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

290 ГЛ. XII. ДИНАМИКА ВСПЫШКИ

отдельных всплесков. В результате мы имели бы о д н у общую кривую, приписав ее о д и о й вспышке, вдобавок, определяя ее как «сложную».

Проведенный в предыдущем параграфе анализ привел нас к выводу, что форма кривой блеска одной (изолиро­ ванной) вспышки есть нечто универсальное; она, эта форма, не зависит от мощности или амплитуды вспышки и в силу этого должна быть одинаковой для всех вспышек. Поэтому «сложная» форма кривой блеска в каждом отдель­ ном случае должна быть истолкована как слияние простых вспышек разной мощности, т. е. разной продолжительно­ сти п разной амплитуды. До тех пор пока интервал между отдельными вспышками будет меньше постоянной време­ ни (времени накопления) фотоэлектрической системы, та­ кие вспышки будут выделены в чистом виде, а их кривые блеска будут представлены соотношением (12.14).

§ 6. Возможность разделения теплового и нетеплового излучения

Проблема разделения нетепловой составляющей излу­ чения от общего излучения той или иной нестационарной звезды достаточно трудна. В случае вспыхивающих звезд такое разделение осуществляется сравнительно легко благодаря тому, что в этом случае все дополнительное излучение имеет нетепловое происхождение. Это допуще­ ние не произвольное, а подкреплено наблюдениями мы имеем в виду отсутствие факта повышения яркости зв:еэды во время вспышки в инфракрасных лучах, свидетельству­ ющее о том, что вспышка по крайней мере не сопровож­ дается нагревом фотосферы, т. е. повышением ее темпера­ туры.

Иначе обстоит дело в случае нестационарных звезд, у которых колебания блеска вызваны одновременными колебаниями тепловых и нетепловых составляющих. При­ мером могут служить, в частности, долгопериодические переменные звезды. Факт изменения спектрального клас­ са этих звезд с течением времени свидетельствует о тем, что в их фотосферах происходят реальные колебания эф­ фективной температуры. В то же время у большинства объектов этой категории установлены значительные коле­ бания параметров поляризации [173—175]. Такие измѳ-

нения, конечно, не могут иметь отношения к межзвездной среде, и вызваны только явлениями нестационарного ха­ рактера, протекающими в атмосферах самих звезд. Есть предположение, согласно которому колебания поляриза­ ции света у этих звезд вызваны кочующими над их фото­ сферой пылевыми облаками. Но ряд факторов указывает на то, что изменения параметров поляризации у долго­ периодических переменных могут быть вызваны скорее всего процессами нетеплового характера, протекающи­ ми во внешних областях их атмосферы. Мы имеем в виду, в частности, аномальности в цветах долгопериоди­ ческих переменных и редкие случаи вспышек у некоторых из них.

А н о м а л ь н ы е ц в е т а д о л г о п е р и о д и ч е ­ с к и х п е р е м е н н ы х . Колориметрические наблюде­ ния для сравнительно большой группы долгопериодических переменных в системе U ВѴ были выполнены Смаком [171] и Ландолтом [172]; их списки охватывают более 60 звезд, из них около 40 — класса М, остальные принадлежат спект­ ральным классам N и S. Найденные из этих наблюдений

рис. 54); в результате получим картину, изображенную на рис. 84. В тех случаях, когда для данной звезды име­ ется больше одного наблюдения, точки соединены прямы­ ми линиями.

Как следует из приведенного рисунка, часть долгопе­ риодических переменных находится на главной последо­ вательности или близко к ней, но больше половины нахо­

верхние точки на диаграмме).

Около двадцати из этих звезд с аномальными цветами входят в списки Серковского [173, 174] и Цаппалы [175] и показывают колебания параметров поляризации. Эти колебания по характеру самые различные. У одних звезд, например, наблюдается увеличение степени поляризации с ростом блеска звезды (р Сер, %Cyg, S Сер, R And). У других, наоборот, степень поляризации падает, иногда быстро, с увеличением блеска звезды (V CVn, W Peg, Т Тга, U Her, Z UMa). Имеются случаи, притом нередкие,

Ю*

292 ГЛ. XII. ДИНАМИКА ВСПЫШКИ

когда изменение блеска звезды, достигающее к тому же двух-трех, иногда шести-семи звездных величии, проис­ ходит почти без изменения степени поляризации (W Lyr,

графическим способом вспышек у долгопериодических

и-В

Рис. 84. Долгопериодические переменные на теоретической диа­ грамме U — В ~ В — V.

