Файл: Гурзадян, Г. А. Вспыхивающие звезды.pdf

но ГЛ. VI. АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК

§ 6. Зависимость амплитуды вспышек от спектрального класса звезды

Явление вспышки, как правило, присуще звездам позд­ него класса — позднее К5. Любая теория, поставившая перед собой задачу найти причину вспышек звезд, не долж­

о = 2 ) .

Рисунок 42 следует считать одним из важных результа­ тов теории вспышек, вытекающей из гипотезы быстрых электронов. Согласно этой теории вспышки даже в U-лу­ чах не могут быть обнаружены у звезд классов О, В, А, F. Слабые вспышки с амплитудой порядка 0т ,5 и меньше мо­ гут быть обнаружены у звезд класса GO. Но реальная об­ ласть вспыхивающих звезд начинается с классов G5—КО.

Затем амплитуда вспышек резко увеличивается с перехо­ дом к более поздним классам, достигая 8—9т в £7-лучах у класса М5—Мб.

Посмотрим теперь, что дают наблюдения. Общее коли­ чество известных до 1970 г. вспыхнувших звезд в звезд­ ных ассоциациях и агрегатах около 600, а в окрестностях Солнца — около 50. Спектральные классы последних изве­ стны; все они заключены

звезд [166].Известныспе­ ктральные классы для многих вспыхивающих звезд в ма­

лочисленных скопленияхЯсли, Волосы Вероники. В резу­ льтате общее количество вспыхивающих звезд с известными спектральными классами превышает сто.

Все эти данные нанесены на рис. 43 в виде зависимости наблюдаемых амплитуд вспышек от спектрального клас­ са звезды. Там же нанесена взятая из предыдущего ри­ сунка теоретическая кривая зависимости «амплитуда — спектр» для случая т = 1.

Выводы, которые можно сделать из сравнения рисун­ ков 42 и 43, напрашиваются сами собой: согласие между тем, что дает теория для зависимости «амплитуда — спектр», и что следует из наблюдений для этой зависимости, хоро­ шее. Вместе с тем использованный нами наблюдательный

материал в количественном отношении кажется достаточ­ ным для того, чтобы исключить возможное влияние случай­ ных факторов на сделанные выводы.

Представленная на рис. 42 теоретическая зависимость между амплитудой вспышки и спектральным классом звезды вытекает из самой сущности гипотезы быстрых элек­ тронов. На характер этой зависимости никак не влияет ии форма энергетического спектра быстрых электронов, ни величина энергии самих электронов. Поэтому факт достаточно хорошего согласия наблюдаемых и теоретичес­ ких зависимостей «амплитуда — спектр» приобретает в данном случае особое значение.

§ 7. Интерпретация вспышки НІІ 1306

В ходе выполнения программы колориметрических наблюдений звезд в скоплении Плеяд Джонсоном и Мит­ челом была зарегистрирована вспышка звезды НІІ 1306 одновременно в трех лучах — U, В и V [89]. Фотоэлектри­ ческие кривые блеска этой вспышки в шкале звездных величин приведены на рис. 34. Вспышка достигла своей максимальной сплы примерно за 2,5 минуты, после чего начался спад, продолжавшийся немногим больше часа. Регистрация вспышки .производилась одним электрофото­ метром с переключением светофильтров, пропускающих последовательно полосы £7, В и V. Поэтому в определен­ ных участках кривых остались пробелы. В двух случаях, в U и V эти пробелы, к сожалению, оказались около мак­ симумов крдвых, что затрудняет определение истинных значений амплитуд в этих лучах. Тем не менее с достаточ­

рую неуверенность в найденных величинах параметров вспышки НН 1306, она все же представляет определенный интерес для проверки теории. Наша задача заключается в том, чтобы найти энергетические параметры быстрых электронов, при которых можно было бы объяснить на­ блюдаемые амплитуды этой вспышки.

Прежде всего надо зиать эффективную температуру звезды Н II 1306 в нормальных условиях. Хербиг [94], по-видимому, исходя из структуры линий поглощения, оценивает спектральный класс этой звезды с1К5 (е). Это­ му соответствует Т — 4200 К. Вместе с тем обращает на себя внимание сравнительно высокое значение Б — V в нормальных условиях этой звезды; оно составляет + 1т ,35, чему соответствует скорее спектральный класс МО — Ml, чем К5. Значит, эффективная температура Н II 1306 должна быть заметно меньше 4200 К. Дополнитель­ ным аргументом в пользу этого предположения может служить то обстоятельство, что по измерениям Мемфорда [95], другая вспыхивающая звезда—ЕѴ Lac— в нормальном состоянии имеет значение В — V — + 1 т ,38, почти совпа­ дающее со значением В — V для Н II 1306. Между тем ЕѴ Lac принадлежит к спектральноліу классу dM4,5e с эф­ фективной температурой около 2800 К.

Таким образом, имеются признаки аномальности в распределении энергии в непрерывном спектре звезды Н II 1306 даже в ее спокойном состоянии. Это распределе­ ние соответствует эффективной температуре порядка 4200 К, если исходить из спектрального класса звезды, и эф­ фективной температуре порядка 2800 К, если иметь в ви­ ду ее цвет. Это обстоятельство приходится иметь в виду каждый раз, когда речь идет о сравнении теории с наблю­ дениями.

