Некоторые вопросы исследования нестационарных звезд

Звезды, туманности, галактики

Труды симпозиума, посвященного 60-летию академика В. А. Амбарцумяна
Бюракан, 16 - 19 сентября 1968 года

Физика нестационарных звезд и туманностей

Некоторые вопросы исследования нестационарных звезд

Вводный доклад

В. Г. Горбацкий - Ленинградский государственный университет
Л. В. Мирзоян - Бюраканская астрофизическая обсерватория

НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЗВЕЗДЫ ВЫСОКОЙ СВЕТИМОСТИ

...Газодинамические модели взрывных явлений рассчитывались для моделей вспышек сверхновых и новых звезд [25], [26]. При этом предполагалось, что причиной сильного взрыва являются ядерные реакции, приводящие к образованию тяжелых элементов, в частности железа. Численное решение системы, состоящей из уравнений движения, энергии и состояния газа позволило получить газодинамическую картину сильного взрыва. Найдены параметры возникающей при взрыве ударной волны, которая должна приводить к срыву внешних слоев звезды. Определены также характеристики образовавшейся оболочки—ее масса и энергия. Результаты самых последних расчетов [26] показывают, что для согласия теории с наблюдениями нужно учесть процессы, связанные с переносом нейтрино.
В рамках существующих теорий, в которых в качестве причины звездных вспышек принимаются те или иные конкретные ядерные реакции, не объясняются многие из явлений, характерных для нестационарных звезд (кроме, возможно сверхновых II типа). Помимо того, что наблюдаемая картина нестационарности, как правило, не согласуется с тем, что предсказывается в предположении ядерного взрыва, возникают (по крайней мере для звезд карликов) трудности энергетического порядка. Далеко не во всех случаях известные ядерные реакции могут обеспечить наблюдаемое количество выделяющейся энергии. Трудности проблемы генерации энергии вспышек нестационарных звезд и необходимость нового подхода особенно четко обрисовались в результате исследо­вания звезд типов UV Cet и Т Таu, которым посвящен следующий раздел доклада.

НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЗВЕЗДЫ НИЗКОЙ СВЕТИМОСТИ

В 1947 г, В. А. Амбарцумян сделал фундаментальное открытие о существовании в Галактике звездных систем нового типа — звездных ассоциаций [27,28]. Было показано, что наряду с ассоциациями горячих гигантов и сверхгигантов (0-ассоциации) существуют ассоциации, состоящие из звезд типа Т Таu — карликовых звезд поздних спектральных классов с эмиссионными линиями в спектрах (Т-ассоциации).
Значение звездных ассоциаций для звездной космогонии хорошо известно, и мы на этом вопросе не будем останавливаться. Напомним лишь то, уже указанное выше обстоятельство, что звезды, составляющие ассоциации,—это недавно возникшие молодые звезды. Их возраст не превышает по порядку величины 107 лет. Естественно поэтому считать, что нестационарность звезд типа T Таu и примыкающих к ним переменных звезд обусловлена их молодостью: как недавно возникшие звезды они находятся в неустойчивых состояниях.
Другая альтернатива, рассматривающая переменность звезд типа Т Таи как результат взаимодействия нормальных карликовых звезд, случайно вошедших в туманность, с последней, находится в противоречии с наблюдательными данными, например, с высокой парциальной плотностью этил-звезд в Т-ассоциациях.
Открытие звездных ассоциаций стимулировало появление многочисленных и самых разнообразных исследований этих систем и составляющих их звезд.
Ниже мы рассмотрим некоторые вопросы исследования нестационарных звезд низкой светимости, в основном выдвинутые в исследованиях В. А. Амбарцумяна.
Среди нестационарных звезд особое место занимают неправильные переменные звезды типов Т Таu, UV Cet и примыкающие к ним нестационарные звезды — объекты типа RW Aur [29].
