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

Стало быть, усиление эмиссионных линий во время вспыш­ ки превосходит усиление непрерывного спектра. Разуме­ ется, это не могло бы иметь места, если допустить сильное увеличение непрозрачности среды в бальмеровских ли­ ниях во время вспышки звезды.

Но главным недостатком небулярной гипотезы яв­ ляется то, что она не может объяснить наблюдаемые из­ менения цвета звезды на всем протяжении вспышки — с момента ее максимума до достижения звездой нормаль­ ного состояния. Небулярная гипотеза с неизбежностью приводит к двухмодельной интерпретации наблюдаемых показателей цвета, и, в конечном счете, к двухмодельной интерпретации самой вспышки. Она, эта интерпретация, заключается в следующем: вблизи максимума вспышки излучение определяется только компонентами небуляр­

ляется излучение горячего пятна фотосферы, возникшего при вспышке [221].

По поводу горячего пятна фотосферы следует сказать следующее. Если вклад горячего пятна в общее допол­ нительное излучение так велик, что оно во много десят­ ков и сотен раз превышает нормальное излучение звезды, то, значит, само пятно занимает значительную часть по­ верхности звезды. Вместе с тем температура в горячем пятне должна быть значительно выше эффективной тем­ пературы фотосферы звезды. Но коль скоро доля излуче­ ния горячего пятна значительно превышает собственное фотосферическое излучение звезды, то наблюдаемый спектр звезды практически должен быть обусловлен из­ лучением этого горячего пятна, имеющего совершенно другую структуру спектра. Между тем уже неоднократно подчеркивался тот установленный наблюдениями факт, что вспышка звезды не приводит к качественному изме­ нению ее спектра.

Ниже мы увидим, что гипотеза быстрых электронов свободна от перечисленных недостатков и может объяснить наблюдаемое поведение звезды на всем протяжении вспышки.

§ 4. Сравнение с наблюдениями

Особый интерес представляет сопоставление выведен­ ных вьппе теоретических значений цветов U — В жВ — V с результатами наблюдений. Для вспыхивающих звезд в окрестностях Солица таких данных имеется сравни­ тельно немного; часть из них собрана в табл. 35. Весьма

интересные и довольно однородные данные получены Кун-

на нее данными табл. 35. На нижнем левом конце диаграм­ мы указаны местоположения звезд в нормальном состоя­ нии; все они находятся почти на главной последователь­ ности. Во время вспышек они поднимаются выше и левее по диаграмме, причем тем выше, чем больше амплитуда вспышки. При вспышке, например, S 5114 (Д£/ = 4,1), наблюдаемое значение U — В дошло до —1т ,34.

Примечательно следующее: до вспышки и в момент максимума вспышки почти все рассмотренные звезды находятся между кривыми теоретической зависимости

Рис. 56. «Дрейф» звезд AD Leo, ЕѴ Lac, DPI Car, H II 1308 и S 5114 на теоретической диаграмме U — В ~ В — V при их отдельных вспышках. Указаны только начальные (до вспышки) и конечные (в момент максимума вспышки) положения звезд.

U — В ~ В — V, соответствующими спектральным клас­ сам М5 и МО. Это еще раз указывает на то, что спект­ ральный класс звезды во время вспышки не претерпевает существенных или даже заметных изменений.

Наблюдаемые показатели цвета звезд во время вспышек заключены в пределах, предполагаемых гипотезой бы­ стрых электронов.

§ 5. Зависимость цвета от амплитуды вспышек

Колориметрические характеристики вспышки можно представить также и в форме зависимости показателя цвета от амплитуды вспышки в тех или иных лучах. В ка­ честве примера на рис. 57 приведены теоретические кривые

В-Ѵ

Рис. 57. Сопостаплеиие наблюдаемых цветов вспышек (точки) с тео­ ретической зависимостью В — Ѵ от ДВ для звезд классов Мб—К5.

зависимости В —V от AB, построенные по данным таблиц 16 и 32 для звезд классов от Мб до К5. Там же нанесены результаты наблюдений из таблиц 4 и 35. Хотя согласие наблюдений с теоретическими кривыми кажется доста­ точно удовлетворительным, его нельзя выдвигать в каче­ стве дополнительного, и тем более независимого ар­ гумента в пользу теории. Просто эта диаграмма пред­ ставляет собой другую форму сравнения одних и тех же данных наблюдений с теорией.

