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

20 ГЛ. I. ОБЩ ИЕ С В ЕД ЕН И Я О ВСПЫ ХИВАЮ Щ ИХ З В Е ЗД А Х

астрономов из других обсерваторий — Асиаго (Италия), Бюракан (СССР) и др., было открыто большое количест­ во вспыхивающих звезд в ряде звездных ассоциаций и

Ориона, где обнаружено более 300 вспыхивающих звезд. Вслед за ней идет скопление Плеяд, где открыто почти 300 вспыхивающих звезд, скопления NGC 2264, Ясли и др. Общее количество вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях по данным до 1970 г. порядка 700. Простые статистическиесопоставленияпоказывают, что реальное их количество в ассоциациях и скоплениях долж­ но быть значительно, а в некоторых случаях почти на по­ рядок больше приведенной величины. Это уже соизмеримо с общим количеством звезд в ассоциациях. Отсюда следует, что каждая звезда в ранний период своей жизни, вероятно, должна пройти через состояние вспышечной активности.

Последнее утверждение при достаточном обосновании может приобрести особое значение для звездной космого­ нии. Оно утверждает новое свойство звездных недр и внутризвездной материи, а именно, импульсивное освобож­ дение в значительных количествах внутренней энергии в форме спонтанной вспышки является таким же необ­ ходимым свойством нестационарной, еще не совсем сфор­ мировавшейся звезды, как свойство избавления от лишней массы путем истечения или выброса газовой материи в процессе эволюции звезды.

§ 4. Определение вспышки

Как определить вспышку? Как отличить ее от обычных неправильных колебаний блеска звезды? Очевидно, здесь необходимо иметь какие-то количественные критерии. Во всяком случае, употребляемое до сих пор определение вспышки как «быстрое и сильное повышение блеска звезды» так или иначе является субъективным.

Поставленный вопрос был предметом неоднократных обсуждений. Ряд наблюдателей [12—14] обратили внима­ ние на так называемые «вторичные» или «медленные» не­ правильные колебания блеска с небольшой амплитудой. Часто бывает трудно отличить вспышку с малой амплиту­ дой от «вторичных» неправильных колебаний блеска.

значительных колебаний блеска у отдельных звезд, одна­ ко в силу того, что эти колебания протекают очень долго, они не могут считаться вспышкой. Продолжительность пребывания звезды в состоянии повышенного блеска так­ же не может стать характеристикой вспышки; возможны незначительные повышения блеска даже за короткое время. По-видимому, в качестве критерия для определе­ ния вспышки следует брать соотношение этих двух вели­ чин, т. е. темп нарастания блеска звезды во время вспыш­ ки. Аро 116], подробно обсуждая этот вопрос, приходит к заключению, что темп нарастания блеска звезды во вре­ мя вспышки около 0т ,005 с-1 следует считать минимальной величиной для определения вспьшіек. Это значит, что эруптивная переменная, которая увеличивает свой блеск со скоростью 0т ,3 мин'1, может быть классифицирована как вспыхивающая звезда. С другой стороны, известно много случаев, когда нарастание блеска во время вспышки происходит со скоростью 0,1 -н 0т ,25 с-1.

В качестве дополнительного критерия для определе­ ния вспышки можно использовать кривую блеска вспышки после максимума. Дело в том, что кривая блеска в своей нисходящей ветви имеет весьма определенную форму, характерную для вспыхивающих звезд, причем ее форма не зависит от амплитуды или продолжительности вспыш­ ки, или повышения блеска. Она зависит только от самой природы вспышки (см. гл. XII).

§ 5. Кривая блеска. Два типа вспышек

Кривой блеска называется ход изменения блеска звез­ ды во время вспышки. Она строится путем фотографиро­ вания звезды методом цепочек — с кратковременными экспозициям и на одной пластинке. Если звезда слабая, то приходится прибегать к удлиненным экспозициям. Это приводит к «размягчению» кривой блеска, т. е.

куменьшению истинной амплитуды повышения блеска;

втаких случаях измерения дают лишь нижний предел ам­ плитуды.