Большие успехи в изучении этих звезд, в установлении многих важных особенностей их излучения и пространственного распределения в Галактике связаны с именами Джоя, Струве, Свингса, Амбарцумяна, Аро и других.
К этим особенностям относятся неправильный и, по-видимому, совершенно случайный характер изменения блеска, наличие в спектрах в ряде случаев эмиссионных линий водорода и других элементов значительной интенсивности, сильная тенденция встречаться физическими группами, а иногда и тесная связь (например, для звезд типа Т Таu) с пылевыми туманностями.
Одной из наиболее выдающихся особенностей спектров упомянутых звезд является присутствие в них или появление временами избыточного коротковолнового излучения — непрерывной эмиссии, сопровождаемого часто сильной эмиссией  линиях.
Струве и Свинге [30] первыми двадцать лет назад обратили внимание на исключительную интенсивность коротковолнового непрерывного излучения звезды позднего типа в кометарной туманности В 10, оказавшейся переменной звездой типа Т Таu — DD Таu. Все линии поглощения в период наблюдений были совершенно завуалированы непрерывной эмис­сией. В то же время полное заливание спектра сильной голубой непрерывной эмиссией наблюдалось у звезды UV Cet во время ее вспышки [31]. Это сопровождалось усилением эмиссионных линий водорода и появлением ярких линий нормального и ионизованного гелия.
Указания на заливание спектра поглощения звезд типа Т Таu содержатся в работах Джоя [32] и Аро и Хербига [33]. Например, у звезды UZ Таи наблюдались такие вспышки, во время которых линии поглощения совершенно исчезали [32].
Благодаря многим характерным особенностям непрерывной эмиссии исследование этого явления и его теоретическая интерпретация в настоящее время представляют исключительный интерес. Это с полной ясностью было выявлено в известной работе В. А. Амбарцумяна [4], положившей начало глубокому изучению явления непрерывной эмиссии.
Наблюдения показывают, что непрерывная эмиссия проявляется у различных классов нестационарных звезд поразному. Эти различия обнаруживаются как в масштабах явления, так и в продолжительности его действия. В случае звезд типа Т Таu непрерывная эмиссия имеет характер почти постоянно действующего фактора в течение длительных промежутков времени, изменяющегося в интенсивности. В отличие от этого, у вспыхивающих звезд действие непрерывной эмиссии весьма кратковременное: сильный непрерывный континуум в спектре появляется только во время вспышек.
Существенно то обстоятельство, что непрерывная эмиссия проявляется в весьма широкой спектральной области. Наблюдения звезд типа Т Таu, UV Cet и сходных с ними звезд показывают, что непрерывная эмиссия временами почти полностью заливает линии поглощения, причем такое заливание простирается далеко в длинноволновую часть спектра.
С другой стороны, в ряде случаев избыточное излучение имеет незначительную интенсивность или вовсе отсутствует в длинноволновой части спектра и весьма интенсивно в ультрафиолете. Для объяснения явления непрерывной эмиссии В. А. Амбарцумян [4] выдвинул идею об освобождении внутри-звездной энергии в поверхностных слоях нестационарных звезд. Им было показано, что различная оптическая глубина слоев, где происходит выделение энергии, может привести к различным проявлениям непрерывной эмиссии, с точки зрения ее интенсивности, продолжительности активных периодов, области спектра, где она проявляется, и т. д. Если энергия освобождается под фотосферными слоями звезды, то это наблюдается, в основном, в виде появления дополнительного потока теплового излучения. При освобождении внутризвездной энергии во внешних слоях хромосферы или над этими слоями, в спектре звезды появляется сильная непрерывная эмиссия, вуалирующая линии поглощения. Наконец, в промежуточном случае, когда процесс освобождения внутризвездной энергии происходит в самих фотосферных слоях, наблюдается как возрастание теплового излучения, так и непрерывная эмиссия. В зависимости от глубины явления будет меняться также линейчатый эмиссионный спектр.
