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

Т а б л и ц а 46

Бальморовский декремент в двух моментах (I и II) развития вспышки AD Leo

Были найдены расчетные бальмеровскне декременты для некой модели газовой среды, находящейся в состоянии локального термодинамического равновесия, при темпера­ туре Те = 20 000 или 25 000 К, электронной концентрации пе = 3*ІО13 см~3 и очень большой оптической толще в бальмеровских линиях (та ~ 100 -л- 10 000) [47]. Однако согласие с наблюдаемыми бальмеровскими декрементами не достигается ни в одной комбинации Те и та. Впрочем, о согласии преждевременно говорить, если иметь в виду ненадежность наблюдательных данных. Однако, незави­ симо от этого, само по себе допущение существования термодинамического равновесия в таких условиях следует считать не обоснованным.

§ 7. Зависимость эквивалентной ширины эмиссионной линии от амплитуды вспышки

где Кх — безразмерная постоянная, не зависящая от т. При заданной температуре звезды и энергии электронов эквивалентная ширина зависит только от эффективной оптической толщи слоя электронов, в конечном итоге от

амплитуды вспышки Ате:

Wгг у

К сожалению, -т-^-не может быть представлено через Ате в явном виде. Но в неявном виде эту зависимость

количественно можно вывести, пользуясь тем, что нам

В табл. 47 приведены результаты подобного рода расчетов для случая Т — 2800 К и р,2 = 10. Числовые значения функций F2 ( т ) , АѴ и С X (т) взяты соответственно из таблиц 9, 16 и 10 при эффективной длине волны К= 5400 Â.

На рисунке 64 приведен ряд кривых, изображающих характер зависимости эквивалентной ширины линии (в про­ извольных единицах) от фотовизуальиой амплитуды АѴ, при различных величинах постоянного множителя К последний может меняться от вспышки к вспышке, или же при переходе от одной нестационарной звезды к другой. При больших значениях Кх существенные изменения эквивалентной ширины могут произойти практически без колебания общего блеска звезды в фотовизуальных лучах. У других звезд с меньшим значением К х, наоборот, сущест­ венные колебания фотовизуального блеска — более чем на две звездные величины — могут произойти практически без изменения эквивалентных ширин эмиссионных линий.

Эти теоретические результаты могут быть проверены как в отношении вспыхивающих звезд, так и нестацио­ нарных объектов — звезд типа Т Тельца. В обоих слу­ чаях необходимо располагать по крайней мере двумя наблюдательными величинами: амплитудой колебания блеска и эквивалентной ширины эмиссионной линии для каждой вспышки либо для данного состояния нестационар­ ности.

Для ряда звезд типа Т Тельца Кіо [115] выполнил серию измерений эквивалентных ширин линии 1І„ в зави­ симости от интенсивности непрерывного спектра в интер­ вале 3620—4255 Ä (рис. 65). Свои результаты Кю ин­ терпретирует с позиции теплового происхождения ультрафиолетовой эмис­ сии, т. е. как следствие сли­ яния высших членов бальмеровских эмиссионных линий и континуума. Одна­

ко характер изменений Wa от Д т у отдельных звезд до

того отличается друг от друга, что они никак не могут быть объяснены в рамках тепловой гипотезы. Например, для звезд UX Tau, RY Tau, FU Ori, XZ Таи зарегистрированы колебания блеска в непрерывном спектре почти без заметных колебаний интенсивности эмиссионных линий. Это соответствует малым значениям К\ теоретической зависимости W ^ от АУ (см. рис. 64). Наряду с этим имеют­ ся случаи, представляющие другую крайность в характере зависимости от АУ (звезды Т Tau, V 380 Огі), когда

ГЛ. XX. ВОЗБУЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИЙ

как правило, исчезает. Большинство вспыхивающих звезд

вОрионе принадлежат к этой группе.

Вслучае типа «б» рост интенсивности до максимума происходит значительно медленнее, чем в случае типа «а»: он продолжается от 40 до 50 минут. Возвращение звезды от максимума блеска к нормальному состоянию продолжается 5 или 6 часов, а На-эмиссия бывает видна после этого, хотя и сильно ослабленной, еще в течение одного или двух суток. Очень немного вспыхивающих

звезд в Орионе принадлежат к этому типу — Наго 66, 99, 149, 153, а также Наго 8 и 177.

Обращает на себя внимание тот любопытный факт, что три из этих «медленных» звезд типа «б» (Наго 66, 149 и 153) одновременно оказались «быстрыми» вспыхи­ вающими типа «а». Отсюда следует, что деление на «а» и «б» не означает существование разных физических кате­ горий вспыхивающих звезд, а скорее всего характеризует различные формы вспышек, которые могут происходить на одной и той же звезде.

Гипотеза быстрых электронов допускает возможность существования двух типов вспыхивающих звезд Аро. Здесь, оказывается, играют определенную роль два эф­ фекта, связанные в одном случае с дилюцией ионизующего излучения, а в другом — со спектральным классом вспы­ хивающей звезды. Остановимся на них более подробно.

