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

говоря, эпизодическое для вспыхивающей звезды состоя­ ние активности является постоянным для звезды Т Тельца. Было бы правильнее поэтому сформулировать такое поло­ жение несколько иначе: звезды типа Т Тельца представля­ ют собой п е р м а н е н т н о вспыхивающие звезды. При этом имеется в виду только их активность в генерации

Рис. 72. Показатели цвета Т Таи и RW Aur на теоретической диа­ грамме и — В ~ В — V.

дополнительного излучения нетепловои природы, посскольку с эволюционно-возрастной точки зрения между этими двумя категориями объектов есть определенное различие.

Далее, вся совокупность приведенных на рис. 71 звезд типа Т Тельца разбросана в самых различных частях диаграммы, начиная от ее нижней части, соответствующей почти нулевой активности вспышек (т ~ 0), до т ~ 0,01 и даже немного выше. Диаграмма фактически дает нам степень активности, т. е. величину т для каждой звезды в отдельности. При этом встречаются звезды с самой различной активностью — их диапазон охватывает зна­ чения т от 0,1 до 0,0001 и меньше. Вместе с тем заметна довольно большая концентрация звезд в нижней части диаграммы. Создается впечатление, что каждая звезда типа Т Тельца в момент рождения оказывается в верх­ ней части диаграммы, соответствующей очень высокой

нентный характер. Однако здесь она «задерживается» недолго; сравнительно скоро, судя по низкой концентра­

Для звезд типа Т Тельца переход из верхней части диаграммы в нижнюю имеет эволюционный смысл, а не вызван случайными причинами, что следует, в частности, из приведенных выше примеров звезд Т Таи и RW Аиг. Эти звезды испытывают колебания ультрафиолетовой активности, вследствие чего их положение на диаграмме меняется. Однако такие перемещения носят локальный характер. Каждая звезда, будучи нестационарной, но с непостоянным темпом генерации непрерывной эмиссии, может колебаться вокруг некоего среднего положения на диаграмме и вместе с тем медленно спускаться вниз по мере своего развития.

§ 4. Особо активные звезды типа Т Тельца

Существуют звезды типа Т Тельца с необычайно силь­ ным ультрафиолетовым излучением. Типичным предста­ вителем этой категории объектов является NX Mon, из­ вестная переменная звезда в скоплении NGC 2264 в Еди­ нороге. Чтобы составить некоторое представление о мощ­ ности излучения этой звезды в ультрафиолете, достаточно сказать, что по цвету в £/-лучах она сравнима со звезда­ ми класса О, в то время как в визуальных лучах ее цвет соответствует звездам класса F — К. Это следует из результатов четырех измерений Уолкера [131], приведен­ ных ниже:

ß другое время, по-видимому, в состоянии повышен­ ной активности этой звезды, было найдено U — В —

— —1"1,35, В — V — + 0Т‘,57 (фотоэлектрические изме­ рения [135]).

Сходным с NX Mon объектом является другая пере­ менная звезда в Орионе — ВС Огі (Наго 119); для нее было найдено U — В — —O'",93; В — V = + 1т ,02 [135]. Мощное ультрафиолетовое излучение обнаружено также у HS Огі, СЕ Огі, AU Огі, VY Огі; все они являются чле-1 нами ассоциации Ориона.

Как велика доля звезд, исключительно активных в ультрафиолете, среди объектов типа Т Тельца? Чтобы ответить па этот вопрос, Аро и Хербиг [122] ставили спе­ циальные наблюдения методом мультиизображений — по­ лучение трех изображений звезды на одной и той же плас­ тинке в синих, желтых и ультрафиолетовых лучах после­ довательно. В результате они пришли к следующим выводам:

1. Из 175 звезд с ІЩ-эмисспей в Орионе, 28 (16%) име­ ют необычайно высокую яркость в ультрафиолете по сравнению с нормальными карликами. В скоплении NGC2264 из 73 звезд с ІЩ-эмиссией 14(19%) являются не­ нормально яркими в ультрафиолете. Из этих данных следу­ ет, что относительная встречаемость ярких в ультрафиолете объектов одинакова в обеих группах звезд типа Т Тельца

идовольно высока.

2.Сильная активность в ультрафиолете встречается только у звезд с эмиссионными линиями. Щелевые спект­ рограммы этих звезд, как правило, указывают на их принадлежность к типу Т Тельца. Ультрафиолетовый

эксцесс обнаруживается у звезд, интенсивность На-эмис- сии которых находится в пределах оценки от «средней» до «очень сильной». Сильный ультрафиолетовый эксцесс не совместим со слабой На-эмиссией. Вместе с тем не все известные звезды с На-эмиссией показывают ультрафио­ летовые эксцессы.

