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

ляется электронная температура среды Те; она определя­ ется однозначно при заданных значениях температуры звезды Т и энергии быстрых электронов р. Практически поступают следующим образом: сначала определяют ха

В качестве примера произведем вычисления для звезд класса М5 (Т = 2800 К) и ряда значений р. Результаты приведены в табл. 48, из которой следует, что теорети­ ческая электронная температура атмосферы (хромосферы)

Т а б л и ц а 48

Электронная температура газовой среды, находящейся иод действием комптоновского излучения

звезды позднего класса, находящейся под действием Lcизлучения комптоновского происхождения, которое в свою очередь возникает в результате взаимодействия быстрых электронов с инфракрасными фотонами вне пределов фотосферы звезды, очень высокая — порядка 150 000°. Она несколько больше, чем электронная температура среды при синхротронном излучении [118].

Заметим, что при корректной постановке задачи сле­ довало бы учесть также роль неупругих столкновений электронов с атомами водорода, коль скоро электронная температура такая высокая. Не исключена возможность, что в этом случае электронная температура будет значи­ тельно ниже величин, приведенных в табл. 48.

§ 12. Анализ профилей эмиссионных линий вспыхивающих звезд

При справедливости сделанного выше заключения о том, что электронная температура в атмосфере звезды во время вспышки повышается, причем значительно, мы должны наблюдать заметное расширение профилей эмиссионных линий. Полуширина линии связана с электронной темпе­ ратурой не очень сильно,

Поэтому при повышении температуры примерно на поря­ док ширина линии может увеличиваться всего в несколько раз. Это находится в пределах возможности обнаружения. Посмотрим теперь, что дают наблюдения.

Джой неоднократно подчеркивал тот факт, что во время вспышки яркие линии водорода становятся шире [10]. По его мнению, наиболее часто встречающееся влия­ ние вспышки на спектр звезды состоит именно в расшире­ нии эмиссионных лппнй водорода наряду с пх усилением. Более четко это было выявлено на одной спектрограмме, случайно снятой на 100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт Вилсон во время сильной вспышки UV Cet 25 сен­ тября 1948 г. [49]. На этой спектрограмме все эмиссион­ ные линии водорода, а также слабые линии Не I и 4686 Ä Не II оказались более широкими, чем в нормальных условиях. Эти замечания Джоя основаны, к сожале­ нию, лишь па качественных оценках.

Первые количественные данные об изменениях ширины эмиссионных линий в разные моменты развития вспышек UV Cet и AD Leo получены Р. Е. Гершбергом [50, 56] с применением электронно-оптических усилителей. Не­ смотря на болыпзчо величину инструментального контура (порядка 3—6 А), эти данные позволяют сделать ряд интересных выводов. В частности, установлено, что полу­ ширина эмиссионных линий сначала увеличивается, а за­ тем, достигая в какой-то момент максимума, уменьшается, приближаясь к инструментальному профилю. Увеличе­ ние полуширины при этом происходит в полтора-два раза.

Далее, наибольшего значения ширина спектральной линии достигает в момент максимума интенсивности эмис­ сионной линии, но не в момент максимума кривой общей яркости вспышки.

Особый интерес представляет полученная 20—21 мар­ та 1968 г. Гринстейном и Арпом [120] на 200-дюймовом телескопе с помощью электронно-оптического усилителя спектрограмма одной вспышки Wolf 359. Микрофотограмма коротковолновой части этой спектрограммы воспроизведе­ на на рис. 68 (внизу).

Рис. 68. Микрофотограмма спектров, снятых со звезды Wolf 359 во время ее вспышки 20—21 марта 1968 г. (Q^) и в нормальном сос­

тоянии (<5*2S4) [120].

В нормальных условиях спектр этой звезды состоит из эмиссионных линий водорода и линии 3933 C all (ввер­ ху на рис. 68). Во время вспышки спектр звезды претер­ певает ряд существенных изменений. Прежде всего, линии водорода усиливаются и расширяются. Появляются линии XX 4713 и 4388 А нейтрального гелия. Каких-нибудь существенных изменений в структуре линий поглощения

204 ГЛ . I X . В О ЗБ УЖ Д ЕН И Е ЭМ И ССИ ОН Н Ы Х ЛИ Н И И

претерпела заметных изменений. Ширины линий водорода увеличиваются почти вдвое — с 8 до 15 Ä. Если во время вспышки и появляется непрерывная эмиссия, то во всяком случае она начинается с 3800 Ä. Самая слабая водородная линия, которую еще можно видеть на спектрограмме, была Н13.

