ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 15.10.2024
Просмотров: 120
Скачиваний: 1
100 |
ГЛ. VI. АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК |
Рис. 30. Фотоэлектрическая кривая блеска в 5-лучах вспышки AD Leo.
Рис. 31. Фотоэлектрические кривые блеска двух вспышек YZ СМІ в 5-лучах [81].
I 2. СРАВНЕНИЕ С НАБЛЮДЕНИЯМИ |
101 |
отличается сравнительно высокой вспышечной активно стью. Во всяком случае по данным до 1970 г. самая мощная вспышка у звезд, рассеянных в окрестностях Солнца, была зарегистрирована именно у этой звезды. Вспышка произо шла 19 января 1969 г., когда Эндрюс зафиксировал макси мальную до этого амплитуду в У-лучах, равную 1т ,7 а
Рис. 32. Фотоэлектрическая крппая блеска в фотовизуалыіых лу чах сложной вспышки YZ СШ с последующим выбросом [70].
Кункел, упустивший момент максимума вспышки, дал оценку амплитуде в 77-лучах 6т ,6 [82, 83]; этому соответст вует, согласно рис. 23, ДВ =3,7 и ДУ = 1,7. Отмеченная вспышка интересна еще тем, что она одновременно наблю далась в радиочастотах (гл. XIII). Еще раньше, в 1965— 1966 гг., среди 28 зафиксированных вспышек YZ СМі [79], две оказались с амплитудами 4,СУ и 5+ в 77-лучах. В 5-лучах максимальная амплитуда Зт ,2 была зарегистри рована при вспышке 24.11.1968 г. [84].
Таким образом, и в случае YZ СМі наблюдаемые амп литуды вспышки оказались в согласии с тем, что дает ги потеза быстрых электронов. На рис. 31—33 приведены примеры кривых блеска вспышек этой звезды.
EY Lac. Эта звезда класса М4,5е лишь немногим сла бее AD Leo а, следовательно, не должна отличаться осо бой вспышечной активностью. Действительно, как по час тоте вспышек (см. рнс. 3), так и по величинам максималь но зарегистрированных амплитуд, эта звезда занимает место, характерное для вспыхивающих звезд высокой све тимости.
102 |
ГЛ. VI. АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК |
В отношении ЕѴ Lac было проведено наибольшее ко личество синхронных двухцветных и трехцветных реги страций одной и той же вспышки; на этих наблюдениях мы остановимся далее. Именно во время таких наблюдений и были зафиксированы максимальные амплитуды вспышек
Рис. 33. Фотоэлектрическая кривая блеска в желтых лучах вспыш- , ки YZ СМі со слабым, но продолжительным выбросом.
у этой звезды; они оказались равными l m,45; 3m,2 и 3m,l в V-, В- и [/-лучах соответственно ([70], а также табл. 4), что значительно ниже их теоретических пределов.
Примеры кривых блеска вспышек ЕѴ Lac приведены на рисунках 35 и 36.
Wolf 359. Самой слабой среди вспыхивающих звезд, для которых известны абсолютные светимости, является BD + 4° 4048 В (объект Ван Бисбрука); для иее Му = = 19,2. Она одновременно является самой слабой по аб солютной светимости звездой в Галактике. Как вспыхива ющая звезда она почти не изучена, во всяком случае до 1970 г. не было зарегистрировано ни одной вспышки этой звезды. Принадлежность ее к группе вспыхивающих звезд основана на характерном усилении одной ее спектро граммы, случайно полученной Хербигом [85].
Если не иметь в виду BD + 4°4048 В, то самой слабой по абсолютной светимости в нашем списке вспыхивающих звезд будет Wolf 359 — четвертая ближайшая к Солнцу звезда и третья ближайшая двойная система; для нее Му —
— +16,7. К тому же она принадлежит спектральному классу Мбе с эффективной температурой около 2500 К.
