книги из ГПНТБ / Гурзадян, Г. А. Вспыхивающие звезды

нентный характер. Однако здесь она «задерживается» недолго; сравнительно скоро, судя по низкой концентра­

Для звезд типа Т Тельца переход из верхней части диаграммы в нижнюю имеет эволюционный смысл, а не вызван случайными причинами, что следует, в частности, из приведенных выше примеров звезд Т Таи и RW Аиг. Эти звезды испытывают колебания ультрафиолетовой активности, вследствие чего их положение на диаграмме меняется. Однако такие перемещения носят локальный характер. Каждая звезда, будучи нестационарной, но с непостоянным темпом генерации непрерывной эмиссии, может колебаться вокруг некоего среднего положения на диаграмме и вместе с тем медленно спускаться вниз по мере своего развития.

§ 4. Особо активные звезды типа Т Тельца

Существуют звезды типа Т Тельца с необычайно силь­ ным ультрафиолетовым излучением. Типичным предста­ вителем этой категории объектов является NX Mon, из­ вестная переменная звезда в скоплении NGC 2264 в Еди­ нороге. Чтобы составить некоторое представление о мощ­ ности излучения этой звезды в ультрафиолете, достаточно сказать, что по цвету в £/-лучах она сравнима со звезда­ ми класса О, в то время как в визуальных лучах ее цвет соответствует звездам класса F — К. Это следует из результатов четырех измерений Уолкера [131], приведен­ ных ниже:

ß другое время, по-видимому, в состоянии повышен­ ной активности этой звезды, было найдено U — В —

— —1"1,35, В — V — + 0Т‘,57 (фотоэлектрические изме­ рения [135]).

Сходным с NX Mon объектом является другая пере­ менная звезда в Орионе — ВС Огі (Наго 119); для нее было найдено U — В — —O'",93; В — V = + 1т ,02 [135]. Мощное ультрафиолетовое излучение обнаружено также у HS Огі, СЕ Огі, AU Огі, VY Огі; все они являются чле-1 нами ассоциации Ориона.

Как велика доля звезд, исключительно активных в ультрафиолете, среди объектов типа Т Тельца? Чтобы ответить па этот вопрос, Аро и Хербиг [122] ставили спе­ циальные наблюдения методом мультиизображений — по­ лучение трех изображений звезды на одной и той же плас­ тинке в синих, желтых и ультрафиолетовых лучах после­ довательно. В результате они пришли к следующим выводам:

1. Из 175 звезд с ІЩ-эмисспей в Орионе, 28 (16%) име­ ют необычайно высокую яркость в ультрафиолете по сравнению с нормальными карликами. В скоплении NGC2264 из 73 звезд с ІЩ-эмиссией 14(19%) являются не­ нормально яркими в ультрафиолете. Из этих данных следу­ ет, что относительная встречаемость ярких в ультрафиолете объектов одинакова в обеих группах звезд типа Т Тельца

идовольно высока.

2.Сильная активность в ультрафиолете встречается только у звезд с эмиссионными линиями. Щелевые спект­ рограммы этих звезд, как правило, указывают на их принадлежность к типу Т Тельца. Ультрафиолетовый

эксцесс обнаруживается у звезд, интенсивность На-эмис- сии которых находится в пределах оценки от «средней» до «очень сильной». Сильный ультрафиолетовый эксцесс не совместим со слабой На-эмиссией. Вместе с тем не все известные звезды с На-эмиссией показывают ультрафио­ летовые эксцессы.

приблизительно к классу М или поздним подклассам К. Спектры этих звезд лишены структуры — линии погло­ щения отсутствуют совершенно. В области с X < 3800 Â распределение энергии отличается от того, которое обычно характерно для звезд поздних классов. Рост ин­ тенсивности в непрерывном спектре начинается с 3750 Â и, достигая широкого максимума около 3700 Â, падает в

222 ГЛ. X. ЗВЕЗДЫ ТИПА Т ТЕЛЬЦА

сторону коротких волн. Вообще-то присутствие эмиссион­ ной линии На в спектре следует рассматривать как кри­ терий наличия ультрафиолетовой эмиссии.