Подсчеты показали, например, что при малой величине выделяемых порций энергии и большой оптической глубине (порядка 106 и больше) подфотосферных областей, где происходит освобождение энергии, температурные колебания в промежутках между вспышками должны быть незначительными.
Следует отметить также, что гипотеза В. А. Амбарцумяна допускает возможность возникновения эмиссионного спектра как непрерывного, так и линейчатого на больших расстояниях от звезды (порядка нескольких диаметров звезды), вследствие выброса внутризвездной энергии далеко за атмосферу звезды вместе с веществом носителем этой энергии и последующего ее освобождения в виде излучения. Это представле­ние поддерживается данными, относящимися к кометарным туманностям [34].
Исследование В. А. Амбарцумяна [4] стимулировало большое число наблюдательных работ, посвященных изучению звезд с непрерывной эмиссией в спектрах.
Наблюдения большого числа звезд показали, что в большинстве случаев возрастание яркости звезд типа Т Таu особенно сильно в коротковолновой области, вследствие чего амплитуда изменения яркости быстро растет к коротким длинам волн. Трехцветные фотоэлектрические наблюдения вспыхивающих звезд [35] находятся в полном согласии с этим результатом.
При этом имеется указание на то, что начало непрерывной эмиссии с длинноволновой стороны, точнее начало области ее такого усиления, когда она выделяется на фоне нормального теплового излучения звезды, смещается по спектру в сторону длинных волн по мере возрастания относительной интенсивности этого избыточного излучения [36].
Было показано [37], что существует почти линейная зависимость между спектральным классом вспыхивающей звезды и средней продолжительностью вспышки (минимум - максимум — минимум), причем для более ранних спектральных подклассов эта продолжительность больше.
Оказалось [38], что существует корреляция между средней продолжительностью вспышки, и амплитудой, то есть количеством выделяемой при вспышке энергии: при больших энергиях продолжительность вспышки больше. Вместе с этим естественно допустить, что сама амплитуда вспышки для вспыхивающих звезд в среднем является функцией от возраста звездной группы: средняя амплитуда для более старых групп меньше, чем для молодых [39].
Анализ кривых блеска вспыхивающих звезд привел к выводу, что после вспышки мощность избыточного излучения (непрерывной эмиссии) падает по экспоненциальному закону [35, 40], а основная часть энергии испускается в непрерывном спектре [41].
Поляриметрические наблюдения показали, что поляризация излучения звезд типа Т Таu обычно не превышает 2% [42]. Значительная, до 4—5% поляризация наблюдается у некоторых звезд типа UV Cet, причем поляризация увеличи­вается с возрастанием яркости звезд и интенсивности их эмиссионных линий [40].
Наконец, следует упомянуть о существовании корреляции между интенсивностью эмиссионных линии водорода и других элементов и интенсивностью ультрафиолетового континуума у звезд с непрерывной эмиссией в спектрах.
Были выполнены также исследования по теоретической интерпретации наблюдаемых особенностей излучения нестационарных звезд, в частности, аномального распределения энергии в их спектрах. Они подробно рассмотрены в [43]. Здесь отметим некоторые из них.
Первые попытки объяснения необычного спектра непрерывной эмиссии основывались на гипотезе о комбинации излучения горячего и холодного источников (двойная звезда или наличие горячих пятен на поверхности холодной звезды). Однако выяснилось, что резкое возрастание интенсивности непрерывного спектра к ультрафиолету у яркоультрафиолетовых звезд типа Т Таu в Орионе и вокруг NGC 2264 невозможно представить в виде суммы любого числа произвольных количеств водородной эмиссии как линейчатой, так и непрерывной [33]. Эта гипотеза, несколько видоизмененная в смысле привлечения в качестве одной из составляющих горячего газового образования малой оптической толщи [44], оказалась довольно удачной в применении к симбиотическим звездам [45]. Однако в случае вспыхивающих звезд она пока встречается с определенными трудностями [46].