§ 9. Эффект дилюцип излучения

Эквивалентная ширина эмиссионной линии зависит также от коэффициента дилюции W, т. е. от среднего мгновенного расстояния оболочки или облака из быстрых электронов от фотосферы звезды. Напишем поэтому (9.30) несколько иначе:

ТУ,

где функция / (т) зависит, при заданных (іи Г, только от т:

(9.35)

При различных т мы имеем различные амплитуды вспышки. Очевидно, всегда можно найти такие комбина-

196 ГЛ. IX. ВОЗБУЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИЙ

небольшое расстояние от поверхности звезды, где и про­ исходит выделение быстрых электронов, во втором же случае это выделение происходит гораздо дальше от звезды.

Трудно, конечно, допустить, чтобы из-за различия в «дистанциях» выброса в этих двух случаях существовали какие-нибудь отличия в составе выброшенной материи. Скорее всего, состав и свойства этой материи в обоих случаях одинаковы. Тогда мы приходим к заключению, что промежутки времени с момента выхода первичной материи с поверхности звезды до того момента, когда из этой материи освобождаются или генерируют быстрые электроны, должны быть одинаковыми для обоих типов вспышек. Единственное, что будет отличать вспышку типа «а» от вспышки типа «б»— это величина первоначаль­ ной скорости выброса виутризвездной материн. В случае вспышки типа «а» эта скорость меньше, в случае типа «б» — больше.

Здесь речь пе идет пока об абсолютной мощности выброса или пзвержепня виутризвездной материи. В дан­ ном случае это даже не существенно. Более того, неважно, превышает ли скорость выброса параболическую скорость отрыва или нет. Важно лишь следующее: разбщос в вели­ чинах первоначальных скоростей выброса или выноса виутризвездной материи в несколько раз может объяснить существование двух типов вспышек Аро.

Что касается возможности такого различия в величи­ нах скорости выброса у одной и той же звезды, то, кажется, это требование не противоречит известным из других отраслей астрофизики фактам.

§ 10. Эффект спектрального класса

Теоретическая амплитуда колебания яркости, т. е. величина коэффициента С%(т, р, Т) у X — 6000 Â весьма однозначно зависит от температуры звезды. Например, при низких температурах имеем С (6000 Ä) 1, а при достаточно высоких температурах С (6000 А) < 1. Следо­ вательно, должна существовать температура, при кото­ рой С (6000 Â) = 1; в этом случае не будет заметного колебания яркости в непрерывном спектре у А, = 6000 А, независимо от мощности вспышки т. Но интенсивность

эмиссионной линии по-прежнему сильно зависит от т. Поэтому у искомой звезды мы можем наблюдать появле­ ние и исчезновение довольно сильной эмиссионной линии практически без всякого колебания яркости в непрерыв­ ном излучении около 6000 Ä. Это соответствует вспыхи­ вающим звездам тина «а» Аро.

Найти искомую температуру или искомый спектраль­ ный класс звезды с нулевой амплитудой колебания яр­ кости нетрудно; для этого достаточно построить кривую зависимости С% от Т при к = 6000 Â и зафиксировать ту

для эквивалентной шири­ ны эмиссионных линий, но при этом амплитуда колеба­

ния яркости непрерывного спектра около 6000 Â не бу­

дет превышать 0'п,3.

Таким образом, хотя при определенных условиях вспышки типа «а» и «б» могут происходить на одной и той же звезде (эффект дилюции излучения), тем не менее не исключена возможность существования вполне одно­ родной группы звезд, у которых могут происходить только вспышкн типа «а». Это звезды спектрального класса МО или близкие к нему. Интенсивности эмиссионных линий во время вспышек звезд класса МО могут меняться в ши­ роких пределах без заметного, однако, колебания их яркости в области около к — 6000 Â.

Наряду с этим возможна и другая крайность, когда появление и исчезновение эмиссионных линий сопровож­

Мб. Это соответствует вспыхивающим звездам типа «б» Аро.

§ 11. Электронная температура в атмосферах вспыхивающих звезд

Спектральный состав излучения комптоновского про­ исхождения существенно отличается от спектрального состава планковского излучения. Поэтому средняя вели­ чина кинетической энергии электрона, оторванного от атома водорода при фотоионизации под влиянием компто­ новского излучения, может отличаться от той, которую мы встречаем в обычных условиях тепловых процессов в звездных атмосферах. В то же время отсутствие запре­ щенных линий в спектрах вспышек свидетельствует о том, что один из основных механизмов охлаждения — вынос кинетической энергии из среды в виде излучоипя запре­ щенных линий — в условиях атмосфер вспыхивающих звезд не действует. Следует ожидать поэтому, что хромо­ сфера звезд во время вспышки будет несколько нагретой по сравнению с атмосферой обычных газовых сред, воз­ буждающих эмиссионные линии. При таких условиях задача нахождения величины электронной температуры,

1і<гизлучения комптоновского происхождения и теряют свою энергию на процессы рекомбинации, связанные с во­ дородом. Потери энергии на возбуждение запрещенных линий отсутствуют. Принимается также, что между элект­ ронами среды, возникшими в результате фотоионизации, установлено максвеллово распределение скоростей. Что касается источника излучения . комптоновского проис­ хождения, то по-прежнему предполагается, что он находит­ ся вне той среды, где возбуждаются эмиссионные линии (см. рис. 62).