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

30 г л . I. О БЩ И Е С В ЕД ЕН И Я О ВСП Ы Х И ВА Ю Щ И Х ЗВ Е ЗД А Х

классам; если у звезд класса М4—Мб вспышка длится около 20 минут, то у звезд класса Кб — К8 средняя про­ должительность вспышки достигает 90 минут.

Что касается вспыхивающих звезд типа UV Cet, то Кункел [69] установил для них аналогичную зависи­ мость в несколько иной форме, а именно, градиент паде­ ния блеска звезды после максимума вспышки тем меньше, чем абсолютно ярче звезда, что в конечном счете означает рост продолжительности вспышки у абсолютно более яр­ ких звезд. В количественном виде указанная зависимость между абсолютной светимостью звезды G и градиентом спада блеска после максимума Мѵ, выраженная в едини­

ности в величинах амплитуд вспышек звезд [19]. Остано вимся на некоторых из них.

а) З а в и с и м о с т ь а м п л и т у д от с п е к т ­ р а л ь н о г о д и а п а з о н а . Трехцветные синхронные наблюдения вспышек звезд в U-, В- жV- лучах относятся к числу уникальных. Список известных до 1970 г. случаев

Это правило действует не только в отношении отдельно взятых вспышек, но и статистически, т. е. в отношении любой совокупности независимых друг от друга актов вспышек, регистрация которых проводится в одних слу­ чаях в £7-лучах, в других в 5-лучах, в третьих — в V- лучах [19]. Найденные из этих рядов наблюдений сред­

ние для данной звезды значения AU, AB жАѴ также под­ чиняются неравенству (1.5). Его можно сформулировать и иначе: дисперсия в величинах амплитуд вспышек уве­

что средняя амплитуда вспышек уменьшается с увели­ чением абсолютной светимости звезды в нормальном со­ стоянии. В качестве иллюстрации в табл. 5 приведены средние значения амплитуд вспышек в U- и S-лучах для группы вспыхивающих звезд в окрестностях Солнца, аб­ солютные светимости крайних представителей которой от­ личаются больше чем на два порядка.

Следствием этой зависимости является также умень­ шение максимальной амплитуды в последовательности

32 ГЛ. I. ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗДАХ

зарегистрированных вспышек с ростом абсолютной све­ тимости звезды (носледішй столбец табл. 5).

Большие средние амплитуды вспышек у звезд с низ­ кой светимостью означают большие .относительные по­ тери освобождаемой во время вспышек энергии. Однако

из этого и, в равной мере, из установленной выше зако­ номерности резкого повышения частоты вспышек у звезд

ш е к от с п е к т р а л ь н о г о к л а с с а з в е з д ы . Вспыхивающие звезды, как было отмечено выше, принад­ лежат к спектральным классам К — М; класс G встре­ чается очень редко. Средняя величина амплитуды вспы­ шек неодинакова у звезд разных спектральных классов; она наименьшая у ранних подклассов К и наибольшая у подкласса М5. На примере вспыхивающих звезд в Пле­ ядах, где известны спектральные классы большинства их членов, указанная зависимость может быть представ­ лена достаточно надежно в количественном виде (табл. 6).

Из последней строки табл. 6 следует еще одна зависи­ мость — рост числа вспыхивающих звезд при переходе

ГЛ. 1. ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗ ДАХ

отдельности. В табл. 7 приведены найденные таким нутом значения функции F (Ат) дли ряда вспыхивающих звезд в U-, В- п Г-лучах [19]. В ату таблицу включена также

упомянутая выше вспыхивающая звезда Ы П 2411, явля­ ющаяся членом скопления Гиад [21]. В случае UV Get доля зарегистрированных фотографическим методом вспы­ шек в F -лучах относительно больше, поэтому числовые

дам меньше 1т , в то время как в случае слабых по абсолют­ ной величине звезд—UV Cet или Wolf 359—вспышки с Д77>1т составляют меньше половины их общего количества.

Говоря о функции распределения вспышек по ампли­ тудам, следует еще добавить, что вспышка сама есть, прежде всего, явление случайное, и в силу этого оно должно подчиняться закону Пуассона. Как показал Куыкел [20], этот закон довольно хорошо представляет наблю­ даемое распределение амплитуд вспышек звезд.

В. А. Амбарцумян исключает возможность существования известных нам типов ядерных процессов и считает, что они «по своему характеру резко отличаются от уже извест­ ных нам процессов освобождения ядерной энергии и, особенно, от термоядерных реакций. Тот факт, что осво­ бождение происходит взрывоподо''но, говорит о переносе из внутренних слоев во внешние слои масс вещества,

у молодых звезд, естественно допустить, что выносимая масса состоит из дозвездного вещества высокой плотности, т. е. представляет собой материю в совершенно особом, нам до сих пор не известном состоянии» [241.

В. А. Амбарцумян не предлагает конкретного меха­ низма или конкретных агентов, ответственных за вспышку

и выделение непрерывной эмиссии. Пожалуй, на том этапе

вэтом и не было надобности. Совершенно уместно отвле­ каясь от искушения «испробовать» тот или иной мыслен­ ный вариант интерпретации частных явлепий, В. А. Ам­ барцумян сумел подметить наиболее существенное и, тем самым, поднять все это до уровня широких обобщений. Эти обобщения имеют основополагающее значение для понимания всей совокупности явлений, связанных со звездной космогонией, с образованием и развитием звезд, частным проявлением которых является вспышка и выде­ ление непрерывной эмиссии.

§ 2. Основные свойства вспышек у нестационарных звезд

Явлению вспышки присущи свойства и закономерно­ сти, более или менее общие для всех вспыхивающих звезд, независимо от того, находятся они в окрестностях Солнца или в звездных ассоциациях. Некоторые из этих свойств были подмечены еще на раннем этапе изучения вспышек у звезд [И, 24, 25].