§ 3. СРЕДНЯЯ МОЩНОСТЬ ВСПЫШЕК |
103 |
Эта звезда слабее UV Cet по крайней мере в два раза, и, следовательно, ее радиус должен быть порядка 0,05 І?®.
Звезда Wolf 359 интересна прежде всего своей высокой частотой вспышек. За 29 часов электрофотометрических наблюдений Кункел [79] зарегистрировал 31 вспышку этой звезды в U-лучах — в среднем по одной вспышке в час. Она отличается также характерным распределением числа вспышек по амплитуде — почти равномерное в ин тервале AU = 0,1 -г- 4, со слабым максимумом количества вспышек на ДU — 2,5 (см. табл. 7).
Остальные вспыхивающие звезды изучены в меньшей степени. Среди них имеются такие, которые по тем или иным причинам заслуживают того, чтобы быть предметом постоянных наблюдений. К их числу следует отнести, на пример, V 645 Сеп — не только самую близкую к нам вспыхивающую звезду, но и самую близкую звезду вооб ще; PZ Моп, принадлежащую к классу К2е, редкому среди вспыхивающих звезд, к тому же самую яркую среди вспыхивающих звезд по абсолютной светимости; DY Dra — самую яркую по визуальной величине и др.
§ 3. Средняя мощность вспышек
Величина оптической толщи среды из быстрых электро нов г зависит от полного количества быстрых электронов, появившихся во время вспышки. Поэтому формально т мо жет характеризовать мощность вспышки. Зная амплитуду вспышки в том или ином спектральном диапазоне наблюде ний, мы можем определить численную величину т, поль зуясь табл. 17 или рисунками 22 и 23. В связи с этим воз никает вопрос об определении средней величины т для каждой вспыхивающей звезды в отдельности.
Пусть п (Ляг) есть число вспышек с амплитудой Ляг, которой соответствует оптическая толща х (4яг). Для со вокупности вспышек данной звезды, состоящей из N — = 2я(Дяг) вспышек со всевозможными амплитудами больше заданной минимальной величины Ляг (min), будем иметь некоторую среднюю величину оптической толщи х, равную
_ X (Дт) п (Дт)
(6.3)
N
104 |
ГЛ. VI. АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК |
|
В то же время имеем из (1,4): п (Ат) = NF (Ат), где |
F (Am) есть функция распределения амплитуд вспышек. Поэтому
т = |
^ г (Am) F (Ат). |
(6-4) |
Числовые значения |
функции F (Ат) |
даны в табл. 7, |
а числовые значения т (Ат) — в последних строках таб лиц 18 и 19. С помощью этих данных можно найти числовые значения тГ. Результаты вычислений, произведенных но данным наблюдений в U-лучах, приведены в табл. 22; по
существу, |
они относятся |
к амплитудам, большим 0"1,1 |
||||
поскольку вид функции F (Ат) при значениях A U <і 0'п,1 |
||||||
не |
известен. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а 22 |
|
|
Величины X для |
некоторых вспыхивающих звезд |
||||
|
|
Ч и сл о |
- |
|
Ч и сло |
Т |
|
З в езд а |
вспы ш ек |
З в езд а |
вспы ш ек |
||
|
|
в [/-л у ч а х |
|
|
в [/-л у ч а х |
|
UV |
Cet |
251 |
0,002 |
YZ СМІ |
іб |
0,002 |
AD |
Leo |
50 |
0,0003 |
Wolf 630 |
■и |
0,00015 |
EV |
Lac |
31 |
0,0003 |
DO Сер |
10 |
0,0004 |
Wolf 359 |
31 |
0,0017 |
НИ 2411 |
48 |
0,0005 |
|
Как следует из приведенных в табл. 22 данных, т до вольно мало и, во всяком случае, меньше 0,002. Большин ство вспышек, как правило, соответствует значению Д£7<;1, т. е. значению т, существенно меньшему 0,001 и порядка 0,0001.
