB, SRC. Звёзды SRA - переменные гиганты с хорошо выраженной периодичностью. Они отличаются от мирид лишь меньшей амплитудой кривой блеска (пример: W Hya). Звёзды SRB (гиганты) и SRC (сверхгиганты) меняют блеск менее регулярно; иногда квазипериодические вариации сменяются нерегулярными или блеск становится почти постоянным. Длительность циклов переменности звёзд SRB и SRC составляет от 30 до 2000 суток. Примеры: RT Vir, RX Boo, VX Sgr (рис. 2.16). В 2001г. в ОКПЗ введен новый тип SRS, к которому отнесены полуправильные красные гиганты с периодами менее 30 сут. Предположительно они пульсируют в высоких обертонах. Многочисленные случаи короткопериодической полуправильной переменности были обнаружены в ходе фотометрической части эксперимента Hipparcos. 
Интерферометрические измерения диаметров ДПП В последние годы проведены прямые интерферометрические измерения размеров мирид [12]. Измерения выполняются главным образом в ближней ИК-области спектра (ll7000-9000 Å). Угловые размеры мирид в этом диапазоне от 20 до 60 миллисекунд дуги, что соответствует линейным радиусам звёзд 400-600R¤, или 1.5-2.5 а.е. При известном радиусе можно непосредственно оценить эффективную температуру звезды. Для исследованных мирид Teff=2200-2700 K. Видимые размеры звёзд зависят от длины волны, для l в полосах поглощения TiO диаметры получаются на 30-50% больше, чем в соседнем участке континуума. Данный эффект связан с большой протяжённостью атмосфер мирид и резкой зависимостью коэффициента поглощения от l. Диаметры звёзд также меняются в зависимости от фазы кривой блеска. У ряда мирид (o Cet, c Cyg, R Cas) в некоторые эпохи есть указания на отклонение от сферической формы, достигающее 30% (см. рис. 2.17). Возможно, это связано с нерадиальными пульсациями звезды. Однако эти данные можно также интерпретировать моделью горячего пятна, перемещающегося по диску звезды.
Спектральные характеристики Наиболее заметные особенности в оптических спектрах ДПП - полосы поглощения двухатомных молекул. Набор наблюдаемых молекул определяется химическим составом звезды. M-звёзды богаче кислородом, в их атмосферах отношение содержаний по числу атомов [O]/[C]>1, и наблюдаются полосы окислов TiO и VO (рис. 2.18). В S-звёздах [O]/[C]~1, в их спектрах присутствуют полосы ZrO. В C-звёздах (углеродных) [O]/[C]<1, и наблюдаются полосы CN, C2 и других углеродосодержащих молекул.
Большие амплитуды вариаций оптического блеска у мирид объясняются в первую очередь высокой непрозрачностью, создаваемой молекулами в видимой области спектра. При изменениях температуры в течение цикла переменности даже небольшие вариации содержания молекул приводят к сильным изменениям коэффициента непрозрачности, отсюда сильная переменность блеска в полосах UBV, достигающая нескольких звёздных величин. В ИК-диапазоне эффект непрозрачности выражен гораздо слабее, ИК- и болометрические амплитуды ДПП существенно меньше. Различия в молекулярном составе атмосфер кислородных и углеродных звёзд влияют на спектральное распределение энергии в видимой области. Поэтому показатели цвета M-, S- и C-звёзд отличаются, и только по положению на двухцветной диаграмме (B-V)-(V-R) звезду можно классифицировать как кислородную или углеродную, даже не имея её подробного спектра (рис. 2.19). 
