Строение и эволюция звезд с преобладающим выделением гравитационной энергии тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

ВВЕДЕНИЕ

§ I. Обзор наблюдений внешних оболочек звезд типа

Т Тельца

§ 2. Исходные предпосылки для расчета строения и эволюции звезд с нейтронным ядром

§ 3. Цель работы и защищаемые результаты

ГЛАВА I. Физические свойства вещества звезд с нейтронным ядром и метод построения моделей

§ I. Уравнение состояния

A) Область Т«Ю8К

B) Область. Т>108 К и j> £ 3-Ю11 г/см3. I. Асимптотические формулы для уравнения состояния электронно-позитроиного газа

C) Область Т>Ю8К и 3-Ю11 г/см3. П. Квадратурные формулы для уравнения состояния электронно-позитронного газа

Д) Фотодиссоциация железа и нейтронизация. I. Область Ю11 г/см3, Т>Ю9К. зе

Е) Фотодиссоциация железа и нейтронизация. П. Учет вырождения нейтронного газа (I0II<5)^

3 ЮП)

Р) Область высоких плотностей (J > 3 Ю^г/см3).

§ 2. Коэффициент непрозрачности, энерговыделение в термоядерных реакциях и скорость генерации нейтрино

§ 3. Релятивистские уравнения внутреннего строения звезды, граничные условия и методика численных расчетов

ГЛАВА П. Эволюционные модели звезд с нейтронным ядром

§ I. Исходная модель для эволюционных расчетов.

§ 2. Эволюционные расчеты и проверка чувствительности модели к граничным условиям

§ Обзор наблюдений внешних оболочек звезд типа

Т Тельца

В эволюции звезд любой массы есть этапы, когда основным источником энерговыделения служит гравитационное сжатие. Прежде всего, это стадия, предшествующая главной последовательности,когда протозвезда, сжимаясь, разогревается до температур, при которых становятся возможными реакции термоядерного синтеза. С точки зрения внутреннего строения звезды, этот этап эволюции исследован сравнительно подробно [i], чего, однако, нельзя сказать о физике явлений, протекающих в самых внешних слоях протозвезд. За два последних десятилетия наблюдения позволили выявить множество фактов, свидетельствующих о мощных нестационарных процессах в атмосферах звезд типа Т Тельца, а также Ае и Be звезд Хербига. Хаотическая переменность во всех спектральных диапазонах, крупномасштабные движения газа в окрестностях молодых звезд, а также наличие мощных хромосфер и корон - все это свидетельствует о значительном выделении механической энергии в атмосферах протозвезд.

Форма, механизмы генерации и диссипации механической энергии до сих пор не известны. Ясно лишь, что вращение и магнитное поле, практически не сказываясь на внутреннем строении протозвезд, полностью ответственны за весь комплекс нестационарных явлений в их атмосферах и околозвездных оболочках. Таким образом, на данном этапе наибольший интерес представляет исследование физики явлений, протекающих в самых внешних областях молодых звезд.

В качестве первого шага на этом пути необходимо построить феноменологическую модель оболочек протозвезд, позволяющую описать совокупность наблюдательных фактов, В качестве объекта исследования были выбраны звезда типа Т Тельца, как наиболее интересные, по нашему мнению, представители молодых звезд.

Звезды типа Т Тельца ( Т Так. ) были выделены в особый класс Джоем [2] (см. также [з] ); на основании чисто спектральных признаков:

1) Спектральный класс от G до М *

2) Бальмеровские линии водорода и СаП в эмиссии.

3) Наличие интенсивных эмиссионных линий Fe I 4063 и 4132 А, что является специфической особенностью класса.

Более поздние исследования показали (см., например, [4,б]У, что для звезд типа Т Тельца в той или иной мере характерны также эмиссионные линии Fe IT, Не I, Ti П , [о г] в [$ п] . Большинство звезд имеет избыточную эмиссию в непрерывном спектре в коротковолновом и инфракрасном диапазонах [4, 6-в] по сравнению со звездами главной последовательности тех же спектральных классов. Причем по данным [б] у ~ 10$ звезд избыточная эмиссия столь велика, что абсорбционный спектр до сих пор вообще не наблюдался.

Большинство звезд рассматриваемого типа показывают колебания блеска н широком временном диапазоне: от десятков секунд [э] ( bU ~ 0.1) до нескольких лет [ю] ( &V ~ зт)0 как правило, блеск изменяется нерегулярным образом, однако, в ряде случаев наблюдаются квазипериодические изменения с характерным временем порядка нескольких суток [il] и нескольких лет [12] .

Уже на ранних этапах исследования звезд типа ТТаи было высказано предположение об их экстремальной молодости [1з] . В настоящее время общепринято мнение о том, что звезды этого типа представляют собой протозвезды на стадии сжатия к главной последовательности. В пользу этой интерпретации можно привести следующие доводы:

1) Звезды типа тт« ч наблюдаются в областях звездообразования и имеют кинематические характеристики, сходные с близлежащими газо-пылевыми комплексами [н] .

2) Содержание лития в атмосферах звезд типа Т Так значительно превышает обилие этого элемента на Солнце и близко к обилию лития в межзвездной среде [4] .

3) Положение этих объектов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела совпадает с предсказываемым теорией положением протозвезд с массой £ 3 Мф [б] .

Пекулярный спектр, сильная переменность во всех спектральных диапазонах и эволюционный статус привлекли к звездам типа ТТли пристальное внимание астрофизиков. К настоящему времени известно почти I ООО звезд этого типа. Имеется каталог этих объектов [15] и однородный спектральный материал на основе сканерных наблюдений в северном [5] и южном [*1б] полушариях. На основании обширной статистики [s,I6j сделан вывод о том, что большинство звезд типа Т Таи имеет спектральный класс К и возраст "t ~ 10^ лет.

По степени развитости эмиссионного спектра принято согласно Хербигу [а] делить звезды типа Т Tatt на 5 классов. Наиболее интенсивной эмиссионной линией в спектрах этих звезд является линия Hjl и у звезд, относимых к пятому классу, ее эквивалентная о ширина Whj, превышает в ряде случаев 200 А при полуширине по уровню половинной интенсивности порядка 200 км/с . Например, у RU lup« и/нАх 200 A, FWHM х 260 км/с [17] .

Статистический анализ [б] показывает, что у звезд с большей интенсивностью Hj. более интенсивны и линии Fe П и Не I . По-видимому, эта корреляция справедлива и для линий Са П Н и К, которые наряду с линиями бальмеровской серии являются наиболее интенсивными в спектрах звезд типа Т Таи . у той же RU Лир о

Wс«/]к ~ 100 А . Таким образом, есть все основания предполагать наличие у звезд этого типа мощных хромосферных областей с температурой Т ~10^ К ,

Профили эмиссионных линий весьма разнообразны. Их вид меняется от линии к линии, от звезды к звезде и для каждой из линий с течением времени. Наиболее радикально меняются линии бальмеровской серии. Согласно [18] у большинства звезд линия Нл имеет либо симметричную форму, либо двухкомпонентную структуру,т.е. состоит из двух более или менее отчетливо выраженных пиков, разделенных узким провалом с фиолетовой стороны от центра линии ( ^ =?•<>)• Положение провала характеризуется лучевыми скоростями от 30 до 300 км/с . Зайцева и КЬлотилов [14б] отмечают, что положение провала может значительно меняться в течение ночи. Вместе с тем, бывают ночи,, когда у тех же звезд положение провала, остается неизменным. У ряда звезд наблюдается несколько таких провалов, причем они то исчезают, то появляются в новом месте. Не ясно, являются ли эти провалы абсорбционными деталями или их появление обусловлено дефицитом эмиссии в определенном интервале длин волн [l9,2oJ .

