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

20 ГЛ. I. ОБЩ ИЕ С В ЕД ЕН И Я О ВСПЫ ХИВАЮ Щ ИХ З В Е ЗД А Х

астрономов из других обсерваторий — Асиаго (Италия), Бюракан (СССР) и др., было открыто большое количест­ во вспыхивающих звезд в ряде звездных ассоциаций и

Ориона, где обнаружено более 300 вспыхивающих звезд. Вслед за ней идет скопление Плеяд, где открыто почти 300 вспыхивающих звезд, скопления NGC 2264, Ясли и др. Общее количество вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях по данным до 1970 г. порядка 700. Простые статистическиесопоставленияпоказывают, что реальное их количество в ассоциациях и скоплениях долж­ но быть значительно, а в некоторых случаях почти на по­ рядок больше приведенной величины. Это уже соизмеримо с общим количеством звезд в ассоциациях. Отсюда следует, что каждая звезда в ранний период своей жизни, вероятно, должна пройти через состояние вспышечной активности.

Последнее утверждение при достаточном обосновании может приобрести особое значение для звездной космого­ нии. Оно утверждает новое свойство звездных недр и внутризвездной материи, а именно, импульсивное освобож­ дение в значительных количествах внутренней энергии в форме спонтанной вспышки является таким же необ­ ходимым свойством нестационарной, еще не совсем сфор­ мировавшейся звезды, как свойство избавления от лишней массы путем истечения или выброса газовой материи в процессе эволюции звезды.

§ 4. Определение вспышки

Как определить вспышку? Как отличить ее от обычных неправильных колебаний блеска звезды? Очевидно, здесь необходимо иметь какие-то количественные критерии. Во всяком случае, употребляемое до сих пор определение вспышки как «быстрое и сильное повышение блеска звезды» так или иначе является субъективным.

Поставленный вопрос был предметом неоднократных обсуждений. Ряд наблюдателей [12—14] обратили внима­ ние на так называемые «вторичные» или «медленные» не­ правильные колебания блеска с небольшой амплитудой. Часто бывает трудно отличить вспышку с малой амплиту­ дой от «вторичных» неправильных колебаний блеска.

значительных колебаний блеска у отдельных звезд, одна­ ко в силу того, что эти колебания протекают очень долго, они не могут считаться вспышкой. Продолжительность пребывания звезды в состоянии повышенного блеска так­ же не может стать характеристикой вспышки; возможны незначительные повышения блеска даже за короткое время. По-видимому, в качестве критерия для определе­ ния вспышки следует брать соотношение этих двух вели­ чин, т. е. темп нарастания блеска звезды во время вспыш­ ки. Аро 116], подробно обсуждая этот вопрос, приходит к заключению, что темп нарастания блеска звезды во вре­ мя вспышки около 0т ,005 с-1 следует считать минимальной величиной для определения вспьшіек. Это значит, что эруптивная переменная, которая увеличивает свой блеск со скоростью 0т ,3 мин'1, может быть классифицирована как вспыхивающая звезда. С другой стороны, известно много случаев, когда нарастание блеска во время вспышки происходит со скоростью 0,1 -н 0т ,25 с-1.

В качестве дополнительного критерия для определе­ ния вспышки можно использовать кривую блеска вспышки после максимума. Дело в том, что кривая блеска в своей нисходящей ветви имеет весьма определенную форму, характерную для вспыхивающих звезд, причем ее форма не зависит от амплитуды или продолжительности вспыш­ ки, или повышения блеска. Она зависит только от самой природы вспышки (см. гл. XII).

§ 5. Кривая блеска. Два типа вспышек

Кривой блеска называется ход изменения блеска звез­ ды во время вспышки. Она строится путем фотографиро­ вания звезды методом цепочек — с кратковременными экспозициям и на одной пластинке. Если звезда слабая, то приходится прибегать к удлиненным экспозициям. Это приводит к «размягчению» кривой блеска, т. е.

куменьшению истинной амплитуды повышения блеска;

втаких случаях измерения дают лишь нижний предел ам­ плитуды.

