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 10⁸.

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

Δ

𝑈

>

Δ

𝐵

>

Δ

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 10³⁰—10³² эрг. Поскольку светимость звезды в спокойном состоянии порядка 10²⁹ 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 𝑇_𝑒≈25 000 K и 𝑛_𝑒≈10¹³ 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 𝑛_𝑒≈10¹⁵…10¹⁷ 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.

В поисках причины звёздных вспышек было обращено внимание на то, что во многих отношениях они подобны вспышкам на Солнце, хотя и гораздо больше последних по масштабу. Исследование же солнечных вспышек показывает, что вспышка в видимой области спектра представляет собой вторичное явление. Ей предшествует кратковременное выделение больших количеств энергии (которое условно можно назвать «взрывом»), приводящее к возникновению потоков быстрых частиц, рентгеновского и ультрафиолетового излучения. Проникая в глубь атмосферы, они нагревают газ, вызывая вспышку в оптической области спектра. Можно думать, что так же развивается и звёздная вспышка. Подтверждением этого являются одновременные наблюдения рентгеновских и оптических вспышек на звёздах.

В случае солнечных вспышек можно, по-видимому, считать, что «взрыв», происходит за счёт магнитной энергии. По аналогии ожидается, что подобные «взрывы» происходят и при звёздных вспышках, причём магнитные поля на звёздах должны быть более сильными, чем на Солнце.

Взгляды В. А. Амбарцумяна, который видит причину вспышек звёзд в выбросе и распаде дозвёздного вещества, уже были изложены выше (подробнее см. [4] и [6]).

Важное значение для выяснения путей звёздной эволюции имеет изучение вспыхивающих звёзд в звёздных агрегатах (т. е. в скоплениях и ассоциациях). Наблюдения таких звёзд производились на обсерваториях в Бюракане (СССР), Тонанцинтле (Мексика) и др. Мексиканский астрофизик Г. Аро показал, что звёзды в своём развитии переходят от стадии T Тельца (с возрастом до 10⁷ лет) к стадии вспыхивающих звёзд (возраст которых порядка 10⁸ лет).

Большое исследование вспыхивающих звёзд в Плеядах было предпринято В. А. Амбарцумяном и его сотрудниками. Скажем в нескольких словах о выполненной ими статистической обработке наблюдательных данных [7].

Будем считать, что частота вспышек (т.е. среднее число вспышек за единицу времени) для всех звёзд агрегата одинакова и вспышки распределены во времени случайно. Тогда согласно закону Пуассона вероятность того, что за время наблюдений 𝑡 звезда вспыхнет 𝑘 раз будет равна

𝑝

_𝑘

=

𝑒

^-ν𝑡

(ν𝑡)_𝑘

𝑘!

,

(28.42)

где ν — частота вспышек. Если 𝑁 — полное число вспыхивающих звёзд в агрегате, то математическое ожидание числа звёзд, испытавших 𝑘 вспышек, равно

𝑛

_𝑘

=

𝑁

𝑝

_𝑘

.

(28.43)

Полагая в формуле (28.42) последовательно 𝑘=0, 1, 2 и пользуясь (28.43), получаем

𝑛₀

=

𝑛₁²

2𝑛₂

.

(28.44)

Примем приближённо, что 𝑛_𝑘 есть наблюдаемое число звёзд, вспыхнувших 𝑘 раз. Тогда формула (28.44) позволяет определить число звёзд 𝑛, не испытавших за время наблюдений ни одной вспышки, если известны из наблюдений числа 𝑛₁ и 𝑛₂ звёзд, вспыхнувших соответственно по одному и по два раза. Прибавляя к числу 𝑛₀ суммарное число вспыхнувших за время 𝑡 звёзд, мы получаем полное число вспыхивающих звёзд в агрегате.