приблизительно к классу М или поздним подклассам К. Спектры этих звезд лишены структуры — линии погло­ щения отсутствуют совершенно. В области с X < 3800 Â распределение энергии отличается от того, которое обычно характерно для звезд поздних классов. Рост ин­ тенсивности в непрерывном спектре начинается с 3750 Â и, достигая широкого максимума около 3700 Â, падает в

222 ГЛ. X. ЗВЕЗДЫ ТИПА Т ТЕЛЬЦА

сторону коротких волн. Вообще-то присутствие эмиссион­ ной линии На в спектре следует рассматривать как кри­ терий наличия ультрафиолетовой эмиссии.

4. Обнаруживаются и некоторые различия среди звезд, очень активных в ультрафиолете. Например, спектр HS Огі (Наго 46) отличается от спектров NX Mon, AU Ori и ВС Огі. Непрерывный спектр HS Огі в длинноволновой области очень похож на непрерывный спектр звезды клас­ са F, рост интенсивности около 3750 А менее заметен, чем у остальных звезд. У RW Аиг это несоответствие от­ сутствует. В то же время, как по распределению энер­ гии, так н по характеру ярких линий спектр HS Огі ана­ логичен спектру RW Aur (HS Огі является первой звездой

сэмиссионным спектром типа RW Aur, найденной в Ори­ оне). Любопытно, что в максимуме блеск HS Огі слабее ярчайших звезд типа Т Тельца в Орионе почти на три величины, в то время как RW Аиг в максимуме сравнима

сярчайшими объектами, связанными с облаками Тельца.

5.Некоторые звезды с ультрафиолетовым эксцессом показывают заметные колебания эмиссии На. При этом интенсивность непрерывного спектра также может ме­

няться, что следует из наблюдений Джоя [136] звезды YZ Таи. Как отмечалось выше (§§9 и 10 гл. IX), теоретичес­ ки здесь возможны разные комбинации, в частности, могут иметь место значительные колебания интенсивности На практически без заметных колебаний блеска звезды в непрерывном спектре.

Необычайно сильная непрерывная эмиссия в облас­ ти коротких волн свойственна следующим трем типам объектов:

а) звездам, имеющим более или менее постоянно при­ сутствующую непрерывную эмиссию;

б) некоторым типам вспыхивающих звезд, у которых эмиссия испытывает частые и, быть может, непрерывные изменения;

в) вспыхивающим звездам, у которых эмиссия появля­ ется только в момент вспышки.

Особо активные в ультрафиолете звезды типа Т Тель­ ца занимают крайнее положение в последовательности этого типа объектов и существенно отличаются от их обычных представителей. Поэтому целесообразно выде­ лить среди звезд типа Т Тельца особую группу, отличаю­

тов—sdB н G5, периоды обращения — 6 часов 38 минут. У SS Cyg обнаружены значительные колебания блеска, сопровождаемые изменениями цвета.

Обе звезды, UX ШІа и SS Cyg, во многом отличают­ ся друг от друга. Но есть между ними и сходство. Оно проявляется в местонахождении на цветовой диаграмме и, в особенности, в характере и пределах изменений цве­ та. Это обстоятельство наталкивает на предположение: не вызваны ли указанные изменения появлением быстрых электронов в атмосфере одного из компонентов в период их повышенной активности? Любопытно заметить, что в нормальных условиях UX UMa и SS Cyg находятся на цветовой диаграмме ближе к области, соответствующей модели горячего газа. Только в периоды повышенной активности они выходят далеко из этой области, доби­ раясь до золы расположения звезд типа NX Мон.

Сделанное предположение, по-видимому, недалеко от истины. Иногда SS Cyg показывает явные симптомы вспышки. Имеется несколько зарегистрированных вспы­ шек этой звезды, а в двух случаях были получены спект­ рограммы непрерывного излучения вспышек в области 4100—3550 Ä [138]. При этом распределение энергии в непрерывном спектре значительно расходится с тем, что мы имеем в случае плаиковского излучения с бесконеч­ ным значением эффективной температуры.

§ 5. Изменения U — JB и В — V по времени

Немало интересного можно установить, проследив за характером изменений цвета данной нестационарной звезды на диаграмме U — В ~ В — V. В качестве при­ мера проанализируем результаты электрофотометрических измерений Варшавского [139] для одной группы звезд