|
Общее соотношение между массой и светимостью, определенно, обратное, как и требует теория. Хотя положения отдельных членов трех групп масс, определенных символами на рисунке 20, рассеянные, все меньшие звезды находятся в верхней части областей популяции диаграммы, в то время как звезды группы с массами больше 0,8 солнечных единиц пребывают в нижней части. Большинство звезд промежуточной группы, массы которых между 0,4 и 0,8, близко к среднему. Как уже отмечалось, нижний сегмент эволюционной полосы обыкновенных белых карликов не отсекается при показателе цвета 0,4, как у планетарных звезд, а продолжается до предела около величины 16. Самая выдающаяся звезда в выборной группе имеет величину 15,73. Ряд звезд ниже показателя цвета 0,4 в выборной группе довольно мелкие, но это, бесспорно, дело выбора наблюдения. Все белые карлики относительно тусклые, и трудности наблюдения по этой причине возрастают, поскольку звезды стареют и становятся менее светящимися. Поэтому доступные данные об этих объектах поступают от более молодых, более святящихся звезд. Как мы увидим позже, “самый многочисленный вид белого карлика” – это холодная тусклая звезда, занимающая более низкий диапазон светимости; за пределами показателя 0,3 или 0,4, в выборной группе этот диапазон представлен бедно. Вопрос о том, что происходит со звездами, достигающими нижнего предела эволюционного пути белого карлика, будет темой обсуждения следующей главы. Вышеприведенные открытия в связи с ходом эволюции обыкновенных белых карликов сейчас позволяют нам расширить теоретическую диаграмму ЦВ планетарных звезд (рисунок 19), чтобы включить звезды меньших классов, и показать, как зона, занимаемая обыкновенными белыми карликами, соотносится с расположениями других классов звезд. В целях сравнения увеличенная диаграмма (рисунок 22) демонстрирует положение обыкновенных белых карликов, определенное на рисунке, сопровождающем уже цитированную статью М. и Г. Бербиджей.[108] Спектры белых карликов указывают на значительное количество варьирования, и на основании вариабельности эти звезды привычно приписываются к ряду разных классов. Гринстейн различает девять классов, и обозначения, которыми он пользуется в своей таблице,[109] пребывают в общем употреблении. Однако представляется, что основное различие проявляется между звездами, богатыми водородом, отнесенными к Классу DА, несколькими гибридными классами, особенно DAF, и равновесием звезд, богатых гелием. Большая часть дискуссии в литературе проводится в терминах DA и не DA. Х. М. Ван Хорн, например, комментирует: “Наличие белых карликов с не DA (дефицит водорода) спектрами еще удовлетворительно не объяснено”.[110] — 148 —
|