ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 15.10.2024
Просмотров: 123
Скачиваний: 1
5 13. ПКГ ВХОДНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ |
257 |
кого излучения удержится |
надолго — на сотый и ты |
сячи дет. В этом случае переходное излучение будет дей ствовать в качестве некоего «анкерного» механизма вы свобождения энергии быстрых электронов в умеренных дозах, контролируемых концентрацией пылевых частиц. А продолжительность времени, в течение которого фуор достигает своего стабильного состояния блеска (вре мя релаксации),— есть промежуток времени между дву мя последовательными соударениями электрона с части цей пыли.9
9 Г. А. Гурзадян
Г л а в а XI
ВСПЫХИВАЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ В ЗВЕЗДНЫХ АССОЦИАЦИЯХ
§ 1. Обнаружение вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и молодых скоплениях
На вспышки карликовых звезд типа Т Тельца и сла бых звезд сІМо с большими собственными движениями впервые обратил внимание Джой [152]. Это одновременно была первая попытка поисков вспыхивающих звезд в далеких от окрестностей Солнца областях Галактики.
Уже в ранние периоды наблюдения вспыхивающих звезд, рассеянных в окрестностях Солнца, начало созре вать представление, что явление вспышки присуще срав нительно молодым, находящимся в стадии формирования, звездам. Естественно было ожидать поэтому присутствие большого количества вспыхивающих звезд там, где в настоящее время идет процесс звездообразования, т. е. в звездных ассоциациях и молодых звездных скоплениях. Однако в то время не было известно ни одной вспыхиваю щей звезды, являющейся членом звездной ассоциации. Это следует объяснить их сравнительной отдаленностью, ведь самая близкая из них находится на расстоянии по рядка 100 парсек, и надеяться на случайное обнаруже ние карликовой звезды в момент вспышки было трудно. Чтобы доказать или отвергнуть возможность существова ния вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях, надо было провести специальные наблюдения.
Аро, убежденный в космогоническом значении явле ния вспышки, одним из первых предпринял упорные, многолетние поиски вспыхивающих звезд в ассоциациях. Еще в период изучения звезд с эмиссионными линиями в Орионе, Аро [148] обратил внимание на то, что у некото рых из них довольно сильно выражены спектральные свойства обычных вспыхивающих звезд. В дальнейшем Аро со своими сотрудниками, используя 26—31-дюймовый
§ і. ОБНАРУЖЕНИЕ ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗД |
259 |
телескоп системы Шмидта обсерватории Тонантцинтла, обнаружил много вспыхивающих звезд в Орионе.
Успех, достигнутый в Орионе, побудил астрономов расширить круг поисков. В результате очень скоро по является небольшой список звездных ассоциаций и мо лодых звездных скоплений или «агрегатов», по терминологии Аро, в которых были открыты вспыхивающие звезды.
Вспыхивающие звезды в агрегатах, как правило, от крываются фотографическим способом, с применением метода мультиэкспозиций, когда получают цепочку из нескольких (обычно 4—6) изображений звезды на одной и той же пластинке с экспозициями 10—15 минут для каждого изображения и интервалами между ними порядка одной секунды (см. рис. 44). Несмотря па свою очевидную простоту, этот метод обнаружения вспыхивающих звезд страдает и рядом серьезных недостатков. Прежде всего влияние многочисленных фотографических эффектов и дефектов бывает до того сильно, что для надежной фик сации самого факта вспышки у той или иной звезды необходимо, чтобы повышение плотности почернения имело место по крайней мере на двух последовательных изображениях звезды. А это означает, что все вспышки, продолжительностью меньше 10 минут, теряются начисто. По той же причине слабые по амплитуде вспышки также не могут быть зарегистрированы. По существу, говоря о вспыхивающих звездах в агрегатах, имеют в виду объек ты, у которых зарегистрированы вспышки с амплитудой больше 1т , изредка 0,6—0т ,7, и продолжительностью больше 15—20 минут. Наконец, из-за больших экспозиций (10—15 минут) пельзя определить истинную амплитуду вспышки, достигаемую в момент ее максимума.