Были измерены лучевые скорости эмиссионных линий как в момент этой вспышки, так и позднее. Разность скоростей составила 23 км/с для линий водорода и 59 км/с для линии К ионизованного кальция; эта разность так мала, что ее нельзя объяснить истечением или выбросом холодной материи с учетом самопоглощения. По мнению Грпнстейна и Арпа, отрицательные смещения могут быть вызваны горячей материей, вытекающей из звезды в сторону наблюдателя.

Были проведены инфракрасные наблюдения этой звез­ ды [120]. В пределах ошибок не было обнаружено какихнибудь колебаний в яркости звезды в инфракрасной области спектра, но был установлен факт исключительной ее яркости в длинных волнах. При этих наблюдениях планковская температура оказалась равной 2000, 2250 п 2500 К. Похоже на то, что максимум энергии излу­ чения звезды Wolf 359 соответствует 2500 К. В визуальной и фотографической областях спектр Wolf 359 похож на спектр ЕѴ Lac в нормальных условиях.

Было сделано несколько попыток измерения величины бальмеровского скачка D = lg (J3048- / / зв40+) в момент вспышки звезды. Из-за запутанности спектра в этой области величину D, вообще говоря, нельзя определить с достаточной точностью. Тем не менее имеющиеся данные свидетельствуют о том, что значение D в момент вспышки не так уж велико. Для двух вспышек AD Leo и одной

в моменты максимума блеска и начала нисходящей ветви кривой блеска и D ~ 0,15 для одной довольно мощной вспышки AD Leo [220].

Обычно величина бальмеровского скачка является хорошим индикатором для определения электронной тем­ пературы среды в тех случаях, когда есть уверенность, что излучение имеет чисто рекомбинационное происхож-

денне. В отношении вспыхивающих звезд такая интерпрета­ ция бальмеровского скачка неприменима. Спектр излуче­ ния в области коротких волн у вспыхивающих звезд представляет собой смесь по меньшей мере трех составляющих: непрерывной эмиссии нетепловой при­ роды, обычного теплового излучения фотосферы звез­ ды и рекомбинационного излучения хромосферы или ок­ ружающей газовой оболочки. Выделить на таком фойе рекомбинационную составляющую представляет собой за­ дачу почти неразрешимую. В результате найденная из прямых измерений величина бальмеровского скачка будет меньше той, которую мы имели бы в случае чистой реком­ бинации. В то же время, чем меньше величина бальмеров­ ского скачка, тем выше должна быть температура газа. Поэтому неисправленные бальмеровские скачки в лучшем случае укажут нам верхнюю границу температуры газа. Например, при D -< 0,2 электронная температура среды должна быть больше 40 000 К.

§ 13. Проблема запрещенных линий. Электронная концентрация в атмосферах вспыхивающих звезд

Запрещенные линии, в том числе линии небулия, как правило, отсутствуют в спектрах вспышек звезд; исключе­ ние составляет линия К 4068 [S II], которая появляется сравнительно часто, и очень редко обнаруживаемые сла­ бые линии [Fe II]. Чем объяснить это?

Дело в том, что для каждой запрещенной линии су­ ществует некоторая критическая концентрация электро­

нов п°е, при которой эта линия может возбуждаться

с полной силой. При значениях а,, больше пае, запрещен­ ная линия будет слабее, а при еще больших значениях она совсем не будет возбуждаться (сказывается при этом преобладающая роль ударов второго рода). Значение

п °г для некоторых запрещенных линий приведено в табл. 49

108 см-3. Поэтому в тех областях атмосферы звезды, где электронная концентрация во время вспышки достигает ІО8—ІО9 см-3, линии Nx, Na, а тем более X 3727 [О II]

206 ГЛ. IX. ВОЗБУЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИИ

возбуждаться пе могут совсем, в то время как для линии к 4068 [S II] эти условия еще приемлемы. По-видимому,

Изложенные соображения позволяют дать некоторую оценку нижнего предела электронной концентрации в хро­ мосфере звезды во время вспышки; она во всяком случае больше ІО8—ІО9 см-3.