Из атомарных линий поглощения в спектрах ДПП наиболее интенсивна линия CaI l4227 Å. Временами в спектрах ДПП появляются эмиссионные линии: бальмеровская серия водорода (Ha, Hb, Hg и др.), линии железа и других металлов [2, 14] (см. рис. 2.18). Появление эмиссионных линий интерпретируется как результат распространения ударной волны в атмосфере звезды. Ударная волна создаётся пульсациями поверхности звезды. Скорость ударной волны может достигать 15-20 км/с. Газ за фронтом волны ионизуется и нагревается до температуры ~10000 K или выше. Эмиссионные линии образуются в ионизованном слое за фронтом. Периодически появляющиеся эмиссии в спектре - характерная черта главным образом мирид и в гораздо меньшей степени - полуправильных переменных. Энергетика пульсаций и ударных волн в миридах очень значительна и уступает лишь вспышкам сверхновых и новых звёзд. В ИК-спектрах ДПП также присутствуют колебательные молекулярные полосы. В звёздах M, S, C наблюдаются полосы CO на ll2.3 и 4.6 мкм. В M-звёздах очень сильны полосы H2O на ll1.4, 1.9 и 2.7 мкм; в M-звёздах более поздних подклассов выделяются полосы TiO с головами вблизи ll8859 и 10150 Å, полосы VO около l10500 Å. В С-звёздах наиболее интенсивны полосы CN с головой около l10900 Å. Потеря вещества красными гигантами. Околозвёздные оболочки Пульсации звёзд, ударные волны и малое ускорение силы тяжести на поверхности ДПП приводят к значительному увеличению высоты атмосферы. Внешние слои её оказываются слабо связанными со звездой. При снижении температуры до величины <1000 K в газе начинается конденсация пылевых частиц. В M- и S-звёздах образуются пылинки из силикатов, в C-звёздах - частицы из аморфного углерода и графита. Давление излучения звезды ускоряет пылинки, которые, в свою очередь, увлекают за собой газ. Создаётся поток вещества, удаляющегося от поверхности звезды - звезда теряет массу. Для скорости потери массы
Реймерс [15] получил следующую эмпирическую формулу:
может быть в пределах 10-7-10-5. Очевидно, что при таком темпе потери звезда
с массой порядка солнечной растратит значительную долю своего вещества за
время от нескольких сот тысяч до миллиона лет. Поэтому стадия потери массы -
очень короткий этап в эволюции звезды. Потерянное вещество образует
околозвёздную газопылевую оболочку. Оболочка расширяется со скоростью
~5-30 км/с. При постоянном во времени значении
плотность вещества в ней падает по закону
(R - расстояние от центра звезды).
На R~1016-1017 см
плотность вещества оболочки уже мало отличается от плотности окружающей межзвёздной
среды; здесь - внешняя граница оболочки. Условия в атмосферах и оболочках ДПП
(плотность газа n до 1012 см-3,
T<1000 K) благоприятны для образования
и существования молекул и пылевых частиц.
Согласно одной из теорий, ДПП - основные поставщики пыли в межзвездную среду.
Спектр излучения нагретой околозвёздной пыли с T=500-1000 K накладывается на звёздный спектр. Максимум излучения пыли приходится на ИК-область, что создаёт ИК-избыток. Отсюда более яркий блеск ДПП в ИК-диапазоне, чем в видимой области спектра. Все ДПП - заметные источники излучения на инфракрасном небе. Они составляют большой процент в каталогах объектов, обнаруженных при ИК-обзорах - IRC, AFGL, IRAS. Большая информация об ИК-спектрах околозвёздных оболочек ДПП содержится в каталоге точечных источников, составленном во время эксперимента на спутнике IRAS (Infrared Astronomy Satellite), работавшем в 1983г. (всего 120 тыс. объектов). Наблюдения обзора IRAS включали в себя широкополосную фотометрию на четырёх длинах волн (12, 25, 60, 100 мкм) и спектроскопию низкого разрешения в области 9-11 мкм (эта область содержит полосы силикатов, аморфного углерода и графита - основных компонентов околозвёздной пыли). Подробная ИК-спектроскопия высокого разрешения для многих ДПП была выполнена на спутнике ISO (Infrared Space Observatory), запущенном в ноябре 1995г. Аппаратура ISO охватывает диапазоны длин волн ll2.3-45 мкм и ll90-190 мкм. В M-звёздах наблюдались