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

полное количество вспыхивающих звезд и звезд с Наэмиссией в каждой из этих зон приведены в первых пяти столбцах табл. 53. С помощью этих данных была найдена поверхностная концентрация вспыхивающих звезд и звезд с На-эмиссией в каждой зоне в отдельности (столбцы 6 и 7). Отсюда нетрудно перейти к относительному распределе­ нию П) и па этих величин, приняв их поверхностную концентрацию за единицу в зоне I (столбцы 8 и 9). Фак­ тически lif и па суть градиенты поверхностных концент­ раций вспыхивающих звезд и звезд с На-эмиссией соот­ ветственно.

Из приведенных в табл. 53 данных следует, что гра­ диент па гораздо больше, чем градиент nf . Это значит, что

Т а б л и ц а 53

система звезд с На-эмиссией значительно сильнее концен­ трируется к центру ассоциации, чем система вспыхиваю­ щих звезд. Очевидно, отношение >ij/na может характеризо­ вать степень сконцентрированности вспыхивающих звезд по отношению к звездам с На-эмиссией; числовые значе­ ния этого отношения приведены в последнем — десятом столбце табл. 53.

Отношение тг//па, как видно, увеличивается, причем довольно заметно, при переходе от внутренних зон к на­ ружным, достигая наибольшего значения в зоне V. Это значит, что чем дальше от центра ассоциации, тем больше относительное число вспыхивающих звезд (по отношению

к числу звезд с На-эмиссией). В последней, V зоне, на­ пример, количество вспыхивающих звезд в четыре-пять раз больше числа звезд с На-эмиссией. Характер изме­ нения отношения П{/па с удалением от центра ассоциации хорошо виден на рис. 78.

Будем исходить из допущения, впрочем, довольно правдоподобного, что процесс звездообразования начи­ нается и в основном протекает в центральных областях

а к т и в н о с т ь з в е з д в а с с о ц и а ц и и U р и о- н а р а с т е т с у д а л е н и е м от ее ц е н т р а .

Поскольку в то же время мы исключаем возможность звездообразования на перифериях ассоциации, относи­ тельный рост числа вспыхивающих звезд в этих областях может происходить только за счет перехода части уже существующих звезд в ассоциации, т. е. звезд с На-эмыс- сией (Т Тельца), в состояние вспыхивающих звезд. Так мы получаем прямое доказательство неоднократно выска­ зывавшегося Аро [148] положения о том, что звезды типа Т Тельца в конце концов переходят в тип вспыхивающих звезд. Если исходить из приведенных в табл. 53 данных, то во вспыхивающие звезды превращается более 80% пер­ воначального количества звезд с На-эмиссией (которые находились в центре ассоциации) в момент достижения ими периферии ассоциации.

более 3/4 первоначального количества звезд типа Т Тельца переходит в состояние вспыхивающих звезд, хотя некото­ рые из них и могут сохранить признаки звезд типа Т Тельца. Отсюда следует, что возраст звезд типа Т Тельца должен быть заметно меньше 10° лет и, вероятно, порядка 2 -ІО5 лет.

Аналогичная картина, хотя и в менее явной форме, наблюдается в скоплении Плеяд (о нем мы будем гово­ рить в следующей главе).

§12. Фуоры

ВОрионе, вокруг X Огі, звезды класса 07, сущест­ вует большая область ионизованного водорода в Н II, радиусом около 3°. На восточном краю этой области на­ ходится маленькая темная туманность продолговатой формы, носящая обозначение В 35. Эта туманность ин­ тересна тем, что непосредственно в ее пределах обнару­ жено 15 объектов с эмиссией Н II и другими признаками переменности [223]. Одним из них является звезда FU Огі.

До 1936 г. FTJ Огі была известна как переменная звезда со слабыми колебаниями блеска в пределах от т рк —-15,3 до 16™,3. Но вот, в копце 1936 г. блеск этой звезды вне­ запно начинает расти, достигая 10-й величины в фотог­ рафических лучах. В конце 1937 г. она стала даже ярче

10-й величины, затем, медленно слабея, дошла до m11g —

=10,5 и с тех пор блеск ее почти не меняется.

Момент начала подъема блеска, или, если выразиться

снекоторой оговоркой, вспышки звезды FU Огі, не был установлен достаточно точно. Тем не менее можно счи­ тать установленным факт увеличения блеска звезды при­ мерно в 100 раз по крайней мере в течение нескольких месяцев. И что самое поразительное — состояние такого

резкого и значительного повышения блеска сохраня­ ется у этой звезды уже более тридцати лет.

Спектр FU Огі до подъема блеска не был известен. Детальное изучение его было проведено уже после «вспышки» [224], в результате чего удалось установить

присутствие в нем двух систем спектральных линий. Одна из этих систем характеризуется необычайно сильными бальмеровскимн линиями поглощения, указывающими на принадлежность звезды к субгигаигам класса G. Вторая система состоит из эмиссионных линий и принадлежит газовой оболочке, причем все эти линии смещены в корот­ коволновую сторону на величину 80 км/с, что свиде­ тельствует об истечении газового вещества из звезды.

В спектре FU Огі была обнаружена очень интенсивная линия X 6707 Li I, по которой можно судить, что отно­ сительное содержание лития в атмосфере FU Огі пример­ но в 80 раз больше, чем в атмосфере Солнца. Заметим, что только у звезд типа Т Тельца было обнаружено такое большое содержание лития (см. гл. XIV).

