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

170 гл. Ill ТОРМОЗНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ

§ 5. Применение к горячим звездам Гипотеза обратного комптон-эффекта исключает воз­

ние быстрых электронов в принципе может быть причиной положительной вспышки у высокотемпературных звезд. Однако заметной величины такая вспышка может достиг­ нуть лишь при очень больших значениях и, порядка 0 ,1 (табл. 43). В этом смысле вспышку звезд ранних спек­ тральных классов (и то только карликов) следует рас­ сматривать как весьма маловероятное событие, даже теоретически.

В связи с этим следует упомянуть о появляющихся из­ редка сообщениях об имевших место случаях вспышек звезд ранних спектральных классов. Так, например, 1 марта 1964 г. Эндрюс [106] зарегистрировал вспышку звезды 6-й величины HD 37519 класса В8 с амплитудой З”1; Пейдж [107] отмечает три вспышки 66 Oph, звезды класса В1 — В6 , имевших место в августе-сентябре 1969 г. с ам­ плитудами 1”\0, 1т ,8 и 0т ,8. Имеется сообщение [108] о вспышке одной звезды класса В8 в скоплении Мб с не­ правдоподобно большой амплитудой — 7т (!); эта вспышка была зарегистрирована с применением телевизионной техники и последующей фиксацией на фотопленке.

Конечно, к этим сообщениям, особенно к последнему, следует относиться с большой осторожностью, тем более, что не всегда возможно разобраться в обстоятельствах, при которых сделаны эти наблюдения. Однако, даже в слу­ чае, если они верны и если отказаться от вполне очевид­ ного допущения, что вспышка у этих звезд может быть

Рис. 60. Кривая блеска вспышки белого карлика G 44—32 [109].

вызвана их слабым и очень холодным спутником, сама по себе возможность вспышки горячих звезд в принципе не находится в противоречии с тем, что дает теория тормоз­ ного излучения быстрых электронов.

На фоне этих фактов особенно выделяется сообщение Варнера и др. [109] о вспышке у белого карлика G 44—32. Вспышка была зарегистрирована 7 февраля 1970 г. с по­ мощью 82-дюймового телескопа Струве, в кассегреновом фокусе которого был установлен приемник излучения — счетчик фотонов с фотоумножителем, чувствительным к синим лучам. Исследователям удалось построить кривую блеска вспышки,— она приведена на рис. 60,— с перио­

действия механизма тормозного излучения быстрых элек­ тронов у горячих карликов. Тем не менее необходимо рас­ полагать дополнительными данными, прежде чем делать вывод о том, что действительно вспыхивают сами горя­ чие карлики, а не их возможные невидимые спутники позд­ него типа.

При справедливости сделанных выше выводов следует ожидать также возможность вспышки у тех ядер плане­ тарных туманностей, которые являются белыми карли­ ками.

Г л а в а Dt

ВОЗБУЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИЙ

§ 1. Распределение энергии в области жесткого ультрафиолета в случае обратного колштон-эффекта

В главе IV была рассмотрена задача переноса фотосферного излучения звезды через слой быстрых электро­ нов. Там же были выведены формулы для нахождения спектрального распределения интенсивности выходящего из такого слоя излучения для различных моделей среды и энергетического спектра быстрых электронов. Эти фор­ мулы справедливы для всего диапазона частот, в том чис­ ле и для области жесткого ультрафиолета — излучения, ионизующего водород. В частности, в схеме реальной фотосферы и для случая моноэнергетических электронов находим для потока излучения, направленного внутрь, т. е. в сторону звезды:

H v{x,\i,T) = Bv(T) - ^ ( т ) , (9.1)

где т здесь и дальше есть полная оптическая толща слоя из быстрых электронов для процессов томпсоновского рас­ сеяния, а I = hv/kT.

