Вспыхивающие звёзды

ВСПЫХИВАЮЩИЕ ЗВЁЗДЫ - переменные звёзды, резко и непериодически изменяющие свой блеск. Иногда термином "В. з." обозначают все эволюционно молодые переменные звёзды, но в большинстве случаев - это синоним переменных типа UV Кита. В. з.- самый многочисл. класс переменных звёзд: из 33 ближайших к Солнцу звёзд по крайней мере 13 явл. переменными этого типа, так что такие звёзды должны составлять значит. долю звёзд Галактики.

Первая В. з. была зарегистрирована в 1924 г., систематич. исследования таких переменных ведутся с конца 40-х гг. В. з. имеют низкую светимость: это карликовые звёзды с абс. визуальной величиной от 5 до 19^m, поэтому лишь ближайшие из них доступны для детального изучения. Известно ок. 100 В. з. в окрестностях Солнца и ок. 1000 в ближайших звёздных скоплениях - в Плеядах, Яслях, Гиадах, Орионе и др. Среди В. з. известны объекты спектральных классов от G до М, но большинство В. з.- это красные карлики поздних подклассов М. Радиусы В. з. составляют от 0,1 до , массы от 0,06 до 0,6. Возраст известных В. з.- 10⁵ до 10¹⁰ лет, причём с возрастом вспышечная активность звезды ослабевает.

В. з. обладают тремя характерными особенностями: спорадическими всплесками блеска, мощными хромосферой и короной и пятнистой фотосферой.

Рис. 1. Вспышка EV Ящерицы 14 авг. 1975 г. в синих лучах (типичная кривая блеска с резким подъёмом, вскоре после главного максимума заметен вторичный всплеск). Интервал между вертикальными линиями на оси времени соответствует 1 мин.

Вспышки звёзд типа UV Кита распределены во времени случайным образом со ср. интервалом между вспышками от 1 ч до десятков сут. у разных В. з. Кривые блеска вспышек даже у одной и той же В. з. весьма разнообразны, но возгорание вспышки, как правило, происходит гораздо быстрее, чем угасание (рис. 1). Блеск В. з. во время самых сильных вспышек возрастает в сотни раз в УФ-лучах и в десятки раз в сине-зелёной области спектра. Полная энергия оптич. излучения при сильных вспышках достигает 10³⁶ эрг, при самых слабых регистрируемых вспышках ~10²⁸ эрг. Вспышки с малыми амплитудами происходят гораздо чаще, но в редких мощных вспышках содержится большая часть суммарной энергии вспышечного излучения звёзд. Несмотря на большое энерговыделение во вспышках, их суммарная энергия излучения на значит. отрезке времени составляет лишь малую долю (процент и даже сотые доли процента) энергии излучения фотосферы В. з. за то же время.

Во время вспышки спектр В. з. заметно меняется. В фазе быстрого возгорания вспышки в синей и УФ-областях спектра появляется интенсивное непрерывное излучение, к-рое в мощных вспышках может полностью "залить" спектр поглощения В. з. в спокойном состоянии. Это непрерывное излучение длится лишь неск. мин. Среди эмиссионных линий в спектре вспышки присутствуют сильные линии Н, Са, нейтрального и иногда ионизованного Не, а также слабые линии Si, Mg. Линейчатая эмиссия иногда появляется ещё до резкого возрастания блеска и угасает гораздо медленнее непрерывной эмиссии (рис. 2). Хотя эмиссионные линии в максимуме блеска заметно расширены (рис. 3), скорости движения излучающего газа не превышают неск. десятков км/с.

Рис. 2. Вспышка UV Кита 14 окт. 1972 г. На кривой блеска, зарегистрированной в ультрафиолетовых лучах, указана последовательность развития спектральных особенностей вспышки. Iu - блеск в УФ-лучах.

Рис. 3. Вспышка звезды AD Льва 18 мая 1965 г. Репродукция нескольких спектрограмм вспышки и спокойного состояния звезды в синей (1,6 и 7), зелёной (9) и красной (11) областях спектра.

Помимо оптич. излучения, вспышки звёзд типа UV Кита дают всплески радио- и рентг. излучений. Излучение в радиодиапазоне имеет нетепловую природу, в метровом диапазоне длин волн яркостная температура достигает 10¹⁵К. Обычно длительность радиовсплеска сравнима с длительностью оптич. вспышки, но кривые радиояркости весьма разнообразны и плохо коррелируют с кривыми блеска в оптич. диапазоне. Рентг. вспышечное излучение непродолжительно и соответствует тепловому излучению газа при темп-ре ок. 30 млн. К.

