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

будет крайне мала. В этом случае практически все из­ лучение будет отражаться обратно в сторону фотосферы, так как доля отраженного излучения равна (чистое рас­ сеяние)

Быстрые электроны выделяются каким-то образом из первичной материи, выброшенной наружу из недр звезды. В принципе мыслимо такое соотношение между темпом выброса внутризвездиой материи и темпом выделения быстрых электронов из этой материи, при котором опти­ ческая толща облака или слоя из быстрых электронов, находящегося над фотосферой, может оказаться значитель­ но больше единицы. Такое электронное облако будет играть роль темного экрана, препятствующего прохождению нор­ мального фотосферного излучения. В таких случаях мо­ жет даже произойти с п а д нормального блеска звезды во всех лучах, непосредственно перед вспышкой. Это яв­ ление, однако, длится недолго, облако будет расширять­ ся очень быстро, в результате чего уменьшится т. По су­ ществу, вспышка начнется только тогда, когда т становит­ ся порядка единицы.

Дальше все будет зависеть от соотношения между тем­ пом расширения облака и темпом выделения новых пор­ ций быстрых электронов. Если процесс выделения бы­ стрых электронов прекратится очень скоро, то расширяю­ щееся, с большой скоростью облако на очень короткое время доли секунды, окажется в состоянии, соответствую­ щем значению т ~ 0,5. Вследствие этого момент теоре­ тического максимума даже не может быть уловлен. Если же процесс выделения быстрых электронов продолжится еще некоторое время, то вспышка будет менее «безынер­ ционной» и ее можно будет «поймать» около теоретическо­ го максимума.

Из сказанного следует, что в определенных случаях даже сравнительно слабые вспышки могут достигнуть тео­ ретически предельной амплитуды, но продолжительность вспышки в состоянии максимума будет крайне мала. Что­ бы «поймать» такие вспышки вблизи теоретически мак­ симальных амплитуд, нужно располагать светоприемной оистемой с очень малой (численно) постоянной времени.

Таким образом, гипотеза быстрых электронов предска­ зывает также существование следующих двух эффектов:

а) в определенных случаях непосредственно перед вспышкой может иметь место спад блеска звезды во всех лучах;

б) подавляющее большинство вспышек должно пока­ зывать крайне кратковременные повышения блеска, близ­ кие по амплитуде к теоретическому пределу. В таких слу­ чаях спад блеска звезды с момента максимума вспышки должен происходить некоторое время почти с такой же скоростью, что и повышение до максимума. Иначе говоря, в самом общем случае кривая блеска вспышки дол­ жна иметь очень острый и очень узкий пик, венчающий основную ее часть.

Последнее утверждение означает также, что средняя амплитуда данной серии вспышек будет тем больше, чем меньше (численно) постоянная времени регистрирующей аппаратуры.

Специальных экспериментов для проверки этих двух предсказаний не было поставлено, но на имеющемся в на­ стоящее время наблюдательном материале можно обнару­ жить признаки выполнения этих двух предсказаний. В частности, спад блеска звезды непосредственно перед вспышкой как будто удается заметить на некоторых кри­ вых блеска (см. рис. 26 и 27).

§19. Короткоживущие вспышки

Всвязи со вторым предсказанием, отмеченным выше, представляют особый интерес кривые блеска вспышек, полученные итальянскими астрономами (Кристальди, Родоно и др. [71]). Работая с электрофотометром, обла­ дающим постоянной времени почти на порядок меньше обычной (~ 0,5 сек), они зарегистрировали кривые блеска большого количества вспышек UV Cet и ЕѴ Lac с очень высоким временным разрешением, выявляя в результате тонкую структуру этих кривых. Образцы этих кривых блеска, взятые из [71], воспроизведены на рис. 48—50. На них четко видны узкие и очень острые пики, о которых говорилось выше. Эти пики нельзя найти на кривых бле­ ска, полученных ранее с помощью менее безынерционной регистрирующей аппаратуры. Вместе с тем у нас пока нет

оснований утверждать, кто при работе с аппаратурой, обладающей еще большей безынерционностью, эти пики не будут еще острее и еще выше.

Резкое повышение временного разрешения кривых блеска позволило выявить качественно новые и важные

Рис. 48. Кривые блеска двух групп вспышек UV Cet в Д-лучах, полученные с высоким временным разрешением [71]. Вертикальные черточки — величины ошибок измерения.

свойства вспышек у звезд. Например, принципиально новым является существование весьма короткоживущих с продолжительностью в несколько секунд, вспышек, своего рода всплесков, к тому же с достаточно высокой интенсивностью (см. рис. 48, вспышка 23.IX.70). Далее, реальная частота вспышек оказывается значительно больше, чем думали раньше — временами она достигает чуть ли не одной вспышки за две минуты (см. рис. 48).

