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

§ Ü. ЗАВИСИМОСТЬ МОЩНОСТИ ВСПЫШКИ ОТ СВЕТИМОСТИ 271

где пи щ и п3 суть числа вспыхивающих звезд, испытав­ ших за время t по одной, две и три вспышки соответствен­ но. Очевидно, что для определения полного количества вспыхивающих звезд N в данном агрегате необходимо к найденной отсюда величине п0 добавить число уже заре­ гистрированных вспыхивающих звезд.

Далее, написав (11.2) для случаев к — 0 и 1, а также имея в виду (11.3), найдем для средней частоты вспышек на одну звезду:

где t есть эффективное время наблюдений.

Применяя формулы (11.3) для Плеяд, получим, поль­ зуясь приведенными в табл. 56 данными: п0 = 474, а для полного числа вспыхивающих звезд N = 681.

В случае Ориона имеем (табл. 55): п0 = 500 при ис­ пользовании формулы (11.3) и п0 — 600 — при формуле (11.4). Общее количество вспыхивающих звезд в Орионе должно быть близко к 1000. По некоторым соображениям эту оценку следует считать нижним пределом.

§ 6. Зависимость мощности вспышки от светимости звезды

Пусть вспыхивающая звезда является одновременно переменной. Тогда при одном и том же абсолютном ко­ личестве выделяемой при вспышке энергии амплитуда повышения блеска будет больше, если звезда находится вблизи минимума блеска, и наоборот. Но не исключена возможность того, что абсолютное количество выно­ симой при вспышке энергии также будет меняться в том или ином направлении, в зависимости от абсолютной све­ тимости самой звезды. Ответить на этот вопрос можно, лишь имея данные о мощности вспышки, т. е. о средней амплитуде вспышки для одной и той же звезды при разном блеске.

Такими данными мы, к сожалению, пока не распола­ гаем. Но можно попытаться получить ответ иа постав­ ленный вопрос, воспользовавшись тем, что в с е вспы­ хивающие звезды в данной ассоциации находятся на

272 гл . XI. ВСПЫХИВАЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ В АССОЦИАЦИЯХ

одинаковом расстоянии от нас, а следовательно, можно рас­ смотреть всю совокупность этих звезд с разными абсо­ лютными светимостями как разные состояния одной услов­ ной вспыхивающей звезды с переменной абсолютной светимостью.

Практическое применение этой простой идеи затруд­ няется тем, что существует определенная селекция в имею­ щемся в настоящее время наблюдательном материале. Эта селекция состоит в том, что у слабых звезд, находящихся за пределом досягаемости данного телескопа, слабые по амплитуде вспышки не будут зарегистрированы, в то время как у ярких звезд легко могут быть обнаружены и слабые и сильные вспышки.

Выход из этого можно найти следующим образом. Предел проницаемости 31-дюймового телескопа системы Шмидта обсерватории Тонантциитла соответствует 17”*,5 в 77-лучах. Это значит, что амплитуда вспышки, равная 2,п,5 п больше (в 77-лучах), может быть обнаружена без всякой селекции для в с е х звезд Ориона, ярче 20,п в 77-лучах. Ограничиваясь поэтому анализом данных только для вспышек, амплитуда которых больше 2"1,5, а сами звез­ ды ярче 20,п, мы можем судить о реальной зависимости средней мощности вспышки от абсолютной светимости звезды.

Собирая из [16, 59] только те звезды, для которых даны звездные величины и амплитуды вспышек в 77-лучах, можно найти искомую зависимость между средней ампли­

тудой (мощностью) вспышек А 77 и видимой яркостью (аб­ солютной светимостью) звезды в количественном виде; она приведена в табл. 57.

Как следует из этих данных, средняя мощность вспышки

А 77 увеличивается сначала медленно, потом быстрее в сторону звезд с меньшей абсолютной светимостью (тц— const). Иначе говоря, удельное энерговыделение в форме вспышки больше у абсолютно слабых звезд и меньше у ярких.

Сделанное заключение относится к вспыхивающим звездам в Орионе. Нечто подобное, по крайней мере ка­ чественно, наблюдается и в отношении вспыхивающих звезд в Плеядах (см. табл. 57). Для большей наглядности

найденные эмпирические зависимости Д77 от абсолютной

274 ГЛ. XI. ВСПЫХИВАЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ В АССОЦИАЦИЯХ

вспышке, увеличивается с уменьшением абсолютной све­ тимости звезды. Иначе говоря, у звезд налицо тенденция избавляться от своей внутренней энергии тем быстрее, чем меньше их абсолютная светимость. Как показывает простой расчет, проведенный по данным табл. 57, относи­ тельная доля энергии, освобожденная путем вспышек звезды 19—20 величины, почти на два порядка больше, чем та, которая характерна для звезд, на 3—4 вели­ чины абсолютно более ярких, т. е. для звезд 15—16”\

Сделанный вывод, в какой-то степени неожиданный, безусловно, имеет непосредственное отношение к внутрен­ ней структуре звезд поздних классов. В частности, не исключена возможность существования зависимости меж­ ду указанным свойством и протяженностью конвективной зоны внутри звезды.

