книги из ГПНТБ / Гурзадян, Г. А. Вспыхивающие звезды

120 ГЛ. VIАМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК

не говоря уже о том, что вспышка звезды АО с мощностью X= 0,1 либо вообще не может произойти либо есть собы­

с быстрыми электронами исключает возможность обнару­ жения вспышки у звезд ранних спектральных классов в фотографических и даже ультрафиолетовых лучах. В прин­ ципе вспышка у таких звезд может быть обнаружена в об­ ласти длин волн короче 2500 Â-

§ 11. Ультрафиолетовая вспышка WUMa

Во время обычных фотоэлектрических наблюдений известной затменной переменной W UMa Кгои [96] зафик­ сировал странную вспышку одного из компонентов этой пары или самой системы — сказать трудно — на длине волны 3300 Â с амплитудой около 1т ,5 в области шириною 50 Â, «без соответствующего повышения яркости в инте­ гральном визуальном свете». Максимальный блеск был до­ стигнут примерно через две минуты после начала вспышки, затем наступило сравнительно медленное падение блеска. Общая продолжительность вспышки составляла около семи минут.

Странность этой вспышки заключается в том, что оба компонента системы W UMa являются звездами класса F8, необычайно ранними для вспыхивающих звезд.

Согласно гипотезе быстрых электронов вспышки у звезд ранних спектральных классов могут быть обнаруже­ ны в области коротких волн, короче 3000 Â. Что касается класса F, то в принципе вспышки таких звезд могут быть обнаружены в интервале 4000—3000 Â; весь вопрос за­ ключается в том, какова будет ожидаемая амплитуда по­ вышения блеска.

Как показывают вычисления, при эффективной темпе­ ратуре звезды класса F, равной Т = 6200 К, не существу­ ет никаких реальных значений ц и т — в случае моноэнергетических электронов, и ц0, а и т — в случае электронов с гауссовым распределением, при которых можно будет объяснить наблюдаемую амплитуду в размере 1т ,5 вблизи 3300 Â. Максимально возможная амплитуда у 3300 А полу­

чается равной 0т ,93 в случае моноэнергетических элект­ ронов и 1т ,1—в случае электронов с гауссовым распреде­ лением; в последнем варианте величина теоретической амплитуды меньше наблюдаемой на 0т ,4.

Случай вспышки W UMa является пока единственным, приведшим к такому расхождению теории с наблюдения­ ми. Возможно, что здесь сказывается эффект линий погло­ щения, вследствие чего реальный уровень непрерывного спектра у 3300 Â и внутри полосы шириною в 50 Â будет ниже, чем тот, который мы имели бы в случае планковского излучения.. Если бы это расхождение в шкале интенсив­ ности достигло 1Ѵ2, то различие между теоретической и наблюдаемой амплитудами было бы устранено. Но так ли это?

Возможно также, что указанное расхождение вызвано просто несовершенством теории; при сильной вспышке, т. е. при т — 1 наши формулы дают лишь нижний предел интенсивности выходящего из облака быстрых электронов комптоновского излучения.

Наконец, ие совсем ясна степень достоверности указан­ ной вспышки. Она является пока единственным случаем для звезд класса F8. Не вкрались ли сюда какие-нибудь ошибки неизвестного происхождения при электрофотометрироваини звезды? Так или иначе, вопрос следует считать открытым до получения подтверждения прямыми наблю­ дениями возможности вспышек звезд класса F.

Однако вспышки звезд класса F8 и даже более ранних в принципе возможны, если концентрация быстрых элект­ ронов будет очень велика; в этом случае дополнительная энергия появляется в результате нетеплового тормозного излучения быстрых электронов (см. гл. VIII).

§ 12. Вероятная величина энергии быстрых электронов

Величины амплитуд вспышки зависят, в частности, от энергии быстрых электронов. В связи с этим возникает задача о нахождении вероятной величины энергии быст­ рых электронов. Это можно сделать разными способами. Одни из них основан на нахождении той величины энер­ гии быстрого электрона, при которой теоретическая амп­ литуда будет равна максимально зафиксированной при наблюдениях амплитуде в данных лучах. Для этого нужно

122 ГЛ. VI. АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК

построить кривые зависимости максимальных теорети­ ческих амплитуд от энергии электронов р,. Подобные кривые для звезд класса М5 представлены на рис. 46 (случай моноэнергетпческих электронов).

Как следует из приведенного рисунка, максимальная амплитуда вспышки в fZ-лучах может быть получена при

р2 F-. 10, т. е. при энергиях быстрых электронов порядка 1,5-10® эВ. Такой же результат получается и в случае, когда энергетический спектр быстрых электронов пред­ ставлен гауссовой кривой.

Другой способ определения оптимальной или вероят­ ной величины энергии быстрых электронов, основанный на анализе цветовых характеристик вспышек, будет рас­ смотрен в главе VII.