Событие, имевшее место с FU Огі, долгие годы остава­

имела величину трs = 16,0. В конце 1969 г. у V 1057 Cyg начинается резкое повышение блеска и через некоторое время он доходит до mps ^ 10,0 [231]. Блеск звезды, таким образом, возрастает более чем в сто раз.

В отличие от FU Огі, спектр V 1057 Cyg до подъема блеска был известен; он указывал на принадлежность этой звезды к поздним карликам типа Т Тельца с эмис­ сионными линиями и почти незаметными линиями погло­ щения [225, 232]. Спектрограммы, полученные после подъе­ ма блеска, имеют особенности, характерные обычно для звезд относительно высокой светимости. В частности, об­ наружено смещение эмиссионной линии На у этой звезды относительно ее абсорбционного компонента, соответ­ ствующее 420 км/с. Отсюда следует, что и у этой звезды в настоящее время, вернее, сразу же после подъема блеска происходит истечение газового вещества, которое должно привести к образованию газовой оболочки вокруг нее.

В обоих случаях FU Огі и V 1057 Cyg произошло более чем 100-кратное увеличение блеска звезды. В отличие от обычных вспыхивающих звезд, у которых за повышением блеска в момент вспышки следует сравнительно быстрое возвращение звезды в первоначальное состояние, у этих

Ш ГЛ . X. З В Е З Д Ы ТИПА Т Т ЕЛ ЬЦ А

двух звезд такое возвращение не произошло. По существу, эти звезды резко и сравнительно быстро переходили от од­ ного состояния к другому. Чтобы отличить их от обычных вспыхивающих звезд, В. А. Амбарцумян предложил на­ звать их фуорами [226].

Стократное повышение блеска в фотографических лу­ чах у вспыхивающих звезд наблюдается не так уж редко. В этом отношении фуоры являются объектами, сходными со вспыхивающими звездами. Фуоры отличаются от типич­ но вспыхивающих звезд следующими двумя признаками. Во-первых, фуоры вспыхивают медленнее; темп парастання вспышки составляет у пих около О'ДОООІ мин.-1, что по крайней мере на два-три порядка меньше, чем у не очень быстрых вспыхивающих звезд. Во-вторых, что является основным, фуоры после вспышки сохраняют «вспышечное» состояние очепь долго,— десятки, а может быть, н сотни лет.

Несмотря на то, что фуоры вспыхивают медленнее, все же более чем 100-кратное повышение блеска за не­ сколько месяцев следует считать очень быстрым для того, чтобы за это время могла произойти, как отмечает В. А. Амбарцумян, какая-то перестройка внутреннего строения звезды, приведшая к существеиному росту суммарной мощности источников излучения. Выход из положения можно найти, допустив, что во внешних облас­ тях звезды имеются интенсивные и постоянно действую­ щие источники энергии. Это значит, что у фуоров может действовать такой же механизм выделения непрерывной эмиссии и возбуждения эмиссионных линий, как и в слу­ чае звезд типа Т Тельца, т. е. имеет место перманентная или высокочастотная вспышка.

Требование, чтобы источники выделения энергии были расположены во внешних областях звезды, в случае фуоров также следует считать очень важным. Это требо­ вание подсказывается существенным наблюдательным фактом — наличием слабых эмиссионных линий в спектрах фуоров. Трудно себе представить возбуждение эмиссионных линий в хромосфере или в газовой оболочке звезды в случае, когда источники выделения дополнительной энергии, в том числе и ионизующей радиации, разме­ щены в подфотосферных слоях. Для возбуждения хромо­ сферы необходимы такие условия, когда ионизующее

А это возможно только тогда, когда коротковолновое излу­ чение будет поступать извне.

Следует особо подчеркнуть, что в случае, когда источ­ ники выделения энергии расположены вне фотосферы, гипотеза быстрых электронов обеспечивает, без какихнибудь дополнительных допущений, наблюдаемый рост блеска фуоров во время их медленных вспышек. Так, на­

Название «фуоры», очевидно, включает в себя также понятие перехода звезды из состояния низкой светимости в состояние высокой светимости, при условии, однако, что оба состояния зафиксированы наблюдателями. От­ бросим теперь первую половину этого условия, т. е. до­ пустим, что наблюдатель не может фиксировать состояние низкой светимости звезды, но фиксирует сразу состояние ее высокой светимости со всеми компонентами нестациоиариости. Тогда мы с неизбежностью приходим к выводу, что среди звезд типа Т Тельца должны существовать типичные фуоры, причем в немалом количестве. В нема­ лом количестве потому, что за тридцать лет было зафик­ сировано два случая «фуоризации» звезд, и именно среди звезд типа Т Тельца, поскольку после «фуоризации» звез­ да заведомо становится объектом типа Т Тельца, незави­ симо от того, какой она была до этого. Такие фуоры следует искать, быть может, в первую очередь среди особо актив­ ных звезд типа Т Тельца; мы имеем в виду звезды тина

ных наблюдений. Такие измерения для FU Огі и V 1057 Cyg были проведены Мендозой [235] с помощью девятика­ нального электрофотометра, охватывающего диапазон длин волн от U (0,35 мкм) до L (3,4 мкм). На рис. 79 приведены кривые спектрального распределения энер­ гии в непрерывных спектрах указанных звезд, а также у V 380 Огі — известной вспыхивающей звезды, и, для сравнения, а Cyg (Денеб) — звезды класса А2. Обращает