книги из ГПНТБ / Гурзадян, Г. А. Вспыхивающие звезды
.pdf2 4 0 |
ГЛ. X. ЗВЕЗДЫ ТИПА |
Т ТЕЛЬЦА |
в угловых мерах, |
их площади в квадратных |
градусах, |
полное количество вспыхивающих звезд и звезд с Наэмиссией в каждой из этих зон приведены в первых пяти столбцах табл. 53. С помощью этих данных была найдена поверхностная концентрация вспыхивающих звезд и звезд с На-эмиссией в каждой зоне в отдельности (столбцы 6 и 7). Отсюда нетрудно перейти к относительному распределе нию П) и па этих величин, приняв их поверхностную концентрацию за единицу в зоне I (столбцы 8 и 9). Фак тически lif и па суть градиенты поверхностных концент раций вспыхивающих звезд и звезд с На-эмиссией соот ветственно.
Из приведенных в табл. 53 данных следует, что гра диент па гораздо больше, чем градиент nf . Это значит, что
Т а б л и ц а 53
|
Видимое распределение вспыхивающих .чвезд и звезд |
|
|||||||
|
|
с На-эмпсспей в |
О р п о и о |
Относитель |
|
||||
|
|
d |
Полное |
Концентра |
Л |
||||
|
|
га “ |
ции звезд на |
ная концен |
|||||
Зона |
Границы |
і« 9э |
количество |
1 кв. гр. |
трация |
|
|||
|
|
ВСПЫХ. |
|
|
|
|
|||
от центра, |
в ! |
вспых. |
|
|
ЗБСЗД |
|
|
|
|
|
градусы |
звезд |
звеад |
п/ |
«а |
|
|||
|
|
|
звезд |
” а |
|
||||
I |
0— 0,33 |
0,34 |
34 |
бі |
100 |
180 |
1 |
1 |
1 |
II |
|||||||||
ш |
0 ,3 3 - 0 ,6 7 |
1,07 |
77 |
116 |
77 |
108 |
0,72 |
0,60 |
1,2 |
IV |
0 ,6 7 — 1,00 |
1,72 |
59 |
38 |
34 |
22 |
0,34 |
0,12 |
2,8 |
V |
1,00— 1,33 |
2,44 |
47 |
26 |
19 |
10 |
0,19 |
0,055 |
3 ,5 |
|
1,33 — 2,0 |
10,40 |
70 |
25 |
6 ,7 |
2 ,4 |
0,067 |
0,013 |
5,1 |
система звезд с На-эмиссией значительно сильнее концен трируется к центру ассоциации, чем система вспыхиваю щих звезд. Очевидно, отношение >ij/na может характеризо вать степень сконцентрированности вспыхивающих звезд по отношению к звездам с На-эмиссией; числовые значе ния этого отношения приведены в последнем — десятом столбце табл. 53.
Отношение тг//па, как видно, увеличивается, причем довольно заметно, при переходе от внутренних зон к на ружным, достигая наибольшего значения в зоне V. Это значит, что чем дальше от центра ассоциации, тем больше относительное число вспыхивающих звезд (по отношению
§ И. ВИДИМОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЗВЁЗД |
241 |
к числу звезд с На-эмиссией). В последней, V зоне, на пример, количество вспыхивающих звезд в четыре-пять раз больше числа звезд с На-эмиссией. Характер изме нения отношения П{/па с удалением от центра ассоциации хорошо виден на рис. 78.
Будем исходить из допущения, впрочем, довольно правдоподобного, что процесс звездообразования начи нается и в основном протекает в центральных областях
ассоциации |
(даже |
в случае, |
|
|
|
|
|
|
|
||||
если число очагов больше од |
|
|
|
|
|
|
|
||||||
ного). Новорожденные и за |
|
|
|
|
|
|
|
||||||
ведомо нестационарные |
звез |
|
|
|
|
|
|
|
|||||
ды |
сравнительно |
медленно |
|
|
|
|
|
|
|
||||
удаляются от центра ассоциа |
|
|
|
|
|
|
|
||||||
ции, |
причем |
одновременно |
|
|
|
|
|
|
|
||||
происходят |
изменения |
как |
|
|
|
|
|
|
|
||||
характера, так и темпа не |
|
|
|
|
|
|
|
||||||
стационарное™. |
Рассматри |
|
|
|
|
|
|
|
|||||
вая совокупность вспыхиваю |
1 |
|
1/ |
|
Ш ІУ |
V |
|||||||
щих |
звезд и звезд с На-эмис |
|
|
||||||||||
|
|
|
Зона |
|
|
||||||||
сией в Орионе как одно це |
Рис. |
7S. |
Рост |
относительного |
|||||||||
лое, как единую систему, мы |
|||||||||||||
можем приписать установлен |
числа |
в |
вспыхивающих |
звезд |
|||||||||
ной |
выше |
закономерности |
!if/na |
ассоциации |
Ориона с |
||||||||
удалением |
|
от ее |
центра. |
||||||||||
определенный |
физический |
|
|||||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|||||||
смысл: |
в с п ы ш е ч и а я |
|
|
|
|
|
|
|
а к т и в н о с т ь з в е з д в а с с о ц и а ц и и U р и о- н а р а с т е т с у д а л е н и е м от ее ц е н т р а .