§ 13. Потеря энергии звезды при вспышке

Полная мощность одной вспышки звезды определяется суммарной энергией Р быстрых электронов и равна

быстрых электронов в столбе над фотосферой звезды с ос-

Из этого количества энергии только часть — обозна­ чим ее через q — передается фотонам в форме комптоновских потерь. Очевидно, q будет тем больше, чем больше длительность «задержки» быстрых электронов на окраи­ нах звезды. Определим сначала величину q.

Обозначим через Е 0 полную дополнительную энергию, излучаемую звездой во всех частотах в течение всей про­ должительности вспышки, с момента ее появления до мо­

Доля полной энергии электронов q, освобожденная в виде излучения в результате обратного комптон-эффекта, своего рода «коэффициент полезного действия», очевидно, равна:

По измерениям П. Ф. Чугайнова [14] для 15 вспышек ЕѴ Lac с продолжительностью вспышки до десяти минут, значение Е0в среднем находится в пределах ІО32—5 -ІО33 эрг. В то же время средняя величина х для вспыхивающих звезд порядка ІО“3 (см. табл. 22). Во время сильных вспы­ шек т порядка ІО“2. По этим данным найдем из (6.8)

т. e. всего 0,01% или 0,1% полной энергии быстрых электронов превращается в энергию излучения вспышки.

Минимальное значение q — обозначим его через qm — определяется, очевидно, потерей энергии электрона при одном акте неупругого столкновения с фотоном. Оно зависпт от частоты фотона и равно

Сравнивая полученный результат с (6.9), находим, что за время вспышки продолжительностью порядка до десяти минут, быстрый электрон испытывает от десяти до сотни неупругих столкновений с фотонами, прежде чем поки­ нуть звезду. Суммарная энергия, которая теряется элект­ роном при этих столкновениях, порядка нескольких сотен электронвольт — ничтожно малая величина по сравнению с первоначальной энергией электрона (—106/эВ). Поэтому мы можем утверждать, что быстрый электрон покидает звезду, практически сохранив первоначальную энергию, приобретенную в момент своего рождения в атмосфере звезды.

Определим суммарную энергию, освобожденную звез­ дой в форме вспышек в течение всего периода ее «вспышечной» активности, т. е. за ІО8 лет. Исходя из того, что звезда испытывает три вспышки в сутки, или 1000 вспы­ шек за год со средней мощностью "г — 0,001 (которую сле­ дует считать завышенной при такой сравнительно боль­ шой частоте вспышек), будем иметь для освобожденной энергии за год —- ІО38 эрг, пли за ІО8 лет

При относительной болометрической светимости звезд класса М5, равной L(M5)/L© Ä ; 10-2, будем иметь для полной потерн энергии звезды за ІО8 лет путем лучеиспус­ кания ЕТ:

Конечно, произведенные здесь вычисления весьма при­ близительны, тем более, что они предполагают постоянства «вспышечной» и излучательной активности звезды за 108 лет (более подробно к этому вопросу мы еще вернемся в гл. X). Тем не менее полученные результаты показывают, что в период нормальной «вспышечной» активности потеря энергии звездой в форме выброса быстрых электронов на порядок меньше того, что она теряет в форме нормального лучеиспускания.

Появление быстрых электронов во внешних областях атмосферы звезды, очевидно, сопровождается выбросом

газовой материи. Нижнюю границу массы этой материи можно определить из условия, что число протонов равно числу быстрых электронов. Число быстрых электронов, выброшенных при одной вспышке, равно

Суммарная масса вещества, выброшенного звездой при приведенных выше условиях — 1000 вспышек в год при мощности одной вспышки т = 0,001 — будет ІО-13 9К© за год, или ІО-5 2К© за ІО8 лет. Это на много порядков мень­ ше, чем потеря массы звездой, обусловленная разными причинами и связанная с ее эволюцией.

§ 14. Отрицательная инфракрасная вспышка

Гипотеза быстрых электронов предсказывает возмож­ ность так называемой «отрицательной инфракрасной вспышки» [97]. Сущность этого явления заключается в сле­ дующем. При вспышке звезды мы наблюдаем в коротко­ волновом диапазоне длин волн только повышение ее яр­ кости. Но если вспышка вызвана быстрыми электронами, которые при неупругих столкновениях с инфракрасными фотонами заставляют их перейти в область коротковолно­ вых фотонов, то в результате должно произойти уменьше­ ние общего количества инфракрасных фотонов нормаль­ ного фотосферного излучения звезды. Это уменьшение происходит строго синхронно с ростом потока коротковол­ новых фотонов и поэтому правильнее будет в этом случае говорить об отрицательной инфракрасной вспышке.

В количественном отношении явление отрицательной инфракрасной вспышки может характеризоваться по мень­ шей мере двумя параметрами: а) амплитудой отрицатель­ ной вспышки и б) критической длиной волны, откуда на­ чинается спад излучения звезды во время вспышки.