§14. Возможность наблюдения запрещенной лпнпп к 4363 [О III]

Как показывают вычисления, критическая электрон­ ная концентрация для другой запрещенной линии — к 4363 [О III] порядка ІО8 см-3 — такая же, как и в случае линии X 4068 [S II]. При справедливости сделаиных выше выводов об отсутствии одних запрещенных линий и при­ сутствии других, мы должны были наблюдать в спектре вспышки наряду с линией к 4068 [S II] и линию к 4363 [О III]. Однако линия к 4363 [О III] до сих пор не была обнаружена в спектрах вспышек.

Возможно, что причиной этого является слабость самой линии и трудность ее выделения на общем фоне непрерывного излучения звезды. Заметим, что согласно

§ 15. Возбуждение эмиссионных линий гелия

Джой и Хыомасон первыми обнаружили эмиссионные линии гелия в спектрах вспыхнувших звезд; на спектро­ грамме, полученной ими во время упомянутой уже вспышки UV Cet 25 сентября 1948 г., они заметили слабые линии XX 4471 и 4026 нейтрального гелия и линию X 4686 ионизованного гелия [49].

Значительно позже появились более подробные описа­ ния поведения линии гелия в спектрах вспышек UV Cet и AD Leo [50, 56]. Обычно, в спокойном состоянии, линии гелия в спектре AD Leo отсутствуют. Но во время одной из самых мощных и самых продолжительных вспышек этой звезды (18.V.1965) удалось получить семь спектро­ грамм, на которых была видна линия X 4471 Не I, несмотря на то, что она попадает в область спектра со сложной абсорбционной структурой и измеряется очень неуверен­

сивности сразу же после максимума вспышки в общем свете. В дальнейшем линия X 4471 Не I как будто ослабля­ ется, а линия X 4026 Не I исчезает довольно быстро. Что касается линии Я, 4686 Не II, то она на упомянутых спект­

ных вспышек этой звезды (24.IX .1965), уверенно и почти в течение всей вспышки наблюдалась линия X 4686 Не II с эквивалентной шириной от 3 до 7 Ä. Была обнаружена

не всегда, и, по-видимому, их возбуждение коррелируется с абсолютной энергетической мощностью вспышки. Так, папрпмер, во время одной вспышки YZ СМі (27.11.1966) удалось получить [121] спектрограмму синей области спектра, на которой были отчетливо видны эмиссионные

Далее, сопоставляя величины амплитуд упомянутых выше вспышек AD Leo и UV Get с фактом появлепня или отсутствия топ пли иной гелиевой линии, можно прийти

с интенсивностью, доступной для обнаружения, является характерной чертой сильных вспышек, когда амплитуда вспышки достаточно велика.

Ниже будет показано, что, оставаясь в рамках гипоте­ зы быстрых электронов и сохраняя уже принятые выше величины их энергии (р,2 ~ 10), можно дать естественное объяснение появлению эмиссионных линий нейтрального и ионизованного гелия во время сильных вспышек.

Прежде всего, что такое сильная вспышка? Согласно модели вспыхивающей звезды, данной в главе III, быстрые электроны могут иметь локальное рождеігае, но не ло­ кальное распределение. Когда мы говорим о сильной

иметь очень много быстрых электронов или много первич­ ной материи, независимо от того, носит ли выброс этой материи локальный характер или огг охватывает всю поверхность звезды.

На рпс. 69 изображена схема оболочки нз быстрых электронов, образующейся во время вспышки, в центре которой находится звезда — холодный карлик. На внут­ реннюю границу оболочки падает излучение от звезды с планковским распределением В ѵ(Т), н выходит, в резуль­ тате взаимодействия с быстрыми электронами, уже с дру­

лочки мы имеем также направленное внутрь, в сторону

из которой оно будет иметь уже совсем другое распреде­

дальше—в область очень коротких воли. Вид этой функ­

Распределение энергии в спектре излучения, дважды проходящего через слой быстрых электронов, имеет, таким образом, вид

ле длин воли; она имеет максимум у X ~ 100 А (для звезды класса М5 и случая моиоэнергетических электронов с І_і“ = 10). Интенсивность приведена в произвольных еди­ ницах; при данном значении т следует Qv умножить на xF.z (т) е~~. Заметим, что Q4 уменьшается с уменьшением X гораздо быстрее, чем / ѵ (т). Отсюда следует, что ощути­ мый поток излучения в области X ~ 500 Ä действительно