4. Обнаруживаются и некоторые различия среди звезд, очень активных в ультрафиолете. Например, спектр HS Огі (Наго 46) отличается от спектров NX Mon, AU Ori и ВС Огі. Непрерывный спектр HS Огі в длинноволновой области очень похож на непрерывный спектр звезды клас­ са F, рост интенсивности около 3750 А менее заметен, чем у остальных звезд. У RW Аиг это несоответствие от­ сутствует. В то же время, как по распределению энер­ гии, так н по характеру ярких линий спектр HS Огі ана­ логичен спектру RW Aur (HS Огі является первой звездой

сэмиссионным спектром типа RW Aur, найденной в Ори­ оне). Любопытно, что в максимуме блеск HS Огі слабее ярчайших звезд типа Т Тельца в Орионе почти на три величины, в то время как RW Аиг в максимуме сравнима

сярчайшими объектами, связанными с облаками Тельца.

5.Некоторые звезды с ультрафиолетовым эксцессом показывают заметные колебания эмиссии На. При этом интенсивность непрерывного спектра также может ме­

няться, что следует из наблюдений Джоя [136] звезды YZ Таи. Как отмечалось выше (§§9 и 10 гл. IX), теоретичес­ ки здесь возможны разные комбинации, в частности, могут иметь место значительные колебания интенсивности На практически без заметных колебаний блеска звезды в непрерывном спектре.

Необычайно сильная непрерывная эмиссия в облас­ ти коротких волн свойственна следующим трем типам объектов:

а) звездам, имеющим более или менее постоянно при­ сутствующую непрерывную эмиссию;

б) некоторым типам вспыхивающих звезд, у которых эмиссия испытывает частые и, быть может, непрерывные изменения;

в) вспыхивающим звездам, у которых эмиссия появля­ ется только в момент вспышки.

Особо активные в ультрафиолете звезды типа Т Тель­ ца занимают крайнее положение в последовательности этого типа объектов и существенно отличаются от их обычных представителей. Поэтому целесообразно выде­ лить среди звезд типа Т Тельца особую группу, отличаю­

тов—sdB н G5, периоды обращения — 6 часов 38 минут. У SS Cyg обнаружены значительные колебания блеска, сопровождаемые изменениями цвета.

Обе звезды, UX ШІа и SS Cyg, во многом отличают­ ся друг от друга. Но есть между ними и сходство. Оно проявляется в местонахождении на цветовой диаграмме и, в особенности, в характере и пределах изменений цве­ та. Это обстоятельство наталкивает на предположение: не вызваны ли указанные изменения появлением быстрых электронов в атмосфере одного из компонентов в период их повышенной активности? Любопытно заметить, что в нормальных условиях UX UMa и SS Cyg находятся на цветовой диаграмме ближе к области, соответствующей модели горячего газа. Только в периоды повышенной активности они выходят далеко из этой области, доби­ раясь до золы расположения звезд типа NX Мон.

Сделанное предположение, по-видимому, недалеко от истины. Иногда SS Cyg показывает явные симптомы вспышки. Имеется несколько зарегистрированных вспы­ шек этой звезды, а в двух случаях были получены спект­ рограммы непрерывного излучения вспышек в области 4100—3550 Ä [138]. При этом распределение энергии в непрерывном спектре значительно расходится с тем, что мы имеем в случае плаиковского излучения с бесконеч­ ным значением эффективной температуры.

