Чтение онлайн

Для объяснения спектров звёзд типа Z Андромеды выдвинута гипотеза о том, что это — тесные двойные звёзды, одна из компонент которых является горячей звездой, а другая — холодной. При этом предполагается, что из холодной звезды происходит истечение вещества, приводящее к образованию газовой туманности, в которой и возникают эмиссионные линии под действием излучения горячей звезды. Подробное изучение отдельных представителей звёзд типа Z Андромеды (называемых также «симбиотическими звёздами») подтверждает данную гипотезу. Следует однако отметить, что эта гипотеза неприменима к долгопериодическим переменным.

Другая гипотеза, предложенная для объяснения спектров звёзд поздних классов с яркими линиями, состоит в том, что это — одиночные горячие звёзды, обладающие протяжёнными оболочками большой оптической толщины в непрерывном спектре [1]. Выше мы уже видели, что в случаях звёзд типов Be и WR температуры, найденные по ярким линиям, значительно превосходят спектрофотометрические температуры. С увеличением оптической толщины оболочки это различие между температурами должно возрастать. Если мы допустим, что оптическая толщина оболочки велика (это будет тогда, когда плотность в оболочке медленно убывает с увеличением расстояния от центра звезды), то внутренние части оболочки будут поглощать почти всё излучение звезды и перерабатывать его в кванты низких частот. Здесь возникнет непрерывный спектр позднего класса и появятся эмиссионные линии, соответствующие по своей интенсивности температуре самой звезды. Во внешних частях оболочки, которые будут находиться в основном под воздействием низкотемпературного излучения её внутренних частей, будут существовать атомы неионизованных металлов и молекулярные соединения. Здесь возникнет абсорбционный спектр позднего класса. Изменения блеска и спектра рассматриваемых звёзд можно объяснить изменением мощности выбрасывания вещества из них.

Если оптическая толщина оболочки станет очень большой, то эмиссионные линии наблюдаться не будут. Таким путём, возможно, образуются «обычные» холодные сверхгиганты. Как известно, массы и светимости сверхгигантов класса M и звёзд классов O и B примерно одинаковы. Одно это заставляет думать, что указанные звёзды различаются между собой лишь устройством оболочек.

Наконец, третья гипотеза видит причину появления ярких линий в спектрах некоторых типов холодных звёзд в действии ударной волны (см. [2]). Эта гипотеза представляется очень вероятной по отношению к долгопериодическим переменным. При прохождении ударной волны через атмосферу звезды происходит разогрев газа, приводящий к усилению ионизации атомов. После прохождения ударной волны газ высвечивается, т.е. происходят рекомбинации и затем свечение в спектральных линиях. Поэтому движение ударной волны в атмосфере звезды проявляется как движение слоя светящегося газа. Происходящее при этом изменение спектра очень похоже на изменение спектра долгопериодической переменной. По наблюдаемому смещению ярких линий в спектре звезды можно определить скорость ударной волны. Это даёт возможность найти температуру в слое нагретого газа и количество энергии, излучаемой им в спектральных линиях. Для долгопериодических переменных вычисленные и полученные из наблюдений количества этой энергии по порядку величины согласуются между собой.

Наряду с рассмотренными выше звёздами, обладающими высокими светимостями, наблюдениями также обнаружены звёзды-карлики поздних классов с эмиссионными линиями: звёзды типов T Тельца и UV Кита. Блеск и спектр этих звёзд меняется с течением времени. Звёзды типа T Тельца относятся к спектральным классам G — M и имеют яркие линии H, Ca II, Fe II и др. С фиолетовой стороны ярких линий видны линии поглощения. Судя по профилям спектральных линий, из звёзд типа T Тельца происходит истечение вещества. Почти все известные нам звёзды типа T Тельца входят в звёздные ассоциации (так называемые «T-ассоциации»), на основании чего делается вывод о молодости этих звёзд.

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 10.

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

U

>

B

>

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 10^3—10^3^2 эрг. Поскольку светимость звезды в спокойном состоянии порядка 10^2 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 Te25 000 K и ne10^1^3 см^3) удаётся согласовать с наблюдательными данными лишь для небольшой части вспышек. К тому же объём области вспышек оказывается чрезмерно большим.

Поэтому потом стали считать, что вспышка происходит в более глубоких слоях звезды — в переходной области между хромосферой и фотосферой (где ne10^1…10^1 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.