Поскольку в то же время мы исключаем возможность звездообразования на перифериях ассоциации, относи тельный рост числа вспыхивающих звезд в этих областях может происходить только за счет перехода части уже существующих звезд в ассоциации, т. е. звезд с На-эмыс- сией (Т Тельца), в состояние вспыхивающих звезд. Так мы получаем прямое доказательство неоднократно выска зывавшегося Аро [148] положения о том, что звезды типа Т Тельца в конце концов переходят в тип вспыхивающих звезд. Если исходить из приведенных в табл. 53 данных, то во вспыхивающие звезды превращается более 80% пер воначального количества звезд с На-эмиссией (которые находились в центре ассоциации) в момент достижения ими периферии ассоциации.
242 |
|
ГЛ. X. ЗВЕЗДЫ ТИПА Т ТЕЛЬЦА |
|
Сопоставляя расстояние ассоциации Ориона от Солнца |
|
(~ 500 парсек) с ее |
радиальной скоростью расширения |
|
(~ |
15 км/с), найдем, что прохождение звезды от центра |
|
до |
V зоны занимает |
ІО6 лет. Вместе с тем, за это время |
более 3/4 первоначального количества звезд типа Т Тельца переходит в состояние вспыхивающих звезд, хотя некото рые из них и могут сохранить признаки звезд типа Т Тельца. Отсюда следует, что возраст звезд типа Т Тельца должен быть заметно меньше 10° лет и, вероятно, порядка 2 -ІО5 лет.
Аналогичная картина, хотя и в менее явной форме, наблюдается в скоплении Плеяд (о нем мы будем гово рить в следующей главе).
§12. Фуоры
ВОрионе, вокруг X Огі, звезды класса 07, сущест вует большая область ионизованного водорода в Н II, радиусом около 3°. На восточном краю этой области на ходится маленькая темная туманность продолговатой формы, носящая обозначение В 35. Эта туманность ин тересна тем, что непосредственно в ее пределах обнару жено 15 объектов с эмиссией Н II и другими признаками переменности [223]. Одним из них является звезда FU Огі.
До 1936 г. FTJ Огі была известна как переменная звезда со слабыми колебаниями блеска в пределах от т рк —-15,3 до 16™,3. Но вот, в копце 1936 г. блеск этой звезды вне запно начинает расти, достигая 10-й величины в фотог рафических лучах. В конце 1937 г. она стала даже ярче
10-й величины, затем, медленно слабея, дошла до m11g —
=10,5 и с тех пор блеск ее почти не меняется.
Момент начала подъема блеска, или, если выразиться
снекоторой оговоркой, вспышки звезды FU Огі, не был установлен достаточно точно. Тем не менее можно счи тать установленным факт увеличения блеска звезды при мерно в 100 раз по крайней мере в течение нескольких месяцев. И что самое поразительное — состояние такого
резкого и значительного повышения блеска сохраня ется у этой звезды уже более тридцати лет.
Спектр FU Огі до подъема блеска не был известен. Детальное изучение его было проведено уже после «вспышки» [224], в результате чего удалось установить
§ 12, ФУОРЫ |
243 |
присутствие в нем двух систем спектральных линий. Одна из этих систем характеризуется необычайно сильными бальмеровскимн линиями поглощения, указывающими на принадлежность звезды к субгигаигам класса G. Вторая система состоит из эмиссионных линий и принадлежит газовой оболочке, причем все эти линии смещены в корот коволновую сторону на величину 80 км/с, что свиде тельствует об истечении газового вещества из звезды.
В спектре FU Огі была обнаружена очень интенсивная линия X 6707 Li I, по которой можно судить, что отно сительное содержание лития в атмосфере FU Огі пример но в 80 раз больше, чем в атмосфере Солнца. Заметим, что только у звезд типа Т Тельца было обнаружено такое большое содержание лития (см. гл. XIV).