У некоторых звезд, например, у AS 205, линия Н* имеет профиль типа Р Cggni , т.е. относительно широкую депрессию в континууме со стороны фиолетового крыла линии. Насколько нам известно, профиль обратный Р C^gni 9 т.е. с абсорбцией ниже уровня континуума в красном крыле, у линии Н* до сих пор не наблюдался. Однако примерно у Ъ% звезд типа Т Таи, профили обратные Р наблюдаются у других бальмеровских линий:

Ир, И у и т.д. По этому признаку Уолкер [2l] выделил особый подкласс звезд - звезд типа Y Y . Авторы [22 J нашли, что звезды этого типа отличаются от остальных звезд большими избытками в ультрафиолетовой области, точнее меньшими средними значениями показателя U- В> . Необходимо отметить, что у хорошо исследованных звезд этого подкласса ( YY 0г\, $ С* А, ААТан ) наблюдаются сильные вариации профиля бальмеровских линий: из обратного Р С^д он за несколько часов превращается в практически симметричный [l8] либо приобретает весьма нерегулярную структуру, причем различную в разных линиях серии [*23,24j .

Профили линий Са П и л/« I Ъ имеют, как правило, асимметричную форму с абсорбционными (?) провалами в красной и фиолетовой областях. Отмечены заметные вариации контуров этих линий как случайного, так и систематического характера с характерным временем порядка суток [l7,25] . Напротив, линии элементов с более высоким потенциалом возбуждения (Не I, Fe П), как правило, симметричны и не имеют абсорбционных компонент [*17,18] .

Различие формы профилей и несинхронность их изменения у линий с разным потенциалом возбуждения есть следствие сильной стратификации физических условий в верхней атмосфере протозвезд малой массы., Речь идет не только о наличии сложного и крайне нестационарного поля скоростей. Есть основания полагать, что над фотосферой звезд имеются, по крайней мере,., две качественно различные области с температурой Т~Ю4 К [*2б] . Одна из них -плотная и сравнительно тонкая ( Ь ^ R * ) зона непосредственно примыкает к фотосфере, и по аналогии с Солнцем может быть названа нижней хромосферой. Вторая область - менее плотная, более протяженная и крайне неоднородная оболочка с развитым полем скоростей. Были рассмотрены различные модели, объясняющие ее существование: выброс из звезды холодных сгустков [l9] ; аккреция остатков протозвездного облака [20] ; активные образования типа спикул, протуберанцев и т.п., но гораздо более грандиозные по масштабу, чем на Солнце [is] . Учитывая большое разнообразие спектров и характера переменности среди отдельных представителей звезд типа Т Там. f кажется естественным предположить, что универсальной модели в принципе не существует.

Более подробно эта проблема обсуждается в § 4 третьей главы данной работы. В частности, рассматривается возможность формирования сравнительно холодных К) сгустков вследствие с тепловой неустойчивости в горячей (Т~ГО° К) истекающей наружу короне Г27] .

По данным £5] запрещенные линии наблюдаются в спектрах примерно 1/з звезд типа Т Таи. . Как правило, это линии [oi] и [Sn] , однако, у некоторых звезд наблюдались и линии [л/ п] и [on] (см. [l,28] ), Факт наличия этих линий и их интенсивность указывают на существование вокруг большинства звезд протяженных о оболочек низкой плотности СПе & 10 см ). Статистический анализ большой совокупности звезд показывает, что интенсивность запрещенных линий коррелирует с интенсивностью линии и светимостью. У 16 из 18 исследованных звезд лучевая скорость, определяемая по запрещенным линиям, имеет отрицательное значение и, по-видимому, по абсолютной величине превышает лучевую скорость, определяемую по остальным эмиссионным линиям [l7,29j . Создается впечатление, что у основной массы звезд разреженная оболочка расширяется, причем по какой-то причине мы наблюдаем лишь ту ее

часть, что движется к наблюдателю [ij.

Наличие в окрестностях некоторых звезд типа Т Тот. протяженной ионизованной оболочки подтверждается радионаблюдениями в сантиметровом и миллиметровом диапазонах [*30-34^ . Спектры исследованных радиоисточников указывают на тепловой характер радиоизлучения и согласуются с моделью оболочки, расширяющейся с постоянной скоростью ( пг ~ с ). Однако этот вывод нельзя считать абсолютно надежным, вследствие обнаруженной переменности и неодновременности наблюдений на разных частотах. Ситуация стала еще менее определенной после того как было обнаружено ,что прототип класса - звезда Т Тельца оказалась двойным радиоисточником. Он состоит из двух компонент, удаленных друг от друга на 0"5 О** 80 а.е.) с отношением радиосветимостей 1:10 ("Л « 6; см), причем более слабым компонентом в радиодиапазоне оказалась сама

Т Тац. [35] . Природа второго компонента, независимо обнаруженного в инфракрасном диапазоне методом спекл-интерферометрии [36,37] , пока не выяснена £38,39] .

Крупномасштабные движения вещества в окрестностях некоторых звезд типа Т Таи особенно ярко выявились при изучении собственного движения объектов Хербига-Аро /~40,4lJ, и при радионаблюдениях в линиях СО кинематики молекулярных облаков j[~42,43j . Исследования этих феноменов приводят к выводу о сильно анизотропном, в ряде случаев биполярном, разлете вещества от молодых звезд. В самое последнее время были открыты сильно вытянутые струи горячего (Т~Ю4 К) газа, движущиеся в направлении от звезд Таи,

НL Тли и некоторых других [ы-Аб] . Их длина порядка 3-10^ см и прослеживаются они вплоть до расстояний ~ З-ТО^ см от центральных звезд. Скорости порядка 30-100 км/с и небулярный характер эмиссии свидетельствуют, по-видимому, о том, что как и в случае объектов Хербига-Аро иы наблюдаем свечение газа, возбужденного ударной волной, которая возникла вследствие взаимодействия сильно ноллимированного звездного ветра протозвезд с остатками родительской туманности [45] .

Таким образом, имеются надежные указания на наличие истечения вещества в форме звездного ветра от звезд типа Т Таи. Причиной наблюдаемой анизотропии газового потока может быть как собственно анизотропия звездного ветра, так и неоднородное распределение вещества в непосредственной окрестности звезд. В последнем случае речь может идти о газо-пылевом диске, возникшем при формировании протозвезды. Указание на присутствие пылевой о компоненты с Т~ 10 К дают наблюдения в инфракрасном диапазоне [i, 46-48] и наличие заметной поляризации света от ряда звезд [49-50] .

