Vspyhivayushie zvezdy

VSPYHIVAYuShIE ZVEZDY - peremennye zvezdy, rezko i neperiodicheski izmenyayushie svoi blesk. Inogda terminom "V. z." oboznachayut vse evolyucionno molodye peremennye zvezdy, no v bol'shinstve sluchaev - eto sinonim peremennyh tipa UV Kita. V. z.- samyi mnogochisl. klass peremennyh zvezd: iz 33 blizhaishih k Solncu zvezd po krainei mere 13 yavl. peremennymi etogo tipa, tak chto takie zvezdy dolzhny sostavlyat' znachit. dolyu zvezd Galaktiki.

Pervaya V. z. byla zaregistrirovana v 1924 g., sistematich. issledovaniya takih peremennyh vedutsya s konca 40-h gg. V. z. imeyut nizkuyu svetimost': eto karlikovye zvezdy s abs. vizual'noi velichinoi ot 5 do 19^m, poetomu lish' blizhaishie iz nih dostupny dlya detal'nogo izucheniya. Izvestno ok. 100 V. z. v okrestnostyah Solnca i ok. 1000 v blizhaishih zvezdnyh skopleniyah - v Pleyadah, Yaslyah, Giadah, Orione i dr. Sredi V. z. izvestny ob'ekty spektral'nyh klassov ot G do M, no bol'shinstvo V. z.- eto krasnye karliki pozdnih podklassov M. Radiusy V. z. sostavlyayut ot 0,1 do , massy ot 0,06 do 0,6. Vozrast izvestnyh V. z.- 10⁵ do 10¹⁰ let, prichem s vozrastom vspyshechnaya aktivnost' zvezdy oslabevaet.

V. z. obladayut tremya harakternymi osobennostyami: sporadicheskimi vspleskami bleska, moshnymi hromosferoi i koronoi i pyatnistoi fotosferoi.

Ris. 1. Vspyshka EV Yashericy 14 avg. 1975 g. v sinih luchah (tipichnaya krivaya bleska s rezkim pod'emom, vskore posle glavnogo maksimuma zameten vtorichnyi vsplesk). Interval mezhdu vertikal'nymi liniyami na osi vremeni sootvetstvuet 1 min.

Vspyshki zvezd tipa UV Kita raspredeleny vo vremeni sluchainym obrazom so sr. intervalom mezhdu vspyshkami ot 1 ch do desyatkov sut. u raznyh V. z. Krivye bleska vspyshek dazhe u odnoi i toi zhe V. z. ves'ma raznoobrazny, no vozgoranie vspyshki, kak pravilo, proishodit gorazdo bystree, chem ugasanie (ris. 1). Blesk V. z. vo vremya samyh sil'nyh vspyshek vozrastaet v sotni raz v UF-luchah i v desyatki raz v sine-zelenoi oblasti spektra. Polnaya energiya optich. izlucheniya pri sil'nyh vspyshkah dostigaet 10³⁶ erg, pri samyh slabyh registriruemyh vspyshkah ~10²⁸ erg. Vspyshki s malymi amplitudami proishodyat gorazdo chashe, no v redkih moshnyh vspyshkah soderzhitsya bol'shaya chast' summarnoi energii vspyshechnogo izlucheniya zvezd. Nesmotrya na bol'shoe energovydelenie vo vspyshkah, ih summarnaya energiya izlucheniya na znachit. otrezke vremeni sostavlyaet lish' maluyu dolyu (procent i dazhe sotye doli procenta) energii izlucheniya fotosfery V. z. za to zhe vremya.

Vo vremya vspyshki spektr V. z. zametno menyaetsya. V faze bystrogo vozgoraniya vspyshki v sinei i UF-oblastyah spektra poyavlyaetsya intensivnoe nepreryvnoe izluchenie, k-roe v moshnyh vspyshkah mozhet polnost'yu "zalit'" spektr poglosheniya V. z. v spokoinom sostoyanii. Eto nepreryvnoe izluchenie dlitsya lish' nesk. min. Sredi emissionnyh linii v spektre vspyshki prisutstvuyut sil'nye linii N, Sa, neitral'nogo i inogda ionizovannogo Ne, a takzhe slabye linii Si, Mg. Lineichataya emissiya inogda poyavlyaetsya eshe do rezkogo vozrastaniya bleska i ugasaet gorazdo medlennee nepreryvnoi emissii (ris. 2). Hotya emissionnye linii v maksimume bleska zametno rasshireny (ris. 3), skorosti dvizheniya izluchayushego gaza ne prevyshayut nesk. desyatkov km/s.