Событие, имевшее место с FU Огі, долгие годы остава
лось единственным в своем роде. И вот, в |
конце |
1969 г. |
|
точно такая же история происходит с другой |
звездой — |
||
V 1057 Cyg = Лик Н а 190, находящейся |
в |
диффузной |
|
туманности NGC 7000 (Северная Америка), |
среди группы |
||
звезд с эмиссионными линиями. До 1969 |
г. |
эта |
звезда |
имела величину трs = 16,0. В конце 1969 г. у V 1057 Cyg начинается резкое повышение блеска и через некоторое время он доходит до mps ^ 10,0 [231]. Блеск звезды, таким образом, возрастает более чем в сто раз.
В отличие от FU Огі, спектр V 1057 Cyg до подъема блеска был известен; он указывал на принадлежность этой звезды к поздним карликам типа Т Тельца с эмис сионными линиями и почти незаметными линиями погло щения [225, 232]. Спектрограммы, полученные после подъе ма блеска, имеют особенности, характерные обычно для звезд относительно высокой светимости. В частности, об наружено смещение эмиссионной линии На у этой звезды относительно ее абсорбционного компонента, соответ ствующее 420 км/с. Отсюда следует, что и у этой звезды в настоящее время, вернее, сразу же после подъема блеска происходит истечение газового вещества, которое должно привести к образованию газовой оболочки вокруг нее.
В обоих случаях FU Огі и V 1057 Cyg произошло более чем 100-кратное увеличение блеска звезды. В отличие от обычных вспыхивающих звезд, у которых за повышением блеска в момент вспышки следует сравнительно быстрое возвращение звезды в первоначальное состояние, у этих
Ш ГЛ . X. З В Е З Д Ы ТИПА Т Т ЕЛ ЬЦ А
двух звезд такое возвращение не произошло. По существу, эти звезды резко и сравнительно быстро переходили от од ного состояния к другому. Чтобы отличить их от обычных вспыхивающих звезд, В. А. Амбарцумян предложил на звать их фуорами [226].
Стократное повышение блеска в фотографических лу чах у вспыхивающих звезд наблюдается не так уж редко. В этом отношении фуоры являются объектами, сходными со вспыхивающими звездами. Фуоры отличаются от типич но вспыхивающих звезд следующими двумя признаками. Во-первых, фуоры вспыхивают медленнее; темп парастання вспышки составляет у пих около О'ДОООІ мин.-1, что по крайней мере на два-три порядка меньше, чем у не очень быстрых вспыхивающих звезд. Во-вторых, что является основным, фуоры после вспышки сохраняют «вспышечное» состояние очепь долго,— десятки, а может быть, н сотни лет.
Несмотря на то, что фуоры вспыхивают медленнее, все же более чем 100-кратное повышение блеска за не сколько месяцев следует считать очень быстрым для того, чтобы за это время могла произойти, как отмечает В. А. Амбарцумян, какая-то перестройка внутреннего строения звезды, приведшая к существеиному росту суммарной мощности источников излучения. Выход из положения можно найти, допустив, что во внешних облас тях звезды имеются интенсивные и постоянно действую щие источники энергии. Это значит, что у фуоров может действовать такой же механизм выделения непрерывной эмиссии и возбуждения эмиссионных линий, как и в слу чае звезд типа Т Тельца, т. е. имеет место перманентная или высокочастотная вспышка.
Требование, чтобы источники выделения энергии были расположены во внешних областях звезды, в случае фуоров также следует считать очень важным. Это требо вание подсказывается существенным наблюдательным фактом — наличием слабых эмиссионных линий в спектрах фуоров. Трудно себе представить возбуждение эмиссионных линий в хромосфере или в газовой оболочке звезды в случае, когда источники выделения дополнительной энергии, в том числе и ионизующей радиации, разме щены в подфотосферных слоях. Для возбуждения хромо сферы необходимы такие условия, когда ионизующее
§ 12. ФУОРЫ |
245 |
излучение может добраться до нее |
беспрепятственно. |
А это возможно только тогда, когда коротковолновое излу чение будет поступать извне.
