Нестандартные звезды - характеризуются заметными изменениями физ. состояния внеш. слоев в сравнительно короткие интервалы времени, что проявляется в изменении их спектров. Обычно к Н. з. относят только звёзды с ярко выраженными особенностями спектра, прежде всего с присутствием и изменением со временем эмиссионных линий (линий испускания). Звёзды, у к-рых меняются блеск и цвет, принято относить к переменным звёздам, Однако одна и та же звезда может рассматриваться как переменная, когда имеются в виду изменения её блеска, и как Н. з., когда речь идёт о более тонких спектр. характеристиках. В строгом смысле нестационарными явл. даже звёзды, кажущиеся вполне стабильными, как, напр., Солнце, поскольку в самых внеш. его слоях (хромосфере, короне) постоянно происходят изменения. Но вклад этих слоев в интегральное излучение Солнца невелик. К Н. з. относят весьма различные по свойствам объекты: звёзды спектрального класса В с эмиссионными линиями в спектре (их обозначают Be), звёзды Вольфа-Райе (WR), переменные звёзды типа эруптивных (взрывающихся) - сверхновые звёзды, новые звёзды, вспыхивающие звезды типов UV Кита, Т Тельца и др. Общее число Н. з. в Галактике велико. Так, напр., число звёзд Be составляет примерно 1/10 долю известных звёзд класса В, а звёзды типа UV Кита вообще должны составлять значит. часть всех звёзд Галактики. Процессы, протекающие во внеш. слоях звёзд типов Be и WR, отличаются сравнительной простотой и исследованы более полно, чем у др. Н. з. У этих звёзд наблюдается выброс вещества. У звёзд Be скорость выброса не превышает неск. десятков км/с, и мощность выброса сравнительно невелика - за год звезда теряет массу ок. . Выбросы вещества приводят к образованию вокруг звёзд Be газовых оболочек. Звёзды класса В горячие, и в их излучении содержится достаточно много фотонов большой энергии (относящихся к УФ-участку спектра), к-рые в оболочке "перерабатываются" в фотоны оптич. диапазона (фотоны УФ-диапазона ионизуют атомы вещества оболочки, а после рекомбинации в атомах происходят каскадные переходы, порождающие наблюдаемые в оптич. диапазоне линии). Сходным образом возникают яркие линии в спектрах Вольфа-Райе звезд. Эти звёзды также имеют оболочки, но т.к. скорости выброса газа из звёзд WR составляют 1-2 тыс. км/с и за год выбрасывается масса до , то их оболочки более плотны и непрозрачны, чем у звезд Be. В них высокоэнергичные фотоны практически полностью перерабатываются в фотоны оптич. диапазона. Т.к. интенсивное выбрасывание вещества не может продолжаться очень долго - масса звезды при этом быстро уменьшается, то звёзды типов WR и Be считают молодыми. Возраст первых ~ 106 лет, вторых -~ 107-108. О молодости звёзд WR и Be свидетельствует и нахождение их большей частью в составе молодых систем - звёздных ассоциаций. В спектре симбиотических звёзд - сравнительно немногочисленного класса Н. з.- сочетаются особенности горячих звёзд (эмиссионные линии) с характерными чертами холодных звёзд (молекулярные полосы поглощения). По совр. воззрениям, эти звёзды представляют собой двойные системы, состоящие из горячего и холодного компонентов. В системе имеется много газа, по-видимому, выброшенного звёздами, так что звёзды системы погружены в общее газовое облако. Излучение горячей звезды возбуждает свечение газа, и эмиссионный спектр облака накладывается на спектр поглощения более холодной звезды. Активность такой системы звёзд выражается в происходящих время от времени вспышках, при к-рых возрастает блеск горячей звезды и, вероятно, с неё сбрасывается оболочка. Эта оболочка, расширяясь, пополняет вещество околозвёздного газового облака. Эруптивные звёзды малой светимости типа UV Кита