Ris. 2. Vspyshka UV Kita 14 okt. 1972 g. Na krivoi bleska, zaregistrirovannoi v ul'trafioletovyh luchah, ukazana posledovatel'nost' razvitiya spektral'nyh osobennostei vspyshki. Iu - blesk v UF-luchah.

Ris. 3. Vspyshka zvezdy AD L'va 18 maya 1965 g. Reprodukciya neskol'kih spektrogramm vspyshki i spokoinogo sostoyaniya zvezdy v sinei (1,6 i 7), zelenoi (9) i krasnoi (11) oblastyah spektra.

Pomimo optich. izlucheniya, vspyshki zvezd tipa UV Kita dayut vspleski radio- i rentg. izluchenii. Izluchenie v radiodiapazone imeet neteplovuyu prirodu, v metrovom diapazone dlin voln yarkostnaya temperatura dostigaet 10¹⁵K. Obychno dlitel'nost' radiovspleska sravnima s dlitel'nost'yu optich. vspyshki, no krivye radioyarkosti ves'ma raznoobrazny i ploho korreliruyut s krivymi bleska v optich. diapazone. Rentg. vspyshechnoe izluchenie neprodolzhitel'no i sootvetstvuet teplovomu izlucheniyu gaza pri temp-re ok. 30 mln. K.

Hromosfera V. z. proyavlyaetsya v intensivnyh liniyah N i CaII, vidimyh v spektre zvezdy, kogda ona nahoditsya v spokoinom sostoyanii, prichem imenno emissiya vodoroda harakterna dlya V. z. Eta emissiya podverzhena izmeneniyam s razlichnymi vremennymi masshtabami, svyazannymi so znachit. poverhnostnoi neodnorodnost'yu zvezdy i ee vrasheniem, a takzhe s medlennymi izmeneniyami, v hode k-ryh eta emissiya inogda ischezaet vovse. Hromosfery V. z. perehodyat v zvezdnye korony, k-rye obnaruzhivayutsya neposredstvenno po rentg. izlucheniyu V. z. v spokoinom sostoyanii i po dreifu radioizlucheniya v napravlenii nizkih chastot vo vremya vspyshek. Obnaruzhen lineichatyi spektr (v korotkovolnovom UF-diapazone) perehodnoi oblasti mezhdu hromosferami i koronami V. z.

Ris. 4. Energeticheskie spektry vspyhivayushih zvezd v okrestnostyah Solnca, v zvezdnom skoplenii Pleyady i v Orione. Zavisimost' lgv - lgeu pokazyvaet, s kakoi srednei chastotoi v na dannoi zvezde proishodyat vspyshki, polnoe izluchenie k-ryh v UF-oblasti ravno ili prevyshaet sootvetstvuyushuyu velichinu eu. Dlya zvezd skoplenii dany spektry ne otdel'nyh zvezd, a grupp zvezd s blizkoi absolyutnoi svetimost'yu.

Pyatnistost' fotosfer V. z. proyavlyaetsya v kolebaniyah bleska maloi amplitudy (desyatye i sotye doli zvezdnoi velichiny) s periodami v nesk. dnei, prichem amplituda etih kolebanii i ih period razlichny v raznye gody. Takie periodich. kolebaniya maloi amplitudy obychno nablyudayutsya u naibolee yarkih V. z. (o zvezdah s takoi osobennost'yu inogda govoryat kak o zvezdah tipa BY Drakona), t. k. u bolee slabyh V. z. haotich. kolebaniya bleska iz-za vspyshek proishodyat chashe i eto zatrudnyaet obnaruzhenie periodicheskih malyh kolebanii (ris. 4).