В результате этих недостатков (их перечень можно продолжить) возникает неизбежная и сильная селекция в наблюдательном материале, относящемся к статистике и физическим характеристикам вспыхивающих звезд в агрегатах. Именно этим следует объяснить трудности, которые возникают каждый раз, когда речь идет о сопо ставлении физических характеристик и статистических показателей вспыхивающих звезд, присутствующих в агрегатах, с одной стороны, и рассеянных в окрестностях Солнца, с другой, поскольку изучение последних прово дится главным образом фотоэлектрическим методом.
9 *
260 |
ГЛ. XI. ВСПЫХИВАЮЩИЕ |
ЗВЕЗДЫ |
В |
АССОЦИАЦИЯХ |
|
Присутствие вспыхивающих |
звезд, |
по |
данным до |
1970 г., установлено в восьми агрегатах; их список пред ставлен в табл. 54. Там же приведены их общее количество в данном агрегате, средняя частота, т. е. число вспышек за час для всего агрегата. Далее, в столбце 4 указаны наи более ранний и самый поздний спектральный класс вспы хивающих звезд, спектральные классы которых известны, а в пятом столбце приведены возрасты агрегатов. Боль шинство данных этой таблицы взяты из обзорной статьи
Аро [16], |
а остальные — из источников, указанных в |
|
последнем, |
шестом столбце |
таблицы. |
|
|
Т а б л и ц а 54 |
|
Вспыхивающие |
звезды в агрегатах |
Звездн ы й а гр е га т
|
К ол -во всп ы хи в . звэзд |
Ч и сло всп ы ш ек з а час |
С п ектр . |
В озраст |
Л и т е р а т у р а |
|
кл асс |
а гр е га т а , год |
||
|
|
: |
I |
Орион |
254 |
0,33 |
NGC 2264 |
13 |
0,24 |
TDC *) |
6 |
0,05 |
Плеяды |
166 |
0,18 |
Волосы Вероники |
4 |
0,05 |
Ясли |
и |
0,13 |
Гнады |
3 |
0,47 |
NGC 7023 |
6 |
|
КО |
— М2 |
3-10»—10» |
[16, |
591 |
КО |
— М |
10» |
16 |
1591 |
МО — М5 |
10« |
16] |
|
|
КЗ — М |
2-ІО7 |
16, 61—651 |
||
м |
|
6 ,5 -ІО8 **) |
16 |
|
м |
|
9 -108 **) |
16 |
|
М3 — M5 |
9 -ІО8**) |
16 |
|
|
|
|
|
[165] |
|
*) T a u ru s D ark |
C louds. |
**) П о д ан н ы м |
В ан Д еи Х еіівел (P A S P , 81, 815, 1969). |
Уже на основе табл. 54 можно установить первую ин тересную особенность вспыхивающих звезд в агрегатах; чем моложе звездный агрегат, тем более ранним оказы вается средний спектральный класс вспыхивающей звезды. В молодых агрегатах (Орион) среди вспыхивающих звезд очень много объектов класса К, в то время как в старых агрегатах (Гиады) их совсем нет.
Наибольшее количество вспыхивающих звезд откры то в Орионе и в Плеядах. Вместе с тем эти агрегаты изучены лучше других, поэтому целесообразно остано виться на них более подробно.
2. ВСПЫХИВАЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ В ОРИОНЕ |
261 |
§ 2. Вспыхивающие звезды в Орионе
Первые три вспыхивающие звезды в Орионе были от крыты Аро и Морганом в 1953 г. [11]. Наблюдатели об ратили внимание на большое сходство кривых блеска вспышек этих звезд с кривыми блеска вспыхивающих звезд типа UV Cet. С этого и начались систематические поиски вспыхивающих звезд и их изучение в области Ориона. По данным до 1970г. в Орионе обнаружено более 300 вспыхивающих звезд; основная заслуга в этом деле принадлежит Аро и его сотрудникам из обсерватории Тонантциитла (Мексика), а также Розино и его сотрудни кам из обсерватории Асиаго (Италия). Списки этих звезд приведены в [16, 59, 60] с указанием их номера, координат, амплитуд вспышек и спектрального класса (если известен).
Наиболее полный анализ собранного наблюдательного материала, касающегося вспыхивающих звезд в Орионе, приведен Аро в работах [16, 59]. Вкратце основные свой ства вспыхивающих звезд в Орионе сводятся к следую щему.