многочисленные линии H2O и CO2, в C-звёздах - линии CO, HCN, C2H2 и других молекул. Радиоизлучение молекул в околозвёздных оболочках Помимо полос поглощения в видимой и ИК-области спектра, околозвёздные молекулы проявляют себя многочисленными эмиссионными линиями в радиодиапазоне. Слои вещества, излучающие в радиолиниях молекул, расположены в околозвёздной оболочке, дальше от центра звезды, чем фотосферные слои, создающие молекулярные полосы поглощения в видимом и ИК-диапазоне. Радиоизлучение молекул прослеживается на расстояниях R от ~3·1013 см (то есть практически от фотосферы) до R~1016 и даже 1017 см. Картографирование радиоизлучения молекул с высоким угловым разрешением при помощи интерферометров позволяет проследить структуру околозвёздной оболочки, распределение вещества и поле скоростей в ней.У большинства ДПП обнаружено околозвёздное тепловое излучение на миллиметровых волнах во вращательной линии J=1-0 молекулы окиси углерода CO на волне 2.6 мм, а также во вращательных линиях молекул SiO (в кислородных звёздах) и HCN (в углеродных). Особым случаем молекулярного радиоизлучения является мазерная эмиссия околозвёздных оболочек в линиях OH (l=18 см), H2O (l=1.35 см), SiO (l=7 мм, 3.5 мм и др.), HCN (l=3.3 мм). Первые три молекулы наблюдаются в богатых кислородом M-звёздах, SiO также в некоторых S-звёздах. Мазеры на молекулах HCN найдены лишь в нескольких углеродных звёздах. Мазерный эффект возникает при сильном отклонении состояния молекул от термодинамического равновесия. Распределение молекул по энергетическим уровням отклоняется от равновесного, описываемого формулой Больцмана. На верхнем уровне перехода, образующего спектральную линию, создаётся избыток населённости молекул по отношению к нижнему уровню ("инверсия населённостей"). Проходящее радиоизлучение на частоте инвертированного перехода вызывает лавину вынужденных переходов и многократно усиливается. Создание инверсной населённости ("накачка") молекулярных уровней может производиться ИК-излучением звёзды (в случае мазеров OH) или воздействием ударной волны на внутренние слои околозвёздной оболочки (для мазеров SiO, H2O и HCN). Для исследования мирид особенно важно мазерное излучение OH (l=18 см). У большинства ДПП, в которых обнаружены мазеры OH, наиболее сильное излучение генерируется в одной из четырёх линий на волне 18 см, n=1612 МГц. Этим околозвёздные мазеры вокруг красных гигантов отличаются от мазерных радиоисточников l=18 см OH, связанных с областями звездообразования. В областях звездообразования наиболее интенсивны другие линии OH, 1665 и 1667 МГц. Профиль линии OH 1612 МГц у ДПП состоит из двух максимумов, отстоящих друг от друга по лучевой скорости на величину от 5 до 60 км/с (рис. 2.20, справа). Лучевая скорость звезды V* находится посередине профиля между двумя пиками. Форма профиля находит объяснение в модели расширяющейся оболочки, в которой локализованы мазерные молекулы (рис. 2.20, в середине). Пик на отрицательной скорости (на скорости Vblue, имеющий "синее смещение" относительно V*) образуется в околозвёздном газе, приближающемся к наблюдателю, на ближней стороне околозвёздной оболочки. Излучение на положительных скоростях (с "красным смещением", на скорости Vred) поступает с дальней стороны оболочки. Разность скоростей крайних точек профиля Vred - Vblue = 2Vexp - удвоенная скорость расширения оболочки. Излучение на скоростях вблизи V* - более слабое, т.к. оно поступает от лимбовой области в виде кольца вокруг звезды, где велик градиент скоростей вдоль луча зрения и мазерное усиление меньше. Модель расширяющейся оболочки подтверждена наблюдениями мазеров с высоким угловым разрешением. Интерферометрические карты мазеров OH (рис. 2.21) для VR ~ Vblue или Vred показывают яркое пятно мазерного излучения примерно в направлении оптического изображения звезды. Карты, полученные для VR, более близких к V*, имеют вид колец (часто неправильной формы или незамкнутых, вследствие неоднородности оболочки, рис. 2.21). 