Исходя из концепции о существовании во Вселенной пока не известных состояний материи, В. А. Амбарцумян [47] в 1950 г. рассмотрел возможность объяснения радиоизлучения космических источников как вторичного излучения, исходящего от каких-то быстролетящих частиц, выделяемых телами, состояние которых сильно отличается от состояния обычных звезд. Вскоре излучение Крабовидной туманности как в оптическом, так и в радиодиапазонах было успешно объяснено И. С. Шкловским [48] в рамках представления о синхротронном излучении релятивистских электронов. Веским подтверждением этой интерпретации явились результаты поляриметрических измерений излучения туманности.
В работе В. А. Амбарцумяна [4] в качестве одной из возможностей освобождения внутризвездной энергии нестаци­онарных звезд рассматривалось ее превращение сначала в кинетическую энергию релятивистских электронов, с последующим ее излучением с помощью синхротронного механизма.
А в работе И. М. Гордона [49] вспышки звезд типа UV Cet просто интерпретировались с помощью синхротронного излу­чения релятивистских электронов.
После интересной работы Бёма [50], где было показано, что резкое возрастание интенсивности непрерывной эмиссия к ультрафиолету, наблюдаемое, например, в спектрах NX Mon и VY Ori, невозможно объяснить ни тепловым излучением, ни синхротронным излучением релятивистских электронов, И. М. Гордон [51] выдвинул комбинированную гипотезу, сочетающую синхротронное излучение и физическое слияние спектральных линий. Хотя слияние эмиссионных линий, действительно, значительно сказывается на наблюдаемом распределении энергии, однако это новое объяснение также оказалось несостоятельным [52].
Как возможные источники непрерывной эмиссии Бербиджи [53] рассматривали магнитогидродинамические процессы с превращением электромагнитной энергии звезд в кинетическую, а Венцел [54] — ударные волны. Из других объяснений можно отметить гипотезу горячих электронов, развиваемую Г. А. Гурзадяном [55]. Все они пока недостаточно обоснованы и еще содержат много предположительного.
Наблюдения убедительно свидетельствуют о том, что непрерывная эмиссия проявляется по-разному у разных типов нестационарных звезд. Даже у звезд определенного класса она не всегда ведет себя одинаково. Поэтому можно допус­тить, что все звезды, показывающие непрерывную эмиссию, являются генетически родственными объектами. Ряд сообра­жений в пользу этого представления приводится в работах В. А. Амбарцумяна (см., например, [4]). Эта гипотеза поддерживается результатами исследований Аро [56], Розино [38], Аро и Чавира [57] и др., свидетельствующих о родствен­ной связи вспыхивающих звезд разных классов со звездами типа Т Таи. Оказывается, что вспыхивающие звезды чаще встречаются в тех областях Галактики, где наблюдаются звезды типа Т Таu. Более того, вспышки были обнаружены у звезд с характерными свойствами типов Т Таu и RW Aur.
Наблюдаемые различия в проявлениях непрерывной эмиссии в спектрах указанных звезд, по мнению Аро [56], основанному на обширных наблюдениях вспыхивающих звезд, вероятно, можно интерпретировать, исходя из реальных различий в возрастах и в эволюционных стадиях развития этих звезд. В частности, можно допустить, что стадия вспыхивающей звезды следует за стадией, соответствующей звезде типа Т Таu.
Совершенно неясен вопрос о возможности существования связи между объектами типа RW Aur и нестационарными звездами других классов, в спектрах которых, по-видимому, также временами обнаруживается аномальное избыточное излучение (симбиотические и звезды типа U Gem).