Наиболее важные свойства и закономерности, которые можно вывести на основе имеющихся данных о вспышке

лучах следует считать основной особенностью вспышки у вспыхивающих звезд. Повышение блеска, т. е. амплиту­ да вспышки обычно составляет 1—2 звездных величины. Однако в некоторых случаях оно достигает 6—1т в уль­ трафиолетовых лучах. В одном случае была зафиксирова­ на амплитуда в ZZ-лучах больше 8т , что соответствует повышению блеска более чем в две тысячи раз.

2. В момент вспышки выделяется дополнительное из­ лучение в виде сплошной эмиссии, наложенной на нормаль­ ный спектр звезды. Усиление спектра происходит глав­ ным образом в фотографических и ульрафиолетовых лу­ чах; в визуальных лучах оно меньше. Иногда, при не очень

Указанное свойство можно представить в следующем виде: АU^> АВ АК. Важно отметить, что не было обнаруже­ но ни одного случая нарушения этого правила. Вместе с тем оно означает, что во время вспышки звезда стано­ вится голубее.

3. Увеличение блеска звезды при вспышке происходит очень быстро: за промежуток времени порядка минуты блеск звезды может увеличиться в несколько десятков раз. Иногда такое увеличение происходит в течение десяти секунд и даже меньше. В этом случае мы имеем дело со вспыхивающими звездами типа UV Cet. Спад блеска после максимума происходит медленнее, нов общемто довольно быстро — через несколько минут звезда вос­ станавливает свой первоначальный блеск.

Наряду с этим существует класс объектов — звезды типа Т Тельца, у которых выделение непрерывной эмиссии происходит практически с постоянным темпом и продол­ жается долго. Иначе говоря, явление иестациоиарности у звезд типа Т Тельца носит довольно устойчивый характер. Во всем остальном — амплитуды колебаний яркости, ха­ рактер непрерывного спектра, поведение эмиссионных ли­ ний и т. д,—они не отличаются от вспыхивающих звезд.

4. Относительное усиление спектра в фотографических или ультрафиолетовых лучах можно охарактеризовать величиною А В!А V или AU/AB. Эти отношения при чисто тепловых процессах немногим больше единицы. Например, при колебаниях температуры фотосферы звезды в преде­ лах от 2500 К до 6000 К это отношение равно 1,25. Между

38 ГЛ. П. ГИПОТЕЗА ТРАНСФОРМАЦИИ ФОТОНОВ

тем практически для всех вспышек это отношение превы­ шает 2, а в отдельных случаях оно доходит до 4 и больше.

новном МО — Мб, иногда К5 — МО и очень редко G5 — КО. Установлен также рост частоты вспышек у звезд поздних спектральных классов.

6. Вспышка, как правило, приводит к усилению уже существующих эмиссионных линий, а также к появлению новых эмиссионных линий с высоким потенциалом иони­ зации, которых нет в нормальном состоянии в спектре данной звездііі. Первое относится главным образом к ли­ ниям водорода. При вспышках довольно часто появляются эмиссионные линии нейтрального гелия 4471 Не I, 4026 Не I, ппогда линия ионизованного гелия 4686 Не II, а также флуоресцентные линии Fe I, Fe II, Ca II. Запре­ щенные линии, в том числе наиболее типичные из них — линии [О II], [О III] и др., при вспышках звезд никогда не наблюдаются. Иногда бывает видна линия 4069 [S II] и очень редко линии [Fe II].

Что касается линий поглощения, то они во время вспы­

метных изменений — возрастания или убывания — блеска звезды в инфракрасных лучах даже при мощных вспышках.

8.Вспышка звезды в оптических лучах сопровожда­ ется ее вспышкой и в радиочастотах.

9.Существует определенная закономерность в часто­

тах вспышек:

а) частота вспышек растет с уменьшением абсолютной светимости звезды (рис. 3);

б) для данной звезды частота вспышек больше в 17лучах, меньше в S-лучах и еще меньше в F-лучах (рис. 4).

Перечисленные свойства и закономерности являются наиболее характерными для всех вспыхивающих звезд. В последующих главах эти закономерности будут рас­ смотрены более подробно.

Задача заключается в том, чтобы найти механизм воз­ буждения вспышек у звезд, при котором эти закономер­ ности и свойства нашли бы свое естественное объяснение.

Тот факт, что вспышка и явление непрерывной эмиссии присущи главным образом звездам поздних спектральных классов, наводит на мысль:

не связано ли это обстоятель­ ство с особенностью спект­ рального распределения из­ лучения у низкотемператур­ ных звезд? А эта особенность заключается, в частности, в том, что максимум излучения этих звезд находится в об­ ласти инфракрасных воли ( —10000 Ä), и в силу этого количество фотонов в фото­ графическом диапазоне длин волн составляет очень не­ большую долю от полного количества инфракрасных фотонов.

Для наглядности на рис. 6 приведены расчетные кривые распределения числа фотонов іѴ>. по Я (в произвольных еди­ ницах) у различных классов звезд — от G5 до М5, при предположении, что звезды излучают по закону Планка с эффективной температурой ТаИ. Там же штриховкой ука­ зано относительное количе­ ство фотонов NB, приходя­ щихся на фотографический диапазон (3500—5000 А). За­ тем было найдено отношение NpJN для каждого спектраль­ ного класса отдельно, где N

есть полное число фотонов, находящихся в области от 5000 Â до бесконечности.

Относительное количество фотопов в фотографических лучах уменьшается очень бы<утро с уменьшением эффек-