Для анализа причин возникновения столь мощного звездного ветра необходимы наблюдения в коротковолновом диапазоне. Впервые ультрафиолетовое излучение от звезд типа Т Таи было зарегистрировано де Боером [ы] со спутника "Коперник" , однако, чувствительность аппаратуры не позволяла сделать каких-либо детальных выводов о физических условиях в излучающей области. Запуск спутника IUE позволил обнаружить мощное излучение в УФ континув уме вплоть до 1100 А и большое разнообразие эмиссионных линий с температурой возбуждения от 2*Ю4 до 2-Ю5 К [52-55J .

Анализ наблюдений приводит к выводу о том, что излучение приходит от областей, аналогичных верхней хромосфере Солнца, однако, в случае звезд типа Т Тъи их мера эмиссии Еп7 (см~5) превосходит .солнечную на три-четыре порядка 53, 5б] .

Области с корональной температурой были обнаружены у нес -кольких десятков звезд рассматриваемого типа при наблюдениях в рентгеновском диапазоне [57-6о] . Рентгеновская светимость этих звезд оказалась порядка Ю30-Ю31 эрг/с . Это существенно превышает аналогичную величину для звезд главной последовательности тех же спектральных классов, однако, заметно меньше того значения, которого можно было бы ожидать на основании светимости в УФ диапазоне и экстраполяции на основе аналогий с атмосферой Солнца. По-видимому, дело в коренном отличии структуры горячих (Т^-IO^K) областей атмосфер звезд типа Т Таи от солнечных [*56,6lJ . Анализ структуры верхней атмосферы звезд типа Т Таи. проводится в § 2 третьей главы данной работы. Основной вывод состоит в том, что в отличие от Солнца верхняя хромосфера и переходный слой нагреваются не в результате потока тепла из короны, а вследствие диссипации магнитогидродинамических волн [56f6l] .

Наличие вокруг протозвезд протяженных газовых оболочек должно приводить к заметному поглощению рентгеновского излучения. В принципе, это может объяснить наблюдаемый дефицит рентгеновской светимости [58,59] . Однако наличие мощных областей с К должно привести к появлению в оптическом участке спектра сравнительно интенсивных корональных линий [FeX] 6375 X/vJ 5303 A ^27,61-J . В последние годы были сделаны попытки обнаружить корональные линии ионов FeX, FeX/V, 5/ V//1, Са X/II [58, 62-65.] .

В § 3 главы Ш получены соотношения, позволяющие определять параметры звездных корон по интенсивности свечения наиболее сильных корональных линий . На основе полученных формул проанализированы результаты поиска этих линий в спектрах звезд типа Т Таи Общий вывод заключается в том, что несмотря на возможное поглощение рентгеновского излучения в околозвездной оболочке, можно считать доказанным, что структура корон и верхней хромосферы звезд типа Т Таи качественно отличается от солнечной М

Учитывая сильную переменность излучения исследуемых звезд во всех спектральных диапазонах, возникает необходимость синхронных наблюдений в широком диапазоне длин волн на протяжении длительного времени. В § 5 третьей главы приводятся предварительные результаты и анализ координированных,наблюдений Lupi f выполненных в 1983-84 гг. Наблюдения проводились в рентгеновском с

2-20/ кэВ), ультрафиолетовом (II00-3I00 А), оптическом и инфракрасном (вплоть до 10 мк) диапазонах, с помощью орбитальных обсерваторий (AGTP0H, IUE ) и наземных телескопов в . Чили [бб,67] .

§ 2. Исходшепредпосылки.для расчета строения и эволюции звезд с нейтронным ядром

Следующий этап звездной эволюции, когда выделение гравитационной энергии становится существенным, связан с переходом звезды от главной последовательности в область красных гигантов. На ранних стадиях этого этапа происходит сжатие изотермического гелиевого ядра звезды и одновременное расширение внешней оболочки, При этом выделение гравитационной энергии может конкурировать с энерговыделением в слоевом источнике. У звезд умеренных масс (М ^ 2.5 Мф) сжатие центральных областей приводит к формированию вырожденного ядра. Вплоть до загорания гелия такие звезды, по сути дела, представляют собой белый карлик, •: окруженный массивной конвективной оболочкой. Внутренняя область богатой водородом оболочки медленно оседает на ловерхность белого карлика. При этом происходит квазистационарное выгорание водорода и выделение гравитационной энергии, которое, однако, малосущественно, т.к. т -4 2 гравитационный потенциал белого карлика 10 с заметно меньше, чем дефект массы на грамм аккрецируемого вещества, рав

2 2 ный примерно 10 с .

Ситуации существенно изменится, если представить, что вместо белого карлика в центре находится нейтронная звезда. В этом слу2 чае гравитационный потенциал компактного ядра ^н.зГ7 0,2 с и следует ожидать, что выделение гравитационной энергии будет преобладающим.

Расчет эволюции тесных двойных систем [бв] дает основание предположить, что возможна ситуация, когда нейтронная звезда может быть поглощена более массивным компаньоном и оказаться в его центре [69,7oJ . Поскольку детальные расчеты, описывающие процесс проникновения нейтронной звезды (НЗ) вглубь нормальной, крайне сложны, представляет самостоятельный интерес выяснить, как будет выглядеть конечное состояние - звезда с нейтронным ядром после релаксации переходных процессов.

Первая попытка построить модель, в которой НЗ окружена оптически толстой и относительно массивной оболочкой, была сделана в работе [71^ . Постановка задачи выглядела следующим образом. Предполагалось, что в момент t = 0, холодная НЗ окружена облаком с произвольно задаваемым распределением плотности, а затем в рамках одномерной гидродинамики рассматривалась эволюция системы. Расчеты показывают, что сразу после начала аккреции возникает ударная волна, движущаяся от поверхности НЗ к внешней! границе облака- Вещество за фронтом ударной волны тормозится и нагревается до

К, в результате чего возникает мощное нейтринное излучение. В одном из вариантов расчета, при котором исходная масса и размер облака были максимально велики (MQ = 2 ГОГ° М0 , R0 = 5-I03/?u . ), к моменту £ « 33 с ударная волна достигает внешней границы облака, в результате чего облако практически приходит в состояние гидростатического равновесия. Дальнейшая эволюция газовой оболочки есть квазистатическое (кельвиновское) сжатие с характерным временем Ю4 с, определяемым объемными нейтринными потерями, намного превышающими фотонную светимость облака: I044 эрг/с, Ly 3 IO^L0 ** ТО38 эрг/с .

