О механизмах , разделяющих звёзды…

22:13 20/11/2017
Комментарии 0 👁 324

Sirius A Сириус А

Заметное количество звёзд имеет спектры с особенностями, отличающими их от спектров большинства звёзд того же спектрального подкласса и класса светимостями. Обычно звёзды с такими спектрами называют пекулярными.Чаще всего пекулярные спектры возникают на определенных непродолжительных стадиях эволюции звёзд, иногда пекулярности являются следствием эволюции с обменом массой в тесных двойных системах. Некоторые типы пекулярностей связаны с реальными особенностями химического состава атмосфер звёзд. Пекулярные спектры встречаются среди звёзд всех спектральных классов.

Давно известно, что магнитные Ар-, металлические Am-, HgMn-звезды и другие химически пекулярные (CP) объекты обладают характерным свойством — медленным относительно нормальных звезд вращением. Стемпиен и Ландстрит приводили аргументы в пользу гипотезы, что магнитные химически пекулярные звезды могли потерять момент вращения под действием магнитного поля до Главной последовательности .

При этом предполагалось, что потеря момента вращения должна быть больше у звезд с малыми массами, потому что их время эволюции до ГП больше. Действительно,степень торможения магнитных протозвезд обратно пропорциональна их массе и пропорциональна величине магнитного поля. Но как быть с немагнитными химически пекулярными звездами? Первейшая проблема состояла всегда в том, чтобы объяснить, почему быстро вращающиеся (50–250 км с−1) звезды имеют нормальный химический состав, тогда как у медленно вращающихся звезд (0–100 км с−1) химический состав аномальный. Можно было заподозрить, что малая скорость вращения необходима для формирования Ар, Am, HgMn и других химически пекулярных звезд. Давно уже предполагалось, что магнитные Ар-звезды потеряли момент вращения вследствие наличия магнитного поля, а в тесных двойных системах Am-звезд потеря момента вращения могла происходить вследствие приливных взаимодействий .

Am-звезды являются членами спектрально-двойных систем с часто наблюдаемым периодом около четырех дней, все они короткопериодические .

А значит, среди Am-звезд могли возникнуть условия для торможения приливными взаимодействиями в стадии гравитационного коллапса.

Однако среди нормальных звезд, которые занимают ту же область А4–F2IV,V, что и Am-звезды, все двойные имеют периоды больше 100 дней, и среди нормальных звезд A-типа нет короткопериодических двойных. Так что Am-звездами стали, скорее всего, только те объекты, родительские протозвезды которых имели близкий компаньон. На основании вышеизложенного можно заключить,что приливное взаимодействие, вызванное членством в тесных двойных системах(P < 100 дней),приводит к малым скоростям вращения, в то время как одиночные звезды или члены широких двойных имеют большие вращательные скорости.

Это позволило Абту сделать общее предположение, что именно медленное вращение является критическим свойством, позволяющим появляться пекулярностям в Am-звездах.

Проблема торможения протозвездных магнитных облаков магнитным полем.

Показано, что наиболее благоприятные условия для этого возникают именно в фазах эволюции до нестабильной фазы Хаяши.

Магнитные медленные ротаторы образуются в результате торможения протозвездного облака магнитным полем. В то же время немагнитные медленные ротаторы Am-типа возникают из-за торможения протозвездных облаков в тесных двойных системах вследствие приливных взаимодействий, поэтому немагнитными медленными ротаторами Am-типа становятся только те протозвезды, у которых был близкий компаньон. Немагнитные медленные ротаторы HgMn-типа не могли затормозиться ни магнитным полем, ни путем приливных взаимодействий с тесным компонентом.

Остается предположить, что, в отличие от Ар- и Am-звезд, HgMn-звезды должны, по-видимому, происходить из самых медленных ротаторов.

Почему для формирования химически пекулярных звезд необходимо медленное вращение?

Абт высказал идею о том, что, если аномальные спектры химически пекулярных звезд указывают на реальные аномалии содержания химических элементов в их поверхностных слоях, то быстрое вращение нормальных звезд может вызывать меридиональную циркуляцию (в стадии эволюции на ГП), которая «размешивает» аномальное поверхностное вещество до нормального содержания.

Эту проблему можно рассмотреть с другой точки зрения, а именно: при быстром вращении магнитной и немагнитной СР-протозвезды на стадии гравитационного коллапса возникает дифференциальное вращение, которое закручивает магнитное поле в тороидальный вид, формируя таким образом «нормальные» протозвезды. В медленных магнитных и немагнитных ротаторах этого не происходит , магнитное поле сохраняется. Медленное вращение способствует также стабилизации атмосферы, в которой развиваются известные диффузионные процессы.

Важно понять, на какой стадии эволюции происходит разделение звезд.

Очевидно, длительность фазы потери момента вращения магнитной протозвездой с участием магнитного поля ограничивается началом нестабильной фазы Хаяши, в которой магнитные силовые линии запутываются, и глобальное дипольное магнитное поле ослабляется.

Медленное вращение магнитных и немагнитных протозвезд, из которых формируются СР-звезды, является необходимым условием отделения от них нормальных быстровращающихся протозвезд.

Магнитные и немагнитные протозвезды, из которых сформировались СР-звезды, —это те объекты, которые имели скорости вращения родительского облака V меньше критической величины Vc (V <Vc). При V больше критической в протозвездном коллапсирующем облаке возникает дифференциальное вращение, закручивающее магнитные силовые линии в тороидальную форму и нарушающее стабильность атмосферы.

Процесс разделения протозвезд происходит, скорее всего, до нестабильной фазы Хаяши, потому что в нестабильной стадии, а также в стадии молодой лучистой звезды вряд ли это возможно.

Одним из самых важных факторов, определяющих происхождение и эволюцию магнитных и немагнитных СР-звезд, является действие механизма потери их момента вращения. У магнитных протозвезд это происходит вследствие магнитного торможения, у металлических протозвезд причиной потери момента вращения являются приливные взаимодействия с тесным компонентом. Что касается HgMn-звезд, то можно предположить, что они не подвергались влиянию какого-либо механизма торможения, а возникли из самых медленных протозвездных ротаторов.

Граница Vc, на которой возникает дифференциальное вращение, не является резкой. Чем медленнее вращается протозвезда, тем больше вероятность прекращения дифференциального вращения.


Источник

0

Добавить комментарий