Файл: Горбацкий, В. Г. Новоподобные и новые звезды.pdf

Таким образом, из решения задачи о нестационарной конвекции следует новый и важный для астрофизики вы­ вод о возможности вековой неустойчивости конвектив­ ного потока энергии в периодически меняющемся поле тяжести. Возмущение потока / (t; т) растет со временем экспоненциально, так как

/ (t\ т) = Н -\-h (т) -\-h (t; т).

При С0 < 0 величина потока энергии уменьшается, при­ чем, как следует из (26.6), уменьшение особенно сильно сказывается при £ ^ 0 , т. е. у внешней границы конвек­ тивного слоя. Так как поток энергии, поступающей на внутреннюю границу, по условию задачи не меняется, то, следовательно, вблизи этой границы должно происходить накопление энергии, приводящее к разогреву газа.

В случае звезды карлика величина инкремента /г полу­

Для звезды с достаточно протяженной конвективной зоной и асинхронным вращением ДЛ 0,2 [98]. При зна­ чениях других величин, входящих в (27.6), близких к тем, которые характеризуют спутник в системах типа U Gem, получается, что v0 ^ 10-7 сек-1. Таким образом, харак­ терное время нарастания тепловой неустойчивости в хо­ лодном спутнике системы порядка 107 сек. Это совпадает с наблюдаемой продолжительностью интервала между вспышками.

Рассмотренная здесь неустойчивость конвективного потока, естественно, отстутствует у одиночных звезд, поскольку для них е = 0. При очень большом периоде из­ менения g вековая неустойчивость конвективного потока также не проявляется, так как при уменьшении со величи­ на ах -*■ 0 и поэтому АЛ 0 [98].

Возможность уменьшения со временем конвективного потока в слое, находящемся в периодическом гравитацион­ ном поле, была продемонстрирована также путем числен­ ного решения системы уравнений (7.6) — (11.6) при помо­ щи ЭВМ [97].

Тем самым показано, что этот вывод не обусловлен приближениями, которые были сделаны в [98] для того, чтобы стало осуществимым аналитическое решение задачи по нестационарной конвекции.

§ 3. Неустойчивость энергетического равновесия звезды и происхождение вспышки

звезды типа U Gem

Вспышки типа U Gem разделяют на «длинные» и «короткие» (см., например [43]). Во время длинной вспыш­ ки максимальное значение блеска сохраняется долго — в течение 10—15 суток. Поэтому фотометрическая картина вспышки типа U Gem совершенно непохожа на то, что наблюдается при вспышках новых.

Особенно ярко различие с новыми проявляется при вспышках звезд типа Z Cam. В этих случаях период посто­ янного повышенного блеска составляет десятки, а иногда и сотни суток. Так, например, в 1966—1967 гг. блеск си­ стемы Z Cam оставался постоянным и на треть амплитуды (в звездных величинах) меньшим максимального в тече­ ние почти 480 суток. Естественно принять, что светимость систем типа Z Cam в эпохи’продолжительного постоянства блеска соответствует производительности внутризвездных источников энергии [95]. Она равна среднему значению светимости звезды за большой, по сравнению с длиной цикла, промежуток времени. Такой вывод находится в со­ гласии с данными работы [1 0 1 ], в которой отмечено, что в эпоху постоянного блеска (в течение полутора лет) излу­ чение Z Cam в U, В и V областях спектра соответствовало среднему за время обычных изменений типа U Gem.