В 1975 г. появилась работа Торна и Житков /~72j (подробное изложение см. [*7з] ), в которой построены модели звезд с холодным (Т"£109 К) нейтронным ядром, окруженным массивной оболочкой моб>мн.з. = IV

Согласно [7з] , у звезд с полной массой 9 М0 ядерное горение происходит в лучистой зоне, а у звезд более массивных в конвективной зоне. В первом случае светимость звезды на 96$ обусловлена энерговыделением вследствие аккреции вещества оболочки на поверхность НЗ и на А.% - реакциями термоядерного синтеза. Во втором случае ситуация обратная. Однако в работе [74J было показано, что сделанные Торном и Житков предположения о кинетике ядерного горения в конвективной зоне нереальны, а корректный учет всех факторов приводит к выводу о невозможности построения моделей звезд с холодным (T4I0? К) нейтронным ядром и полной массой свыше примерно 9 М0 .

Построенная в [72,7з] модель звезды с М^ = 5 М0 внешне представляет собой красный сверхгигант с L « 4 10 7е$ ~ 2600 К и

R « Ю3Яо Существенной особенностью модели является низкая,по сравнению с фотонной,нейтринная светимость: h/~ 1(Г5. Ниже будет показано, что это является следствием выбора определенных граничных условий авторами модели. Дело в том, что в отличие от /~7lJ , где гидростатически равновесная модель получалась как результат эволюции исходного облака, Торн и Житков, сделав ряд специфических предположений, смогли построить самосогласованную модель без рассмотрения процессов, приведших к ее формированию.

Законность сделанных предположений и выбранных граничных условий требует специальной проверки. Нашей задачей была такого рода проверка на основе эволюционной программы. Одновременно прослеживалась и временная эволюция модели. Было показано, что модель звезды с холодным нейтронным ядром не может быть реализована в природе. Даже искусственно созданная модель такого типа, видимо, превращается в горячую модель типа /*7lJ . Прогрев слоев нейтронной звезды с 9 > 2-I03 г/см3 приведет к росту нейтринной светимости. Это увеличит энерговыделение, возрастет скорость аккреции М , что приведет к еще большему росту температуры. В свою очередь это еще больше увеличит нейтринную светимость и т.д., пока не будет достигнуто устойчивое стационарное состояние с , аналогичное найденному в [*7l].

§ 3. Цель работы и защищаемые результаты

Цель данной работы - расчет внутренней структуры и эволюции звезд с нейтронным ядром ж оценка1 физических условий в верхней атмосфере звезд типа Т Том на основе анализа наблюдений в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. И в том и в другом случае мы имеем дело со звездами, у которых преобладающим источником энерговыделения служит гравитационное сжатие.

Автор выносит на защиту

1. Совокупность аппроксимационных формул, описывающих.физические условия в звездах с нейтронным ядром (уравнение состояния,, непрозрачность, скорость выделения ядерной энергии и генерации нейтринного излучения).

2. Результаты расчетов внутреннего строения и эволюции звезды Mfa = 5 Mo) с холодным (Т^Ю9 К) нейтронным ядром, на основании которых сделан вывод о невозможности реализации в природе такой конфигурации. .

3. Качественный сценарий эволюции звезд с нейтронным ядром, состоящий в прогреве центральных областей до температуры~10"^К и переходу к режиму, при котором нейтринная светимость на много порядков превышает фотонную.

4. Результаты расчетов изотермических моделей истекающих корон и их применение к анализу, наблюдений звезд типа Т Таи.

5. Заключение о том, что верхняя хромосфера и переходный слой звезд типа Т Тли нагреваются в результате диссипации механической энергии, а не потоком тепла из короны вследствие теплопроводности, как это имеет место на Солнце.

6. Вывод о том, что наблюдавшееся до сих пор рентгеновское излучение от звезд типа Т Таи обусловлено процессами вспышечной активности.

7 . Методику и результаты определения параметров корон звезд типа Т Таи. по наблюдениям запрещенных корональных линий.

8. Возможность формирования холодных (Т~104 К) сгустков вследствие тепловой неустойчивости в горячей (Т^Ю К) истекающей короне как один из вариантов объяснения большой ширины эмиссионных линий в спектрах звезд типа Т Таи.

9. Вывод о неприменимости моделей, объясняющих форму профилей бальмеровских линий у звезд типа Т Тсси с чисто геометрической точки зрения.

10;, Предварительный анализ результатов координированных наблюдений (звезды типа Т Teat ) в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах.

Диссертация состоит из введения, трех глав и заключения. В первой главе приводятся аппроксимационные формулы для расчета уравнения состояния, непрозрачности, нейтринных потерь и скорости выделения ядерной энергии, а также релятивистские уравнения внутреннего строения звезд и методика их решения. Во второй главе описаны результаты расчетов внутреннего строения и эволюции звезды с нейтронным ядром для объекта с массой 5 Ц . Третья глава посвящена анализу физических условий в атмосферах звезд типа Т Тельца. Заключение содержит основные выводы и результаты приведенных исследований.

Основные результаты работы заключаются в следующем.

1. Получена совокупность аппроксимадионных формул, описывающих физические условия в звездах с нейтронным ядром (уравнение состояния, непрозрачность, скорость выделения ядерной . энергии и генерации нейтринного излучения).

2. Рассчитана временная эволюция звезды с холодным (Т£Ю%) нейтронным ядром для объекта с массой 5 MQ (Мн Se = I MQ). Обнаружено расширение оболочки, которое должно, по-видимому, привесл ти к формированию звездного ветра с темпом потери массы М £ Ю-5 М0/год . Уже это обстоятельство должно сократить время жизни с звезд с нейтронным ядром до величины ~ 10° лет: оболочка быстрее рассеется, чем нейтронная звезда накопит массу, достаточную для превращения в черную дыру. . .

3. Исходная модель звезды с холодным нейтронным ядром была построена авторами [?з] в предположении, что при $ > 2-108г/см5 LiX)= 0. Наши расчеты показали, что перенос граничного условия i.(£He3e)=0 в более плотные слои приводит к тому, что модель с холодным нейтронным ядром построена быть не может. Иными словами, обнаружена неустойчивость модели по отношению к положению границы, ниже которой / (г) = о. На этом основании мы предполагаем невозможность реализации в природе модели с холодным нейтронным ядром.

4. Предложен качественный сценарий эволюции звезд с нейтронным ядром, состоящий в прогреве центральных областей до температуры I010 К и переходу к режиму, при котором нейтринная светимость на много порядков превышает фотонную. Предсказано, что время жизни такого объекта будет порядка 10 лет. В течение этого времени для внешнего наблюдателя звезда будет выглядеть как красный сверхгигант вплоть до момента, когда начнется коллапс центральной области.

5. Рассчитаны изотермические модели истекающих корон и результаты расчетов применены к анализу наблюдений звезд типа

Т Тельца.

6. Показано, что в отличие от Солнца, верхняя хромосфера и переходный слой звезд типа Т Тельца нагреваются в результате диссипации механической энергии, а не потоком тепла из короны вследствие теплопроводности.

7. Приведены аргументы в пользу того, что наблюдавшееся до сих пор рентгеновское . излучение от звезд типа Т Тельца обусловлено процессами вспншечной активности.

8. Предложена методика определения параметров корон звезд типа Т Тельца по наблюдениям запрещенных корональных линий. Проанализирован имеющийся наблюдательный материал по этим линиям.