§ 6. Показатели цвета дополнительного излучения

Наблюдаемые показатели цвета U — В жВ — F в за­ данный момент вспышки, характеризующиеся амплиту­ дами повышения блеска AU, AB и АV, определяются из следующих соотношений:

154 ГЛ. VII. ПОКАЗАТЕЛИ ЦВЕТА ВСПЫШЕК

где (U — В)^ и (В— F)* суть показатели цвета звезды в спокойном состоянии.

Цвета U — В и В — V относятся к суммарному излу­ чению системы, т. е. к нормальному (тепловому) излуче- нию.-звезды плюс дополнительное (иетепловое) излучение, появившееся во время вспышки. С помощью этих соотно­ шений можно определить цвет звезды в любой фазе раз­ вития вспышки, если известны мгновенные значения ам­ плитуды.

Нас интересует, однако, цвет только дополнительного излучения, имеющего нетепловое происхождение. Обоз­

или, сравнивая с (7.7) и (7.8), можем написать иначе, выражая через цвета невозмущенной звезды:

т. е. при сильных вспышках наблюдаемые (или теорети­ ческие) цвета U — В и В — V в момент максимума будут как разг искомые .цвета чистого дополнительного излуче­ ния (U — B)f и (B — V)f. В остальных случаях наблюдае­ мые цвета дополнительного излучения определятся с по­ мощью (7.9), (7.10) или (7.11), (7.12) с подстановкой в них значений наблюдаемых цветов звезды до вспышки и в мо­ мент вспышки. С помощью этих же формул мы можем определить теоретические цвета дополнительного излучения пЬ известным теоретическим амплитудам (см. табл. 17) и теоретический цветам звезды U — В и В — V (см. табл. 32).

Посмотрим теперь, что дают наблюдения для цветов дополнительного излучения. В табл. 36 собраны имею­ щиеся данные для звезд AD Leo, YZ СМі и Wolf 359 [47], EV Lac [70] и H II 1306 [99]; в последних двух случаях (U — В)і и (В — Ѵ)і рассчитаны с помощью (7.9) и (7.10) по наблюдаемым цветам и амплитудам.

Т а б л и ц а 36 Наблюдаемые цвета (U — В)/ и (В — V)/ дополнительного излучения

стого дополнительного излучения, несмотря на большой разброс в наблюдаемых цветах, мощностях вспышек, аб­ солютных светимостях и спектральных классах - звезд. Если, например, Н II 1306 принадлежит к спектральному классу. dK5e, то Wolf 359 — к классу dM6e, а по класси­ фикации Моргана даже dM8e. [119]. Далее,, приведенные в таблице цвета звезды Н ІІ 1306 относятся к очень мощ-і: ной вспышке (АU = 3, 7), в то время как в случае YZ СМі амплитуды вспышек в (7-лучах колеблются от 1,п -до 5"\ в случае AD Leo — от О”1, 5 до 2™,І и т. д. Наконец,ввеада. Wolf 359 является одной из самых слабых по абсолютной величине вспыхивающих звезд, а AD Leo — одной из на­ иболее ярких; отношение их светимостей порядка .ста-. .И. несмотря на такой разброс в; основных характеристиках.

всех случаях в среднем оказались одинаковыми.

Таким образом, цвета дополнительного излучения одинаковы для всех вспышек, независимо от светимости, спектрального класса звезды и мощности вспышки. Это значит, что механизм возбуждения вспышек и генерации нетеплового излучения одинаков для всех вспыхивающих звезд — заключение как будто тривиальное, по оно в дан­ ном случае сделано на основе нового и независимого ма­ териала.

Вопрос о сходстве или идентичности механизмов вспы­ шек у вспыхивающих звезд, находящихся в окрестностях Солнца, и вспыхивающих звезд, связанных с ассоциация­ ми, поднимается часто. Тот факт, что одна из приведен­ ных в табл. 36 вспыхивающих звезд, Н II 1306, связана со звездным агрегатом (Плеяды), а остальные находятся в окрестностях Солнца, и вместе с тем все они показы­ вают одинаковые цвета для дополнительного излучения, может служить убедительным аргументом в пользу общ­ ности механизма генерации непрерывной эмиссии у всех вспыхивающих звезд, независимо от их возраста и место­ нахождения.

