Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
3.3.3. Вспыхивающие звезды
Кривые блеска и спектр. Для группы вспыхивающих ("flare") переменных звезд характерны сильные поярчания. продолжительность которых нередко составляет лишь минуты. Прототипом считается звезда UV Cel. это близкая (расстояние 2.7 пк) красная карликовая звезда с эмиссиями водорода в спектре и визуальным блеском в минимуме 13.0т. Большое количество вспыхивающих звезд находят в Т-ассоциациях и молодых скоплениях. По предложению Аро. первым опубликовавшего фундаментальные работы об этих объектах (например. Аро и Морган. 1953). объекты в ассоциациях и скоплениях назвали "Пакп-звезды". Для краткости мы будем использовать это название, хотя вообще от него отошли, так как под "Hash" ("флэш") в теории звездной эволюции понимается теперь нечто иное. Некоторые вспыхивающие звезды по своему местоположению связаны с межзвездными светлыми или темными туманностями, на это указывают обозначения UVn.
7*
195
Названия подобных звезд иногда переводят на немецкий язык как "мерцающие звезды", но такой термин использовать не рекомендуется, так как "Лаге" и "flash" означают не непрерывное или многоразовое "мерцание", а изолированную короткую вспышку, повторяющуюся через не гулярные промежутки времени, как правило, намного более длительны чем продолжительность самой вспышки.
В основном различают два типа кривых блеска. У типа I подъем к ма" симуму происходит очень круто, он завершается за несколько секунд или минут, спад длится от 10 мин примерно до 2 ч (рис. 106). У типа II все происходит приблизительно в 10 раз медленнее. Звезды типа UV Кита в солнечных окрестностях имеют вспышки только I типа. У флзш-звезд, в отличие от них. наблюдаются вспышки обоих типов, иногда даже у одного и TOiO же объекта. Скорость развития вспышки типа I составляет В' среднем 0,05—0.1 *" в секунду. Но хорошо исследованная UV Cet в нескольких случаях показывала значение 0,б"1 в секунду и однажды даже 2.8"' в секунду (Джарретт и Гибсон. 1975). когда ее блеск за 31 с возрос в 420 раз. В зтом случае амплитуда составляла 6.5'" в цвете В. Вспышки сравнимого блеска наблюдались несколько раз. при этом амплитуда в цвете В всегда занимала среднее положение: в цвете U — наибольшая, в цвете V - самая маленькая. Бывают сколь угодно малые вспышки; вопрос их регистрации зависит от возможностей принимающей аппаратуры. Зарегистрированная численность вспышек зависит, исходя из сказанного, от цвета, в котором ведутся наблюдения, и от абсолютной величины объекта. Грубо ориентировочно, среднее значение равно одной вспышке в час (>0.1ш) в цвете В. В последние годы большие успехи были достигнуты в области фотоэлектрических исследований вспышек с высоким временным разрешением (їси лучше); см., например. Эванс (1975), Моффетт (1974). Оказалось, что встречаются вспышки, протекающие с очень высокими скоростями, длительность всей вспышки (подъем и наибольшая часть спуска вместе взятые) составляет менее 10 с ("spike, flare" - вспышка-острие, рис. 107). Эти наблюдения делают очевидным, что вспышечные события часто бывают намного сложнее, чем это можно было бы предполагать на основе фотографических (или даже визуальных) наблюдений.
Во время вспышки эмиссионные линии водорода и нейтрального гелия обычно бывают намного ярче, чем в нормальном состоянии, а в континууме появляется синий и ультрафиолетовый избыток, который частично заполняет абсорбционный спектр. В многочисленных тщательно наблюденных случаях одновременно с оптическими вспышками наблюдались вспышки радиоизлучения в области длин волн от 20 см до 15 м. Эти всплески ("bursts") начинаются около максимума блеска или на несколько минут позже и продолжаются приблизительно столько же времени, как и вспышки в обычной спектральной области.
Монография Гурзадяна (19S0) содержит список 71 известной звезды типа UV Кита в окрестностях Солнца, в котором, правда, содержится некоторое число сомнительных случаев и объектов типа BY Дракона (раздел 3.7.1) . Если такие объекты исключить, то все оставшиеся звезды таблицы относятся к спектральному классу dMc с заметной концентрацией к поздним подклассам. Все объекты лежат в пределах 20 пк от Солнца.
196 Я
Рис !06. Визуально наблюдавшаяся вспышка звезды UV CeI (самая яркая вспышка, но Осканяну. 1964)
рис. Ю7. Кривая блеска вспышки - "острия" ("spike") звезды UV Cct но фотоэлектрическим наблюдениям без фильтра; приблизится ьни за 3 мин до самой вспышки наблюдался так называемый "предшественник" (по Ыоффетту. 1474)
Am -t,5m
-1,0
П7и 6
-
7
S
9
Ю
71
12
1952 1 Сенат. 25
UT
ООС
-0,5 ¦
2 441 601,8650 , 8860 , 8870 ,8880 ,8890 jd0
Подобный список содержится и в обзоре Кункеля (1975). в который по сложившейся і ради цим включены также некоторые звезды спектрального класса dMe. хотя и имеющие очень сильные бальмеровские эмиссии, но не являющиеся вспыхивающими в прямом смысле.
Эволюционное положение и модели. По сравнению с близкими звездами іипа ViV Кита число известных флэш-звезд намного больше и составляет около 1000 объектов. По данным Аро (1968) интервал спектральных классов составляет К0-М6. А его важный результат, что флэш-звезды встречаются также среди звезд спектрального класса К. особенно в самых молодых скоплениях и Т-ассоциациях. подтвержден более поздними исследованиями. Отмстим, что у таких звезд особенно часто намечается наложение переменности блеска тина RW Возничего. Положение флэш-звезл на Диаграмме Герцшнрунга - Рессела. если не учитывать огличий из-за малой