9. Показано, что в истекающих коронах звезд типа Т Тельца возможно формирование холодных (Т I04 К) сгустков вследствие тепловой неустойчивости, что может служить одним из возможных вариантов . объяснения большой наблюдаемой ширины бальмеровских линий.

10. Сделан вывод о неприменимости моделей, объясняющих форму профилей бальмеровских линий с чисто геометрической точки зрения.

II. Представлены предварительные результаты координированных наблюдений R U ' в широком спектральном диапазоне - от оптики до рентгена. В организации и обработке наблюдений автор принимал непосредственное участие.

Пользуясь случаем, я хотел бы выразить глубокую благодарность своему научному руководителю Г.С.Бисноватому-Когану за постоянное внимание, поддержку и сотрудничество. Я также благодарен своим учителям из ГАИШ МГУ и, прежде всего, Я.Б.Зельдовичу, а также сотрудникам 310 сектора ИКИ АН СССР во главе с И.Д.Новиковым. Завершение работы над диссертацией было бы невозможным без моральной поддержки моей сестры и родителей, моих друзей: Н.И.Панковой, В.Г.Сурдина, А.Г.Тотогавы, Е.Ю.Шафер, Б.М.Когуби-евского, Ю.А.Купрякова и моих коллег из МГПИ им. В.И.Ленина: С.З.Бубман, А.Н.Мансурова, И,В.Разумовской и В.С.Эткина. Всем этим людям я выражаю свою глубокую признательность. И, наконец, мне хотелось бы поблагодарить Л.Г.Страут и Т.А.Мизякину за помощь в оформлении диссертации.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В диссертации рассчитано внутреннее строение и эволюция звезды с холодным (Т^ I09 К) нейтронным ядром для объекта с массой М = 5 М0 , а также на основе анализа наблюдений в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах проанализированы физические условия в атмосферах звезд типа Т Тельца. И в том, и в другом случае мы имеем дело со звездами, у которых преобладающим источником энерговыделения служит гравитационное сжатие.

1. Appenzeller 1., 1985» Recent advances in the theoretical interpretation of T Tauri stars, Rev. Mexicana Astron. Astrophys. 2, 151-168.

2. Joy A.H., 194-5. T Tauri variable stars. Astrophys. J., 102, 168-196.

3. Bastian U., Finkenzeller U., Jaschek C., Jaschek M, The definition of T Tauri and Herbig Ae/Be stars. Astron. Astrophys. 126, 458-440.

4. Herbig G.H., 1962. T Tauri stars and related objects, Advances in Astron. Astrophys. 47-103, New York.

5. Cohen M., Kuhi L.V., 1979. Observational studies of pre-main sequence evolution. Astrophys. J. Suppl., 41, 743-843.

6. Joy A.H., 194-9» Bright-line stars among the Taurus dark clouds, Astrophys. J., 110, 424-437.

7. Mendoza E.E., 1966. Infrared photometry of T Tauri stars and related objects. Astrophys. J. 143. 1010-1014.

8. Rydgren A.E., Strom S.E., Strom K.M., 1976. The nature of the objects of Joys a study of the T Tauri phenomenon. Astrophys. J. Suppl. 20, 307-336.

9. Worden S.P., Schneeberger T.J., Kuhn J.R., Africano J.L.,1981, Flare activity on T Tauri stars. Astrophys. J., 244. 520-527.

10. Цесевич В.П., Драгомирецкая Б.А. , 1973. Звезда типа RW AurigaE . Киев, Наукова Думка.

11. Schaefer В.Е., 1983. A large amplitude photometric periodicity on a T Tauri star. Astrophys. J. Lett. 266, L45-L50.

12. Зайцева Г.В., Курочкин Н.Е., 1980. Долгопериодические изменения RY Таи . Астрон. цирк. $ 1126.

13. Амбарцумян В.А., 1949. Звездные ассоциации. Астрон. ж., 26,3-10.

14. Herbig G.H., 1977, Radial velocities and spectral types of T Tauri stars. Astrophys. J., 214, 747-758.

15. Herbig G.H., Rao N.K., 1972- Second catalog of emission-line stars of the Orion population. Astrophys. J., 174, 401-424.

16. Appenzeller I. , Jankovics I., Krautter J., 1985. Spectroscopy and infrared photometry of southern W Tauri stars. Astron. Astrophys. Suppl. 291-509.

17. Biesgaard A.M., 1984. High-resolution spectroscopy of the T Tauri star RU Lupi. Astron. J. 82, 1655-1649.

18. Kuhi L.V., 1985. Optical and X-ray observations of T Tauri stars. Revista Mexicana Astron. Astrophys.,7t 127-159*

19. Kuhi L.V., 1964. Mass loss from T Tauri stars. Astrophys.J. 140, 1409-1455.

20. Ulrich R.K., 1976. An infall model for the T Tauri phenomenon. Astrophys. J. 210, 577-591.

21. Walker M.P., 1972. Studies of extremely young clusters. IV. Spectroscopic observations of the ultraviolet-excess stars in the Orion nebula cluster and NGC 2264, Astrophys. J., 175. 89-116.

22. Mundt R., Bastian U. , 1979. Are there two classes of T Tauri stars? Astron. Astrophys., L14-L16.

23. Bertout C., Carrasco L., Mund R., Wolf В., 1982, S Cr A and CoD-55°10525, two bright young stars, Astron. and Astrophys. •Suppl. 4£, 419-440, .

24. Krautter J., Bastian U., 1980, Surprising DR Tauri. Astron. Astrophys. 88, L6-L8.

25. Mundt R., 1984. Mass loss in T Tauri stars: observational studies of the cool parts of their stellar winds and expending shells, Astrophys. J., 280, 749-771.

26. Григагн В.П., Катышева Н.А., 1980. Бальмеровский декремент в движущихся оболочках звезд. Известия КрАО, ЬХП, 59-65.

27. Бисноватый-Коган Г.С., Ламзин С.А., 1977. Модели истекающих оболочек звезд типа т Таи . Астрон. ж., 54, 1268-1280.

28. Исмаилов З.А., Тимошенко Т.И., 1979. Вспышка Т Тельца 28 февраля 1977 г. Цирк. Шемахинской Астрон. Обе. & 67, 14-16.

29. Appenzeller I.t Jankovics I», Ostreicher R., 1984. Forbidden-line profiles of T Tauri stars, Astron. Astrophys., 141, 108-115.

30. Spencer J.H., Schwartz P.R., 1974. Radio emission from pre-main sequence stars. Astrophys. J. Lett., 188, L105-L106.

31. Felli M., Gahm G.F., Harten R.H., Liseau R., Panagia N., 1982, Radio emission from young stars, Astron. and Astrophys., 107*355.361.

32. Bieging J.H., Cohen M., Schwartz P.R., 1984. VLA observations of T Tauri stars. II. A luminosity-limited survey of Taurus-Auriga, Astrophys. J., 282, 699-709.