Средние значения цветов дополнительного излучения для всех приведенных в табл. 36 вспышек равны

(7.15)

В предыдущей главе была сделана попытка найти ве­ роятную величину энергии быстрых электронов, ответ­ ственных за вспышку звезд, путем сравнения наблюдае­ мых амплитуд вспышек с их теоретическими значениями («метод амплитуд»). Эту же задачу мы решим теперь путем сопоставления наблюдаемых цветов (7.15) дополнитель­ ного излучения с их теоретическими величинами («метод показателей цветов»).

Как показывает анализ, теоретические показатели цвета дополнительного излучения мало чувствительны

кэффективной температуре фотосферного излучения, т. е,

кспектральному классу звезды. Они мало чувствительны также к мощности вспышки (т). Показатели цвета допол­ нительного излучения, оказывается, очень чувствитель-

158 ГЛ. VII. ПОКАЗАТЕЛИ ЦВЕТА ВСПЫШЕК

оценочным данным показатель цвета, например, (U—B)f, принимает минимальное значение при максимуме вспышки, затем медленно увеличивается, и, после достижения некоего пре­ дела, снова уменьшается.

Интересно, что такой ход изменения цвета носит об­ щий характер. Он может иметь место как при из­ менении температуры звез­ ды, так и при уменьшении р, в нисходящей ветви кри­ вой блеска.

Нечто подобное — из­ менение цвета дополни­ тельного излучения во время вспышки — наблю­ дал П. Ф. Чугайиов [70] при четырех вспышках EVLac, зарегистрирован­ ных одновременно в В- и F- лучах. Он нашел для цвета

дополнительного излучения в момент максимума этих вспышек {В — V)f = —0т,2 ---- 0т ,3. Затем, после мак­ симума, цвет этого излучения становился краснее. Мак­ симальное значение (В — F )/Ä ;. 0т ,0н— (-0”\2 . Кстати, среднее значение (В — F)/ для этих вспышек близко к нулю в хорошем согласии с оценкой, приведенной в (7.15).

.'-'"В принципе значительные колебания в цветах допол­ нительного излучения могут иметь место в результате изменения энергии самих электронов в течение вспышки, но мы это считаем мало вероятным. По всем данным быст­ рые электроны покидают звезду практически без изме­ нения первоначальной энергии.

Вопрос, об изменениях цвета дополнительного излу­ чения во время вспышки требует более подробного рас­ смотрения. Важным пока следует считать то, что анализ показателей цвета позволяет в принципе выяснить при­ роду дополнительного излучения, освобожденного во вре­ мя вспышки, и.установить ее универеальиость длявсех представителей:вспыхивающих звезд.

Г л а в а VIII

ТОРМОЗНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ БЫСТРЫХ ЭЛЕКТРОНОВ

§1. Постановка вопроса

Впредыдущих главах задача о возбуждении вспышек была рассмотрена в «чистом» виде, т. е. считалось, что наблюдаемое усиление коротковолновой области спектра звезды во время ее вспышки вызвано только обратным комптон-эффектом — неупругими столкновениями быст- • рых электронов с инфракрасными фотонами. Иначе го­ воря, не предполагалось, что самопоявление быстрых электронов может повлечь за собой рождение новых све­ товых фотонов в достаточном количёстве.' Это дбпущѳ'ние, однако, требует количественной проверки. Более конкрет­ но речь идет о том, чтобы определить, как велика в данном диапазоне длин волн доля световых фотонов, гене* ■ рируемых средой при свободно-свободных переходах бы­ стрых электронов в поле протонов (или электронов), ина­

че, при н е т е п л о в о м т о р м о з н о м и-з л у ч е-' н ии, по сравнению с количеством фотонов, появив­ шихся в той же области спектра в результате обратного

звезд нетепловое тормозное излучение проявляется лишь частично и то только при очень мощных вспышках, а у других оно не играет никакой роли при возбуждении оптических вспышек. Вместе с тем выявляется'огромная, роль"нетеплового' тормозного излучения в области оченькоротких волн — рентгеновского диапазона, на котором мы остановимся в главе XIII. Наконец, нетепловое тор­ мозное излучение предсказывает возможность вспышки карликовых звезд ранних спектральных классов, эффек­ тивная температура которых порядка 10 000 К. Исхода из всего этого, специальное рассмотрение нетеплового тормозного излучения следует считать необходимым [101].