Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
И все же сам факі наличия хромосферной и корональной акіивности классических звезд іипа T Тельца снова и снова дасі повод для поисков сходства с солнечной акіивіюсгью. Так, например, очень быстро проіс-кjюшне колебания блеска, с амплиіудами до нескольких десятых звездной величины, почти без противоречий можно приписать процессам, подобным вспышкам, происходящим на Солнце и в соответственно больших масштабах на вспыхивающих звездах інпа UV Кита (раздел 3.3.3); см.. например, рабоїу Гершбсрга, 1470: Ридгрен и Врба (1983) на основе одновременных девятицветных измерений, простирающихся в инфракрасной част спектра до обласіи L (3,4 мкм), сделали заключение, что переменность скорее всего вызывается чередованием по-разному нагрс-(ых горячих факельных областей (подобных факелам на Солнце) и более холодных областей фоюсферы. при этом можно привлечь и эффект вращения звезды.
191
Известно, что солнечные вспышки, так же как и вся солнечная активность, связаны с появлением локальных сильных магнитных полей, а магнитные поля возникают в результате взаимодействия общего магнитного поля, дифференциального вращения и конвективной зоны во* дорода. В то время как конвективная зона на Солнце имеет малую тол- * шину (около 0,1АЛ), конвективные области у объектов, находящихся в стадии гравитационного сжатия перед главной последовательностью, охватывают большие части звезды, а у зволюционно очень молодых, очень холодных (маломассивных)' звезд они охватывают даже всю звезду. Взрывная активность и пятна, связанные с магнитным полем, ожидаются поэтому в основном у звезд средних и поздних спектральных классов, находящихся на стадии до главной последовательности.
Это находится в согласии с фактом, что у звезд спектральных классов В F вообще не наблюдается хромосферных спектров и что у них бросается в глаза преобладание кривых блеска с уже много раз упоминавшимися "алголеподобными минимумами". Поэтому вполне возможно, что обе гипотезы - и пятен, и поглощения — имеют право на существование, и то, какая из них играет доминирующую роль, зависит от звезды.
С фотометрической стороны особое преимущество модели пятен связано со следующим наблюдательным фактом. Некоторые перемена ные звезды, находящиеся на стадии до главной последовательности, с уменьшением блеска краснеют, но становятся снова голубее в нижней части кривой блеска. Этот эффект, впервые обнаруженный у СО Tau Гётцем и Венцелем (1968) и тогда интерпретированный как указание на наличие близкого голубого спутника, был обнаружен недавно у UX Огі и СО Огі (Хербст и др., 1984). Естественное объяснение можно видеть в том, что свет голубой хромосферы начинает доминировать, когда блеск фотосферы или некоторых ее частей становится слабее определенного уровня.
Экстремальная модель пятнистости была в этой связи недавно предложена Апченцеллером и Дирборном (1984). Они исходят из обычной модели звезды на стадии развития перед главной последовательностью и рассчитывают влияние магнитных полей на области пятен, образующиеся подобно солнечным. Эти пятна занимают, однако, большие площади и являются более сильными. Поля приводят в зоне своего влияния к подавлению конвективного переноса энергии и, тем самым, к уменьшению эффективной температуры и светимости.
В модели, принимаемой за самую близкую к действительности, в пятнах, покрывающих около 40? поверхности звезды, требуется магнитное поле, составляющее всего около 1300 Э. В зависимости от распределения и размеров областей выхода силовых линий на поверхность звезды, т.е. в зависимости от степени концентрации силовых линий, можно перекрыть весь диапазон от "многих пятен, разбросанных далеко друг от друга" до "единственного сильного пятна". 11ри этом можно получить ослабление наблюдаемого блеска звезды от 1,3 до 3,5"'. Если случайно распределение пятен на одном полушарии (например, западном) соответствует первой названной схеме, а на другом полушарии (восточном) соответствует второй схеме и если при этом ось вращения
192
расположена перпендикулярно к лучу зрения, ю посредством вращения звезды досчитается амплиіуда изменения блеска, равная 2,2т.
Легко видсіь, что и эта гипотеза богата возможностями видоизменения па раме ірои и поэшму может быть приспособлена к многообразии! циклических явлений у переменных звезд.
С одной стороны, то. что действие магнитного поля вводится в теорию количественно, является преимуществом по сравнению с более ранними, феноменологическими моделями пяїнистосіи (см. также раздел 3.7.1). предложенными, например, Фридеманим и Гюртлером (1975) или fivew и др. (1985) для звезды типа T Тельца DN Tau. Но, с другой сюроны, JTO означает введение еще одного параметра,.магнитного поля, кчнорое не может бьиь с уверенностью измерено современной аппаратурой и существующими телескопами, поскольку оно должно быть относительно слабым. Например, первые попытки Джонстона и Пенстона (|<>86) были фактически безуспешными, несмотря на мощный инстру-метарий анг.ю-австралийского 3.9-меірового телескопа (иначе обстояло .тело для переменных звезд типа BY Дракона, также пятнистых - см. р;н,'тел 3.7.1, - и для вспыхивающих энезд - раздел 3.3.3). Доказатсль-сию наличия іак называемого зеемановского расщепления спектральных .пиши у переменных на сі алии до главной последовательности, вызванного влиянием предполагаемого магнитного поля, является и по другим причинам очень важной задачей, так как сложные структуры околозвезц-III,і\ оболочек, выявленные спектрально, можно объяснить только приел кчвием мл пні ного поля.