33. Schwartz P.R., Simon Т., Zuckerman В., Howell R., 1984. The T Tau radio source. Astrophys. J. Lett., 280, L23-L27.

34. Dyck H.M., Simon Т., Zuckerman В., 1982. Astrophys. J. Lett., 255, L103-L106.37* de Vegt C., 1982. On the discrepancy between the optical and radio position of T Tauri. Astron. Astrophys. 109, L15-L16.

35. Hanson R.B., Jones B.F., Lin D.N., 1983» The astrometric position of T Tauri and the nature of its companion. Astrophys.J. Lett. 220, L27-L30.39* Bertout C., 1983» T Tauri south s a protostar. Astron.Astrophys. ^26, L1-L4;

36. Herbig G.H., Jones B.F., 1981. Large proper motions of the Herbig-Haro objects HH 1 and HH 2. Astron. J. 86, 1232-1244,

37. Jones B.F., 1983« Proper motions of Herbig-Haro objects. Re-vista Mexicana Astron. Astrophys.^ 71-78.

38. Kutner M.L., Chun Ming Leung, Machnic D.E., Mead K.N., 1982, Broad carbon monoxide line wings near T Tauri stars. Astrophys. J. Lett. 2^2, L35-L39.

39. Edwards S., Snell R.L., 1982. A search for high-velocity molecular gas around T Tauri stars. Astrophys. J., 261, 151-160.

40. Mundt R., Stoke J., Stockman H.S., 1983. Jets from pre-main-sequence stars: AS 353A and its associated Herbig-Haro objects, Astrophys, J., 26£, L71-L75.

41. Mundt R., Fried J.W., 1983, Jets from young stars, Astrophys, J., Lett., 224, L83-L86.

42. Rydgren A.E., Yrba F.J., 1981. Nearly simultaneous optical and infrared photometry of T Tauri stars. Astron. J. 86, 10691075.

43. Rydgren A.E., Schmelz J.T., Vrba F.J., 1982. Evidence for a characteristic maximum temperature in the circumstellar dust associated with T Tauri stars. Astrophys. J., 256168-176.

44. Rydgren A.E., Vrba F.J., 1983. Additional UBVRI and JHKL photometry of T Tauri stars in the Taurus region. Astron. J., 88, 1017-Ю26.49» Bastien P., 1982. A linear polarization survey of T Tauri stars. Astron. Astrophys. Suppl. 48, 153-164.

45. Hough J.H., Bailey J., Cunningham E.C., McCall A., Axon D.J. Linear polarization of T Tauri stars. Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 121, 429-437.51. de Boer K.S., 1977. Far-UV observations of T Tau like stars. Astron. and Astrophys., 61, 605-608.

46. Gahm G.F., Fredga K., Liseau R., Dravins D., 1979. The far-UV spectrum of the T Tauri star RU Lupi. Astron. Astrophys. 73» L4-L6.

47. Cram L.E., Giampapa M.S., Imhoff C.L., 1980. Emission measure derived from far ultraviolet spectra of T Tauri stars. Astrophys. J., 238, 905-908.

48. Jordan C. , de Ferraz M.C., Brown A., 1982. An analysis of the ultraviolet spectrum of T Tauri. In: Proceedings of third European IDE conference, Madrid, May 1982, p. 83-88.

49. Appenzeller I., Chavarria C., Krautter J., Mundt R., Wolf В., 1980. UV spectrograms of T Tauri stars. Astron. Astrophys., 90, 184-191.

50. Бисноватый-Коган Г.С., Ламзин С.А., 1980. Хромосфера, корона и рентгеновское излучение RU Волка звезда типа Т Тельца.Письма в Астрон. ж., 6, 34-38.

51. Feigelson F.D., De Campli W.M., 1981. Observations of X-ray emission from T Tauri stars. Astrophys. J. Lett., 243, L89-L94.

52. Gahm G.F., 1980. X-ray observations of T Tauri stars. Astrophys. J. Lett., 242, L163-L166.

53. Walter F., Kuhi L., 1981. Smoothered coronae of T Tauri stars. Astrophys. J., 250, 254-261.

54. Montmerle Т., Koch-Miramond L., Falgarone E., Grindlay J.E., 1983. "Einstein" observations of the rho Ophiuchi dark cloud: an X-ray XMAS tree. Astrophys. J., 262, 182-201;

55. Ламзин С.A., 1985. Корональные линии и строение верхней атмосферы звезд типа Т Тельца. Астрон. ж., 62, 306-313.

56. Gahm G.F., Krautter J., 1982. On the absence of coronal line emission from Orion population stars. Astron. Astrophys. 106, 25-28.

57. Gahm G.F., Liseau R., Fredga K., 1979. Upper limits to the coronal line emission from the T Tauri star RU Lupi, Stockholm Observatorium Report N 16.

58. Lago M.T.V.T., Penston M.V., Johnstone R.M., 1983. Upper limits to coronal line emission from X-ray detected T Tauri stars. Preprint of Royal Greenwich Observatory N 14.

59. Gahm G.F., Lago M.T.V.T., Penston M.V., 1981. New upper limit to the coronal line emission from the T Tauri star RU Lupi. Monthly Not. Roy, Astron. Soc., 195, 59p-62p.

60. Giovanelli P., Bisnovatyi-Kogan G.S., Golynskaya I.M.,

61. Paczynski В., 1971• Evolutionary processes in close binary systems, Ann. Rev. Astron. Astrophys. % 18J-208.

62. Бисноватый-Коган Г.С., Сюняев P.А., 1971. Ядра галактик и квазары как источники инфракрасного излучения.Астрон.ж. ,48,881-893.

63. Ostriker J.P., In: IAU Symp. IT 73, The structure and evolution of close binary systems, Eds. Eggleton P., Mitton S., Whelan J., Dodrecht: Reidel D. 1973.

64. Зельдович Я.Б., Иванова Л.Н., Наденин Д.К., 1972. Нестационарная гидродинамическая аккреция на нейтронную звезду.АЖ,49,253-264.

65. Zimmermann M.E., 1980. Nucleosinthesis in stars with neutron-star cores, Orange Aid Preprint Series N 586, California Institute of Technology , Pasadena, USA .

66. Ландау Л.Д., Лившиц Е.М., 1976. Статистическая физика, часть I. М., Наука.

67. Бадежин Д.К., 1974. Асимптотические формулы для уравнения состояния электронно-позитронного газа. Научные информации Астрон. Совета АН СССР, 32, 3-72.

68. Надежин Д.К., 1974. Таблицы к уравнению состояния электронно-позитроиного газа. Научные информации Астрон.Совета АН СССР 33, II7-I42.

69. Бисноватый-Коган Г.С., Каждая Я.М., 1966. Критические параметры звезд. Астрон. ж., 43, 761-772.

70. Крылов В.И., Шульгина Л.Т., 1966. Справочная книга по численному интегрированию. М., Наука.

71. Имшенник B.C., Надежин Д.К., 1965. Термодинамические свойства вещества при больших плотностях и температурах. Астрон.ж., 42, II54-II67. # •

72. Имшенник B.C., Шдежин Д.К., Пинаев B.C., 1966. Кинетическое равновесие ^ -процессов внутри звезд.' Астрон. ж^, 43, 1215-1225.

