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

230 ГЛ. X. ЗВЕЗДЫ ТИПА Т ТЕЛЬЦА

вспыхивающих звезд лучеиспускание является преобла­ дающей формой освобождения звездной энергии. В про­ тивоположность этому, у звезд типа Т Тельца, и в осо­ бенности типа NX Mon, основной формой освобождения внутризвездной энергии является корпускулярное излу­ чение, выброс быстрых электронов; лучеиспускание у них играет незначительную роль.

К выводу об исключительной роли и преобладающем значении процессов выброса элементарных частиц с вы­ сокой энергией — корпускулярной радиации — в общем балансе энергообмена у звезд типа Т Тельца приходит другим путем также Поведа [141, 142].

Теорию корпускулярной радиации звезд типа Т Тель­ ца Поведа выдвигает с целью объяснить их инфракрасные эксцессы. Согласно этой теории инфракрасные эксцессы вызваны нагревом окружающей звезду пылевой оболоч­ ки — протопланетного облака — в результате прохожде­ ния сквозь нее корпускулярного потока, испускаемого самой звездой. Сходная интерпретация инфракрасного эксцесса была предложена также Хуангом [143]. Важно отметить, что в этом случае инфракрасный эксцесс в конеч­ ном счете имеет нетепловое происхождение.

В связи с последним замечанием — о нетепловой при­ роде инфракрасного излучения у звезд типа Т Тельца, следует упомянуть измерения Мендозы [127] по суммарной светимости некоторых из этих звезд. Под суммарной све­ тимостью понимается при этом интегральное излуче­

~ 800 L Q для R Моп и т. д. Эти цифры превышают при­ нятую выше при наших вычислениях светимость звезды

быть уточнены в дальнейшем. Следует признать, однако, что эти выводы не совмещаются с обычными представле­ ниями о путях и формах освобождения звездной энергии.

§ 8. Эмиссионные линии

Возбуждение эмиссионных линий у звезд типа Т Тель­ ца происходит таким же образом, как у обычных вспы­ хивающих звезд. Сами эмиссионные линии рождаются в более или менее протяженной хромосфере звезды. Иони­ зация в хромосфере осуществляется за счет падающего извне коротаоволнового излучения комптоновского про­ исхождения. Оболочка или облако из быстрых электронов находится над хромосферой, но, по всей вероятности, ниже протопланетиого облака, окружающего звезду, и состоящего из пылевых частиц [141].

Судя по размытости эмиссионных линий, неравномер­ ное истечение газовой материи с поверхности звезды типа Т Тельца все-таки происходит. На это указывают ре­ зультаты детальных спектроскопических исследований. Например, Вестон и Аллер установили заметные спект­ ральные изменения, происходящие у звезд типа Т Тельца за 24 часа, и более мелкие изменения, происходящие в течение всего пяти часов [144]. Однако скорость истече­ ния сравнительно небольшая — порядка 100 км/с. Ко­ личество массы, потерянной звездой в результате такого истечения, составляет около ІО'5 ЭД® за год, что, по-ви­ димому, несколько завышено [123].

Если Ьс-излучение проникает достаточно глубоко в хромосферу, возбуждение эмиссионных линий водорода может происходить также в ее глубоких, более плотных слоях. В этом случае самопоглощение будет неизбежным, вследствие чего декремент вышедших из хромосферы эмис­ сионных линий будет отличаться от декремента для опти­ чески тонкой среды (планетарные туманности). В част­ ности, декремент будет менее крут, и в этом отношении он должен быть схож с декрементом для вспыхивающих звезд. Однако, в отличие от них, излучение в эмиссионных ли­ ниях в случае звезд типа Т Тельца, прежде чем добраться до наблюдателя, должно пройти сквозь протопланетное облако. Это несколько исказит относительные интенсив­ ности линий. В результате по своей крутизне бальмеровский декремент у звезд типа Т Тельца будет промежуточ­ ным между декрементами вспыхивающих звезд и плане­ тарных туманностей.

Данных об относительных интенсивностях эмиссионных линий в спектрах звезд типа Т Тельца пока немного. В табл. 51 приведены результаты измерений для двух очень активных в ультрафиолете и хорошо нам известных звезд — NX Мон и VY Огі [145]; для первой звезды име­ ются три серии измерений, относящихся к трем разным

датам наблюдений. Измерения интенсивностей эмиссион­ ных линий обычно не отличаются высокой точностью, поэтому трудно судить, в какой мере разброс в приведен­ ных величинах реален и вызван колебаниями активности звезды.

