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

Однако вывод об отсутствии инфракрасного эксцесса нельзя считать окончательным, а тем более общим для всех вспыхивающих звезд. Во всяком случае у нас нет основания исключить возможность наличия инфракрас­ ного эксцесса у звезд типа UV Cet, хотя бы в небольших

Рис. 2. Распределение энергии в спектрах вспыхивающих звезд Наго 146 (Р 1553), Наго 77 (Р 2305), звезды Т Таи и абсолютно черного тела при Т = 2900° К ( B y ) в интервале от 3400 до 50 000 А.

Интенсивность у 10 000 А принята за единицу.

размерах. Что касается звезд, находящихся в звездных ассоциациях и скоплениях, то среди них могут существо­ вать и те и другие типы; ведь в звездных ассоциациях вспы­ хивают также звезды Т Тельца, т. е. типичные объекты с инфракрасным эксцессом.

Для дальнейшего нашего изложения существенно то обстоятельство, что при выводе соответствующих теорети­ ческих соотношений нормальный, т. е. невозмущенный спектр звезды в инфракрасной области спектра можно представить формулой Планка при заданной эффективной температуре излучения звезды.

Частотой вспышек называется среднее число актов вспышек, имевших место за определенный промежуток времени, например, за один час или за одни сутки. Иногда в качестве частоты вспышек берется средний промежуток времени между двумя последовательными вспышками.

Частота вспышек сильно зависит от амплитуды вспы­ шек: чем меньше амплитуда, тем больше частота. Мини­ мальная величина амплитуды, при которой вспышка еще могла быть зафиксирована, разная у разных наблюда­ телей и зависит от многих факторов — размера зеркала телескопа, методики и специфичных особенностей реги­ стрирующей аппаратуры, блеска и спектрального класса звезды, качества изображения, состояния неба и т. д. Поэтому при сравнительных анализах следует опираться на возможно однородный наблюдательный материал.

Несмотря на указанную трудность, мы в настоящее время имеем достаточно правильное представление о ча­ стоте вспышек по крайней мере для звезд типа UV Cet. Оно основано на анализе [19] более чем 900 вспышек около 20 вспыхивающих звезд, рассеянных в окрестностях Солн­ ца (см. табл. 21).

В таблице 2 приведены численные значения частоты вспышек / — числа актов вспышек со всевозможными амплитудами за сутки (за 24 часа) для каждой звезды и в данном спектральном диапазоне. Для некоторых звезд

звезд. В конце табл. 2 приведены также данные для одной интересной звезды в Гиадах — Н И 2411, спектрального класса М4е; за 551 час суммарного времени наблюдений было зафиксировано 48 вспышек этой звезды в САлучах с амплитудами Д U > 0,5 (среди них два случая с макси­ мальной амплитудой 3"\7) [21]. Это дает для частоты fu = = 2,2 вспышка/сутки или 11,2 часа для среднего интер­ вала между двумя последовательными вспышками. Аб­ солютная светимость этой звезды неизвестна; по прибли­ зительной оценке в V лучах она должна быть порядка 11т .

Приведенные в табл. 2 данные позволяют установить следующие закономерности:

зависимость частоты вспышек в U-лучах от М у, построен­ ная только по результатам довольно однородных наблю­ дений Кункела [20] для группы вспыхивающих звезд.

Звезда UV Cet является одной из абсолютно наиболее слабых среди вспыхивающих звезд (Мѵ = 16,1); в U- лучах она вспыхивает в среднем через каждые 20 минут. Другая звезда — AD Leo, в сто раз ярче по абсолютной светимости, чем UV Cet, вспыхивает гораздо реже — в среднем через каждые три часа.

б. Для всех звезд, независимо от спектрального клас­ са, абсолютной светимости, амплитуды вспышек и т. д.,

и AD Leo, зависимость частоты вспышек от спектрального диапазона наблюдений представлена графически на рис. 4, откуда следует, что характер этой зависимости во всех случаях почти одинаков.

Частота вспышек в (7-лучах, как правило, на порядок больше, чем в F-лучах. Отсюда следует, что при поисках новых вспыхивающих звезд или проверке наличия

вспытечной активности у той или иной звезды наблюде­ ния непременно следует вести в [/-лучах, при условии, од­ нако, что в этих лучах и в нор­ мальных условиях обследуемая звезда находится в доступных для данного телескопа преде­ лах.

Приведенные в табл. 2 данные относятся к вспышкам со всевозможными амплитудами, практически больше 0"‘,1. Что касается частоты вспышек Ф (Д [/) с заданной амплитудой A [/, то для определения ее численной вели­ чины имеем

шек в U-лучах (см. § 9). Аналогичное (1.4) соотношение можно написать также для определения частоты вспышек с заданной амплитудой в В- и У-лучах.

Функция F (АU) убывает с увеличением А U. Поэтому Ф (АU) уменьшится в сторону больших амплитуд. Поль­ зуясь данными таблиц 2 и 7, находим из (1.4), например, что средний интервал времени между двумя последова­ тельными вспышками в [/-лучах и с амплитудой больше

l m, составляет около 40 минут для UV Cet и около 24 ча­ сов для AD Leo.

Несколько иная картина наблюдается в случае вспы­ хивающих звезд, являющихся членами звездных ассоциа­ ций и молодых звездных скоплений; соответствующие данные для них приведены в табл. 54 (гл. XI).

Выше мы нашли для среднего интервала времени меж­ ду двумя последовательными вспышками с амплитудой больше 1т величину порядка 24 часов для AD Leo и зна­ чительно меньше для UV Get. Сравнивая это с тем, что приведено в табл. 54, видим, что частота вспышек в ас­ социациях более чем на порядок меньше, чем для вспы­ хивающих звезд в окрестностях Солнца. Однако это не так; условия наблюдения вспыхивающих звезд в агре­ гатах таковы, что вспышки самплитудами меньше 0,6—0т ,7 практически не могут быть установлены. Вследствие этой селекции всякое сопоставление между собой частот обеих категорий вспыхивающих звезд не будет уместным.

Труднее обстоит дело с зависимостью средней про­ должительности вспышки от спектрального класса. Вы­ вести ее по данным наблюдений вспыхивающих звезд, рассеянных в окрестностях Солнца, практически невоз­ можно хотя бы потому, что почти все эти звезды принад­ лежат к спектральному классу М4—Мб. Иное дело в ас­ социациях, где спектральный диапазон вспыхивающих