Подставляя в (9.1) значение функции БѴ(Т), запишем

Для случая гауссова распределения электронов по энер­ гиям, получаем

(х, р0, о, Т) = ^ ф х(р0, о) F, (X) (9.3)

Выражения (9.2) и (9.3) представляют собой теорети­ ческие спектры непрерывного излучения звезды во время вспышки в области ионизующих водород частот. С уве­ личением (Xмаксимум этих спектров перемещается в сто­ рону коротких волн. На рис. 61 приведен пример такого

ѵ2

где через J 3 (и) обозначено:

/з (« )= $

U

Численные значения этой функции затабулированы в [110,

111].

В случае гауссова распределения быстрых электронов

Формулами (9.5) и (9.6) мы будем пользоваться в следую­ щих параграфах.

§ 2. Возбуждение эмиссионных линий

Слой или оболочка из быстрых электронов в общем случае находится на некотором расстоянии от фотосферы звезды (см. рис. 62). Поэтому только часть генерируемого в этой оболочке Ьс-излучения доходит до хромосферы; остальная часть покидает звезду навсегда. Если обозна­ чить через Ес величину дошедшего до хромосферы Lcизлучѳния, то будем иметь

где £2 есть телесный угол, под которым видна хромосфера звезды из данной точки оболочки, W — коэффициент дилгоции:

(9.8)

/•* — радиус звезды, г — радиус оболочки из быстрых электронов.

крезкому усилению ионизации водорода в этих слоях;

врезультате могут появляться эмиссионные линии.

Таким образом, наша модель предполагает генерацию Ьс-излучения в одной области, находящейся на некото­ ром расстоянии от поверхности звезды, а возникновение эмиссионных линий — в другой, в хромосфере звезды. При этом область генерации Ьс-излучеиия — слой или оболочка из быстрых электронов — все время разрежает­ ся и уделяется от звезды, покидая ее через некоторое время, а область возникновения эмиссионных линий, хромосфера, все время связана со звездой, хотя и может несколько видоизменяться вследствие неизбежного нагрева под влия­ нием Ьс-излучения. Возникшая спонтанно оболочка из быстрых электронов, посылая в сторону хромосферы опре­ деленное количество Ьс-фотонов, сравнительно быстро исчезает. Хромосфера же, получив почти импульсивно эту Ьс-эиергшо, сразу же переходит в возможно нанвысшее состояние ионизации, после чего начинается процесс высвечивания. Очевидно, суммарная энергия высвечи­ вания в виде флуоресцентного излучения должна рав­ няться или быть несколько меньше полной Ь0-энергии, попавшей на хромосферу извне. Что касается продолжи­ тельности высвечивания, то она определяется электрон­ ной концентрацией возмущенной хромосферы.

Такова общая картина появления и исчезновения эмис­ сионных линий во время вспышки холодной звезды. От­ сюда следует, что в общем случае проблема возбуждения эмиссионных линий во время вспышки должна быть по­ ставлена к к задача нестационарная. Однако мы здесь ограничимся лишь качественным анализом, рассматривая стационарную задачу, когда соблюдается строгое равно­ весие в заданный момент времени между излучаемой хро­ мосферой энергией в виде эмиссионных линий и конти­ нуума, с одной стороны, и поглощаемого ею Ьц-излучения, с другой.

Коэффициент поглощения в линиях водорода обычно на три-четыре порядка больше коэффициента непрерыв­ ного поглощения в частотах Ьс-излучения. Поэтому хро­ мосфера выше уровня тс = 1 должна быть полностью не­ прозрачной в линиях лаймановской серии водорода. Что

Введем безразмерную величину бг, представляющую собой отношение полной интенсивности эмиссионной ли­ нии Н г к энергии, заключенной в интервале частот Дѵ,- непрерывного спектра звезды:

точно хорошо на фоне непрерывного излучения звезды, очевидно, необходимо, чтобы б,- Ä 1 ; в случае б; 1 бу­ дем иметь очень интенсивную эмиссионную линию, а при