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

ционарности с удалением от центра. Как раз наоборот. Согласно развитым выше представлениям (гл. X) звезды типа Т Тельца представляют собой объекты, находящие­ ся в состоянии перманентной вспышки, когда интервал между отдельными вспышками практически равен нулю, или, по выражению Аро [162], частота вспышек очень велика. Энергия, выделяемая при перманентной вспыш­ ке, гораздо больше энергии, освобождаемой звездой при эпизодических вспышках (в заданном интервале времени). Но относительное количество звезд с Н „-эмиссией, т. е. звезд с перманентной вспышкой, в центральных областях ассоциации Ориона значительно больше, чем на ее пе­ риферии. Поэтому удельная мощность освобождаемой одной звездой нетепловой энергии — для системы «вспы­ хивающие звезды + звезды с Н „-эмиссией» — будет не­ сравненно больше в центральной области этой системы, чем на ее периферии.

Таким образом, наблюдаемое усиление относительной вспышечной активности звезд в ассоциации Ориона при переходе от ее центра к периферии (см. рис. 78) имеет эволюционное объяснение; оно свидетельствует об ослаб­ лении о б щ е й или суммарной активности звезды (если иметь в виду выделение энергии нетеплового характера) с удалением от центра ассоциации, т. е. с увеличением возраста звезды.

Представляют особый интерес результаты колоримет­ рических наблюдений вспыхивающих звезд в Орионе. Такие наблюдения для большого количества (около 75) вспыхивающих звезд в Орионе были проведены Эндрюсом [163] фотографическим способом и для пяти ярких звезд Уолкером [164] электрофотометрическим способом. Най­ денные Эндрюсом величины U — В и В — V, соответст­ вующие нормальным, т. е. вне вспышки состояниям звезд, нанесены на теоретическую цветовую диаграмму (см. рис. 79). Анализ этой диаграммы позволяет сделать сле­ дующие выводы:

а) По своему характеру распределение вспыхиваю­ щих звезд на цветовой диаграмме не отличается от того, что мы имели выше для звезд типа Т Тельца (см. рис. 71). Это свидетельствует о том, что природа перманент­ ной нестационарности в обоих случаях — у вспыхиваю­ щих звезд и у звезд типа Т Тельца — одна и та же.

по этой диаграмме, вспыхивающие звезды в Орионе долж­ ны принадлежать подклассам более ранним, чем М2—М3.

8-ѵ

Рис. 81. Вспыхивающие звезды Ориона на теоретической цветовой диаграмме U — В ~ В — V.

Этот вывод находится в полном согласии с упомянутым выше выводом Аро, сделанным по спектральным харак­ теристикам звезд, согласно которому в Орионе отсутству­ ют вспыхивающие звезды со спектральными подкласса­ ми, более поздними, чем М2—М3. В нашем же случае такое заключение сделано в результате сопоставления колориметрических данных с теоретической цветовой

диаграммы (рис. 81) и для которых U — В порядка —1т ,3 или даже —1т ,6, хотя и могут вспыхнуть, но с значитель­ но меньшей амплитудой, чем звезды, находящиеся на нижней части диаграммы. Так, например, звезда класса М5, находящаяся на главной последовательности, т. е. имеющая нормальные показатели цвета, может вспыхнуть теоретически с амплитудой в [/-лучах до 9—10т . Между тем в случае звезды, находящейся в состоянии перманентной вспышки, т. е. имеющей далеко ие нормальные показатели цвета, амплитуда вспышки не может быть больше 2—3™. Этот вывод относится ко всем звездам типа NX Мои (см. § 4 гл. X). Впрочем, приведенные в предыдущих главах ре­ зультаты позволяют найти точное теоретическое соотно­ шение между показателями цвета и амплитудой вспышки, и, тем самым, предсказать предельную амплитуду при заданной перманентной активности звезды, характери­ зующейся заданными показателями цвета.

§ 3. Вспыхивающие звезды в Плеядах

Первая вспыхивающая звезда в Плеядах была обна­ ружена фотоэлектрическим способом Джонсоном и Мит­ челлом в .1957 г. [89]; ею оказалась уже неоднократно упоминавшаяся звезда Іі II 1306. Вслед за этим Хербиг [94] и Аро 1150] предпринимают поиски звезд типа Т Тель­ ца и звезд с На-эмиссией до 16—17т (визуальной). Их результаты оказались отрицательными — в области Плеяд они ие смогли обнаружить звезд с На-эмиссией. Исходя из этого они высказали предположение, что, вероятно, многие из слабых перманентных звезд в Плеядах относятся к типу вспыхивающих.

