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

Г л а в а VII

ПОКАЗАТЕЛИ ЦВЕТА ВСПЫШЕК

§ 1. Теоретические показатели цвета

Согласно гипотезе быстрых электронов относительный рост интенсивности излучения во время вспышки разли­ чен в разных участках спектра. Он очень велик в ультра­ фиолетовых лучах, довольно значителен в фотографиче­ ских и очень мал в фотовизуальных лучах. В результате цвет звезды во время вспышки меняется; она становится синее.

Аналогично тому, как это было сделано при опреде­ лении теоретических амплитуд повышения яркости во время вспышки (гл. VI), изменения цвета звезды также могут быть представлены в количественном виде, в зави­ симости от основных параметров вспышки — ее мощности, энергетического спектра быстрых электронов и темпера­ туры звезды. В цветовой системе UBV это можно делать, например, с помощью следующих соотношений:

а U, В и V даются выражениям (6.2). В эти соотношения входит функция /*,(т, р, Т) — теоретическая интенсив­ ность излучения звезды во время вспышки на данной дли­ не волны. Беря соответствующие выражения этой функ­ ции для того или другого вида энергетического спектра быстрых электронов, можно найти из (7.1) и (7.2) число­ вые величины В — V и U — В.

Ниже приводятся результаты таких расчетов для различных случаев.

Результаты вычислений для звезды класса М5 представ­ лены на рис. 53 в виде графиков зависимостей U — В и

В— V от р2 в интервале от р2 =

=0 до р2 = 100. Как следует из этого рисунка, величины U — В

иВ — V вначале быстро па­ дают с ростом р2 до значений

величины теоретических показателей цвета для случая реальных фотосфер, моноэнергетических электронов (р2 =

—10) и при разных значениях мощности вспышки. Здесь необходимо сделать следующее замечание. В на­

ших вычислениях везде принимается для распределения непрерывного спектра невозмущенной звезды планковский закон, соответствующий данной эффективной тем­ пературе звезды. Между тем из-за влияния линий и по­ лос поглощения реальное распределение энергии в спект­ ре звезды может существенно отличаться от планковского.

Вследствие этого вычисленные нами теоретические пока- .

наших расчетных величин U — В и В — V с наблюдае­ мыми данными, необходимо прежде всего каким-то обра­ зом устранить это несоответствие. Полагая, что оно це­ ликом вызвано отклонением реальных распределений в спектрах упомянутых звезд от плаиковского, мы можем внести соответствующую поправку в (7.1) н (7.2) для каж­ дого класса звезды в отдельности таким образом, чтобы расчетные показатели цвета для невозмущениой звезды совпали с их наблюдаемыми значениями. Очевидно, это равносильно параллельному смещению кривых зависи­ мостей U — В или В — V от т вдоль оси показателей цве­ та. Найденные таким путем исправленные показатели цве­ та приведены в табл. 32 в скобках.

С л у ч а й г а у с с о в а р а с п р е д е л е н и я б ы­

ст р ы х э л е к т р о н о в . Как показывают вычисления,

вкачественном отношении нет различия между теоретиче­ скими показателями цвета в случае гауссова распреде­ ления быстрых электронов и в случае моноэнергетических электронов. Поэтому в дальнейшем мы будем поль­ зоваться данными табл. 32 при всех энергетических спект­ рах электронов.

Обращает на себя внимание большая чувствительность U — В от мощности вспышки (см. табл. 32). Даже при очень слабых вспышках (т = 0,0001) цвет звезды в ко­ ротковолновой области спектра претерпевает существен­ ное изменение.

§ 2. Теоретическая зависимость XI — В от В — V

Теоретическую диаграмму зависимости U—В от В — Ѵ в случае гипотезы быстрых электронов можно достроить, пользуясь данными табл. 32. Эта диаграмма приведена

0 -8

Ряс. 54. Гипотеза быстрых электронов: теоретическая диаграмма U — В ~ В — V при вспышке звезд поздних классов (сплошные линии). Пунктир — линии одинаковой мощности вспышки т.