Иначе обстоит дело в случае фотоэлектрического мето­ да построения кривой блеска. При постоянной времени

регистрирующей аппаратуры порядка нескольких секунд фотоэлектрический метод позволяет следить за многими подробностями развития вспышки, чего нельзя было сде­ лать при фотографическом методе. Фотоэлектрический метод является, кроме того, единственным способом ре­ гистрации очень короткоживущих (порядка одной минуты и меньше) и быстро протекающих вспышек.

Обычно кривую блеска представляют в виде графика зависимости между временем и величиной.

(1.1)

представляющей собой «поток вспышки», т. е. поток из­ быточного излучения Ej, возникающий при вспышке, выраженной в единицах потока Е0 от звезды в нормальном состоянии. Очень часто «поток вспышки» представляют также в звездных величинах, т. е.

Величина Ат называется амплитудой вспышки и является одним из основных параметров кривой блеска.

Примеры кривых блеска вспышек будут приведены в последующих главах, здесь же остановимся на одном, общем для всех кривых блеска свойстве.

Несмотря на большое разнообразие в формах кривых

ных параметров кривой блеска — а и Ь, где а — проме­ жуток времени от начала вспышки до максимума, а b — промежуток времени от максимума до полного восстанов­ ления первоначального блеска звезды. Эти параметры показаны на схеме кривой блеска, приведенной на рис. 1. Там же указан третий параметр — с — продолжитель­ ность нахождения звезды в состоянии максимального блеска.

Числовые величины параметров а и b для упомяну­

характерна в основном для вспыхивающих звезд, нахо­

вспышки. Амплитуда повышения блеска (в фотовизуальных лучах) оказалась равной 2т,3. Дальше мы увидим, что эта амплитуда очень близка к теоретически предельной для звезды данного типа (dM5,5e). Поэтому отмеченная вспышка должна быть признана очень мощ­ ной. Параметры кривой блеска для нее оказались равны­ ми: а ÄS 10 мин., ЪÄS 50 мин., с ÄS 5 мин.

В противоположность этому, на рис. 26 приведена

к фотовизуальным лучам и является характерным приме-

24 ГЛ . I. ОБЩ ИЕ С В Е Д Е Н И Я О ВСПЫ ХИВАЮ Щ ИХ З В Е З Д А Х

а]Ъ для обоих типов почти одинаково. Эти два типа отли­ чаются друг от друга главным образом по абсолютной мощности выделенной при вспышке энергии, а сама при­ рода вспышки в обоих случаях одинакова.

§ 6. Распределение энергии в спектрах вспыхивающих звезд

Вспыхивающие звезды принадлежат к поздним спек­ тральным классам, непрерывные спектры которых иска­ жены многочисленными линиями и полосами поглощений атомов и молекул. К тому же они являются очень слабыми звездами, что сильно затрудняет получение и измерение их спектрограмм. Поэтому наши сведения о распределении энергии в спектрах вспыхивающих звезд в их спокойных вне вспышки условиях очень скудны. Те немногие сведе­ ния, которыми мы располагаем по этому вопросу, собра­ ны в основном путем колориметрических измерений. Эти данные позволяют сделать следующие выводы:

в нормальных условиях находятся или на главной после­ довательности, или же чуть выше нее; в последнем слу­ чае звезда имеет ультрафиолетовый эксцесс.

2. Нет указаний на существование заметного инфра­ красного эксцесса у вспыхивающих звезд типа UV Cet, как это имеет место у звезд типа Т Тельца. Судя по результатам инфракрасных измерений Мендозы [18], рас­ пределение энергии в длинноволновой области спектра у вспыхивающих звезд почти совпадает с планковской кривой распределения энергии при температурах звезды 2800—3000 К. В качестве примера, подтверждающего это утверждение, па рис. 2 приведены кривые распре­ деления непрерывного спектра двух вспыхивающих звезд — Наго 146 (Р 1553) и Наго 77 (Р 2305) и звезды Т Таи. Для сравнения там же нанесена планковская кри­ вая, соответствующая температуре 2900 К. В данном случае эти вспыхивающие звезды имеют излишек излу­ чения в коротковолновой области спектра, что указывает на их некоторую активность, типа активности звезд Т Тельца, даже в спокойном состоянии.