§ 4. Результаты трехцветных наблюдений вспышек
Наблюдаемые амплитуды вспышек в U-, В- и F-лучах, как мы видели выше, находятся в пределах теоретически ожидаемых величин. Кроме того, во всех случаях строго выполняется неравенство Д£7 )> AB )> АѴ, также выте кающее из гипотезы быстрых электронов. Однако не менее важен и другой вопрос,— в какой степени наблюдаемые величины отношений амплитуд AU/АВ или АВ/АѴ согла
§ 4. РЕЗУЛЬТАТЫ ТРЕХЦВЕТНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ ВСПЫШЕК ) 05
суются с числовыми значениям этих же отношений, вы веденных на основе гипотезы быстрых электронов. Ответ на этот вопрос можно получить, располагая данными син
хронных наблюдений индивидуальных |
вспышек в U-, |
||
В- и |
F-лучах. В |
частности, надо иметь |
величины амп |
литуд |
А U, АВ |
и А У, скажем, в момент максимума |
|
вспышки.
Уже имеется немало удачных случаев проведения син хронных трехцветных наблюдений вспышек в UBV- лучах. Первый относится к вспышке известной звезды
&ц і
Рис. 34. Кривые |
блеска, по |
Рис. 35. Кривые блеска в U-, В- |
строенные по данным трехцвет |
и К-лучах одной вспышки ЕѴ Lac |
|
ных наблюдений в |
U-, В-, V- |
[92]. |
лучах вспышки Н II 1306 [89]. |
|
|
Н II 1306 = Наго 17 в Плеядах [16], зарегистрированной Джонсоном и Митчелом [89], второй — к AD Leo, зареги стрированной Эйбеллом [88], третий — к DH Саг, зареги стрированной Тапиа [90]. Несколько трехцветных наблю дений над вспышками ЕѴ Lac было выполнено П. Ф. Чугайновым [92]. Список известных до 1970 г. случаев трехцветных наблюдений вспышек приведен в табл. 4, а на рис. 34—37 даны примеры кривых блеска, полученных одновременно в U-, В- и F-лучах.
На интерпретации вспышки Н II 1306 мы остановимся ниже. Что касается AD Leo, то из опубликованных Эйбел лом кривых блеска вспышки (19.III.1959) этой звезды мож но найти: AU = 1,5; АВ — 0,3 и A F= 0,1. Эти данные нане сены на теоретической диаграмме зависимости Дт —UBV
106 ГЛ. "ѴІ. АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК
(рис. 38); наблюдаемые толки оказались довольно близкими теоретической кривой при %= 0,00055 (ета цифра пайдена с помощью рис. 23 или
из табл. 17). |
' Л |
Результаты |
сопоставле |
ния наблюдаемых амплитуд
U.T.
Рис. 36. Кривые блеска в U-, В- и У-лучах одной вспышки ЕѴ Lac [93].
Рис. 37. Кривые блеска в U-, В- и У-лучах вспыш ки BD + 55° 1823 [93].
вспышек в UBV лучах с теорией для остальных звезд представлены на рис. 38—40. Особо хорошее согласие с теорией отмечается для вспышек BD + 55° 1823 (24. VII. 1970), EG Peg (26.ѴІГ. 1970), ЕѴ Lac (18.VIII.1968), а также S 5114 (8.V II.1969); в последнем случае зарегист рированы наибольшие амплитуды во всех цветах. Хуже сог ласуется с теорией случай вспышки DEI Саг (25. III. 1968). Для трех вспышек ЕѴ Lac, зарегистрированных П. Ф. Чугайновым [92], согласие теории с наблюдениями вполне хорошее в U- и В-лучах, а в У-лучах наблюдения дают амп литуды, несколько превышающие теоретически ожидае мую величину.