§ 7. Средняя мощность вспышки

Для понимания общей энергетики - вспышек звезд, связанных с агрегатами, особый интерес представляют следующие два вопроса:

а) Каков преобладающий вид потери энергии звезды

— слабые, но очень частые вспышки, или мощные, но крайне редкие вспышки?

б) Какова средняя мощность одной вспышки в данном агрегате?

Мощность одной вспышки прямо пропорциональна т — эффективной оптической толще оболочки или слоя из быстрых электронов, возникшего во время вспышки вок­ руг звезды, для процессов томсоновского рассеяния — и дается соотношением (§ 13, гл. VI):

где т = N e-oe, а N e — эффективное число быстрых элект­ ронов, принимающих участие в процессах неупругих столк­ новений с фотонами. Численно N e, вообще говоря, меньше полного количества быстрых электронов, появля­ ющихся во время вспышки. Поэтому (11.5) дает лишь ниж­ ний предел мощности вспышки.

Остановимся оначала на первом вопросе. При слабых вспышках х мало, при сильных — т велико. Но относи­ тельное число слабых вспышек гораздо больше, чем силь­ ных. Очевидно, величина Т (Ат), даваемая соотношением

где F (Ат) — функция распределения вспышек по амп­ литудам, может характеризовать относительную мощность вспышки при данной амплитуде. Задача заключается в то,ч, чтобы найти, при каких Ат функция Т (Апг) дости­ гает своего наибольшего значения.

Функция распределения F (Am) для звезд типа UV Cet представлена в табл. 7. Для Ориона и Плеяд число­ вые значения этой функции легко могут быть найдены из табл. 19; здесь же приведены числовые значения х для данного интервала амплитуды вспышек. На основе этих данных были найдены числовые значения Т (А U) в зави­ симости от ультрафиолетовой амплитуды А U, средние для звезд в Орионе и Плеядах, а также для трех звезд типа UV Cet. Результаты представлены в табл. 58, откуда сле­ дует, что Т (AU) достигает максимума при AU — 3—4т — в случае Ориона и Плеяд, и при А U — 5—6,п — в случае UV Cet и YZ СМі; для AD Leo функция Т (AU) почти постоянна в интервале А U = 0 -ь Зт .

Приведенные в табл. 58 данные, конечно, носят оце­ ночный характер и они еще могут быть уточнены. Но

п сильных вспышек и что слабые, хотя и очень частые, вспышки не играют существенной роли.

Перейдем ко второму вопросу — о средней мощности вспышек т. Согласно (6.4) и (11.6) имеем

мощность вспышки для одной звезды в Орионе почти такая же, как у UV Cet, но в случае Плеяд она в три раза больше, чем в Орионе. В среднем х больше для звезд, находящихся в агрегатах, чем у звезд типа UV Cet. Повидимому, это различие нереально и является резуль­ татом наблюдательной селекции; ведь вспышки с ампли­ тудой меньше 0,6—О"1,7 в агрегатах остаются вне возмож­ ности регистрации.

§8. Нагрев и расширение газовой материи

вассоциациях

Полное число вспыхивающих звезд в Орионе, соглас­ но сделанной выше оценке, должно быть порядка 1000. Если вспышка вызвана выбросом быстрых электронов, то за ІО6 лет только вспыхивающими звездами в Орионе будет освобождено огромное количество энергии, которая, очевидно, будет передана межзвездной материи, окру­ жающей непосредственно систему вспыхивающих звезд. Это может привести к нагреву и расширению межзвездной материи, присутствующей в данной ассоциации. Возмож­ ность нагрева межзвездной материи частицами высокой энергии обсуждается в теоретическом плане довольно часто [209, 210].

Меной [169] путем детального исследования области Ориона на волне монохроматического излучения водорода (21 см) установил факт радиального расширения огром­ ной массы (Ж = 58 ОООМ©) в Орионе со скоростью 10 км/с. Возникает вопрос, не вызвано ли это расширение нагревом межзвездной материи быстрыми электронами, выброшенными вспыхивающими звездами?

При частоте п вспышек за год (иа одну звезду), пол­ ная энергия Е 0, освобожденная N вспыхивающими звез­ дами за t лет в виде кинетической энергии быстрых элект­ ронов, будет

где Р есть полная энергия быстрых электронов, освобож­ денная звездой при одной вспышке, даваемая (6.6). Под­ ставив значение Р в (11.8), найдем для т:

где е — энергия одного быстрого электрона (~ 1,5-10° эВ), R — радиус звезды.

Оценивая кинетическую энергию межзвездной мате­ рии в Орионе, находящуюся в состоянии расширения,

Это на порядок больше того, что мы имели выше для Ориона. Вместе с тем следует иметь в виду, что при вы­ воде этой величины не была учтена роль звезд с эмиссион­ ными линиями (типа Т Тельца), которые также выбрасы­ вают, причем непрерывно, быстрые электроны. Принятая величина радиуса средней звезды (1010 см) также кажется заниженной; увеличение радиуса звезды, например, в три раза, может устранить это расхождение.

Однако, если пренебречь этими эффектами, получа­ ется, что быстрые электроны при принятых выше условиях