Штрих-пунктирная линия — главная последовательность.

на рис. 54, где сплошные линии изображают зависи­ мость U — В ~ В — V для! звезд классов Мб, М5, МО и К5.

Все кривые берут начало практически с главной по­ следовательности, вернее, с ее нижней половины, соответ­ ствующей звездам поздних классов; здесь имеем т = 0.

ш - ГЛ. VII. ПОКАЗАТЕЛИ ЦВЕТА ВСПЫШЕК

По мере увеличения т, т. е. по мере возрастания мощности вспышки, кривые идут все выше и выше, постепенно уда­ ляясь от главной последовательности. Верхние предель­ ные положения кривых соответствуют оптимальному значению т, при котором амплитуды вспышек достигают максимальных значений. Таким образом, двигаясь вдоль каждой из этих кривых, мы переходим от одной вспышки к другой. Положения точек на этих кривых, соответ­ ствующих заданному значению т, соединены пунктирными линиями.

Обращает на себя внимание большая удаленность кри­ вых, соответствующих звездам класса Мб и М5, от глав­ ной последовательности; местами это удаление соответ­ ствует 2т ,5. Гипотеза быстрых электронов приводит к со­ вершенно новой форме диаграммы U — В ~ В — V. Достаточны поэтому даже самые приблизительные оценки показателей цвета звезды в момент вспышки или же ка­ кой нибудь нестационарности звезды, подозреваемой в не­ тепловой природе излучения, чтобы определить, обус­ ловлено ли это излучение быстрыми электронами или нет.

§ 3. Зависимость U — В от В —V в случае горячего газа

Существует мнение, согласно которому вспышки звезд могут быть объяснены свечением ионизованного газа, выброшенного звездой («гипотеза горячего газа»). В связи с этим представляет интерес сопоставление диаграммы U — В ~ В — V, построенной для этого случая, с вы­ веденной выше цветовой диаграммой в случае быстрых электронов.

Гипотеза горячего газа рассматривает свечение систе­ мы, состоящей из звезды позднего спектрального класса и оптически тонкого (или толстого) слоя ионизованного газа.

В зависимости от того, в каких пропорциях присут­

где а является параметром системы и представляет собой отношение потока излучения звезды к потоку излучения горячего газа в фотографическом диапазоне:

(В —У)0, соответствующие рекомбинационному излучению ионизованного газа, приведены в табл. .34 для ряда зна­ чений электронной температуры, как для случая оптически

На основе этих данных были получены с помощью формул (7.4) и (7.5) теоретические показатели цвета для системы «звезда + горячий газ». Результаты — для слу­ чая пе ІО6 см-3 и Те = ІО4 К — представлены на рис. 55 в виде теоретической диаграммы U — В ~ В — V для

и -в

На рисунке 55 нанесена одна кривая из семейства «комптоновских», соответствующая звезде М5, взятая из

гипотезы быстрых электронов проходят выше соответ­ ствующих кривых гипотезы горячего газа. Например,

кривые зависимости U — В ~ В — F в обоих случаях — гипотезы горячего газа и гипотезы быстрых электронов — просто смешиваются (в случае звезды класса МО эти два

два семейства кривых определенно разделяются друг от друга.

Несколько иначе обстоит дело в случае «небулярной гипотезы», являющейся разновидностью гипотезы горя­ чего газа. Согласно расчетам Кункела [47] и Гершберга [221] в этом случае действительно могут быть получены

чивание без внешних источников энергии очень высоко­ температурного газового образования, прозрачного в кон­ тинууме, но имеющего большую оптическую толщу в бальмеровских линиях. Заметим, что последнее допуще­ ние — увеличение непрозрачности в линиях — приводит к существенному уменьшению излучения в линиях отно­ сительно непрерывного излучения, что противоречит на­ блюдениям. Более того, наблюдения отмечают, как прави­ ло, усиление всех эмиссионных линий во время вспышки. Следует особо подчеркнуть, что речь идет об усилении