Это предположение вскоре подтвердилось наблюдения­ ми Аро и Чавиры [150, 95], а также Розино [150], обна­ ружившими только за период наблюдений 1963—1964 гг. 61 вспыхивающую звезду в Плеядах. В дальнейшем к поискам вспыхивающих звезд в Плеядах присоединяются другие обсерватории, в том числе и Бюраканская. По данным до 1971 г. общее количество вспыхивающих звезд, открытых в Плеядах, составляло 208; списки этих звезд

266 ГЛ. XI. ВСПЫХИВАЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ В АССОЦИАЦИЯХ

приведены в [16, 59, 61—65]. Их распределение по числу обнаруженных вспышек приведено в табл. 56.

В случае Плеяд довольно хлопотливым оказался воп­ рос о принадлежности той или иной звезды к скоп­ лению. Тут потребовалось проведение тщательного ана­ лиза собственных движений звезд,— с одной стороны, и

шли Крафт и Гринстейц [165]; им удалось показать, что наличия интенсивной эмиссионной линии Ca II в спектре слабой звезды (линия К2), находящейся в поле Плеяд, вполне достаточно, чтобы считать звезду членом этого скопления.

Работая со спектрографом высокой дисперсии, Крафт и Гринстейн установили присутствие эмиссионной линии Ca II в спектрах по крайней мере 39 членов скопления Плеяд, причем у 14 из них они обнаружили также водо­ родную эмиссию. И, что очень важно, среди этих объектов оказалось 19 известных вспыхивающих звезд в Плеядах. К этому следует добавить 13 звезд в Плеядах, в спектрах которых Маккарти [151] обнаружил линию На в эмис­ сии. В результате общее количество звезд с эмиссионными линиями Ca II и На доходит до 52, из которых 27 — с На эмиссией. Это в три раза меньше, чем отношение чис­ ла звезд с эмиссионными линиями к числу вспыхивающих звезд в Орионе. Составив карты видимого распределения этих звезд и разбив все поле Плеяд на пять концентри­ ческих зон так, как это было сделано в случае Ориона (рисунки 76 и 77), мы приходим к интересному резуль­ тату: в V зоне нет ни одной звезды с Н„ и Ca II эмиссией; вместе с тем, в этой зоне находится одна треть всех вспы­ хивающих звезд [51],

Таким образом, относительно малое количество звезд с эмиссионными линиями и их отсутствие на периферии скопления (т. е. И//па -ѵ оо) является одной из характер­ ных особенностей Плеяд, отличающих их от Ориона. Но скопление Плеяд старше по возрасту ассоциации Ориона на один-полтора порядка; его возраст оценивается ~ 2- ІО7 лет. Отсюда следует, что процесс звездообразования в Плеядах в настоящее время в основном завершен, а по­ давляющее большинство звезд с эмиссионными линиями уже перешло в состояние вспыхивающих звезд.

Вилсон [167], много занимающийся изучением пове­ дения линий Н и К ионизованного кальция в спектрах звезд различных классов, пришел к интересному заклю­ чению о том, что интенсивности этих линий, вообще гово­ ря, могут служить хорошим критерием хромосферной активности той или иной звезды. В свою очередь эта активность находится в обратной зависимости от возраста звезды; чем эти линии интенсивнее, тем моложе звезда. Аро [62] подтверждает справедливость этой закономер­ ности на вспыхивающих звездах; в Орионе и NGC 2264 — самых молодых агрегатах — имеются вспыхивающие звезды спектрального класса КО и более поздних, интен­ сивности эмиссионной линии Ca II у которых гораздо больше, чем у звезд соответствующих классов в Плеядах. В свою очередь, судя по измерениям Крафта и Гринстейна, эмиссионная линия К2 ионизованного кальция почти в два раза интенсивнее в спектрах вспыхивающих звезд Плеяд, чем в спектрах звезд скопления Гиад, возраст которого на три порядка больше возраста Плеяд.

