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

т от времени, поскольку левая часть в (12.12), представ­ ляющая собой относительный блеск в данной фазе вспыш­ ки, известна из наблюдений. После этого, зная наблюдае­ мую зависимость т от t, мы можем попытаться представить эту зависимость формулой типа (12.11). Если эта попытка удастся, то тем самым определятся числовые величины искомых динамических параметров т0 и п.

Результаты анализа, проведенного описанным спосо­

случаях наблюдаемые кривые хорошо представляются

вспышек UV Cet, YZ CMi, AD Leo, Н II 1306. На рис. 83 приведены результаты некоторых из проанализированных вспышек. На всех рисунках кружки или крестики обозна­ чают данные наблюдений, т. е. значения т (if), найденные с помощью п е р е в о д н о й формулы (12.12) или (4.50), где числовые величины Jx (t) берутся из кривых блеска. На этих рисунках сплошными линиями приведены построен­ ные с помощью (12.11) теоретические кривые т (і). При этом числовые значения параметров т0 и п были найдены не методом наименьших квадратов, а по двум произвольно взятым точкам (одна из них соответствует моменту t = t0, при котором т (t0) = т0).

Сводка найденных таким путем числовых значений динамических параметров t0, т0 и п для рассмотренных вспышек приведена в табл. 59. Однако здесь же следует отметить, что приведенные в ней значения т0 для всех звезд являются завышенными; это вызвано тем, что взамен более правильной, но более сложной формулы (4.50) нами была использована более простая, но не совсем соответст­ вующая реальным условиям звездных фотосфер формула (12.4). В последнем столбце табл. 59 указан источник, откуда взяты кривые блеска; они помещены в верхних углах рис. 82. В пяти случаях (обозначенных звездочками) рост блеска до максимума вспышки происходит так быст­ ро, что не было возможности определить велпчииу t0 из имеющихся в нашем распоряжении кривых блеска. В этих

Из приведенных рисунков и табл. 59 можно сделать следующие выводы:

а) Все проанализированные случаи вспышек соответ­

расширяется как сфера так же часто, как и оболочка с постоянной толщиной.

Таким образом, спад блеска максимума вспышки выз­ ван только расширением или разлетом облака быстрых электронов. Эффект расширения электронного облака позволяет представить всю кривую блеска от максимума до момента полного ее исчезновения одной-единственной зависимостью, даваемой формулой (12.12) с подстановкой

значения т (t) из (12.11); при этом вся кривая представ­ ляется одними и теми же значениями т0 и. п. Физически это означает, что в период вспышки, т. е. в первые не­ сколько минут после максимума, режим расширения об­ лака из электронов практически постоянен. Исключение, разумеется, составляют те случаи, когда появляются повторные слабые вспышки в период спада основной вспышки; в этом случае кривые отдельных вспышек, накладываясь друг на друга, образуют пилообразную кар­ тину только осложняющую ее интерпретацию.

Для полноты следовало бы конечно рассмотреть также случай, когда оба указанных эффекта действуют одно­ временно, т. е. происходит уменьшение энергии электронов по закону е~кІ п падение оптической толщи по закону Г'1. Этот случай также был проанализирован количественно в отношении ряда кривых блеска. Однако положительный результат получается опять-таки при к = 0.

§ 4. Закон падения блеска после максимума вспышки

Выше было показано, что спад блеска после максимума вспышки вызван только эффектом расширения электрон­ ного облака. Подставив поэтому значение т (і) из (12.11) в (12.12), получим для теоретической формулы кривой блеска в самом общем случае:

Эта формула применима для любой точки на кривой блеска, начиная от ее максимума до момента полного вос­ становления первоначального блеска звезды.

Для начальной части кривой блеска, сразу после мак­ симума, когда t ~ t0, будем иметь >

(12.15)

На достаточно больших расстояниях от максимума, где i t0, находим, учитывая, что АJx = Jx — 1,

Наконец, в случае слабых вспышек (т0 С 0,1) полу­ чим для всей кривой блеска — от. максимума до полного

290 ГЛ. XII. ДИНАМИКА ВСПЫШКИ

отдельных всплесков. В результате мы имели бы о д н у общую кривую, приписав ее о д и о й вспышке, вдобавок, определяя ее как «сложную».