Амплитуда отрицательной инфракрасной вспышки на­ ходится в прямой зависимости от амплитуды обычной (по­ ложительной) вспышки звезды в коротковолновом диапазо­ не. Однако в силу того, что при нормальных условиях интенсивность излучения этих звезд в области далекого инфракрасного диапазона оченьвелика, относительныевели­ чины отрицательных инфракрасных вспышек будут крайне

126 ГЛ. VI. АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК

небольшими. Это может вызвать определенные трудности при попытке их обнаружения наблюдениями.

Вторым параметром является длина волны с нулевой амплитудой вспышки А„ в непрерывном спектре звезды. В сторону коротких волн от А0 находится область положи­ тельной вспышки, а в сторону длинных — область отри­ цательной вспышки. Численно А „ определяется точкой пере­ сечения двух спектров — невозмущеннои звезды и звезды в момент вспышки.

Как показывают вычисления, отрицательную вспышку надо искать при вспышках звезд класса М5 — Мб в обла­ сти с А > 8000 Â в случае очень сильных вспышек, и в об­ ласти с А > 10 000 Â — в случае слабых вспышек. При вспышках звезд раннего класса — К5 — КО — отрица­ тельного вспышку следует искать в фотовпзуальной обла­ сти спектра — А )> 5000 Â.

Что касается амплитуд отрицательных вспышек, то они крайне малы, порядка 0т ,1, даже при сильных вспыш­ ках (табл. 27). Это делает почти невозможным их обнаруже­ ние при фотографическом способе регистрации вспышек.

Далее, при сравнительно слабых вспышках амплитуда от­ рицательной вспышки почти ие зависит от спектрального

на в интервале от 8400 до 20 000 Â.

Фотоэлектрический метод регистрации вспышек с при­ менением инфракрасных приемников излучения следует

считать единственной возможностью для обнаружения от­ рицательных инфракрасных вспышек.

Отрицательная инфракрасная вспышка является од­ ним из важных теоретических предсказаний, вытекающих из гипотезы быстрых электронов. Нам не известно другое физическое явление, приводящее к положительной вспыш­ ке звезды в одной области спектра, и к отрицательной —

вдругой. В таких условиях постановка специальных наблюдений вспыхивающих звезд с целью обнаружения эффекта отрицательной вспышки в инфракрасных лучах приобретает особое значение. Любой результат — наличие или отсутствие отрицательной инфракрасной вспышки —

вэтом случае будет иметь решающее значение для теории.

§15. Результаты наблюдений вспышек звезд

винфракрасных лучах

Еще в 1959—1960 гг. Аро поставил специальные на­ блюдения в обсерватории Тонантцинтла с целью выяв­ ления поведения звезды в инфракрасной области спектра во время вспышки. Чувствительность применяемых им фотографических пластинок простиралась от 7200 до 9200 Â, с максимумом у 8400 Â. Снимки были получены на 26—31-дюймовом телескопе системы Шмидта методом цепочек, в среднем по пять изображений каждой звезды

ис экспозициями 10—15 минут на каждое изображение.

Вкачестве объекта исследования была избрана ассо­ циация Ориона, содержащая наибольшее количество вспыхивающих звезд. Всего было получено для этой об­ ласти 66 пластинок в инфракрасных лучах. Вниматель­ ный просмотр этих пластинок не подтвердил факта поло­ жительных вспышек уже известных и еще не известных

вспыхивающих звезд в и н ф р а к р а с н ы х лучах; во всяком случае, возможные колебания блеска оказались в пределах флуктуаций плотностей фотографических изо­ бражений звезд. Если иметь в виду, что в Орионе n U -жВ- лучах в среднем одна вспышка приходится на три пла­ стинки (хотя и были случаи обнаружения одновременно вспышек трех звезд на одной пластинке), то отрицатель­ ный результат при поисках п о л о ж и т е л ь н о й вспышки в инфракрасных лучах нельзя приписать недо­ статочности наблюдательного материала. Таким образом,

128 ГЛ. VI. АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК

факт отсутствия обычной, положительной, вспышки в ин­ фракрасных лучах приобретает особое значение.

Однако в тот период, когда Аро осуществлял свою программу инфракрасных наблюдений вспыхивающих звезд, ничего не было известно об «отрицательной» инфра­ красной вспышке. Поэтому любой наблюдатель, зани­ мавшийся поисками положительных инфракрасных вспы­ шек, мог бы пропустить или просто не заметить вспышки

ды. Во всяком случае было ясно, что на этом материале нельзя доказать или отвергнуть возможность отрицательной инфракрасной вспышки. Вмете с тем еще раз подтвердился факт отсутствия положи­ тельных инфракрасных вспышек.

Проблема отрицательной инфракрасной вспышки мо­ жет быть решена только путем электрофотометрических наблюдений высокой точности (до 0,п,01 и меньше). Иде­ альным было бы проведение наблюдений одной и той же звезды строго синхронно в области положительной вспыш­ ки (ультрафиолетовые или синие лучи) и в области отри­ цательной вспышки (инфракрасные лучи). Ожидаемая при этом картина должна выглядеть примерно так, как это представлено на рис. 47.