Следует особо подчеркнуть, что в случае, когда источ ники выделения энергии расположены вне фотосферы, гипотеза быстрых электронов обеспечивает, без какихнибудь дополнительных допущений, наблюдаемый рост блеска фуоров во время их медленных вспышек. Так, на
пример, |
приняв приблизительно |
A7ftpg = (AU + |
Af?)/2, |
||
найдем из рис. 59 Amvg^ 9 при т = |
0,1 и |
Атѵё ~ |
4,5 при |
||
т = 0,01. |
Между |
тем наблюдения |
дают, |
как мы видели |
|
выше, A/repg Ä; 5,5 |
6т . |
|
|
|
Название «фуоры», очевидно, включает в себя также понятие перехода звезды из состояния низкой светимости в состояние высокой светимости, при условии, однако, что оба состояния зафиксированы наблюдателями. От бросим теперь первую половину этого условия, т. е. до пустим, что наблюдатель не может фиксировать состояние низкой светимости звезды, но фиксирует сразу состояние ее высокой светимости со всеми компонентами нестациоиариости. Тогда мы с неизбежностью приходим к выводу, что среди звезд типа Т Тельца должны существовать типичные фуоры, причем в немалом количестве. В нема лом количестве потому, что за тридцать лет было зафик сировано два случая «фуоризации» звезд, и именно среди звезд типа Т Тельца, поскольку после «фуоризации» звез да заведомо становится объектом типа Т Тельца, незави симо от того, какой она была до этого. Такие фуоры следует искать, быть может, в первую очередь среди особо актив ных звезд типа Т Тельца; мы имеем в виду звезды тина
NX Mon, о которых говорилось выше (§ 4). |
|
|
Что фуоры |
действительно являются звездами типа |
|
Т Тельца, или |
становятся таковыми после |
медленной |
вспышки, подтверждается также результатами |
инфракрас |
ных наблюдений. Такие измерения для FU Огі и V 1057 Cyg были проведены Мендозой [235] с помощью девятика нального электрофотометра, охватывающего диапазон длин волн от U (0,35 мкм) до L (3,4 мкм). На рис. 79 приведены кривые спектрального распределения энер гии в непрерывных спектрах указанных звезд, а также у V 380 Огі — известной вспыхивающей звезды, и, для сравнения, а Cyg (Денеб) — звезды класса А2. Обращает
246 ГЛ . X. З В Е З Д Ы ТИПА Т ТЕ Л Ь ДА
на себя внимание почти полное сходство спектральных кривых FU Огі и V 1057 Cyg, в особенности в области длиннее 1 мкм. Вместе с тем обе эти кривые сходны с те ми, с какими мы раньше встречались в случае Т Таи
Ь
Fmax
Рпс. 79. Распределение энергии н непрерывном спектре, от 0,35 мк до 3,4 мк, для двух фуоров —
FU Огі, |
V 1057 Cyg, одной |
вспыхивающей |
звезды |
— V 380 |
Огі и одной горячей звезды |
класса |
|
|
А2 — а |
Cyg. |
|
(см. рис. 2), с характерными для большинства звезд типа Т Тельца сильными инфракрасными эксцессами (это отно сится и к V 380 Огі). Больше того, у этих звезд обнару живается заметный эксцесс также в ультрафиолетовой части спектра: величины U — В, например, равны—0т ,23, + 1т ,00 и + 0т ,58 для V 380 Огі, FU Огі и V 1057 Cyg соответственно.
§ 13. Переходное излучение и звезды типа Т Тельца
Большие инфракрасные эксцессы н, в особенности, очень высокие интегральные светимости звезд типа Т Тельца убедили нас в том, что эти звезды должны быть окружены достаточно плотными облаками из нагретых пылевых частиц. Источник энергии нагрева этих частиц хотя и связан с центральной звездой, но не имеет фотон ной природы и, скорее всего, возникает за счет энергии корпускулярного потока — быстрых электронов, поя вившихся во внешних областях атмосферы звезды.
§ 13. П Е Р Е Х О Д Н О Е И ЗЛ У Ч Е Н И Е |
247 |
В связи с этим представляет интерес рассмотрение задачи о взаимодействии высокоэиергетических заряженных час тиц (быстрых электронов) с частицами пыли в облаке, с электродинамической точки зрения. Более конкретно речь идет об оценке возможной роли так называемого п е-
р е х о д и о г о |
и з л у ч е н и я |
в общем балансе |
лучеиспускания |
звезд типа Т Тельца, |
о свойствах этого |
излучения, а также о возможностях его обнаружения. Сущность переходного излучения заключается в сле
дующем. При переходе равномерно движущейся заряжен ной частицы из одной среды в другую, т. е. при пересе чении границы раздела между средами с различными диэлектрическими свойствами, происходит деформация или перестройка создаваемого частицей электромагнитного поля, в результате которой часть поля «отрывается» от частицы в виде излучения.
Переходное излучение представляет собой существен но новый механизм генерации электромагнитных коле баний; оно может возникать при любых скоростях дви жения частицы и при любых значениях ее энергии, как релятивистских, так и нерелятивистских.