Проведенный в предыдущем параграфе анализ привел нас к выводу, что форма кривой блеска одной (изолиро­ ванной) вспышки есть нечто универсальное; она, эта форма, не зависит от мощности или амплитуды вспышки и в силу этого должна быть одинаковой для всех вспышек. Поэтому «сложная» форма кривой блеска в каждом отдель­ ном случае должна быть истолкована как слияние простых вспышек разной мощности, т. е. разной продолжительно­ сти п разной амплитуды. До тех пор пока интервал между отдельными вспышками будет меньше постоянной време­ ни (времени накопления) фотоэлектрической системы, та­ кие вспышки будут выделены в чистом виде, а их кривые блеска будут представлены соотношением (12.14).

§ 6. Возможность разделения теплового и нетеплового излучения

Проблема разделения нетепловой составляющей излу­ чения от общего излучения той или иной нестационарной звезды достаточно трудна. В случае вспыхивающих звезд такое разделение осуществляется сравнительно легко благодаря тому, что в этом случае все дополнительное излучение имеет нетепловое происхождение. Это допуще­ ние не произвольное, а подкреплено наблюдениями мы имеем в виду отсутствие факта повышения яркости зв:еэды во время вспышки в инфракрасных лучах, свидетельству­ ющее о том, что вспышка по крайней мере не сопровож­ дается нагревом фотосферы, т. е. повышением ее темпера­ туры.

Иначе обстоит дело в случае нестационарных звезд, у которых колебания блеска вызваны одновременными колебаниями тепловых и нетепловых составляющих. При­ мером могут служить, в частности, долгопериодические переменные звезды. Факт изменения спектрального клас­ са этих звезд с течением времени свидетельствует о тем, что в их фотосферах происходят реальные колебания эф­ фективной температуры. В то же время у большинства объектов этой категории установлены значительные коле­ бания параметров поляризации [173—175]. Такие измѳ-

нения, конечно, не могут иметь отношения к межзвездной среде, и вызваны только явлениями нестационарного ха­ рактера, протекающими в атмосферах самих звезд. Есть предположение, согласно которому колебания поляриза­ ции света у этих звезд вызваны кочующими над их фото­ сферой пылевыми облаками. Но ряд факторов указывает на то, что изменения параметров поляризации у долго­ периодических переменных могут быть вызваны скорее всего процессами нетеплового характера, протекающи­ ми во внешних областях их атмосферы. Мы имеем в виду, в частности, аномальности в цветах долгопериоди­ ческих переменных и редкие случаи вспышек у некоторых из них.

А н о м а л ь н ы е ц в е т а д о л г о п е р и о д и ч е ­ с к и х п е р е м е н н ы х . Колориметрические наблюде­ ния для сравнительно большой группы долгопериодических переменных в системе U ВѴ были выполнены Смаком [171] и Ландолтом [172]; их списки охватывают более 60 звезд, из них около 40 — класса М, остальные принадлежат спект­ ральным классам N и S. Найденные из этих наблюдений

рис. 54); в результате получим картину, изображенную на рис. 84. В тех случаях, когда для данной звезды име­ ется больше одного наблюдения, точки соединены прямы­ ми линиями.

Как следует из приведенного рисунка, часть долгопе­ риодических переменных находится на главной последо­ вательности или близко к ней, но больше половины нахо­

верхние точки на диаграмме).

Около двадцати из этих звезд с аномальными цветами входят в списки Серковского [173, 174] и Цаппалы [175] и показывают колебания параметров поляризации. Эти колебания по характеру самые различные. У одних звезд, например, наблюдается увеличение степени поляризации с ростом блеска звезды (р Сер, %Cyg, S Сер, R And). У других, наоборот, степень поляризации падает, иногда быстро, с увеличением блеска звезды (V CVn, W Peg, Т Тга, U Her, Z UMa). Имеются случаи, притом нередкие,

Ю*