§ 5. Изменения U — JB и В — V по времени

Немало интересного можно установить, проследив за характером изменений цвета данной нестационарной звезды на диаграмме U — В ~ В — V. В качестве при­ мера проанализируем результаты электрофотометрических измерений Варшавского [139] для одной группы звезд

226 ГЛ. X. ЗВЕЗДЫ ТИПА Т ТЕЛЬЦА

вспышечпой активности. Иногда наблюдаемые линии (тре­ ки) почти параллельны этим кривым. В таких случаях изменения цвета вызваны только колебаниями активности звезды, причем эти колебания не сопровождаются изме­ нением ее температуры. Вместе с тем имеются случаи, когда эти треки не параллельны расчетным кривым. Тогда их можно разложить па две составляющие — параллель­ ные главным кривым и перпендикулярные к ним. Парал­ лельная составляющая, очевидно, указывает долю нетеп­ лового излучения в общем изменении цвета, а перпенди­ кулярная составляющая — долю теплового излучения, т. е. изменения температуры звезды. Судя по представлен­ ным на рис. 74 данным, вклад тепловой составляющей все-таки невелик. Однако использованный здесь наблюда­ тельный материал недостаточен для того, чтобы сделать окончательные выводы.

К таким же выводам приводит анализ результатов наблюдений Смака над другой группой звезд типа Т Тель­ ца [133]. Из этой группы звезд 14 были измерены два-три раза и в разное время. Для восьми из них — сюда входит и сама звезда Т Таи — ход изменения U — В от В — V оказался параллельным теоретическим кривым; для них изменения цвета почти целиком вызваны колебаниями не­ тепловой составляющей излучения. В случае остальных шести звезд оба фактора, тепловые и нетепловые, играют одинаковую роль.

§ 6. Амплитуды колебания блеска

Звезды типа Т Тельца классифицируются нами как объекты, находящиеся в состоянии «стационарной неста­ ционарное™», причем имеется в виду перманентность их вспышечной активности. Поэтому сильных колебаний за короткое время в их блеске не следует ожидать (мы не имеем в виду случаи настоящих вспышек). Чтобы можно было составить определенное представление о характере изменений блеска звезды, необходимо располагать данны­ ми наблюдений в двух или трех лучах за период, охва­ тывающий по крайней мере несколько лет. Этим, в част­ ности, следует объяснить крайнюю малочисленность фо­ тометрических данных о звездах типа Т Тельца.

228 ГЛ. X. ЗВЕЗДЫ ТИПА Т ТЕЛЬЦА

Р/г, где е есть энергия одного электрона. Допустив, од­ нако, что истечение быстрых электронов происходит с мощностью Р эрг/с, мы можем определить верхнюю границу суммарной энергии, потерянной звездой Т Тель­ ца в течение своего существования.

При радиусе звезды типа Т Тельца порядка г* ~ 1 і?@ и энергии быстрых электронов ц = 3 будем иметь из

(10.1)

Т Тельца характеризуется величиной х ~ 0,001 (см. §3), причем эта активность продолжается t ~ ІО5 лет. Отсюда найдем

Pt — ІО49 эрг.

Для очень активных звезд типа Т Тельца, какими являются объекты типа NX Mon, «вспышечная» актив­ ность равна т ~ 0,01 в течение t 104 лет. Это дает опять

Pt ~ ІО49 эрг.

В § 13 главы VI было найдено для полной энергии, потерянной обычной вспыхивающей звездой типа UV Cet, для которой т ~ 0,001 и t ~ ІО8 лет,

Р, — 104в эрг.

Приведенные числа, как бы приблизительны они ни были, позволяют сделать важные заключения о темпах и способах потери энергии звездой за время ее существо­ вания, в особенности за первоначальный период. Прежде всего, звезда за первые десять тысяч лет теряет столько энергии, сколько за следующие сто тысяч лет. Далее, она за весь период нормальной «вспышечной» активности, т. е. за 10s лет, теряет в тысячу раз меньше энергии, чем за первые десять тысяч лет. Практически звезда освобож­ дается от «излишней» энергии уже в очень раннем периоде своей жизни.

Если перейти от суммарной величины потери энергии к удельной потере, т. е. энергии, потерянной звездой данного типа за год, то распределение «удельной потери»