Иначе обстоит дело в случае фотоэлектрического мето­ да построения кривой блеска. При постоянной времени

регистрирующей аппаратуры порядка нескольких секунд фотоэлектрический метод позволяет следить за многими подробностями развития вспышки, чего нельзя было сде­ лать при фотографическом методе. Фотоэлектрический метод является, кроме того, единственным способом ре­ гистрации очень короткоживущих (порядка одной минуты и меньше) и быстро протекающих вспышек.

Обычно кривую блеска представляют в виде графика зависимости между временем и величиной.

(1.1)

представляющей собой «поток вспышки», т. е. поток из­ быточного излучения Ej, возникающий при вспышке, выраженной в единицах потока Е0 от звезды в нормальном состоянии. Очень часто «поток вспышки» представляют также в звездных величинах, т. е.

Величина Ат называется амплитудой вспышки и является одним из основных параметров кривой блеска.

Примеры кривых блеска вспышек будут приведены в последующих главах, здесь же остановимся на одном, общем для всех кривых блеска свойстве.

Несмотря на большое разнообразие в формах кривых

ных параметров кривой блеска — а и Ь, где а — проме­ жуток времени от начала вспышки до максимума, а b — промежуток времени от максимума до полного восстанов­ ления первоначального блеска звезды. Эти параметры показаны на схеме кривой блеска, приведенной на рис. 1. Там же указан третий параметр — с — продолжитель­ ность нахождения звезды в состоянии максимального блеска.

Числовые величины параметров а и b для упомяну­

характерна в основном для вспыхивающих звезд, нахо­

вспышки. Амплитуда повышения блеска (в фотовизуальных лучах) оказалась равной 2т,3. Дальше мы увидим, что эта амплитуда очень близка к теоретически предельной для звезды данного типа (dM5,5e). Поэтому отмеченная вспышка должна быть признана очень мощ­ ной. Параметры кривой блеска для нее оказались равны­ ми: а ÄS 10 мин., ЪÄS 50 мин., с ÄS 5 мин.

В противоположность этому, на рис. 26 приведена

к фотовизуальным лучам и является характерным приме-

24 ГЛ . I. ОБЩ ИЕ С В Е Д Е Н И Я О ВСПЫ ХИВАЮ Щ ИХ З В Е З Д А Х

а]Ъ для обоих типов почти одинаково. Эти два типа отли­ чаются друг от друга главным образом по абсолютной мощности выделенной при вспышке энергии, а сама при­ рода вспышки в обоих случаях одинакова.

§ 6. Распределение энергии в спектрах вспыхивающих звезд

Вспыхивающие звезды принадлежат к поздним спек­ тральным классам, непрерывные спектры которых иска­ жены многочисленными линиями и полосами поглощений атомов и молекул. К тому же они являются очень слабыми звездами, что сильно затрудняет получение и измерение их спектрограмм. Поэтому наши сведения о распределении энергии в спектрах вспыхивающих звезд в их спокойных вне вспышки условиях очень скудны. Те немногие сведе­ ния, которыми мы располагаем по этому вопросу, собра­ ны в основном путем колориметрических измерений. Эти данные позволяют сделать следующие выводы:

в нормальных условиях находятся или на главной после­ довательности, или же чуть выше нее; в последнем слу­ чае звезда имеет ультрафиолетовый эксцесс.

2. Нет указаний на существование заметного инфра­ красного эксцесса у вспыхивающих звезд типа UV Cet, как это имеет место у звезд типа Т Тельца. Судя по результатам инфракрасных измерений Мендозы [18], рас­ пределение энергии в длинноволновой области спектра у вспыхивающих звезд почти совпадает с планковской кривой распределения энергии при температурах звезды 2800—3000 К. В качестве примера, подтверждающего это утверждение, па рис. 2 приведены кривые распре­ деления непрерывного спектра двух вспыхивающих звезд — Наго 146 (Р 1553) и Наго 77 (Р 2305) и звезды Т Таи. Для сравнения там же нанесена планковская кри­ вая, соответствующая температуре 2900 К. В данном случае эти вспыхивающие звезды имеют излишек излу­ чения в коротковолновой области спектра, что указывает на их некоторую активность, типа активности звезд Т Тельца, даже в спокойном состоянии.

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