Развивая изложенные выше соображения, Аро при­ ходит к интересному заключению — использовать хромосферную активность звезды в качестве критерия при опре­ делении принадлежности данной звезды к группе вспы­ хивающих. Любая звезда, класс которой не позднее КО, но и не раньше МО, обладающая сильной хромосферной активностью, должна быть также и вспыхивающей. Что касается практического применения этого критерия, то его, к сожалению, нельзя считать широко доступным; необходимо располагать возможностью получения спект­ рограммы звезды с достаточно высокой дисперсией. Как замечает Вилсон [167], у некоторых звезд с очень слабой, но обнаруживаемой при дисперсии 10 А/мм линией К2

материала, относящегося к вспыхивающим звездам в Плеядах, был проведен В. А. Амбарцумяном и его сот­ рудниками [61[. В результате они приходят к следующим выводам:

Все, или почти все члены скопления Плеяд, для которых F^.13,29, являются вспыхивающими. У звезд, для которых V < 13,29, вспышек не наблюдалось.

Средняя частота вспышек для одной звезды в Плеядах порядка 0,0004 час-1. Такой же порядок частоты полу­ чается и для звезд Ориона. Те вспыхивающие звезды, которые по своему блеску близки к границе V — 13,29, имеют в несколько раз более высокую частоту. При этом уменьшается средняя амплитуда вспышки по сравнению с другими вспыхивающими звездами.

§ 4. Связь между вспыхивающими звездами и звездами с эмиссионными линиями

Аро высказал мысль о том, что вспыхивающие звезды, быстрые неправильные переменные, какими являются звезды класса dMe, а также звезды типа Т Тельца, RW Аиг, переменные типа Ориона, представляют собой сходные объекты и между ними есть генетическая связь. Более того, некоторые из звезд этих типов составляют эво­ люционную последовательность, в чем мы убеди­ лись, проанализировав распределение вспыхивающих звезд и звезд с На-змиссией в Орионе (§ 11 гл. X).

Каковы чисто внешние признаки, связывающие пере­ численные объекты друг с другом? Аро [16] выделяет следующие признаки:

A. Существует тенденция этих звезд скопляться в группы, в особенности в молодых звездных скоплениях, в которых в заметном количестве присутствует межзвезд­ ная материя.

B. Для неправильных переменных и вспыхивающих звезд характерно только присутствие их в областях, бо­

гатых межзвездной матерней — некоторые физические характеристики звезд, расположенных вдали от облаков межзвездной материм, могут отличаться от характеристик звезд, погруженных в эти облака. Например, ие известна ни одна звезда типа Т Тельца вне туманных областей, нет также ни одной вспыхивающей звезды класса более ран­ него, чем К. Это скорее может быть следствием эволюции, чем взаимодействия с окружающей средой.

C.Быстрые и неправильные переменные всех типов,

вособенности те, которые присутствуют в агрегатах, мо­ гут оказаться выше главной последовательности. Однако

некоторые неправильные переменные и вспыхивающие звезды все-таки находятся около или даже ниже главной последовательности.

D.Типичные звезды типов Т Тельца и RW Aur могут вспыхнуть и, наоборот, миогие вспыхивающие звезды могут быть одновременно «нормальными» неправильными переменными с малой амплитудой.

E.Спектроскопические особенности в момент вспышки для всех вспыхивающих звезд такие же, как у звезд типа

ТТельца в обычных условиях. Подобно многим непра­ вильным переменным, в спектрах некоторых из вспыхи­ вающих звезд присутствуют эмиссионные линии, главным образом линии водорода и ионизованного кальция. Одна­ ко существуют и звезды без эмиссионных линий в период максимума.

F.Кинематические особенности неправильных быстрых переменных, включая и звезды класса сШе и вспыхиваю­ щие, по предварительным данным, одинаковые.

G.Существование вспыхивающих звезд можно ожидать

вкаждой изолированной группе звезд, где присутствуют быстрые неправильные переменные.

H.Чем позднее спектральный класс ярчайшей вспыхи­ вающей звезды в данной группе звезд, тем немногочислен­ нее «нормальные» неправильные переменные или, в конеч­ ном счете, тем меньше амплитуда их колебания.

В целом кажется приемлемым следующее заключение: вспыхивающие звезды в ассоциациях и скоплениях, а также в окрестностях Солнца, принадлежат к одной и той же физической семье, а различия, которые обнару­ живаются между ними, следует отнести к эффекту эво­ люции.