вспыхивающие звезды

ВСПЫХИВАЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ - переменные звёзды ,резко и непериодически изменяющие свой блеск. Иногда термином "В. з." обозначают все эволюционно молодые переменные звёзды, но чаще - это синоним переменных типа UV Кита. Первая В. з. зарегистрирована в 1924, систематич. исследования В.з. ведутся с кон. 40-х гг. Известно ок. 100 В.з. в галактич. окрестностях Солнца и ок. 1300 в ближайших звёздных скоплениях - Плеядах, Яслях, Гиадах, Орионе и др. Значит. число В. з. входит в состав двойных звёзд. По-видимому, В.з. составляют большую долю звёзд Галактики.

Вспышка звезды UV Кита 14 октября 1972. На кривой блеска (в УФ-лучах) указано развитие спектральных особенностей вспышки.

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. Среди известных В. з. встречаются звёзды спектральных классов от G до M, но большинство В. з.- это красные карлики поздних подклассов M. Радиусы В. з. составляют от 0,1 до 0,8 (радиусов Солнца), массы - от 0,06 до 0,6 (масс Солнца). Полная энергия регистрируемого оптич. излучения при сильных вспышках достигает 10³⁶ эрг (10²⁹ Дж), при самых слабых ~ 10²⁸ эрг.

Вспышки распределены во времени случайным образом со ср. интервалами от часов до десятков суток у разных В. з. Слабые вспышки происходят чаще, но в редких мощных вспышках обычно содержится большая часть энергии вспышечного излучения звезды. Суммарная энергия оптич. излучения вспышек составляет 1 % стационарного оптич. излучения фотосферы звезды. Блеск В. з. во время самых сильных вспышек возрастает в сотни раз в УФ-лучах и в десятки раз в сине-зелёной области спектра. В фазе быстрого возгорания сильной вспышки (рис.) в синей и в УФ-областях спектра появляется интенсивное непрерывное излучение, к-рое может полностью "залить" линейчатый спектр В. з. Помимо оптич. излучения, вспышки звёзд UV Кита дают всплески радио- и рентг. излучений, причём последнее сравнимо по энергии с излучением в оптич. диапазоне.

К характерным особенностям В. з. относится также наличие мощных хромосфер, корон и пятнистых фотосфер. Хромосферы проявляют себя в интенсивном излучении в линиях H, CaII и MgII, короны - в рентг. излучении, наблюдаемом между вспышками. Пятнистость фотосфер обнаружена по колебаниям блеска малой амплитуды (десятые и сотые доли звёздной величины) с периодами в неск. дней. У нескольких

В. з. обнаружены циклы активности, аналогичные 11-летнему солнечному циклу.

Совокупность наблюдений вспышек звёзд типа UV Кита укладывается в схему, согласно к-рой над поверхностью этих холодных звёзд внезапно появляется область горячего, ионизованного и быстровысвечивающегося газа. Электронная темп-pa и концентрация горячего газа близки к соответств. величинам во вспышках на Солнце, а скорости внутр. движений газа не превышают неск. сотен км/с. Возмущения, вызванные вспышкой, охватывают звёздную атмосферу по всей высоте - от фотосферы до короны (см. Вспышка на Солнце).

Отличие звёздных вспышек от солнечных количественное: В. з. при мощных вспышках излучают па 2-4 порядка величины больше энергии, в ср. звёздные вспышки более скоротечны, плотности хромосферы и короны В. з. выше и вспышки охватывают большую часть поверхности, чем на Солнце. В конечном счёте солнечную активность и активность В. з. определяют конвекция и связанные с движущимся веществом магн. поля (конвективные зоны у В. з. глубже, чем у Солнца, а энергия магн. полей выше). Исследования показали, что возраст известных В. з. от 10⁵ до 10¹⁰ лет, причём с возрастом вспышечная активность звезды ослабевает. Абс. максимум вспышечной активности приходится на звёзды спектрального класса К.

Лит.: Гершберг P. E., Вспыхивающие звезды малых масс. M., 1978; Вспыхивающие звезды и родственные объекты, Ep., 1986. P. E. Гершберг.

   <<      Предметный указатель      >>