Наблюдаемые изменения яркости этих звезд, в частности, вспышки звезд типа U Gem в значительной степени связаны с их двойственностью. Однако и у этих звезд наблюдаются такие особенности излучения, которые могут быть истолкова­ны как проявления нетепловой непрерывной эмиссии. Например, у звезд типа U Gem избыточное излучение на восходя­щей и нисходящей ветвях кривой блеска или в минимуме блеска иногда имеет цвета, близкие к цветам избыточного излучения вспыхивающих звезд [58—60].
В настоящее время трудно оспаривать вывод В. А. Амбарцумяна о нетепловой природе непрерывной избыточной эмиссии, наблюдаемой в спектрах объектов типа RW Aur.
Важный вывод о физической природе процессов, приводящих к изменениям яркости и спектра нестационарных звезд этого типа, В. А. Амбарцумян тесно связывает с их молодостью. На этой основе он приходит к заключению о природе возможных источников энергии, освобождаемой во внешних слоях звезд. Именно, исходя из хорошо установленного факта, что звезды типа Т Таu являются недавно возникшими, молодыми звездами, он считает вполне вероятным допущение, что в атмосферах этих звезд дополнительные источники энергии появляются вследствие выноса внутризвездной энергии, носителем которой могут быть сгустки дозвездной материи, еще сохранившиеся в недрах молодых звезд.
Часто вывод о нетепловой природе избыточной непрерывной эмиссии отождествляется с гипотезой В. А. Амбарцумяна о природе ее источников. Этим следует объяснить, по-видимому, то, что каждая новая попытка интерпретации избыточного излучения нестационарных звезд обычно рассматривается как свидетельство против концепции В. А. Амбарцумяна в целом. Между тем, если вторую гипотетическую часть его концепции нельзя еще считать доказанной, то первая часть в настоящее время вряд ли подлежит сомнению. По существу, при всех различиях предложенных до сих пор интерпретаций явления непрерывного избыточного излучения, наблюдаемого в спектрах нестационарных звезд, в них во всех случаях содержится допущение о наличии источников дополнительной энергии, локализованных в поверхностных слоях этих звезд. А это не что иное, как исходное допущение гипотезы В. А. Ам­барцумяна [4].
Что касается второй ее части, то в этой связи В. А. Амбарцумян [61] в свое время писал: «Нам кажется, что если учесть не только факты, относящиеся к спектроскопии и фотометрии рассматриваемых звезд, но и те факты, которые связаны с ассоциированием их в группы молодых объектов, то получается весьма много аргументов, оправдывающих наше предположение». Нам представляется, что наблюдательные данные, полученные после написания этих строк, подтверждают это мнение.
Следует добавить, что другая альтернатива объяснения избыточной непрерывной эмиссии, основанная на контракци-онной гипотезе и развиваемая Хербигом [62], встречается с серьезными трудностями [63]. В последнее время выявлено еще одно противоречие этого объяснения наблюдениям: Аро и Чавира [57] установили существование значительного числа молодых нестационарных звезд, расположенных ниже главной последовательности, что необъяснимо в рамках контракционной гипотезы.
Необходимо отметить также, что представление о существовании гипотетической дозвездной материи получило вес­кие подтверждения в исследованиях В. А. Амбарцумяна по внегалактической астрономии, где была установлена космогоническая активность ядер галактик, содержащих массивные тела неизвестной природы [61]. Но об этом будет сказано в другом докладе.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В рамках сделанного обзора не было возможности коснуться всех направлений исследования нестационарных звезд. Здесь говорилось лишь о тех работах, которые связаны в той или иной мере с развитием идей В. А. Амбарцумяна. Многие вопросы физики нестационарных звезд, как мы отмечали, остаются пока нерешенными и для понимания природы этих звезд требуется очень большая совместная работа наблюдателей и теоретиков. Нам кажется целесообразным указать на некоторые из тех задач, которые могут помочь в решении этой главной проблемы.