Описанная выше модель атмосферы звезд типа Т Тель­ ца таит в себе возможности объяснения некоторых стран­ ностей в распределении непрерывной энергии в их спект­ ре. Странности заключаются прежде всего в том, что в ультрафиолетовой и в инфракрасной областях спектра эти звезды излучают значительно больше энергии, чем следовало бы из закона Планка, соответствующего эф­ фективной температуре звезды (§ 2 гл. I). В нашем случае облако из быстрых электронов вокруг звезды приводит к генерации дополнительного излучения в ультрафиолете и этим можно объяснить наблюдаемые ультрафиолетовые эсцессы. В то же время протопланетное облако, нагреваясь корпускулярным потоком и нетепловым излучением ком-

птоиовского происхождения, само становится источником дополнительного излучения с максимумом энергии в да­ лекой инфракрасной области. Сумма этих двух видов излучения, ультрафиолетового и инфракрасного и дает наблюдаемый спектр. Разработка количественной теории подобной комбинированной атмосферы может представить определенный интерес.

§ 9. Эмиссионные линии при слабых вспышках

У большинства нестационарных звезд, в том числе и у звезд типа Т Тельца, иногда наблюдаются значительные колебания интенсивности эмиссионных линий без замет­ ных колебаний блеска звезды в общем свете. Анализ фор­ мулы (9.30) показывает, что подобное явление возможно при слабых вспышках, когда т <С 0,01. В этом случае мо­ гут возбуждаться эмиссионные линии, причем достаточно сильные, чтобы удалось их обнаружить. Вместе с тем значительные колебания интенсивности этих линий не будут сопровождаться сколько-нибудь заметными коле­ баниями блеска звезды в фотографических и, в особенно­

чений т. Там же приведены амплитуды колебания блеска

Десятикратные и вполне заметные колебания в интен­ сивности эмиссионной линии, как следует из табл. 52, хотя и сопровождаются значительными колебаниями блеска звезды в V- и 5-лучах, но сами абсолютные

Структура непрерывного спектра звезды при слабых вспышках выглядит так, как это изображено па рис. 75; на нем приведены кривые распределения энергии (в шка­ ле длин воли) в непрерывном спектре звезды класса МО при трех значениях х : 0,01, 0,005 и 0,001. Пунктирной вертикальной линией указана граница ионизации водорода; интенсивность линии На пропорциональна энергии, на­ ходящейся слева за этой границей. Таким образом, в рам­ ках гипотезы быстрых электронов становится понятным и факт отсутствия в некоторых случаях видимой корреля­ ции между колебаниями интенсивности линии На и обще­ го блеска звезд типа Т Тельца и аналогичных объектов.

Из изложенного следует также, что при слабых вспыш­ ках интенсивности эмиссионных линий особенно чувст­ вительны к мощности вспышки. Поэтому эти линии можно использовать в качестве индикаторов колебания нетепло­ вой активности звезды.

§ 10. Эволюция звезд типа Т Тельца

На теоретической диаграмме U — В ~ В — V звезды типа Т Тельца занимают всю область от главной после­ довательности до самой верхней границы диаграммы. При этом положение каждой звезды на диаграмме соот­ ветствует определенной степени ее активности, т. е. опре­ деленной величине т (см. рис. 71). На самой верхней части диаграммы находятся особо активные в генерации неп­ рерывной эмиссии звезды, которым мы дали название «объекты типа NX Моп»; для них х ~ 0,1 ~ 0,01. Ниже расположены звезды со средней активностью, когда

т~ 0,01 0,001. Еще ниже и до главной последователь­ ности рассеяны звезды с умеренной активностью, для которых г ~ 0,0001 и меньше. Наконец, на главной пос­ ледовательности или вблизи нее находятся обычные вспыхивающие звезды типа UV Cet.,

Любая звезда типа Т Тельца является прежде всего нестационарным объектом. Это значит, что она не может сохранить степень своей активности — данную величину

т— бесконечно долго. В промежутке времени, сравнимом

спродолжительностью жизни звезды, она должна посте­ пенно перемещаться по диаграмме, осуществив своего рода дрейф от верхней границы диаграммы к нижней.

23G ГЛ. X. ЗВЕЗДЫ ТИПА Т ТЕЛЬЦА

Таким образом, эволюционное истолкование своеоб­ разного распределения звезд типа Т Тельца на диаграмме U — В ~ В — У кажется наиболее разумным,— попытка, вообще говоря, не новая [130]. Исходным состоянием этой эволюции является то, в котором оказывается звезда сразу после рождения, а именно, состояние звезды типа NX Mon. Затем звезда спускается вниз, занимая проме­ жуточное положение, где находятся «обычные звезды типа Т Тельца». Наконец, с переходом звезды на главную пос­

к и х вспышек т. е. опа становится типичной вспыхиваю­ щей звездой. В результате вырисовывается следующая эволюционная последовательность [146]:

Звезды типа N X Mon —>ОЗычные звезды типа Т Тельца —>- —>Вспыхивающие звезды,

или символично:

NX Mon —> Т Тельца —> UV Cet.

