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

звезды Ту.. Поскольку мы ищем эквивалент вспыхивающей

лась в пределах 13 000—18 000° для звезд М5 — К5. Таким образом, излучательная способность нетепло­

вого происхождения в Ьс-лучах звезды позднего спект­ рального класса в момент вспышки примерно равна излу­ чательной способности в тех же лучах обычных звезд с температурами 13 000—18 000°, т. е. звезд класса В. Но известно, что звезды класса В могут возбуждать доста­ точно сильные эмиссионные линии, когда они окутаны газовыми оболочками или погружены в газовую туман­ ность.

По эффективности возбуждения эмиссионных липий нетепловой природы звезды классов М — К в момент вспышки становятся эквивалентными со звездами типа В, у которых возбуждение эмиссионных линий плюет теп­ ловую природу.

§ 3. Степень ионизации в атмосферах вспыхивающих

звезд

Зная величину потока ионизующего водород излуче­ ния комптоновского происхождения, падающего иа хромо­ сферу извне, можно попытаться найти степень ионизации водорода, а затем и электронную концентрацию в хромо­ сфере вспыхнувшей звезды.

Исходным при этом является обычное условие стацио­ нарности между количеством актов ионизации и актов рекомбинации в единицу времени и в единице объема.

ных атомов водорода и свободных электронов соответ­ ственно; С (Г„) — полный коэффициент рекомбинации электронов с протонами; /с1ѵ — коэффициент иепрерыв-

данными, например, подпой концентрацией атомов водо­ рода п}0. Для атмосфер звезд-карли'ков поздних классов

Таким образом, возникшее при вспышке холодного карлика ионизующее излучение комптоновского про­ исхождения приводит к сильному повышению степени ионизации в хромосфере звезды, а электронная концентра­ ция в принятой выше частной схеме становится сравнимой с концентрацией атомов в ней. По величине найденная степень ионизации в атмосферах вспыхивающих звезд на порядок ниже степени ионизации в газовых туман­ ностях.

Очень часто эмиссионные линии присутствуют в спект­ ре вспыхивающей звезды также в ее спокойном состоя­ нии; во время же вспышки эти линии усиливаются в не­ сколько раз. Это значит, что и в спокойном состоянии ат­ мосфера или хромосфера звезды находятся под постоян­ ным облучением коротковолнового излучения. Не исклю­ чена возможность того, что короткоживущне, почти что незаметные, но и очень частые вспышки, о которых шла речь в главе VI (§ 18), являются как раз тем постоян­ ным источником коротковолнового излучения, который поддерживает некий средний и постоянный уровень ио­ низации в хромосфере.

§ 4. Высвечивание среды. Электронная концентрация

Эффективная продолжительность вспышки в эмиссион­ ных линиях, как правило, превышает (иногда значитель­ но) продолжительности вспышки в непрерывном излу­ чении звезды. Этот факт был установлен путем проведе­ ния синхронных электрофотометрических и спектрофото-

184 ГЛ. IX. ВОЗБУЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИЙ

данные не позволяют установить совпадение обоих мак­ симумов с точностью одной-двух минут.

Важно, однако, другое: спад интенсивности эмиссион­ ной линии продолжается еще некоторое время и после того, как звезда восстанавливает евой первоначальный блеск. Иначе говоря, происходит своего рода высвечива­ ние звезды в эмиссионных линиях. Продолжительность этого процесса может превышать эффективную продол­ жительность вспышки в несколько раз, а то и больше.

Отмеченное явление свойственно не только водород­ ным линиям; оно наблюдается и у других эмиссионных линий, в том числе и эмиссионных литій ионизованного кальция. Больше того, эмиссионные линии Ca II, оказы­ вается, отличаются своим поведением от линий водорода. Линии кальция медленнее «разгораются» и медленнее затухают [220]. Здесь мы имеем явное указание на то, что максимум интенсивности эмиссионных линий кальция наступает позднее максимума вспышки в общем свете.

вающих спектральные изменения в период вспышки [95]. У одного из них интенсивность эмиссионной линии На хотя и падает после максимума вспышки медленнее, чем у другого, в конце вспышки линия, как правило, исчезает совсем (во всяком случае в пределах достигаемости разре­ шения объективной призмы, с помощью которой обнару­ живается эмиссионная линия). У объектов второго типа, характеризующихся более медленным темпом нараста­ ния вспышки, продолжающейся 40—60 минут до макси­ мума и еще 5— 6 часов до достижения нормального со­ стояния, линия На бывает видимой, хотя и сильно ослаб­ ленной, в течение последующих 1 — 2 дней.

