Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
197
массы, принципиально сравнимо с положением эволюционно очень молодых звезд. Напротив, звезды тина UV Кита солнечных окрестностей имеют абсолютные величины, почти соответствуюшие их спектральным классам и лежат лишь немного выше нормальных звезд главной последова* тельносги. Эти различия сегодня связывают с различиями возраста, точнд так же. как и несколько отличающиеся положения разных (разнога воі рзста) скоплений и Т-ассоциаций на диаграмме Герцшлрунга - Рессела Эффекты возраста были уже довольно давно найдены в кинематике звезд;' поля спектрального класса dMc ("потенциальных", если и непосредственно неактивных вспыхивающих звезд) при сравнении со звездами солнечных окрестностей такого же спектрального класса, но без эмиссий. В то время как движение обычных красных карликов в основном не отличает ся от средних значений по всем близким звездам, для dMe-звезд общег поля наблюдают меньшую скорость по отношению к Солнцу, меньшее' значение компоненты пространственной скорости в направлении, перпендикулярном к плоскости галактики, и меньшую дисперсию компонент скорости. На основе этого поведения делается заключение, что группа1 близких dMe-звезд в большей степени сохранила свою индивидуальное! чем совокупность нормальных М-карликов. Таким образом, первые сле^ дует считать более молодыми звездами по сравнению со вторыми.
Привлекательную идею по поводу эволюционного состояния вспыхни, вающих звезд внес на обсуждение Поведа (1964). Он предположил, чт эти объекты во время стадии сжатия перед главной последовательность внутри могут быть еще полностью конвективными. Модельные расчета показывают, что самый ранний спектральный класс, у которого это можетГ иметь место. - это Kl. Звезды при этом имеют класс светимости IV. Звезды очень малой массы (< 0.1 5K0) даже вблизи главной последовзтел ности могут быть полностью конвективными (спектральный класс или позднее). Несмотря на свой высокий возраст (10' лет), они оче' мало продвинулись по пути эволюции, что выражается во вспышечной, активности.
До сих пор довольно непонятным остается физический механиз непосредственно отвечающий за вспышки. Только в обзорной монографии Гершберга (1970) перечислено и рассмотрено десять разных поп ток объяснения: часть из них. правда, представляет теперь только истор ческий интерес. В большинстве интерпретаций играют роль магнитные поля; так. например, в гипотезе Амбарцумяна. который рассмотрел излучение: релятивистских электронов, а также в гипотезе Гурзадяна. который pafc сматривает рассеяние фотонов на быстрых электронах для объяснени особенностей вспышечного излучения. В поисках причин вспышек Oi предполагают наличие особой формы протозвездного вещества, вре от времени попадающего из недр звезды на поверхность. Сущесшование такого вещества само по себе уже является і ипотетическим. Гєршбі придерживается гипотезы, заимствованной из физики активного Солнц согласно которой, правда, появляется не "горячее пятно" на поверхности! а область горячего ионизованного газа над атмосферой. Недавнее открыв тие магнитных полрй порядка 2000 Э (усредненных по поверхности)? у вспыхивающих звезд EQ Vir и AD Leo (Саар и Линский. 1985. испол зовался фурье-спектрометр с четырехметровым телескопом обсерват
198
рип Китт-Пик) подтвердило аналогию с солнечной активностью. (См. и ;гой связи раздел 3.3.2 о причинах переменности блеска звезд типа T Тельца.)
Замечания к статистике. В заключение хотим указать, что некоторые вспыхивающие звезды могут наблюдаться с маленькими телескопами: UV Cel. 13 - 7"': AD Leo, 9,5 - 9,0"'; EV Lac, 11,5 - 9,5т. Конечно, слежение за этими звездами требует терпения, строго критического отношения и большого опыта, потому что действительно значительные вспышки бывают не так часто. Это обстоятельство, а также кратковременность вспышек являются причинами весьма малой вероятности открытия. Дело касается очень слабых звезд по абсолютной, а значит, в большинстве случаев и по видимой величине. Предположим, звезда только немного ярче, чем предельная звездная величина пластинки, экспонированной один час. Если во время экспозиции имела место, что совсем не обязательно, вспышка с амплитудой в одну звездную величину и продолжительностью в несколько минут, то мало надежды се открыть. Если использовать большой телескоп, то можно уменьшить экспозицию снимков, но более маленькое поле снова уменьшает шансы сделать открытие. Наибольших успехов можно достичь с помощью многократных экспозиций областей скоплений или плотных Т-ассоциаций на одной пластинке. Близкие звезды типа UV Кита не удается, конечно, выявлять таким образом, но для их поисков можно использовать нацеленное фотографическое или фотоэлектрическое слежение за звездами спектрального класса dMe. у которых вспышек еще не наблюдалось. Статистическая картина в общем пока остается с разных точек зрения запутанной и неудовлетворительной.
3.4. ГОРЯЧИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ С ПРОТЯЖЕННЫМИ ОБОЛОЧКАМИ
В этом разделе мы хотим рассмотреть четыре группы переменных звезд, не обязательно космогонически связанных друг с другом, но. с другой стороны, их невозможно естественно объединить с переменными других типов. Рассматриваемые звезды характеризуются присутствием протяженных околозвездных оболочек.