Analiz nablyudenii V. a. privodit k vyvodu o glubokom shodstve aktivnosti V. z. i Solnca. Deistvitel'no, vo vremya solnechnyh i zvezdnyh vspyshek imeyut mesto skorotechnye processy, lokalizovannye na sravnitel'no nebol'shih uchastkah poverhnosti, prichem vozmusheniya ohvatyvayut atmosferu po vsei vysote - ot fotosfery do korony (sm. Vspyshki na Solnce). Solnechnye i zvezdnye vspyshki obnaruzhivayut shodnyi harakter izlucheniya v ogromnom diapazone dlin voln - ot neteplovogo radioizlucheniya v metrovom diapazone do rezko neravnovesnogo optich. izlucheniya i rentg. izlucheniya srednih energii; v oboih sluchayah optich. izluchenie vspyshek ishodit iz oblastei s ves'ma neodnorodnymi fiz. usloviyami, a v oblastyah, gde voznikaet izluchenie emissionnyh linii vodoroda, temp-pa, plotnost' i prozrachnost' veshestva zvezdy i Solnca okazyvayutsya dostatochno blizkimi. Vazhnoe shodstvo solnechnyh i zvezdnyh vspyshek - eto sravnitel'no nebol'shie skorosti dvizheniya veshestva, otvetstvennogo za optich. izluchenie, pri odnovrem. sushestvovanii na poryadok velichiny bol'shih skorostei (~nesk. tys. km/s) v koronal'nyh oblastyah, otkuda ishodit radioizluchenie. Sushestvenno i to obstoyatel'stvo, chto solnechnye i zvezdnye vspyshki voznikayut v atmosferah shodnoi struktury: i na Solnce, i na V. z. nad sravnitel'no holodnoi fotosferoi raspolozheny bolee goryachie hromosfera i perehodyashaya v zvezdnyi veter korona, prichem i fotosfera, i hromosfera obnaruzhivayut znachit, poverhnostnuyu neodnorodnost', podverzhennuyu izmeneniyam so shodnymi po poryadku velichiny harakternymi vremenami.

Sredi vsego raznoobraziya yavlenii aktivnosti V. z. net ni odnogo takogo, kakomu ne bylo by analogii v solnechnoi aktivnosti, poetomu sleduet dumat', chto zdes' imeet mesto identichnost' fiz. processov (sm. Solnce). Otlichie zvezdnyh vspyshek ot solnechnyh kolichestvennoe: V. z. pri vspyshkah izluchayut na 2-4 poryadka velichiny bol'she energii, a sami vspyshki protekayut v srednem nesk. bystree, chem solnechnye. V. z. gorazdo slabee Solnca, poetomu vspyshki na nih udaetsya registrirovat' kak po integral'nomu izlucheniyu, tak i po osobennostyam spektra zvezdy. Ocenki pokazyvayut, chto plotnosti hromosfery i korony V. z. vyshe i vspyshki ohvatyvayut bol'shuyu chast' poverhnosti, chem na Solnce. Iz sushestvuyushih predstavlenii o vnutr. stroenii zvezd sleduet, chto konvektivnye zony u V. z. glubzhe, chem na Solnce, i vyhodyashie na poverhnost' konvektivnye yacheiki dolzhny byt' krupnee i soderzhat' bol'she energii; veroyatno, eto odin iz reshayushih faktorov povyshennoi aktivnosti V. z. V konechnom schete solnechnuyu aktivnost' i aktivnost' V. z. opredelyayut konvekciya i svyazannye s dvizhushimsya veshestvom magn. polya. Izuchenie V. z. pozvolyaet ocenit' rasprostranennost' i razlichnye proyavleniya konvekcii i magnetizma v zvezdnom mire, ih svyaz' s dr. sv-vami zvezd. Issledovaniya pokazali, chto abs. maksimum vspyshechnoi aktivnosti prihoditsya na zvezdy spektr. klassa K0; neobhodimym i dostatochnym usloviem pyatnistosti karlikovyh zvezd yavl. povyshennaya skorost' ih vrasheniya, a prinadlezhnost' V. z. k dvoinoi sisteme prodlevaet fazu intensivnoi vspyshechnoi aktivnosti,

Lit.: Gershberg R. E., Vspyshki krasnyh karlikovyh zvezd, M., 1970; ego zhe, Vspyhivayushie zvezdy malyh mass, M., 1978; Gurzadyan G. A., Vspyhivayushie zvezdy, M., 1973; Mirzoyan L. V., Nestacionarnost' i evolyuciya zvezd, Er., 1981.

(R.E. Gershberg)