В нашем случае пересечение границы раздела быст рым электроном происходит дважды: в момент перехода электрона из вакуума в пылевую частицу (которая упо добляется пластинке конечной толщины) и в момент вы хода из нее в вакуум. Поэтому переходное излучение воз никает дважды при одном акте прохождения электрона сквозь частицу.
Переходное излучение заряженной частицы было пред
сказано теоретически |
в 1946 г. В. Л. Гинзбургом и |
И. М. Франком [236], |
они же дали первую количествен |
ную трактовку этого явления. В дальнейшем появляется обширная литература, посвященная различным аспек там теории переходного излучения, а также его экспери ментальному изучению (см. обзоры в [237—241]. Нами ниже будут использованы, в частности, те результаты теории, которые относятся к полной потере энергии заряженной частицы при ее прохождении через границу раздела двух сред, а также к спектральному распреде лению переходного излучения.
Остановимся прежде на наиболее важных свойствах переходного излучения.
248 |
ГЛ . X . З В Е З Д Ы ТИПА Т Т ЕЛ ЬЦ А |
Переходное излучение обладает своим спектром, кото рый не имеет границы с длинноволновой стороны, а с коротковолновой простирается практически до частоты ѵкр, даваемой соотношением
_ |
1 |
_ 1 |
соо |
_ 1 |
Е |
Ѵкр |
2л Ыкр |
2я Y 1 |
(ѵ/с)2 |
2я |
^*0 тсй ІЫ |
(10.4)
где со0 есть плазменная круговая частота частицы пыли. Частотная зависимость интенсивности переходного излу чения возникшего в результате элементарного акта прохождения крайне релятивистской заряженной час тицы сквозь пылинку, имеет форму [241]
|
J vdv = |
2л — qv(р) dv, |
|
(10.5) |
||
где |
|
|
|
|
|
|
<h(ц) |
1 + 2 |
ѵ1ф |
111 |
1 + . |
KP |
(10.6) |
|
|
|
|
|
|
|
В области оптических волн, |
где ѵ/ѵкр< ^1, |
имеем |
||||
|
дѵ(р) = |
2 1ч |
V |
1 |
, |
(10.7) |
т. е. интенсивность излучения падает с увеличением дли ны волны крайне медленно, по логарифмическому закону, а зависимость от энергии электрона имеет форму ~ In р.
В области же высоких частот, где ѵ/ѵкр +> 1, излучение сильно подавлено и дается соотношением
? v W = 4 - ( - T L ) 4- |
(10-8) |
Если проинтегрировать выражение (10.5) по всем частотам, то для полной интенсивности переходного из лучения, или, что то же самое, для энергетической по тери крайне релятивистского электрона при одном акте его прохождения сквозь пылевую частицу будем иметь:
Аг |
2 е2 |
2 в* |
/1 л п\ |
А/ = -д- — |
СОкр = -д- — СОоЩ |
(10.9) |
т. е. полная интенсивность переходного излучения про порциональна первой степени энергии электрона.
§ 13. ПЕРЕХОДНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ |
249 |
Из (10.9) следует также, что относительная величина потери энергии электрона, равная
AI |
2е3 |
о),, |
( 10. 10) |
|
Е |
||||
|
3 |
с |
тс |
|
|
|
2 |
|
иа один акт взаимодействия, ие зависит от энергии самого электрона и есть постоянная величина для пътлипки с заданными диэлектрическими свойствами.
Переходное излучение имеет направленный характер. При нерелятивистских величинах энергии электрона по является переходное излучение на границе раздела двух сред, паправлениое как в сторону движения электрона, так и обратно. В случае же релятивистских электронов излучение направлено всегда в сторону движения электро
на и сосредоточено в пределах угла Ѳ . Поэтому пе
реходное излучение, вообще говоря, должно быть поля ризованным. Однако суммарное по всему объему облака переходное излучение в силу своей изотропности может и не быть поляризованным.
При переходе из одной среды в другую заряженная частица начинает излучать несколько раньше пересече ния границы раздела и продолжает излучать еще на не котором расстоянии позади этой границы. Поэтому, строго говоря, размер пылевой частицы d должен быть больше (при заданной величине энергии электрона р.) определен ной величины, в противном случае процесс генерации переходного излучения будет «расстраиваться». Это тре бование можно представить приблизительно в следующем, виде:
d > - ^ . |
(10.11) |
В области интересующих нас длин волн |
(А, >1000 Ä), |
и при ра ~ 10 это дает: d >10~5 см. Это условие удовлет воряется для частиц межзвездной пыли.
Для получения некоторой общей оценки переходного излучения у звезд типа Т Тельца вычислим сначала сум марное переходное излучение по всему объему пылевого облака вокруг звезды при прохождении сквозь облако быстрых электронов.