Изменения ИК-блеска звезды приводят к переменности мазерного излучения OH, т.к. меняется мощность ИК-накачки (рис. 2.20, слева). При этом "синий" пик линии 1612 МГц меняется синхронно с вариациями ИК-блеска. Переменность звезды в ИК-области и вызванные этим изменения излучения OH на ближней стороне оболочки достигают наблюдателя одновременно. В то же время переменность "красного" пика запаздывает относительно кривых ИК и Vblue на величину D t = 2R/c, R - радиус оболочки OH, c - скорость света. Таким образом, по величине относительного фазового запаздывания кривых переменности "синего" и "красного" пиков можно определить 2R - линейный размер мазерной оболочки вдоль луча зрения. Если имеется интерферометрическая карта околозвёздного мазера OH, по ней можно оценить максимальный угловой размер q мазерной оболочки в картинной плоскости. Принимая гипотезу о сферической симметрии оболочки, отсюда можем оценить расстояние до объекта d = c D t/q. Этим методом были определены радиусы околозвёздных оболочек для нескольких десятков звёзд и получены независимые оценки расстояний до них. Радиусы оболочек OH оказались в пределах (0.5-45)1016 см. Систематические обзоры неба в линии OH 1612 МГц позволили обнаружить большое количество (свыше 1000) мазерных радиоисточников с двойным профилем линии OH (типа профиля рис. 2.20 и 2.21). Часть мазеров была отождествлена с известными ДПП. Остальные источники оказались очень слабыми в оптическом диапазоне. В дальнейшем они были отождествлены с ИК-источниками и составили новый класс объектов - звезды типа OH/IR. Эти звезды имеют толстые околозвёздные оболочки, практически непрозрачные в видимой области спектра, так что визуальные величины звёзд OH/IR > 17-20m, в то время как ИК-величины значительно ярче. OH/IR-звёзды переменны. Их периоды P составляют несколько сот или даже тысяч суток. Механизм пульсаций Механизм пульсаций ДПП до конца не выяснен. Ещё в 1950-е гг. делались попытки создать теорию пульсаций ДПП, аналогичную теории для цефеид. В качестве "клапана" для выхода энергии предлагалась ионизация водорода в подфотосферных слоях звёзд (у цефеид "клапан" - вторая ионизация гелия). Однако удовлетворительной теории нет до сих пор. Неизвестна даже мода пульсаций: не ясно, в каком тоне пульсируют ДПП - в основном или в первом обертоне. Мода пульсаций может быть оценена по значению пульсационной константы Q [16, стр.21]: ,
Не исключены также нерадиальные пульсации, когда в один и тот же момент некоторые части поверхности звезды движутся наружу, а другие внутрь. Нерадиальными пульсациями можно объяснить отклонение потока вещества, теряемого звездой, от сферической симметрии. Асимметрия потери массы проявляется в асимметричном распределении околозвёздного молекулярного мазерного радиоизлучения и в несферических формах планетарных туманностей, возникающих в результате сброса оболочек красных гигантов. Абсолютные величины ДПП. Определение расстояний.
Кинематика и
Широкий разброс величин Mm в таблице, а также большие вариации высоты максимумов у ДПП приводят к тому, что абсолютные величины и расстояния до мирид определяются по зависимости Клейтона-Фиста не очень уверенно. Более точная зависимость MV - P, учитывающая также спектральный класс звезды Sp в среднем максимуме блеска (например, при спектральном классе M3 Sp = 3), была выведена Селисом [18]:
MV = -2.25 lgP + n0Sp + m0,
где
Используются также зависимости для ИК-области спектра. ИК-диапазон обладает некоторыми преимуществами перед видимой областью. Амплитуды мирид в ИК меньше, фотометрические характеристики более стабильны, а межзвёздное поглощение гораздо слабее, и его учёт не столь критичен. Для звёзд, имеющих подробную фотометрию в полосе K (leff = 2.2 мкм), Джура и Клейнманн [19] получили
MK = -3.47 lgP + 1.26.