Вычисления теоретических амплитуд повышения блес­ ка при вспышке звезды класса К5 (Т — 4200 К) были про­ изведены для следующих двух схем:

Схема I — моноэнергетические электроны с т = 1 и

ц2 = 10.

Схема II — электроны с нормальным распределением при [х0 = 3, о = 2 и т = 0,6.

Кроме того, рассчитана еще III схема — звезда клас­ са М5 (Т = 2800°) и моноэнергетические электроны с р,2 =

=Ю и т = 0,01.

Найденные для указанных схем расчетные величины

AU, AB и АѴ собраны в табл. 24.

Сравнение расчетных величин с данными наблюдений (второй столбец) показывает, что наилучшее согласие име­ ется со схемой II, где энергетический спектр быстрых эле­ ктронов представлен законом нормального распределения

Что касается схемы Т с моноэнергетнческими электро­ нами, то этот вариант расходится с наблюдениями для звезды класса К5 и хорошо согласуется с ними, когда рас­ пределение излучения в спектре звезды Н И 1306 отожде­ ствляется с распределением энергии в спектре звезды клас­ са М5; в последнем случае т = 0,01.

Таким образом, существуют реальные параметры быст­ рых электронов, при которых можно объяснить наблю­ даемые амплитуды вспышек звезды Н II 1306 даже при наличии некоторой неопределенности в характере распре­ деления энергии в непрерывном спектре этой звезды в нор­ мальных условиях.

Зафиксированная в 1958 г. Джонсоном и Митчелом вспышка Н II 1306 оказалась самой мощной; по величине амплитуд она является также теоретическим пределом для звезд класса К5. В дальнейшем (в 1963 и 1965 гг.) еще три вспышки этой звезды со значительно меньшей амплитудой в ^7-лучах, порядка 0т ,5, были зарегистрированы Аро и Чавира [95].

§ 8. Необычайная вспышка звезды Наго 177

27 декабря 1965 г. Аро зарегистрировал необычайно мощную вспышку звезды, расположенной вблизи Боль­ шой Туманности Ориона. Эта звезда, Наго 177, находится иа пределе видимости Паломарского Атласа: ее блеск в tZ-лучах оценивается в 19т ,7.

На рисунке 44 приведены последовательные этапы раз­ вития вспышки этой звезды [59]. На первом снимке она не была видна при 15-минутных экспозициях, снятых через

Рис. 44. Шесть последовательных этапов развития вспышки звезды Наго 177 в Орионе с амплитудой вспышки 8т ,4 в С7-лучах (направле­ ние времени — справа налево, сверху вниз).

ультрафиолетовый фильтр с помощью 26—31 дюймового телескопа Шмидта обсерватории Тонантцинтла. На вто­ ром снимке вышли все пять изображений с нарастающим блеском. Однако еще нельзя было сказать, что вспышка достигла максимального блеска. Спустя примерно пять

116 ГЛ. VI. АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК

минут, необходимых для замены кассет, был получен тре­ тий снимок, состоящий из пяти изображений, опять с 15-минутными экспозициями. Лишь сопоставляя второй и третий снимки, можно было сказать, что с начала появле­ ния вспышки до ее максимума прошло около одного часа. Затем в течение одного или полутора часов звезда сохраня­ ла почти постоянный блеск в максимуме, после чего начал­ ся спад (четвертый снимок). Аро полагает, что в данном случае спад блеска мог продолжаться 6—7 часов, после чего звезда достигла первоначального блеска.

Была определена амплитуда повышения блеска во вре­ мя этой вспышки; опа оказалась равной 8т ,4 в 77-лучах, т. е. за один час блеск звезды возрос в 2300 раз (!). Это пока самая большая амплитуда, когда-либо зарегистрирован­ ная для вспышек типичных вспыхивающих звезд. Вместе с тем этот случай является весьма симптоматичным; он как бы указывает на возможные резервы или ресурсы тех процессов, в результате которых и появляется вспышка вообще. Для возможности проверки той или иной теории вспышек такие исключительные случаи, несмотря на их крайнюю малочисленность, приобретают особую значи­ мость и уже в силу этого пройти мимо них нельзя.

К сожалению, для указанной вспышки Наго 177 мы располагаем только одной наблюдательной величиной — амплитудой вспышки. Нам неизвестен, например, спект­ ральный класс этой звезды. Поэтому в данном случае наша попытка сравнения теории с наблюдениями ограничива­ ется только сопоставлением наблюдаемой амплитуды с ее теоретической величиной. Это сопоставление говорит в пользу теории, поскольку она предсказывает амплитуду в 77-лучах порядка 10т (см. § 1) для звезд М5—Мб.

Обращает на себя внимание следующее любопытное обстоятельство. При теоретически предельных значениях мощности вспышек блеск звезды в максимуме может со­ храняться довольно долго, и во всяком случае до тех пор, пока т не будет изменяться существенно по сравнению с единицей. Этот теоретический вывод как-будто не противо­ речит тому, что мы имеем в случае Наго 177, когда макси­ мум вспышки длился около часа.

Примечателен следующий факт, имеющий отношение к тепловой гипотезе происхождения вспышек. Для объясне­ ния увеличения блеска звезды в 2300 раз в рамках тепло­