Другой формой сравнения теории с наблюдениям мо жет быть сопоставление теоретических зависимостей от ношения AU/AB по ДВ (или АВ/АѴ с ДУ) с их наблюдае-
§ 4. РЕЗУЛЬТАТЫ ТРЕХЦВЕТНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ ВСПЫШЕК 107
мымп величинами. На рис. 41 сплошными линиями пред ставлены эти зависимости для двух спектральных клас сов — М5 и МО, построенные по данным табл. 17. Там же
Ат
Рис. 38. Сопоставление наблюдаемых амплитуд вспышек (кружки) ряда вспыхивающих звезд с теоретической зависимостью (сплошные линии), построенные при указанных на рисунках значениях эффек тивных теишератур Т и оптической толщи при гауссовом распреде лении электронов с р0 = 3 и о = 2).
нанесены взятые из табл. 4 результаты наблюдений, т. е. величины отношений AU/AB для отдельных вспышек. Согласие теории с наблюдениями следует считать удов летворительным.
Результаты трехцветных наблюдений вспышек, безус ловно, следует отнести к категории сведений, обладающих
Am
Рис. 39. |
Сопоставление |
Рис. 40. Сопоставление |
||
наблюдаемых |
амплитуд |
наблюдаемых |
амплитуд |
|
вспышек DH Саг и S 5114 |
вспышек ЕѴ Lac с тео |
|||
с теорией |
(см. |
рис. 38). |
рией (см. |
рис. 38). |
iU/AB
Рис. 41. Сопоставление наблюдаемых величин AU/AB по ДВ для отдельных вспышек с теоретической зависимостью (AU/AB) ~ AB (сплошные линии), найденной по данным табл. 17.
§ 5. ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ АМПЛИТУДЫ |
109 |
большой информативностью. При таких условиях хоро
шее |
согласие наблюдаемых величин амплитуд |
вспы |
шек |
с теоретической зависимость Ат — UBV, а |
также |
(АU/AB) — AB следует считать фактом, имеющим решаю щее значение для теории.
§ 5. Теоретические амплитуды колебания блеска при тепловых процессах
Строго говоря, неравенство AU )> AB )> АѴ имеет место и в случае, когда увеличение блеска звезды вызвано тепловыми явлениями, т. е. повышением температуры фотосферы. Но указанное неравенство выражено в этом случае менее сильно, а величина отношений AU/AB или АВ/АѴ значительно меньше их наблюдаемых значений.
Т а б л и ц а 23
Теоретические амплитуды вспышек в U BV-лучах при повышении планковскоіі температуры фотосферы с Т \ до Т і
Т, |
т 2 |
AU * |
AB * |
АѴ * |
Ди*;'ДВ* |
д в */дѵ * |
2800 |
3000 |
1,03 |
0,81 |
0,66 |
1,265 |
1,24 |
2800 |
3500 |
2,90 |
2,10 |
1,70 |
1,263 |
1,24 |
2800 |
4000 |
5,10 |
4,83 |
3,88 |
1,26 |
1,243 |
2800 |
5000 |
6,87 |
5,45 |
4,37 |
1,26 |
1,245 |
2800 |
6000 |
8,35 |
6,63 |
5,32 |
1,26 |
1,248 |
Это следует из приведенных в табл. 23 данных, где АU*, AB* и АѴ* — амплитуды повышения блеска, когда планковская температура фотосферы поднимается с Тг до В последних двух столбцах приведены числовые значения
отношений AU*/AB* и АВ*/АѴ*; они, оказывается, почти не зависят от температуры фотосферы (по крайней мере в интервале от 2800 до 6000°) и равны в среднем 1,25. Вместе с тем эти отношения значительно меньше их наблюдаемых величин (пунктирная горизонтальная линия на рис. 41), которые примерно равны 2. Это обстоятельство еще раз свидетельствует о том, что наблюдаемые колебания блеска во время вспышек не могут быть вызваны колебаниями температуры фотосферы.