переменных — по одной вспышке у R Aql, R Tri и RT Cyg с, приблизительными амплитудами0m,36,0m,4 и 0m,6 соответ­ ственно [176]. Для первых двух звезд были найдены также амплитуды в фотовизуальных лучах; они оказались рав­ ными 0т ,15 и 0т ,3 соответственно. Продолжительность вспышек была порядка десяти минут, а кривые блеска по

294 ГЛ. XII. ДИНАМИКА ВСПЫШКИ

где В 0и AB0 суть постоянная и переменная составляющие теплового (планковского) излучения, а / 0 и Д /0 — то же самое для нетеплового излучения. По сути дела, р0, а и q представляют параметры поляризации, к тому же вме­ щающие в себя определенный физический смысл. Формула (12.18) применима для любого спектрального диапазона.

Анализ формулы (12.18) показывает, что в зависимости от величины параметров поляризации, т. е. от соотноше­ ния тепловой и иетепловой составляющих излучения воз­ можны самые различные по характеру зависимости между наблюдаемой поляризацией р% и амплитудой колебания блеска Ат. Сравнивая (12.18) с кривыми ~ Ат, пост­ роенными по данным наблюдений для той или иной звезды, мы можем найти долю постоянной (а) и переменной (q) составляющих нетеплового излучения в суммарном излу­ чении звезды и тем самым осуществить однозначное отде­ ление нетепловой составляющей от общего излучения звезды.

Результаты такого рода сопоставлений представлены на рис. 85 и в табл. 60. Следует отметить, что теоретиче­ ские кривые в большинстве случаев довольно хорошо соот­ ветствуют данным наблюдений. По результатам анализа все рассмотренные звезды были разбиты на три группы,

взависимости от величины q.

Впервую группу (табл. 60) входят звезды, для которых

q со, т. е. колебания блеска которых целиком вызваны колебаниями нетепловой составляющей излучения. Во вто­ рую группу входят звезды, для которых q ~ 1; в этом слу­ чае колебания вызваны как тепловым, так и нетепловым излучением. Наконец, в третью группу входят звез­ ды, для которых q ~ 0,— объекты, колебания блеска ко­ торых вызваны исключительно колебаниями температуры звезды. ■

Таким образом, наблюдаемые вариации колебания сте­ пени поляризации у долгопериодических переменных в общем случае могут быть вызваны колебаниями как теп­ ловой, так и нетепловой составляющих излучения, хотя

рых долгопериодических переменных (см. табл. 60)

§ 7. Нагрев фотосферы

Нагрев фотосферы звезды во время ее вспышки может происходить под действием следующих факторов:

а) поглощение у-фотоиов, генерируемых быстрыми электронами;

б) проникновение быстрых электронов из наружных областей в фотосферу;

в) поглощение направленного из фотосферы оптиче­ ского излучения комптоновского происхождения.

Остановимся на них более подробно.

П о г л о щ е н и е у-ф о т о-и о в. В оболочке или облаке из быстрых электронов в принципе может возни­ кать тормозное излучение в виде жестких у-фотонов. Часть этих фотонов будет направлена в сторону фотосфе­ ры, где они могут поглощаться. В результате температура фотосферы может подняться. Однако, как мы видели выше (§ 2), за время вспышки звезды радиационные поте­ ри могут достичь ощутимых величин только при концент­ рациях быстрых протонов порядка или больше ІО14 см-3. Вместе с тем анализ кривых блеска привел нас к выводу, что концентрация протонов в оболочке или слое из быст­ рых электронов в момент максимума вспышки заведомо меньше этой величины и становится еще меньше после максимума вспышки. Поэтому общая энергия генерируе­ мых при таких условиях у-фотонов будет существенно меньше суммарной энергии быстрых электронов. Долю энергии электронов, перешедшую в энергию у-фотонов,

Atm — продолжительность максимума вспышки. Обычно Аtm много меньше полной продолжительности вспышки и порядка секунды.