Повышение временного разрешения кривых блеска дало также важную информацию о динамике самой вспыш­ ки и, в конечном счете, о ее природе. В частности, впервые ды сталкиваемся с таким фактом, когда спад блеска звезмы после максимума вспышки происходит почти с такой

же скоростью, что и его повышение. Из приведенных на рисунках 49 и 50 кривых блеска следует, например, что шестикратное уменьшение блеска звезды после максимума

вспышки (1.Х.70) произошло приблизительно за 4—5 се­ кунд.

С позиций корпускулярной гипотезы, при которой по­ явление и развитие самой вспышки связывается со спон­ танным появлением и разлетом релятивистских частиц (быстрых электронов), приведенные на рисунках '48— 50 кривые блеска вполне объяснимы.

Следует отметить, что гипотеза высвечивания иони­ зованного газа в принципе также допускает быстрый спад интенсивности эмиссии в течение очень коротких проме­ жутков времени; при этом электронная концентрация возникшего во время вспышки горячего облака должна быть порядка ІО13 — 1014 см-3 (см. § 4 гл. IX). Эти сооб-‘ ражения, однако, относятся к рекомбинационному спект­ ру. Между тем речь идет об объяснении возникшего во время вспышки непрерывного излучения нерекомбина­ ционного происхождения и его быстрого спада на нисхо­ дящей ветви кривой блеска.

где интегрирование производится в пределах полной про­ должительности вспышки.

По существу, АТ есть ширина (в шкале времени) прямоугольника, высота которого равна амплитуде вспышки в единицах яркости звезды /.,.. Выражение (6.19) иногда называют интегральной интенсивностью [98].

Имея в виду (6.19), мы можем написать для энергии i{AU), освобождаемой звездой, например, в [/-лучах, во

в [/-лучах в нормальном состоянии (т. е. вне вспышки). Число вспышек в сутки с амплитудой от Д U до А U 1 равно fcF (AU). Полное количество энергии Е,, осво­ бождаемое звездой в сутки при всех вспышках со все­

возможными амплитудами (больше 0"',1), будет

где /и — частота вспышек для дайной звезды в [/-лучах — измеряется в единицах вспышка/сутки (ст. табл 2), а АТ — в секундах.

Полное значение энергии, излучаемой звездой в [/-лучах в сутки путем нормального лучеиспускания, составляет Е% = 7* ([/)-8,64-104 эрг. Поэтому будем иметь для отно­ шения лучистой энергии, освобождаемой звездой во время вспышек, к энергии, освобождаемой путем нормального лучеиспускания,

( j ^ a = l,15-10-5A77y ^ (іомли — 1) F {AU)d(AU). ( i. :’)

Аналогичное выражение можно написать и для диапа­ зонов V и В. При вычислениях числовые значения функ­ ции распределения амплитуд F (U) берутся из табл. 7

138 ГЛ. VI. АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК

0,1 до 0,8 минуты АТ имеет тенденцию представляться гауссовой кривой случайного распределения.

Результаты вычислений для шести вспыхивающих звезд типа UV Get с различными абсолютными светимо­ стями, для которых имеются исходные данные не мень­ ше, чем о двадцати вспышках в данном спектральном диа­ пазоне наблюдений, представлены в табл. 30.

Сопоставление данных, приведенных в столбцах 5—7 табл. 30, с абсолютными светимостями звезд (столбец 2)

позволяет сделать следующие вы­

лучеиспускания звезды в [/-лучах

ВS -лучах эти величины равны 2 %

и0,1% соответственно. Для боль­ шей наглядности эти данные пред­ ставлены графически на рис. 51, причем для UV Cet соответствую­ щие величины приняты за еди­ ницу.

Вывод о том, что относительная энергия вспышек уве­ личивается с уменьшением абсолютной светимости звез­ ды, качественно совпадает с тем, что мы имеем в случае вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях (см. гл. XI).

тек в £/-лучах, например, между UV Cet и AD Leo, со­ ставляет почти два порядка.

Зависимость Е-, от Му можно представить следующей формулой:

где с — — 0,31 и d — — 0,35 в 27-лучах, и Е/ измеряется в единицах Солнца. Числовые значения постоянных, входящих в формулы (6.23) и (6.24), конечно, могут слег­ ка изменяться при использовании другого наблюдатель­ ного материала.

Определяющим фактором, однако, следует считать о т- н о с и т е л ь н у ю величину энергии, освобожденной во время вспышек и даваемую соотношением (6.22), по­ скольку только эта величина характеризует степень не­ стационарности данной звезды. В этом отношении, напри­ мер, UV Cet является нестационарным объектом в гораздо большей степени, чем AD Leo.