По ИК-данным со спутника IRAS для мирид выведена зависимость абсолютной величины на l=12 мкм M12 от показателя цвета ([12 мкм] - [25 мкм]):
M12 = a([12 мкм] - [25 мкм]) + b,
где a = -4.90 ± 0.62, b = -7.65 ± 0.44. Во время астрометрического эксперимента на спутнике Hipparcos выполнены прямые измерения тригонометрических параллаксов для многих переменных типа Миры. Однако эти параллаксы неточны, что приводит к ошибкам в расстояниях до ±50%. Причина состоит в том, что при расстоянии в 100-300 пк и радиусе фотосферы ~1-2 а.е. величина параллактического смещения порядка видимого углового размера звезды. Кроме того, ИК-интерферометрия мирид (в частности, R Cas) показала наличие на звёздах "горячих пятен", которые со временем могут перемещаться по диску звезды. Этот эффект смещает оптический центр тяжести диска и существенно снижает точность измеряемого параллакса. Поэтому к параллаксам мирид, полученным на Hipparcos, нужно относиться с осторожностью. Наиболее близкие к Солнцу ДПП - o Cet и W Hya, расстояния до них по разным определениям порядка 100 пк. Самые удалённые известные ДПП находятся в других галактиках - Большом Магеллановом Облаке, M 31, M 33. Расстояния до них составляют десятки и сотни килопарсек. Ещё один метод определения расстояний, использующий данные о мазерном радиоизлучении звёзд, рассмотрен выше. Расстояние, найденное радиометодом, не связано с предположениями о зависимостях "период-светимость". В таблице 2.2, составленной по данным [20] с привлечением результатов со спутников Hipparcos и IRAS, для выборки около 900 долгопериодические переменных (мирид и полуправильных) приведены MV - средние абсолютные величины в полосе V и основные параметры функции распределения скоростей звёзд [21]: 
Здесь U0, V0, W0 - средние скорости группы звёзд относительно Солнца; sU , sV , sW - оси эллипсоида скоростей Шварцшильда [21]; составляющая U - в направлении центра Галактики, V - в направлении галактического вращения, W - к северному полюсу Галактики. В таблице даны также средние расстояния от плоскости Галактики z0, массы и возрасты звёзд. Выборка мирид разделена на шесть подгрупп, слева направо увеличиваются их возрасты, дисперсии скоростей и средние расстояния от плоскости Галактики; массы, наоборот, слева направо уменьшаются. Наименее массивные звёзды эволюционируют медленнее, поэтому их абсолютные возрасты на стадии красного гиганта больше, чем у более массивных звёзд. Мириды как бы дают срез распределения звёзд по возрастам и массам. "Классические" ДПП - оптические переменные типа Миры Кита и полуправильные - относятся к дисковой составляющей населения Галактики. Очень мало мирид в гало Галактики. Вероятно, звёзды гало с малой металличностью Z не проходят эволюционную стадию переменной звезды типа Миры. Практически нет мирид в таких старых, низкометалличных объектах, как шаровые скопления. Большинство мирид, найденных в поле шаровых скоплений, на самом деле относятся к звёздам поля. Одно из исключений - сравнительно молодое, высокометалличное шаровое скопление 47 Tuc, в котором имеется около десятка действительно принадлежащих ему мирид. Тем самым подтверждается, что мириды обнаруживаются только в тех шаровых скоплениях, у которых металличность Z > 0.1 Z¤ (Z¤ = 0.025). Другой подкласс ДПП ("инфракрасные" мириды, или OH/IR-звёзды) отчётливо разделяются на две группы. В одной из них звёзды имеют скорости расширения околозвёздной оболочки Vexp = (Vred - Vblue) / 2 < 29 км/с; по своим кинематическим параметрам и пространственному распределению эти звёзды не отличаются от классических ДПП. Напротив, звёзды, имеющие Vexp > 29 км/с, показывают более сильную концентрацию к плоскости Галактики. Следовательно, абсолютный возраст данной группы звёзд гораздо меньше, чем у классических ДПП, и не превышает 100 млн. лет. Периоды их переменности, найденные из ИК-наблюдений, продолжают популяцию ДПП в область бoльших значений периода (до 3000 суток). Вероятно, их массы также больше, чем массы классических ДПП, и могут достигать ~8-9M¤, то есть это звёзды-сверхгиганты.
Литература
|
|
| Вернуться к оглавлению |
| Вернуться к
предыдущей главе |
Перейти к следующей главе |