73. Baym G., Bethe Н.А., Pethick G.J., 1971. Nucl. Phys. A175. 225 (from Canuto V., Equation of state at ultrahigh densities. Ann. Rev. Astron. Astrophys. 12, 167-214, 1974).

74. Malone R.C., Johnson M.B., Bethe H.A,, 1975. Neutron star models with realistic high-density equations of state. Astrophys. J., 122, 741-748.

75. Кокс A.H., Стьюарт Дж.Н., 1969. Лучистое поглощение и коэффициент проводимости для 25 звездных смесей. Научные информации

76. Астрон. Совета АН СССР, 15, I-I03.

77. Paczynski В., 1969. Envelopes of red supergiants. Ac ta Astronomica, 12» 1-26.

78. Bucher J.R., Yuch W.R., 1976. Compton scattering opacities in a partially degenerate electron plasma at high temperatures. Astrophys. J,, 210, 440-446.1143

79. Берестецкий В.Б., Лифшиц Е.М., Штаевский Л.П., 1980. Квантовая электродинамика. М., Наука.

80. Михалис Д., 1982. Звездные атмосферы, т. I. М., Мир.

81. Урпин В.А., Яковлев Д.Г., 1979. О росте температуры вглубь нейтронных звезд. Астрофизика, 15, 647-655.

82. Бисноватый-Коган Г.С., Романова М.А., 1982. Диффузия и теплопроводность нейтронов в коре нейтронных звезд. ЖЭТФ, 83 , 449- 459.

83. Сох J.P., Jiuli R.T., 1968. Principles of stellar structure, v. 1, New York, Gordon and Breach.

84. Arnett W.D., Truran J.W., 1969* Carbon-burning nucleosynthesis at constant temperature.Astrophys. J. 157» 339p«- 366p.93» Salpeter E.E., Van Horn H., 1969. Nuclear reactions rates at high densities. Astrophys. J., 155« 183-202.

85. Beaudet G., Petrosian V., Salpeter E.E., 1967. Energy losses due to neutrino processes. Astrophys. J., 1^0, 979-1000.

86. Bisnovatyi-Kogan G.S., Popov Yu.P., Samochin A.A., 1976. МагНИ-тогидродинамическая ротационная модель взрыва сверхновой. Astrophys. Sp. Sci., fH, 321-348.

87. Thorne K.S., 1977. The relativistic equations of stellar structure and evolution. Astrophys. J. 212, 825-831.

88. Ландау Л.Д., Лифшиц E.M., 1977. Теория поля, М., Наука.

89. Butcher I.G., 1965* New numerical method of solving of ordinary differential equations. Jornal Assoc. : Comput. Machinery, 12, 124-137.

90. Бисноватый-Коган Г.С., Ламзин С.А., 1982. Звезда с нейтронными ядрами. Возможность существования объектов с низкой нейтринной светимостью. Препринт ИКИ АН СССР № 741.

91. Бисноватый-Коган Г. С., Ламзин G.A., 1984. Звезды с нейтронными ядрами. Возможность существования объектов с низкой нейтринной светимостью. Астрон. ж., 61, 323-332.

92. Joss .Р.С., Salpeter Е.Е., Ostriker J.P., 1973. On the "critical luminosity" in stellar interiors and stellar surface boundary conditions. Astrophys. J. 181, 429-438.

93. Reimers D., 1975. In "Problems in stellar atmospheres and envelopes, eds. by Baschek В., Kodel W.H., Traving G., Berlin-Heidelberg-New York: Springer-Verlag, p. 209-24-5.

94. Walter F.M., Kuhi L.V., 1984. X-ray photometry and spectroscopy of T Tauri stars. Astrophys. J., 284, 194-201.

95. Паркер E.H., 1965. Динамические процессы в мешланетной среде• Ю5. Blumental G.R., Tucker W.H., 1974-. In "X-ray Astronomy",*''ed. by Giacconi R., Gursky H., Dordrecht-Holland/Boston-USA, pp. 99-112.

96. Mewe R., Gronenschild E., 1981. Calculated X-radiation fromoptically thin plasmas.IV. Atomic data,and rate coefficients0for spectra in the range 1-270 A. Astron. Astrophys. Suppl. 11-53.

97. Креплин Р.У., Дир К.P., Хорак Д.М., Миккис Дж., 1980. Спектр Солнца в области длин волн короче 10 А, в книге "Поток энергии Солнца и его измерения" под ред. О.Уайта, М., Мир.

98. Lago M.T.V.T., 1984. A new investigation of the T Tauri star RU Lupi, III. The wind model. Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 210, 323-341.

99. DeCampli W.M., 1981. T Tauri winds. Astrophys. J., 244, 124146.

100. Hartmann L., Edwards S., Averett E., 1982. Wave-driven winds from cool stars. II. Models for T Tauri stars. Astrophys. J. 261, 279-292.

101. Gahm G.F., Nordh H.L., Olofsson S.G., Gorlborg N.C.J., 1974. Simultaneous spectroscopic and photoelectric observations of the T Tauri star RU Lupi. Astron. Astrophys. 399-411.

102. Schwartz R.D., Heuermann E.W., 1981. High-dispersion spectra of RU Lupi. Astron. J. 86, 1526-1539.

103. Bisnovatyi-Kogan G.S., Lamzin S.A., 1979. Chromosphere, corona and X-ray radiation of the T Tauri star RU Lupi. Пр.ИКИ № 531.

104. Кацова M.M., Лившиц M.A., 1978. Анализ внеатмосферных наблюдений Капеллы. Астрон. ж., 55, 363-372.

105. Pottasch S.R., 1963* The lower solar corona: interpretation of the ultraviolet spectrum. Astrophys. J., 137, 945-966.

106. Михалас Д., 1982. Звездные атмосферы, т. 2. М., Мир.

107. Nussbaumer Н., Storey P.J., 1975. The ionization balance of CI to С V . Astron. Astrophys., 44, 321-327.

108. Jacobs V.L., Davis J., Kepple P.C., Blaha M., 1977# The influence of autoionization accompanied by exitation on the di-electronic recombination and the ionization equilibrium of silicon ions. Astrophys. J., 215. 690-699.

109. Black J.H., Dalgrano A., 1977. Models of interstellar clouds. I. The Zeta Ophiuchi clouds. Astrophys. J. Suppl., J54, 405423.

110. Shmeleva O.P., Syrovatskyi S.I., 1973. Distribution of temperature and emission measure in a steadily heated solar atmosphere. Solar Phys. 341-362.

111. Brown A., de Ferraz M.C., Jordan C., 1984. Chromosphere and corona of T Tauri, Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 207« 831-859.

112. Cox D.P., Tucker W.H., 1969. Ionization equilibrium and radiative cooling of low-density plasma. Astrophys. J.,157.1157-1168.123*' Cram L.E., 1982. X-ray heating of the quiescent chromospheres of d Me stars. Astrophys. J., 768-772.

113. Eidelsberg M., Grifo-Magnant P., Zeippen C.J., 1981. Forbidden lines in hot astronomical sources, Astron. Astrophys. Suppl., 4£f 455-472.