Отмеченное явление имеет простое физическое объяс­ нение, связанное с высвечиванием среды, когда процессы рекомбинации свободных электронов с ядрами атомов, приведшие к возникновению эмиссионных линий, продол­ жаются и после того, когда вспышка практически закон­

чена, т. е. когда отсутствуют процессы фотоионизации атомов. Больше того, существует известное соотношение между продолжительностью высвечивания Аte и концен­ трацией электронов в среде /ге; оно имеет следующий вид [114]:

пе S Сі (Ге)

1

где Сі (Те) есть коэффициент рекомбинации рассматри­ ваемого ядра с электроном. Пользуясь этим соотношени­ ем, можно получить некоторую оценку электронной кон­ центрации в атмосфере (хромосфере) звезды в момент вспышки. Приняв в (9.27) Дfe~ 5—10 минутам, найдем

пе— ІО9ч - 1 0 10 см-3.

Такой же порядок величины электронной концентра­ ции должны иметь и атмосферы вспыхивающих звезд первого типа, отмеченных Аро в ассоциациях. Что ка­ сается звезд второго типа, то для них пе должно быть зна­ чительно меньше — порядка 1 0 е — ІО9 см-3, с учетом то­ го, что для них порядка 1 — 2 суток.

На спектрограммах AD Leo, полученных во время вспышки, Кункел [47] смог обнаружить эмиссионную ли­ нию Н 14 водорода. Отсюда следует, что электронная кон­ центрация в атмосфере звезды, где возбуждается эта ли­ ния, должна быть меньше 3 -1014 см-3, что находится в со­ гласии с найденной выше величиной.

§ 5. Эквивалентные ширины эмиссионных линий

Часто результаты измерений интенсивности эмиссион­ ных линий представляют в виде эквивалентных ширин. Целесообразно поэтому вывести, аналогично (9.12), соот­ ношение между эквивалентной шириной Wui линии Н* и параметрами среды. Здесь необходимо иметь в виду следующее. Как было отмечено выше, эффективная про­ должительность вспышки в эмиссионных линиях Аte значительно больше эффективной продолжительности вспышки в непрерывном излучении Аtc. Но источником возбуждения эмиссионных линий является Lc-излучение.

ISO ГЛ. IX. ВОЗБУЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИИ

Поэтому искомую зависимостьпужпо сформулировать сле­ дующим образом: энергия Ьс-нзлучения, освобождаемая во время вспышки и поглощенная хромосферой в течение времени Atc, переизлучается в виде эмиссионных линий в течение времени Ate. Последнее практически есть эффек­ тивное время высвечивания.

Баланс между энергией высвечивания хромосферы в данной эмиссионной линии и непрерывного спектра вспышки запишется в следующем виде:

Я н ,Ч = W (т, (.1, Т)Аtc, (9.28)

где под Еъіі и С\і имеется в виду их среднее значение

впромежутках времени Аte и Atc соответственно. Сравнивая (9.10) с (9.28), находим для средней величи­

ны эквивалентной ширины эмиссионной литіи W н г в функ­ ции от мощности вспышки т и температуры звезды Т:

Это соотношение, однако, еще ничего не говорит об изменениях эквивалентной ширины во время вспышки. После максимума вспышки эквивалентная ширина эмис­ сионной линии должна расти не столько из-за роста абсолютной величины ее интенсивности, сколько из-за ослабления фона, т. е. непрерывного излучения вспышки. В самом общем случае проблема эквивалентных ширин эмиссионных линий у вспыхивающих звезд сводится к решению нестационарной задачи — к нахождению функ­ ций F2 (t) и С\ (£). Здесь мы ограничимся анализом соот­ ношения (9.29), дающим среднее значение эквивалентной

К сожалению нам не известны числовые значения коэф­ фициента уі — доли Ьс-энергии, перешедшей в энергию линии Н;. В случае «чистой» флуоресценции — модель газовых туманностей — теория бальмеровского декремен­ та дает уа Ä 0,14 и у р ÄJ 0,05. Судя по известным из наблюдений данным об относительных интенсивностях эмиссионных линий вспышек [47], условия в атмосфере

вспыхивающих звезд резко отличаются от того, что мы имеем в планетарных туманностях; они, скорее всего, близки к оптически толстой (в линиях бальмеровской серии водорода) среде. В этом случае может наблюдаться даже инкремент первых линий серии.