Распределение звезд типа Т Тельца на диаграмме не имеет признаков скучивания или разрывов. Отсюда мож­ но заключить, что эволюции NX Mon-)- Т Тельца —UV Cet идет непрерывно, без скачков и разрывов. Судя по тому, что точек в верхней части диаграммы гораздо мень­ ше, начальная фаза эволюции — состояние NX Mon — должна протекать очень быстро. Затем темп эволюции сни­ жается и становится совсем медленным около главной последовательности.

Продолжительность нахождения звезды в фазе NX Мои, таким образом, самая короткая. Мьг даже можем оценить эту продолжительность. В самом деле, по данным Аро, звезды типа NX Мои составляют около 15% всех звезд типа Т Тельца в ассоциациях. Это значит, что продолжи­ тельность жизни звезды в состоянии NX Mon должна быть почти на порядок меньше продолжительности жизни нор­ мальных звезд типа Т Тельца. Последняя — порядка 2 -ІО5 лет (см. следующий параграф). Поэтому продол­ жительность жизни, вернее, возраст звезд типа NX Мои будет порядка 2 ч- 3 • 104 лет.

Для звезд типа Т Тельца, находящихся в скоплении NGC 2264, Уолкер 1131] построил более детальную цвето­ вую диаграмму. Внимательное изучение этой диаграммы выявляет следующие интересные особенности в распреде­ лении звезд Т Тельца в зависимости от степени их ин­ тенсивности:

а) Когда звезда типа Т Тельца находится далеко от главной последовательности, то она, как правило, пе­

Примером такой звезды может служить опять та же NX Мон. В ее спектре присутствуют довольно сильные эмиссионные линии На, Ыр, Hs, Н ѵ и вместе с тем она переменная но общему блеску; амплитуда колебания блеска в период наблюдений Уолкера составляла 0т ,57 в визуальных лучах. Ясно, что такая «двойная» нестационарность не может продолжаться долго, и звезда должна сравнительно быстро перейти в состояние «нормальной» яестационарности.

Эволюционная последовательность NX Mon —> Т Тель­ ца —> UV Cet была выведена на основе анализа цветовых характеристик звезд. Имеются, однако, другие факты, подтверждающие разумность этой последовательности, на которых мы остановимся в следующих параграфах.

§ 11. Видимое распределение вспыхивающих звезд и звезд с На-э миссией в Орионе

переходят в группу вспыхивающих звезд, мы должны наблюдать заметное различие в характере видимого рас­ пределения и размерах систем обоих типов объектов в данной ассоциации [147]. Вместе с тем это различие может быть обнаружено с уверенностью только в том случае, если количество известных в данной ассоциации звезд интересующих нас типов будет достаточно велико. В этом отношении наиболее подходящими объектами пока явля­ ются Орион и Плеяды.

Остановимся прежде на ассоциации Ориона. Списки 301 вспыхивающей звезды в Орионе, обнаруженных до 1970 г., приведены в статьях Аро и Чавиры [16, 69], а

Рис. 76. Распределение вспыхивающих звезд в ассоциации Ориона. Точки — данные Аро и Чавиры [16, 59], кружки — данные Розино и Пигатто [60].

также Розино и Пигатто [60]. Список 267 звезд с Наэмиссией и сходных объектов в Орионе приведен в ста­ тье Аро [148]. По этим данным составлены карты види­ мых распределений для вспыхивающих звезд (рис. 76) и звезд с На-эмиссией (рис. 77). В центре этих карт, обоз­ наченном крестиком, находится туманность Ориона, вер­ нее, звезды Трапеции.

На обеих приведенных картах четко выделяется прежде всего влияние поглощающего света вещества на характер видимых распределений звезд. Оно выражается, в част­ ности, в асимметрии распределения звезд, а также в воз­ растании их общего количества в направлении, отличаю­ щемся сравнительной прозрачностью. Однако поглощаю­ щая материя, искажающая видимое распределение ин­ тересующих нас типов звезд, практически не будет влиять

Рис. 77. Видимое распределение зізезд с На-эмнссиеіі в Орионе.

на характер их о т н о с и т е л ь н о г о распределения. Поэтому результаты анализа этого относительного рас­ пределения, в частности, изменение отношения их поверх­ ностной концентрации с удалением от центра ассоциации Ориона, будет иметь реальный физический смысл.

Исходя из этого, вся область Ориона, размером 4 х 4°, была разбита на пять концентрических зон — от I до V, так, как это указано на рисунках 76 и 77. Размеры зон