книги из ГПНТБ / Явления нестационарности и звездная эволюция

352 Н Е С Т А Ц И О Н А РН Ы Е О Б Ъ Е К Т Ы Н Е ЗВ Е ЗД Н О Й П Р И Р О Д Ы [Рл. 8

нако, некорректность применения гармонического анализа для вариаций с длительностью того же порядка, что и ин­ тервал, охваченный наблюдениями. Они разработали тест для исключения гипотезы о суперпозиции независимых импульсов. И все же, по мнению Уилера (1972), вопрос о точной периодичности остается открытым.

Энджион и Смит (1972) отметили долголетние вариации

(11—13 лет) также у PKS 2135-14 и PKS 0405-12 по перио­ дограммам — наглядным, но грубым методом. Они также установили систематическое падение блеска двух и воз­ растание блеска трех квазаров на более чем полувековом интервале. Разные знаки этого векового хода указывают, что это скорее фрагменты вековых вариаций, а не измене­ ния светимости эволюционного характера. Все исследован­ ные ими квазары имеют еще прирост на 0™12 за столетие, но он отягчен возможными систематическими ошибками, связанными с плохим качеством снимков в начале нашего века.

К сожалению, пока не изучены вариации показателей цвета и непрерывного спектра квазаров, хотя сильных изменений здесь, по-видимому, нет (Пенстон, Кэннон, 1970). Три оптически сильно переменных квазара показа­ ли значительную степень поляризации (10—20%), изме­ няющуюся соответственно блеску, а два исследовавшихся слабо переменных квазара — незначительную (Кинман, 1967; Кинман и др., 1966; 1968).

Важным обстоятельством является тесная корреля­ ция между оптической активностью квазара и характе­ ром его радиоспектра. Оптически сильно переменные ква­ зары оказались имеющими пологие радиоспектры (Келлерманн, 1966; Басу, 1973) и образуют в статистике квазаров

оптической переменности 14 квазаров ярче 17™ (из них OVV — всего три) и по радиоспектрам (15 пологих спект­ ров на 80 QSO) оценили, что доля оптически сильно пере­ менных квазаров составляет 20% из числа входящих в каталоги ЗС, 4С и PKS. По оценке Пича (1969) по 70 бегло просмотренным на фотографиях квазарам сильно оптически переменных квазаров даже меньше 10%.

Существование двух типов оптической переменности кваза­ ров (сильного и слабого) исключает также гипотезы о пере­ менности блеска квазаров вследствие независимых вспы­ шек звезд в них или затмений протозвездами, потому что по отдельным участкам кривых блеска квазаров получа­ ются противоречивые оценки числа объектов, вызываю­ щих вариации. Поэтому Кэннон и Пенстон отказались от этой выдвигавшейся ими в 1967 г. гипотезы. Но, по их мнению, с имеющимися пока данными нельзя выбрать между следующими возможностями: 1) OVV — после­ довательность квазаров с общими свойствами, различаю­ щихся массами, 2) OVV — эволюционная фаза каждого квазара, 3) OVV — перемежающееся состояние всех ква­ заров, 4) подразделение по силе переменности обуслов­ лено различием наклона к лучу зрения магнитной оси или оси симметрии дискообразного квазара.

В рамках гипотезы сверхмассивного тела, гравитацион­ ный коллапс которого стабилизован в течение ограничен­ ного времени (порядка миллиона лет) вращением (Фау­ лер, 1966), магнитным полем (Гинзбург, Озерной, 1964; Озерной, 1966) или магнитотурбулентным полем (Лейзер, 1965), вариации оптического потока могут объясняться релаксационными колебаниями звезды (Фаулер, 1964; 1965).

Известны два случая колебания яркости линий излуче­ ния квазаров. В случае ЗС 446 в максимумах блеска сла­ беет яркость всех линий. Сендидж и др. (1966) объяснили это колебаниями непрерывного излучения при сохранении постоянного потока в линиях. В случае же ЗС 345 обна­ ружились реальные изменения структуры и интенсивно­ сти только резонансного дублета Mg II 2798 А длитель­ ностью порядка суток (М. Бербидж, Дж. Бербидж, 1966; Дибай, Есипов, 1967; Уомплер, 1967). Объяснение вариа­ ций этого дублета предложено Шкловским (1966): в ква­ заре имеются компактные области Mg II, непрозрачные для излучения в его резонансных линиях; поток реля­ тивистских частиц в этих конденсациях оказывается на сутки запертым магнитным полем и разогревает их, ионизуя еще раз магний, вследствие чего области становятся прозрачными для излучения в дублете и в спектре наблю­ дается всцлеск излучения с характерным временем около суток.

