АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 91, № 2, с. 150-152
УДК 524.338.6
О ФАЗЕ НАЧАЛЬНОГО БЫСТРОГО УГАСАНИЯ ЗВЕЗДНЫХ ВСПЫШЕК
© 2014 г. Р. Е. Гершберг*
Крымская астрофизическая обсерватория Киевского национального университета им. Т.Г. Шевченко, Научный, Крым, Украина Поступила в редакцию 04.06.2013 г.; принята в печать 11.06.2013 г.
Показано, что фаза начального быстрого угасания звездных вспышек обусловлена быстрым охлаждением вспышечной плазмы, которая в момент максимума блеска вспышки излучает как абсолютно черное тело.
DOI: 10.7868/80004629914020029
Со времен получения первых фотометрических кривых блеска вспышек звезд типа UV Cet известно, что обычно непосредственно после максимума блеска происходит его быстрое падение, которое через десятки секунд или считанные минуты сменяется существенно более медленным угасанием. В качестве примера на рис. 1 и 2 приведены кривые блеска вспышек AD Leo и UV Cet, записанные в Крымской астрофизической обсерватории [1] и в Обсерватории Мак-Дональд [2], соответственно.
40 лет назад Шаховская [3] детально исследовала корреляции между различными параметрами кривых блеска вспышек таких звезд и нашла четкую корреляцию абсолютной скорости начального быстрого затухания вспышки ALb/ At и ее абсолютной светимости в максимуме блеска Lrm¡ax, где AL в — уменьшение светимости вспышки от максимума до начала медленного угасания и At — продолжительность быстрого угасания. Найденному статистическому соотношению с коэффициентом корреляции 0.90 удовлетворяют 80 вспышек 13 звезд в диапазоне абсолютных светимостей 8m (рис. 3). Найденная корреляция близка к соотношению
-dL/dt - (Lmax)3/4.
из статьи Шаховской [4], учет более мощных вспышек определенно привел бы к уменьшению этого показателя и приближению его к 0.75.
Физический смысл этого соотношения долгое время оставался неясен. Но недавно Ловкая [5, 6] обнаружила, что в момент максимума блеска вспышечная плазма излучает как абсолютно черное тело, и сразу после максимума температура излучения быстро падает. Поскольку полосы и и В охватывают значительную часть чернотельного излучения при рассматриваемых температурах, то, полагая
п4
и, следовательно,
L T4
T - L1/4,
получаем
-dL/dt - -4
dT ~dt
T3
L3/4,
(2)
(3)
(4)
(1)
Позднее по 66 вспышкам 4 звезд Шаховская [4] нашла аналогичную корреляцию для вспышек, зарегистрированных в полосе и, но с показателем степени 0.84. Следует, однако, заметить, что такой показатель степени был получен лишь для самых слабых звезд и вспышек и, как показывает рис. 8,
E-mail: gershber@crao.crimea.ua
что соответствует наблюдаемому соотношению (1).
Следует отметить, что излучение абсолютно черного тела уже неоднократно привлекали для интерпретации спектра вспышек — см., например, работы Мохнацкого и Зирина [7], Калера и др. [8], Джампапы [9], Петтерсена и др. [10]), де-Ягера и др. [11], Кацовой и Лившица [12]), Монтеса и др. [13], Ковальского и др. [14]. Однако Ловкая [5, 6] впервые детально проследила процесс быстрого остывания вспышечной плазмы после максимума вспышки. По-видимому, этот процесс и обусловливает начальное быстрое угасание вспышки, а после уменьшения оптической толщины вспышечной плазмы и исчезновения условий для чернотельного
О ФАЗЕ НАЧАЛЬНОГО БЫСТРОГО УГАСАНИЯ
151
AD Leo 18.05.1965
20h00m
20ь30т 21ь00т
Рис. 1. Кривая блеска ДО Ьео.
21h30m
lu
120 100 80 60 40 20 0
60 c
UV Cet 14.10.1972
UT
Mh
и
X
s
c^ X
о
U
о
U 00
к +
X
0.867
0.869 0.871 0.873
JD 2441604+
Рис. 2. Кривая блеска UV Cet.
0.875
lg
29
28
27
Л LB
"ÂF
• UV Cef О YZ CMi |- + EV Lac x Gl 15 B A AD Leo
HII 1306
▲ EQ Peg V Gl 494 □ Gl 815 ▼ Gl 735 ■ BY Dra ♦ Gl 669
27
28
29
30
31
-, y ma lg LB
Рис. 3. Корреляция абсолютной скорости начального быстрого затухания вспышки АЬв / и ее абсолютной светимости
в максимуме блеска Ьгтах
2
1
0
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 91 №2 2014
5*
152
ГЕРШБЕРГ
свечения решающую роль приобретает рекомбина-ционное излучение.
Благодарю М.Н. Ловкую, Н.И. Шаховскую, М.А. Лившица и М.М. Кацову за полезное обсуждение работы.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Р. Е. Гершберг, П. Ф. Чугайнов, Астрон. журн. 43, 1168(1966).
2. B. W. Bopp and T. J. Moffet, Astrophys. J. 185, 239 (1973).
3. Н. И. Шаховская, Изв. Крымской астрофиз. об-серв. 50,84(1974).
4. Н. И. Шаховская, Solar Phys. 121,375(1989).
5. М. Н. Ловкая, Изв. Крымской астрофиз. обсерв. 108, 1 (2012).
6. М. Н. Ловкая, Астрон. журн. 90, 1 (2013).
7. S. W. Mochnacki and H. Zirin, Astrophys. J.(Letters) 239, L27 (1980).
8. S. Kahler, L. Golub, F. R. Harnden, et al., Astrophys. J. 252,239(1982).
9. M. S. Giampapa, in: Solar and stellar magnetic fields: origin and coronal effects, ed. J. O. Stenflo (Dordrecht: Reidel, 1983), p. 187.
10. B. R. Pettersen, S. L. Hawley, and B. N. Andersen, in: New insights in Astrophysics: Eight Years of UV Astronomy with IUE, Proc. Intern. Symp., ed. E. J. Rolfe, ESA SP-263 (Europ. Space Agency, 1986), p. 157.
11. C. de Jager, J. Heise, van Genderen, et al., Astron. and Astrophys. 211, 157 (1989).
12. М. М. Кацова, М. А. Лившиц, Астрон. журн. 68, 131 (1991).
13. D. Montes, S. H. Saar, A. C. Cameron, and Y. C. Unruh, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 305, 45 (1999).
14. A. F. Kowalski, S. L. Hawley, J. A. Holtzman, et al., Astrophys. J. (Letters) 714, L98 (2010).
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 91 №2 2014
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.