Поскольку теории относительных интенсивностей для атмосфер вспыхивающих звезд пока нет, примем крайне ориентировочно: Та ~ Тр ~ 0,05 (из-за пологости декре­ мента в случае вспыхивающих звезд относительные ин­ тенсивности линий На, Нр, Н ѵ и частично Н5 суть вели­ чины одного порядка). Что касается множителя Atc/Ate, то наблюдения дают для него в среднем 0 ,2 .

Подставив в (9.29) также числовые значения остальных

где значения Са и Ср берутся из табл. 10. Заметим, что при Са Ä : Cß ~ 1, соответствующим моменту возвращения звезды к нормальному состоянию, высвечивание хромо­ сферы еще продолжается; в этом случае W t будет ближе к своему максимуму.

Найденные таким путем теоретические эквивалентные ширины оказались в пределах от 1 до 600 Â — для На, и от 0,5 до 300 Â — для Нр.

Недостатком проделанных выше вычислений является допущение о полной прозрачности хромосферы в линиях На и Нр.

Наблюдательных данных об эквивалентных ширинах звезд в момент вспышки имеется сравнительно немного. По результатам измерений спектрограмм нескольких вспы­ шек UV Cet и AD Leo эквивалентные ширины линий оказались в пределах 10—120 Â. Однако эти данные по­ лучены фотографическим способом, с применением элект­ ронно-оптического преобразователя, при котором трудно избежать эффекта сглаживания. П. Ф. Чугайнов, работая фотоэлектрическим методом [1 1 2 ], получил кривые блеска

Нр, во втором — только непрерывный спектр вблизи Нр. Таким путем были найдены для максимумов эквивалент­ ной ширины линии Wß во время пяти вспышек AD Leo значения 170, 155, 300, 250 и 90 А-- Минимальные значения W р были зарегистрированы в моменты максимумов вспы­

Таким образом, минимальные значения W р заключены в пределах 15—90 Â, максимальные — в пределах 90— 300 Â. Эти числа не противоречат тому, что было найдено выше в рамках гипотезы быстрых электронов.

Один из интересных выводов, сделанных П. Ф. Чугайновым, заключается в следующем: доля непрерывного излучения в общем излучении вспышек довольно значи­ тельна, а сам уровень непрерывного излучения вспышки на один-два порядка выше, чем уровень непрерывного спектра в случае гипотезы горячего газа. Так, например, в схеме, когда вспышка является следствием появления на внешних областях звезды оптически тонкого облака ионизованного водорода с Те — 104 К, теоретическая эквивалентная ширина должна быть W р = 2600 Â [ИЗ]. Между тем наблюдения дают величины, на один-два по­ рядка меньше этой. Отсюда следует, что только часть энергии непрерывного излучения вспышки может быть переизлучена в виде эмиссионных линий и континуума; обратное же, т. е. объяснение полной энергии вспышки энергией излучения в эмиссионных линиях и континууме — невозможно.

§ 6 . Бальмеровский декремент эмиссионных линий

Джой [10] первым обратил внимание на изменчивость бальмеровского декремента эмиссионных линий водорода во время вспышек. При этом декремент становится положе в сторону более коротких волн, а число наблюдаемых линий в серии увеличивается, как у звезд с более высокой температурой. Однако эти в целом очень важные выводы

§ G. БАЛ ЬМ ЕРОВСК Н Й Д Е К РЕМ ЕН Т ЭМ И ССИ ОННЫ Х ЛИНИ Й 189

меровского декремента для четырех моментов вспышки приведены в табл. 45, где время3h55m соответствует мо­ менту максимума вспышки; в последней строке приведен декремент, соответствующий оптически толстой в лаймановских линиях туманности (модель В).

Т а б л и ц а 45

Бальмеровскнй декремент п четырех моментах развития вспышки ЕѴ Lac

инверсного отношения интенсивностей линий; во-вторых, бальмеровскнй декремент меняется во время вспышки, а минимальной крутизны достигает в момент максимума вспышки (3h55m). Трудности, связанные с калибровкой спектрограмм, не позволяют надеяться на особую точ­ ность определения самой величины декремента, но в ре­ альности его изменений, по-видимому, можно не сомне­ ваться. Качественно такое поведение декремента совмести­ мо с тем, что можно ожидать в случае газовой среды с очень большой электронной концентрацией, находя­ щейся в условиях высокой электронной температуры.

Несколько отличается от указанного случая бальмеровский декремент, найденный во время одной довольно мощ­ ной вспышки ЕѴ Lac [220]; он приведен в табл. 46. Здесь инверсное отношение интенсивностей линий не наблю­ дается, но сам декремент стал довольно пологим по срав­ нению с декрементом, найденным для невозмущенной звезды (27.IV.70).