В наблюдательном плане, помимо необходимости стремления к расширению доступного наблюдениям спектрального интервала и увеличению разрешения по времени, желательно:
1. Получение материала для исследований геометриче­ской структуры оболочек новых и звезд других типов, подобно тому, как это делается А. А. Боярчуком и Э. Р. Мустелем.
2. Больший и равномерный охват нестационарных звезд спектральными наблюдениями во всех фазах изменения блеска.
3. Расширение трехцветных фотоэлектрических наблюдений вспыхивающих звезд и звезд типа U Gem в течение больших интервалов времени.
4. Параллельные спектральные и фотоэлектрические наблюдения вспыхивающих звезд в период вспышки, по методике типа используемой Р. Е. Гершбергом и П. Ф. Чугайновым.
5. Расширение поляризационных наблюдений вспыхива­ющих звезд.
Перечислим теперь теоретические вопросы, представляющие особый интерес для физики нестационарных звезд.
1. Исследование роли магнитных полей в процессах выбрасывания вещества из нестационарных звезд. Для новых звезд это может быть связано с конкретизацией идей, выдвинутых Э. Р. Мустелем [64].
2. Уточнение динамической структуры внешних слоев нестационарных звезд.
3. Выяснение роли турбулентности и конвекции в про­цессах изменения блеска нестационарных звезд.
4. Обнаружение возможных связей между различными типами нестационарных звезд на основе определения не только физических, но и пространственно-кинематических харак­теристик этих звезд.
5. Выяснение механизма, вызывающего нестационарность звезд, и решение вопроса об источниках энергии вспышек.

ЛИТЕРАТУРА

1. В. А. Амбарцумян, Теоретическая астрофизика, ГОНТИ, Л.—М., 1939.
2. В. А. Амбарцумян., Вводный доклад на симпозиуме по эволюции звел АН СССР, М., 1952.
3. В. А. Амбарцумян, Астрон. ж., 29, 3, 1949.
4. В. А. Амбарцумян, Сообщ. Бюр. обc., 13, 1954.
5. В. В. Соболев, Движущиеся оболочки звезд, Изд. ЛГУ, Л., 1947.
6. В. А. Амбарцумян, Цирк. Пулк. обc., № 4, 1932.
7. В. А. Амбарцумян, Mon. Not. R. astr. Soc., 95, 469, 1935.
8. В. А. Амбарцумян, Уч. зап. ЛГУ, № 31, 5, 1939.
9. В. А. Амбарцумян, Э. Р. Мустель, А. Б. Северный, В. В. Соболев, Теоретическая астрофизика, Гостехиздат, 1952.
10. В. В. Соболев, Астрон. ж., 36, № 5, 1959.
11. В. Г. Горбацкий, Астрон. ж., 28, № 6, 1951.
12. С. А. Рублев, Астрон. ж, 37, № 5, 1960.
13. В. В. Соболев, Астрон. ж., 27; № 2, 1950.
14. В. В. Соболев, Астрон. ж., 29, № 4, 5, 1952.
15. В. В. Соболев, Астрон ж., 31, № 1, 1954.
16. И. Н. Минин, Сб. «Теория звездных спектров», М., 1966.
17. В. В. Леонов, Астрофизика, 4, № 4, 1968.
18. Я. Оорт, Сб. «Проблемы космической газодинамики», ИЛ, 1953,
19. И. Н. Минин, Астрон. ж., 27, № 5, 1960.
20. В. Г. Гсрбацкий, Астрон. ж., 39, № 2, 1962.
21. В. Г. Горбацкий, Астрон. ж., 38', № 2, 1961.
22. H. Abt. Astrophys. 1., 130, 324, 1959.
23. В. И. Голинько, Астрофизика, 4', № 1, 1968.
24. В. Г. Горбацкий, Астрофизика, З, № 2, 1967.
25. 5. A Colgate, R. H. White, Astrophys. J., 143, 626, 1966.