Для большей ясности рассмотрим некую модель силь­ ной вспышки, когда х ~ 0,01. Примем линейную протя­ женность слоя из быстрых электронов ЛR ~ (1 -г- 10) радиусов самой звезды (R ~ 0,17?®~1010 с м ) . Отсюда найдем для полного количества электронов в столбе с

будем иметь из (12.20) для доли энергии быстрых электро­ нов, перешедшей в энергию у-фотонов: ц0 — р/ц0 ~

~ ІО"4 -г- ІО“5.

Полная энергия быстрых электронов, окружающих звезды со всех сторон, Е = 4nR2N&, где б ~ 10“в эрг — энергия одного электрона. Подставив соответству­ ющие значения, найдем: Е яг ІО37 эрг. Следовательно, ко­

Таким образом, звезда в момент максимума вспышки, импульсивно, в течение нескольких секунд, облучается извне потоком у-фотонов, в сотии и тысячи раз превышаю­ щим поток собственного излучения. Однако нетрудно убедиться, что даже в случае, если эта энергия будет по­ глощаться звездой полностью, равновесная температура фотосферных слоев не очень сильно будет отличаться от температуры невозмущенной звезды.

Есть также одно обстоятельство, мимо которого нельзя пройти. Проникающие в фотосферу у-фотоны будут ис­ пытывать прежде всего чистое (томсоновское) рассеяние на тепловых электронах, в том числе на электронах, свя­ занных с атомами и ионами. После многократного рассея­ ния часть этих фотонов будет отражена обратно со срав­ нительно небольшой глубины и покинет звезду навсегда. Разумеется, при этом шансы на нагрев фотосферы сильно понизятся. Нагрев может происходить только в случае, когда хотя бы некоторая часть у-фотонов будет испыты­ вать истинное поглощение. Необходимо поэтому прежде знать порядок величины оптической толщи £ѵ-слоя фото­ сферы глубиною I для процессов истинного поглощения. Имеем

звезд, крайне мала. Количество остальных частиц— тяже­ лые ядра и многоэлектронные ионы, которые могли бы поглощать у-фотоны, по крайней мере на два-три порядка

оптическая толща фотосферы для процессов томсоновского рассеяния порядка единицы, т. е. neael ~ 1).

Таким образом, доля поглощенных фотосферой у-фото- нов будет ^ 1% или ~ 1 0 30—ІО31 эрг; последнее уже срав­ нимо с полной энергией, излучаемой звездой в спокойном состоянии. Температура на глубинах, где хе ~ 1, в этом случае повысится не более чем в два раза по сравнению

которой те ~ 1, а также реальную температуру на этой глубине, трудно заранее сказать, в какой степени нагрев будет сильным. По всей вероятности нагрев при слабых и средних вспышках не будет сильным. При особо мощных вспышках возможно, что нагрев будет настолько силь­ ным, что сможет привести к вздуванию фотосферы и даже к выбросу части фотосферы в виде газовой оболочки.

Проводимый здесь анализ роли у-фотонов все-таки имеет качественный характер. Сама по себе задача нагрева фотосферы вспыхивающих звезд у-фотонами достаточно сложна и может стать предметом специального исследова­ ния.

дает в фотосферу, то его кинетическая энергия в форме ионизационных потерь в конце концов перейдет в энергию теплоты, в результате чего поднимется температура верх­ них слоев звезды. Однако электрону, прежде чем достичь поверхности фотосферы, необходимо преодолеть собствен­ ное магнитное поле звезды. К сожалению, мы почти ничего не знаем о характере и напряженности магнитного поля красных карликов и, в частности, вспыхивающих звезд. Тем не менее трудно допустить существование в них маг­ нитных полей слабее нескольких десятков гаусс. Если так, то ни один электрон с энергией порядка 10° эВ не может добраться извне до фотосферы звезды; он будет