Курс теоретической астрофизики

Поэтому потом стали считать, что вспышка происходит в более глубоких слоях звезды — в переходной области между хромосферой и фотосферой (где 𝑛_𝑒≈10¹⁵…10¹⁷ см⁻³). Излучение газа при таких условиях отличается двумя существенными особенностями: 1) при низких температурах (меньше 10 000 K) к излучению атома водорода добавляется излучение его отрицательного иона; 2) при более высоких температурах газ становится частично непрозрачным в непрерывном спектре (вследствие быстрого роста населённостей уровней с повышением температуры). Расчёты показывают, что в данном случае теория позволяет объяснить основные наблюдаемые характеристики вспышек: диаграмму 𝑈—𝐵, 𝐵—𝑉 бальмеровские скачки и др. При этом геометрическая толщина излучающего слоя оказывается порядка 10…100 км, а его площадь для большинства вспышек не превышает 1% площади диска звезды.

В поисках причины звёздных вспышек было обращено внимание на то, что во многих отношениях они подобны вспышкам на Солнце, хотя и гораздо больше последних по масштабу. Исследование же солнечных вспышек показывает, что вспышка в видимой области спектра представляет собой вторичное явление. Ей предшествует кратковременное выделение больших количеств энергии (которое условно можно назвать «взрывом»), приводящее к возникновению потоков быстрых частиц, рентгеновского и ультрафиолетового излучения. Проникая в глубь атмосферы, они нагревают газ, вызывая вспышку в оптической области спектра. Можно думать, что так же развивается и звёздная вспышка. Подтверждением этого являются одновременные наблюдения рентгеновских и оптических вспышек на звёздах.

В случае солнечных вспышек можно, по-видимому, считать, что «взрыв», происходит за счёт магнитной энергии. По аналогии ожидается, что подобные «взрывы» происходят и при звёздных вспышках, причём магнитные поля на звёздах должны быть более сильными, чем на Солнце.

Взгляды В. А. Амбарцумяна, который видит причину вспышек звёзд в выбросе и распаде дозвёздного вещества, уже были изложены выше (подробнее см. [4] и [6]).

Важное значение для выяснения путей звёздной эволюции имеет изучение вспыхивающих звёзд в звёздных агрегатах (т. е. в скоплениях и ассоциациях). Наблюдения таких звёзд производились на обсерваториях в Бюракане (СССР), Тонанцинтле (Мексика) и др. Мексиканский астрофизик Г. Аро показал, что звёзды в своём развитии переходят от стадии T Тельца (с возрастом до 10⁷ лет) к стадии вспыхивающих звёзд (возраст которых порядка 10⁸ лет).

Большое исследование вспыхивающих звёзд в Плеядах было предпринято В. А. Амбарцумяном и его сотрудниками. Скажем в нескольких словах о выполненной ими статистической обработке наблюдательных данных [7].

Будем считать, что частота вспышек (т.е. среднее число вспышек за единицу времени) для всех звёзд агрегата одинакова и вспышки распределены во времени случайно. Тогда согласно закону Пуассона вероятность того, что за время наблюдений 𝑡 звезда вспыхнет 𝑘 раз будет равна

𝑝

_𝑘

=

𝑒

^-ν𝑡

(ν𝑡)_𝑘

𝑘!

,

(28.42)

где ν — частота вспышек. Если 𝑁 — полное число вспыхивающих звёзд в агрегате, то математическое ожидание числа звёзд, испытавших 𝑘 вспышек, равно

𝑛

_𝑘

=

𝑁

𝑝

_𝑘

.

(28.43)

Полагая в формуле (28.42) последовательно 𝑘=0, 1, 2 и пользуясь (28.43), получаем

𝑛₀

=

𝑛₁²

2𝑛₂

.

(28.44)

Примем приближённо, что 𝑛_𝑘 есть наблюдаемое число звёзд, вспыхнувших 𝑘 раз. Тогда формула (28.44) позволяет определить число звёзд 𝑛, не испытавших за время наблюдений ни одной вспышки, если известны из наблюдений числа 𝑛₁ и 𝑛₂ звёзд, вспыхнувших соответственно по одному и по два раза. Прибавляя к числу 𝑛₀ суммарное число вспыхнувших за время 𝑡 звёзд, мы получаем полное число вспыхивающих звёзд в агрегате.

Как уже сказано, при выводе формулы (28.44) предполагалось, что все звёзды вспыхивают с одной и той же частотой. Если же частоты вспышек для разных звёзд различны, то эта формула даст для величины 𝑛₀ лишь нижний предел. Можно показать, что в случае различной частоты вспышек при довольно общих предположениях величина 𝑛₀ удовлетворяет неравенствам

𝑛₁²

𝑛₂

≥

𝑛₀

≥

𝑛₁²

2𝑛₂

.

(28.45)

Применение приведённых формул к Плеядам привело к заключению, что в них содержится около 1000 вспыхивающих звёзд. По видимому, это число близко к полному числу звёзд в Плеядах. Однако не следует думать, что все звёзды скопления являются вспыхивающими. Как выяснилось при тщательном исследовании, доля вспыхивающих звёзд возрастает при переходе к более слабым звёздам. Иными словами, вспышечная активность раньше уменьшается у звёзд большей светимости (если считать, что все звёзды скопления имеют одинаковый возраст). Такой вывод представляет значительный интерес для звёздной космогонии.

§ 29. Новые звёзды

1. Наблюдательные данные.

Открытие каждой яркой новой звезды является важным событием в астрономии и они обычно очень интенсивно исследуются многими обсерваториями. Поэтому наблюдательные данные о новых звёздах весьма обширны. Здесь мы укажем некоторые из этих данных, подробности же можно найти в специальных монографиях (см. [2] и [3]).