26. Л. Н. Иванова, В. С. Имшенник, Д. К. Надежин, Исследование динамики взрыва сверхновой, ИПМ АН СССР, М., 1967.
27. В. А. Амбарцумян, В кн. «Общее собрание АН СССР, посвященное тридцатилетию Великой Октябрьской социалистической революции». М.—Л., 1948, стр. 481.
28. В. А. Амбарцумян, Эволюция звезд и астрофизика, Ереван, 1967.
29. П. Н. Холопов, Нестационарные звезды, Ереван, 1957, стр. 183.
30. О. Struve, P. Swings, Publ. astr. Soc. Pacific, 60, 61, 1948.
31. Л. Joy, M. Humason, Piibl. astr. Soc. Pacific, 61, 133, 1949.
32. Л. Joy, Astrophys. J., 102, 168, 945.
33. G. Наго, G. Herbig, Bol. Obs. Tonantzintia Tacubaya, 12, 33, 1955.
34. В. А. Амбарцумян,, Вопросы космогонии, 4, 76, 1955.
35. H. L. Johnson, R. I. Mifchell, Astrophys. J., 128, 31, 1958.
36. Л. В. Мирзоян. ДАН СССР, 119, 666, 1958.
37. G. Наго, Е. Chavira.Bol. Obs. Tonantzintia Tacubaya, 12, 3, 1955
38. L. Rosino, Mem. Soc. Roy. Liege, IV serie, 20, 285, 1958.
39. В. А. Амбарцумян, Нестационарные звезды, Ереван, 1957, стр. 14.
40. V. Oskanjan. Publ. Obs. Beoprad, No, 10, 1964.
41. М. Л. Аракелян. ДАН Арм. ССР, 29, 167, 1958.
42. Р. А. Варданян, Сооб. Бюр. обс., 35, 3, 1964.
43. Л. В. Мирзоян, Диссертация, ГАО АН СССР, 1967.
44. Т. С. Беляхина, А. А. Боярчук, Р. Е. Гершберг, Изв. КрАО, 30, 25, 1963.
45. А. А. Боярчук, Диссертация, ГАО АН СССР, 1968.
46. Л. В. Мирэоян, Астрофизика, 2, 121, 1966.
47. В. А. Амбарцумян. Изв. АН СССР, серия физическая, 14, 15, 1950.
48. И. С. Шкловский. ДАН СССР, 90, 983, 1953.
49. И. М. Гордон, ДАН СССР, 97, 621, 1954.
50. К. H. BOhm, Z. Astrophys., 43, 245, 1957.
51. И. М. Гордон, Астрон. ж., 35, 458, 1958.
52. М. А. Аракелян, Н. Л. Иванова. Сообщ. Бюр. обс., 24, 19, 1958.
53. G. R. Biirbidge, E. M. Burbidge, Observatory, 75, 212, 1955.
54. W. Wenzvl, Veroff. Sternw. Sonnenberg, 5. No. 1, 1961.
55. Г. А. Гурзад.ш, Астрофизика, 1, 319, 1965.
56. G. Наrо, Symposium on Stellar Evolution, La Plata, 1962, p. 37.
57. G. Haro. E. Chavira, Flare Stars in Stellar Aggregates of Different Ages, Tonantzlntia Obs. preprint, 1964.
58. G. Grant, H. A. Abt, Astrophys. ,1., 129, 323, 1959.
59. G. WaUcrstein, Publ. astr. Soc. Pacific., 71, 31fi, 1959.
60. Л. В. Мирзоян, Н. Л. Каллоглян, Астрофизика, 1, 385, 1965.
61. В. А. Амбарцумян, Проблемы эволюции галактик, Ереван, 1968. г
62. G. Herbig, Advances in Astronomy and Astrophysics, New York London, 1, 47, 1962.
63. В. В. Соболев, Нестационарные звезды, Ереван, 1957, стр. 117.
64. Э. Р. Мустель, Астрон, ж., 33, № 2, 1956.