характеризуются крайне быстрыми изменениями блеска. Менее чем за 1 мин блеск звезды возрастает в десятки раз и за 10-15 мин спадает до первоначального. Такие вспышки происходят по неск. раз в сутки, а более слабые - каждые час-полтора. Общее число вспыхивающих звёзд типа UV Кита в Галактике должно быть очень велико, видны же только ближайшие к Солнцу. На расстояниях свыше неск. сотен св. лет эти звёзды вследствие их малой светимости совр. средствами наблюдать не удаётся. Звёзды типа UV Кита - холодные карлики с темп-рой на поверхности 2500-3000 К и радиусом в 5-10 раз меньшим, чем у Солнца. Они находятся в стадии сжатия и выхода на главную последовательность, причём стадия сжатия у таких звёзд (с массой в десятки раз меньше солнечной) продолжается миллиарды лет. Такая звезда излучает всего ок. 1030 эрг/с, осн. доля этой энергии приходится на ИК-область спектра. Дополнит. энергия, излучаемая в оптич. области спектра за всё время сильной вспышки, составляет 1033-1034 эрг, т.е. достигает энергии, излучаемой Солнцем за 1 с. По общей энергии вспышки звёзд типа UV Кита на один-два порядка превосходят сильные вспышки на Солнце, но по ряду характеристик эти вспышки очень близки друг к другу. Сходство этих явлений состоит ещё и в том, что они охватывают внеш. разреженные слои атмосферы звезды, прозрачные для излучения почти всех длин волн. Поэтому энергия вспышки беспрепятственно уносится излучением из области вспышки, и остывание атмосферы происходит очень быстро. Если бы вспышка захватывала фотосферу, то нагретая область фотосферы должна была бы охлаждаться гораздо медленнее, чем это наблюдается у звёзд типа UV Кита. Во время вспышек на Солнце отмечаются всплески радиоизлучения. Аналогичное явление имеет место и при вспышках звёзд типа UV Кита, причём у них энергия радиоизлучения лишь в 100-1000 раз меньше оптической, тогда как при вспышках на Солнце это отношение ~ 105. Данные наблюдений лучше всего согласуются с предположением о том, что излучение при вспышке звезды типа UV Кита представляет собой свечение разреженного нагретого газа. Наиболее же интересный вопрос об источнике энергии вспышки и механизме нагрева газа до конца не выяснен. Возможно, источник вспышки связан с конвекцией, которая очень сильна у сжимающихся холодных звёзд. Конвекция создаёт магн. поле сложной структуры. Энергия магн. поля в определённых условиях может освобождаться и трансформироваться в энергию вспышки. Изменения блеска Н. з. типа Т Тельца совершенно нерегулярны. Возрастание блеска может происходить с самой различной скоростью, а продолжительность колебания блеска варьирует от неск. часов до неск. суток. Эти сравнительно холодные звёзды (с темп-рой, близкой к солнечной) имеют в спектре много эмиссионных линий. Из звёзд типа Т Тельца происходит выбрасывание вещества, и эти звёзды, как правило, находятся в облаках газа - диффузных туманностях или в непосредственной близости от них. Причины колебаний блеска звезд типа Т Тельца полностью не выяснены. Однако можно утверждать, что освобождение энергии при вспышке происходит не в атмосфере звёзд, а в более глубоких, подфотосферных слоях. Одна из осн. особенностей звёзд типа Т Тельца состоит в том, что почти все они входят в состав звёздных ассоциации. Поэтому считается, что звёзды Т Тельца очень молодые - им всего неск. млн. лет, и их нестационарность может быть обусловлена остаточными явлениями звездообразования. Возможно, что их вспышки тоже связаны с конвекцией, которая сильна в этих звёздах, более массивных, чем UV Кита, но также находящихся в процессе сжатия.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Нестационарные звезды» з дисципліни «Астрофізика»