Хромосфера В. з. проявляется в интенсивных линиях Н и CaII, видимых в спектре звезды, когда она находится в спокойном состоянии, причём именно эмиссия водорода характерна для В. з. Эта эмиссия подвержена изменениям с различными временными масштабами, связанными со значит. поверхностной неоднородностью звезды и её вращением, а также с медленными изменениями, в ходе к-рых эта эмиссия иногда исчезает вовсе. Хромосферы В. з. переходят в звёздные короны, к-рые обнаруживаются непосредственно по рентг. излучению В. з. в спокойном состоянии и по дрейфу радиоизлучения в направлении низких частот во время вспышек. Обнаружен линейчатый спектр (в коротковолновом УФ-диапазоне) переходной области между хромосферами и коронами В. з.

Рис. 4. Энергетические спектры вспыхивающих звёзд в окрестностях Солнца, в звёздном скоплении Плеяды и в Орионе. Зависимость lgv - lgeu показывает, с какой средней частотой v на данной звезде происходят вспышки, полное излучение к-рых в УФ-области равно или превышает соответствующую величину eu. Для звёзд скоплений даны спектры не отдельных звёзд, а групп звёзд с близкой абсолютной светимостью.

Пятнистость фотосфер В. з. проявляется в колебаниях блеска малой амплитуды (десятые и сотые доли звёздной величины) с периодами в неск. дней, причём амплитуда этих колебаний и их период различны в разные годы. Такие периодич. колебания малой амплитуды обычно наблюдаются у наиболее ярких В. з. (о звёздах с такой особенностью иногда говорят как о звёздах типа BY Дракона), т. к. у более слабых В. з. хаотич. колебания блеска из-за вспышек происходят чаще и это затрудняет обнаружение периодических малых колебаний (рис. 4).

Анализ наблюдений В. а. приводит к выводу о глубоком сходстве активности В. з. и Солнца. Действительно, во время солнечных и звёздных вспышек имеют место скоротечные процессы, локализованные на сравнительно небольших участках поверхности, причём возмущения охватывают атмосферу по всей высоте - от фотосферы до короны (см. Вспышки на Солнце). Солнечные и звёздные вспышки обнаруживают сходный характер излучения в огромном диапазоне длин волн - от нетеплового радиоизлучения в метровом диапазоне до резко неравновесного оптич. излучения и рентг. излучения средних энергий; в обоих случаях оптич. излучение вспышек исходит из областей с весьма неоднородными физ. условиями, а в областях, где возникает излучение эмиссионных линий водорода, темп-pa, плотность и прозрачность вещества звезды и Солнца оказываются достаточно близкими. Важное сходство солнечных и звёздных вспышек - это сравнительно небольшие скорости движения вещества, ответственного за оптич. излучение, при одноврем. существовании на порядок величины больших скоростей (~неск. тыс. км/с) в корональных областях, откуда исходит радиоизлучение. Существенно и то обстоятельство, что солнечные и звёздные вспышки возникают в атмосферах сходной структуры: и на Солнце, и на В. з. над сравнительно холодной фотосферой расположены более горячие хромосфера и переходящая в звёздный ветер корона, причём и фотосфера, и хромосфера обнаруживают значит, поверхностную неоднородность, подверженную изменениям со сходными по порядку величины характерными временами.

Среди всего разнообразия явлений активности В. з. нет ни одного такого, какому не было бы аналогии в солнечной активности, поэтому следует думать, что здесь имеет место идентичность физ. процессов (см. Солнце). Отличие звёздных вспышек от солнечных количественное: В. з. при вспышках излучают на 2-4 порядка величины больше энергии, а сами вспышки протекают в среднем неск. быстрее, чем солнечные. В. з. гораздо слабее Солнца, поэтому вспышки на них удаётся регистрировать как по интегральному излучению, так и по особенностям спектра звезды. Оценки показывают, что плотности хромосферы и короны В. з. выше и вспышки охватывают большую часть поверхности, чем на Солнце. Из существующих представлений о внутр. строении звёзд следует, что конвективные зоны у В. з. глубже, чем на Солнце, и выходящие на поверхность конвективные ячейки должны быть крупнее и содержать больше энергии; вероятно, это один из решающих факторов повышенной активности В. з. В конечном счёте солнечную активность и активность В. з. определяют конвекция и связанные с движущимся веществом магн. поля. Изучение В. з. позволяет оценить распространённость и различные проявления конвекции и магнетизма в звёздном мире, их связь с др. св-вами звёзд. Исследования показали, что абс. максимум вспышечной активности приходится на звёзды спектр. класса К0; необходимым и достаточным условием пятнистости карликовых звёзд явл. повышенная скорость их вращения, а принадлежность В. з. к двойной системе продлевает фазу интенсивной вспышечной активности,

Лит.: Гершберг Р. Е., Вспышки красных карликовых звёзд, М., 1970; его же, Вспыхивающие звёзды малых масс, М., 1978; Гурзадян Г. А., Вспыхивающие звёзды, М., 1973; Мирзоян Л. В., Нестационарность и эволюция звезд, Ер., 1981.

(Р.Е. Гершберг)