1.Самый ранний спектральный класс вспыхивающей звезды в Орионе — КО, самый поздний — М2. Но эти данные нельзя считать полными, имея в виду, что спект ральные классы известны всего для 8% вспыхивающих звезд. Особый интерес представляют спектральные классы крайне слабых (19—20™) вспыхивающих звезд в Орионе.
Что касается подклассов М5—Мб, то, по-видимому, их отсутствие в Орионе реально. Дело в том, что обычно трудно классифицировать звезды класса МО и близких к нему подклассов. Звезды же подклассов М5—Мб легко опознаются даже на спектрограммах умеренной диспер сии благодаря характерным полосам окиси титана в их спектрах.
2.Поскольку большинство, если не все, вспыхиваю щие звезды в Орионе, являются членами ассоциации (расстояние от Солнца ~ 500 парсек), их абсолютные величины, без поправки на межзвездное поглощение,
будут |
в |
пределах |
Му — -]- 4,5 |
— |-13т , т. е. от субги |
ганта |
до |
карлика. |
|
|
3. В спектрах 44 вспыхивающих звезд (17%) из 254 |
||||
присутствуют эмиссионные л и н и и |
Н а — явный признак |
|||
нестацпонарности. |
Подавляющее |
же большинство вспы |
||
262 ГЛ. XI. ВСПЫХИВАЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ В АССОЦИАЦИЯХ
хивающих звезд не обладает особенностями переменных типа туманности Ориона или объектов с Н в-эмиссией. Блеск этих звезд в большинстве случаев постоянен, со ответствует минимальной, т. е. нормальной яркости, без эмиссионных линий. В тех случаях, когда удалось полу чить спектрограммы в момент вспышки, появление ярких эмиссионных линий было отмечено почти одновременно
сповышении блеска звезды.
4.Около 25% вспыхивающих звезд в Орионе при надлежат к нерегулярным «нормальным» переменным типа
ТТельца или RW Aur. Эти звезды показывают заметные колебания яркости в их «нормальном» состоянии, на ко торые накладывается кривая блеска вспышки.
5.Из 254 звезд 7 принадлежат к типу II, т. е. к типу «медленных» вспыхивающих звезд (§ 5 гл. 1), у которых
|
Т а б л и ц а |
55 |
продолжительность развития вспы |
|||||||
|
шки, |
начиная с |
момента ее по |
|||||||
Распределение числа |
||||||||||
явления |
до максимума, |
составила |
||||||||
вспыхивающих звезд |
45 минут |
и больше. Ярким пред |
||||||||
по |
количеству |
(лк) |
||||||||
вспышек в Орионе |
ставителем этого |
типа |
объектов |
|||||||
|
|
|
|
|
является известная вспыхивающая |
|||||
2 |
П і |
Па |
па |
п4 |
звезда Наго 177 (§ 9 гл. VI). Среди |
|||||
остальных шести звезд по крайней |
||||||||||
|
|
|
|
|
||||||
|
|
|
|
|
мере три |
(Наго 66, 149 и 153) од |
||||
254 |
203 |
41 |
8 |
1 1 |
новременно принадлежат к типу I, |
|||||
|
|
|
|
|
у которых развитие вспышки про |
|||||
6. |
|
|
|
|
текает |
очень быстро |
|
|||
У некоторых звезд в Орионе были обнаружены по |
||||||||||
вторные вспышки. Распределение числа звезд по количе ству обнаруженных вспышек представлено в табл. 55.
7. Амплитуды вспышек в ультрафиолетовых лучах в среднем на одну треть больше амплитуд вспышек в фотографических лучах, а последние в свою очередь значи тельно больше амплитуд в фотовизуальных лучах. В инфра красной области 8400 Â) не было обнаружено скольконибудь заметных колебаний блеска на фотоснимках.
Вернемся теперь к установленному в предыдущей главе (§ 11) свойству ассоциации Ориона — усилению вспышечной активности звезд на ее периферии. Следует отметить, что повышение вспышечной активности звезд Ориона с удалением от центра системы отнюдь не озна чает роста общей активности или усиления общей неста