Курс теоретической астрофизики

Удивительная особенность звёзд типа T Тельца и родственных им звёзд заключается в том, что в эпоху возрастания блеска звезды вместе с появлением и усилением эмиссионных линий возникает также весьма сильный непрерывный спектр, накладывающийся на обычный непрерывный спектр с линиями поглощения. Тот факт, что новый непрерывный спектр ослабляет все линии поглощения и не влечёт за собой появления новых линий поглощения, говорит о возникновении его в самых верхних слоях атмосферы звезды. О том же свидетельствует появление эмиссионных линий вместе с появлением эмиссии в непрерывном спектре.

Звёзды типа T Тельца часто связаны с туманностями, напоминающими по внешнему виду хвосты комет. Эти туманности, называемые обычно «кометарными», являются переменными. Однако яркость туманности меняется независимо от изменения яркости звезды. Иногда непрерывный спектр туманности в синей и фиолетовой областях значительно сильнее спектра связанной с ней звезды.

В случае звёзд UV Кита вспышка происходит в течение всего нескольких минут, причём за это время блеск звезды возрастает на несколько звёздных величин. Столь быстрое и сильное увеличение светимости звезды не может быть объяснено доставкой энергии из недр звезды наружу теплопроводностью или лучистым переносом. Исходя из этого, В. А. Амбарцумян [4] высказал предположение о том, что вспышка вызвана выбросом из внутренних слоёв звезды части вещества, являющегося источником звёздной энергии. Быстрый распад этого вещества (подобный ядерному) приводит к освобождению некоторой энергии, превращающейся затем в излучение. По его мнению, аналогичным путём возникает также ультрафиолетовая эмиссия звёзд типа T Тельца и связанных с ними кометарных туманностей.

Для объяснения дополнительного излучения звёзд типов T Тельца и UV Кита были выдвинуты также другие гипотезы (см. [5] и [6]).

7. Вспыхивающие звёзды.

Остановимся на звёздах типа UV Кита, которые уже упоминались ранее. Именно эти звёзды (и похожие на них) имеются в виду, когда говорится о «вспыхивающих звёздах», хотя вспышкам разных масштабов подвержены и другие звёзды (например, новые и сверхновые, рассматриваемые в следующих параграфах). Наблюдательные данные о вспыхивающих звёздах и гипотезы об их природе изложены в ряде книг (см. [6]—[8]).

Звёзды типа UV Кита — карликовые звёзды спектрального класса M (преимущественно dM3e—dM6e). К настоящему времени их известно более 100. Вследствие слабости блеска, они наблюдаются лишь в ближайших окрестностях Солнца. Если считать, что концентрация таких звёзд везде одинакова, то их общее число в Галактике оказывается очень большим — порядка 10⁸.

При вспышке звезды типа UV Кита возрастание блеска происходит очень быстро (за время порядка минуты), а уменьшение — более медленно. Интервалы между вспышками измеряются часами, причём они различны для одной и той же звезды. Во время вспышки на спектр звезды накладывается дополнительный непрерывный спектр с эмиссионными линиями. Благодаря этому звезда становится заметно голубее, о чем свидетельствует трехцветная фотометрия в лучах 𝑈, 𝐵, 𝑉. Амплитуды изменения блеска в этих лучах всегда удовлетворяют неравенствам

Δ

𝑈

>

Δ

𝐵

>

Δ

𝑉

.

Существование его вполне понятно, так как дополнительный спектр накладывается на спектр очень холодной звезды (с поверхностной температурой 2 000 — 3 000 K), у которой яркость 𝑈-области гораздо меньше яркости 𝐵-области, а та в свою очередь меньше яркости 𝑉-области. Полная энергия, излучаемая во время вспышки, составляет 10³⁰—10³² эрг. Поскольку светимость звезды в спокойном состоянии порядка 10²⁹ эрг/с, то во время вспышек излучается примерно 0,1—1% энергии, излучаемой звездой в промежутках между вспышками.

Картина явлений, наблюдаемых при вспышке звезды типа UV Кита, в общих чертах согласуется с представлением о том, что во время вспышки к излучению звезды добавляется излучение горячего газа. В частности, в пользу такого представления говорит наличие в спектре бальмеровского скачка, имеющего рекомбинационное происхождение. Однако во время максимума блеска в излучение может входить и некоторая нетепловая компонента.

При теоретическом исследовании вспышек сначала предполагалось, что они происходят в хромосфере, причём область вспышки прозрачна для излучения в непрерывном спектре и непрозрачна для излучения в линиях. Однако результаты расчёта оптических характеристик излучающего газа для этого случая (при 𝑇_𝑒≈25 000 K и 𝑛_𝑒≈10¹³ см⁻³) удаётся согласовать с наблюдательными данными лишь для небольшой части вспышек. К тому же объём области вспышек оказывается чрезмерно большим.