114. Shu11 M.J.,Van Steenberg M., 1982. The ionization equilibrium of astrophysically abundant elements, Astrophys. J. Suppl., 46, 95-108.

115. Kafatos M., Lynch J.P., 1980. Forbidden lines of nps ions. I. Detalied balance and line intensity ratios. Astrophys. J, Suppl. 42, 611-645.

116. Аллен К.У., 1977. Астрофизические величины. M., Мир.

117. Gahm G.F., 1981. IUE observations of young variables. In "The Universe at ultraviolet wavelengths: the first two years of IUE", ed. Chapman R.D., MSA Conference Publication 2171,p. 105-114.

118. Linsky J., Bornman P., Carpenter K., Wing R., Giampapa M., Worden S., Hege E., 1981. Outer atmospheres of cool stars. XII A survey of IUE ultraviolet emission line spectra of cool dwarf stars. Astrophys. J. 260, 670-694.

119. Каплан С.А., Пикельнер С.Б., Цитович В.Н., 1977. Физика плазмы атмосферы. М., Наука.

120. Penston M.V., Lago M.T.V.T., 1982. Far UV line widths in RU Lupi. In "Proceedings of third European IUE conference", Madrid, May 1982, p. 95-98.

121. Gruddace R., Paresce F., Bowyer S., Lampton M., 1974. On the opacity of the interstellar medium to ultrasoft X-rays and extreme ultraviolet radiation. Astrophys. J.-, 187, 497-504.

122. Москаленко Е.И., 1984. Внеатмосферная астрономия, М., Наука.

123. Бруцен А., Дгоран Ш.(ред.), 1980. Солнечная и солнечно-земная физика. М., Мир.

124. Зирин Г., 1969. Солнечная атмосфера. М., Мир.

125. Gurtovenko Е.А., Alikayeba K.V., 1971. Spectrophotometry of the corona and a quiescent prominence based on observations ofthe total solar eclipse of 7 March 1970 in Mexico,Solar.Phys.21 325—331.

126. Гершберг P.E., 1977. Звездный магнетизм как решаюиЩй'фактор вспышечной активности и эволюции переменных звезд типов W Кита и Т Тельца. Переменные звезда, 20, 283-298.

127. Гершберг Р.Е., 1978. Вспыхивающие звезда малых масс. М.,Наука.139» Babckock H.W.,1958. A catalog of magnetic stars. Astrophys.J.1. Suppl. 141-210.

128. Гнедин Ю.Н., Редькина Н.П., 1984. Определение магнитного поля звезда Т Тельца. Письма в Астрон. ж., 10, 613-616.141* Dumont S., Heidmann N., Kuhi L.V., Thomas R.N., 1973. Chromospheres of T Tauri-type stars. Astron, Astrophys. 199-205.

129. Cram L.E., 1979. Atmospheres of T Tauri stars: the photosphere and low chromosphere. Astrophys. J., 234, 949-957.

130. Calvet N., Basri G.S., Kuhi L.V., 1984. The chromospheric hypothesis for T Tauri phenomena. Astrophys. J., 277« 725-738.

131. Wagenblast R., Bertout C., Bastian U., 1983. Spectral line profiles from spherical shells, Astron. Astrophys., 120,6-14.

132. Зайцева Г.В. Долонилов E.A., 1975. Об изменении контура Hj, -эмиссии в спектре RY таи в течение ночи. Переменные звезда, 20, 153-160.

133. Ламзин С.А., 1980. О неприменимости модели аккреции Ульриха к звездам типа Т Тельца. Астрон. цирк. № 2II0I, 1-2.

134. Зайцева Г.В., Лютый В.М., 1976. Одновременные фотоэлектрические наблюдения ш Тельца в эмиссии н^ и ubv . Переменные звезда, 20, 266-276.

135. Саппоц, А., 1917» Twenty-one new variable stars. Harvard Circ N 201, p. 1-3. Ed. Pickering.

136. Mackie J.C., 1916. Stars having pecular spectra. 15 new variable stars, Harvard Circ N 196, 1-4.

137. Merill P.W., 1941. The spectrum of RU Lupi. Publ. Astron. Soc. Pacific , 542-545.

138. Hoffmeister C., 1965. Analyse der Lichtkurven von vier rw Aurigae-Sternen, Sowieberg Verof, 6, 97-122.

139. Bateson P.M., Jones A.P., 1960. Hew Zeland Astron. Circ. N 120.

140. New Zeland Astron. Circ N 109, N 155, N 147, N 166, Ed. Bateson P.M.

141. New Zeland Astron. Soc. Obs. 75/5 75/10, 74/5 - 74/11,75/1 , 75/5 75/10, 76/1, 76/2, & 76/4 - 76/10, 77/1 -.77/10, 78/5 - 78/10, 79/1 - 79/9, 80/4 - 80/10, 81/5 - 81/10, 82/182/10, 85/1 - 85/5, 85/5 - 85/10, 84/1 - 84/7, Ed. Bateson F.M.

142. AAVSO Circ HQR N 27, Ed. Mattei J.A.

143. Bastian U., Mundt R., 1979. UBV photometry of T Tauri starsand related objects. Astron. Astrophys. Suppl., J>6, 57-60.

144. Лукацкая Ф.И., 1969. Статистические исследования блеска неправильных и полуправильных звезд. Наукова Думка, Киев.

145. Клюс И.А., 1977. Статистический анализ блеска переменных звезд . Сер, т Ori, т Cha, RU Lup и ак sco, Переменные звезды 20, 446-460.

146. Schwartz R.D., 1977» A survey of southern dark clouds for Herbig-Haro objects and H^ emission stars, Astrophys. J. Suppl. 161-170.

147. Reipurth В., Wamsteker W., 1983» Infrared observations of Herbig-Haro objects, Astron. Astrophys. 1 19< 14-20.

148. Lago M.t.V.T., Penston M.V., 1982. A new investigation of the T Tauri star RU Lupi I. Observation and immediate analysis, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 198, 429-443.

149. Lago M.T.V.T., 1982. A new investigation of the T Tauri star RU Lupi II. The physical conditions of the line emitting region.Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 198 , 445-436.

150. Glass I.S., Penston M.V., 1974. An infrared survey of RW Aur star. Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 167, 237-249.

151. Scalise E., Gahm G.F., Sandell G., 1981. E^O masers in the direction of southern nebular objects, Astron. Astrophys. 104, 166-168.

152. Lago M.T.V.T., Penston M.V., Johnstone R., 1984. A UV glimpse of T Tauri stars. Proc. of Fourth European IUE conference, 15-18 May 1984, Rome, Italy, p. 233-238.

153. Gahm g.f., 1984, частное сообщение.

154. Amnuel P.R., Guseinov (D.H., Rakhamimov Sh.Yu., 1982. Second catalogue of X-ray sources. Astrophys. Sp. Sci., 82, 3-103.171• Fowler W.A., Hoyle F., 1965» Nucleosynthesis in massive stars and supernovae, The University of Chicago Press, Chicago-London.