354 Н Е С Т А Ц И О Н А РН Ы Е О Б Ъ Е К Т Ы Н Е З В Е З Д Н О Й П Р И Р О Д Ы [Гл 8

§ 4. Оптическая переменность ядер галактик

Аналогия радиоизлучения, спектров и показателей цвета квазаров и галактик Сейферта и типа N наталки­ вала на поиски оптической переменности галактик этих типов. Такая переменность была обнаружена у N-галакти- ки ЗС 371 (Оук, 1967) и у ядра сейфертовской галактики NGC 4151 (Фитчи др., 1967). Пока исследовано немного пе­ ременных по блеску ядер галактик. Лишь для пяти найдены многолетние коллекции снимков. Изучение перемен­ ности ядер галактик включено в некоторые программы исследования переменности квазаров. Существуют также самостоятельные программы исследования блеска ядер сейфертовских галактик (Зайцева, Лютый, 1968; 1969; Лютый, 1969; 1970; 1971; Бабаджанянц, 1971; Бабаджа-

нянц и др., 1970).

Фотографические измерения блеска N-галактик ана­ логичны по методике измерений блеска квазаров и звезд, так как окружающее гало неярко и вносит незначитель­ ный вклад в блеск объекта. Зато типичные сейфертовские галактики имеют яркие периферийные части, сравнимые с ядром, и переменность потока их ядер выявляется лишь фотоэлектрическими наблюдениями с соответствующими диафрагмами, вырезающими центральную область галак­ тик.

Характер изменений блеска ядер галактик (табл. 51) изучен более фрагментарно, чем у квазаров. Кривые блес­ ка сходны с получаемыми для квазаров, но из-за редкости наблюдений блеска, очевидно, не наблюдалось кратко­ временных вспышек и антивспышек. Так же, как у ква­ заров, обнаружены периоды прекращения больших ва­ риаций блеска, квазипериодичность на интервалах поряд­ ка года (рис. 110) и нескольких лет СУшер и др., 1970). Для ЗС 120 Юркевич и др. (1971) подбором периода с на­ именьшими отклонениями нашли 350-суточный и призна­ ки 22,5-летнего цикла.

Оптически переменные галактики по амплитудам ва­ риаций блеска также можно подразделить на сильно и сла­ бо оптически переменные. В случайной выборке 23 иссле­ дованных Кэнноном и др. (1971) объектов оказалось 7 — OVV, 4 — OV и 8 не классифицировано из-за малости материала. Сильно оптически переменные галактики, за

358 Н ЕС ТА Ц И О Н А РН Ы Е О Б Ъ Е К Т Ы Н Е З В Е З Д Н О Й П Р И Р О Д Ы [Гл. 8

сколько лет, и она пополняется «рекуррентными взрыва­ ми», а третью зону — за 1 0 тыс. лет; масса последней в тысячу раз больше масс двух первых зон.

Сейфертовские галактики, как и квазары, характерны избыточным излучением в миллиметровой и инфракрас­ ной областях спектра (рис. 111). Механизм, поддержи­ вающий непрерывное излучение их ядер, аналогичен пред­ полагаемому в квазарах, а условия для синхротронного излучения в ядрах галактик даже более благоприятны. N-галактики по многим свойствам занимают промежуточ­ ное положение между квазарами и сейфертовскими галак­ тиками.

§ 5. Оптическая переменность компактных объектов типа BL Lac

Штриттматтер и др. (1972) указывают следующие че­ тыре признака компактных нетепловых объектов: 1 ) бы­

имеет сильных спектральных линий, 4) быстрые вариации

нет сильных спектральных линий. Их отсутствие долго не позволяло найти красное смещение объекта и устано­ вить таким образом его внутригалактическое или внега­ лактическое положение и, соответственно, внутреннее или внешнее их сходство с квазарами. Лишь недавно Оук (1974) измерил красное смещение этого объекта и полу­ чил z = 0,06.

Фотометрические исследования (Оук и др., 1969) об­ наружили инфракрасный избыток у объекта. Цвет U — В объекта искажен галактическим поглощением, исправле­ ние которого дает ультрафиолетовый избыток, промежу­ точный между избытками у N-галактик и квазаров (Берто и др., 1969; Дю Пюи и др., 1969; Домбровский, 1970). Влияние межзвездной среды Галактики сказалось и на