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

в предположении, что излучательная способность этой звезды такая же, как у UV Cet во время исключительно мощной вспышки, т. е. когда поток рентгеновского из­ лучения достигает 300 фотонов/см2-с; последнее соответ­ ствует значению т = 0,01, пли AU = 6.

Таким образом, гипотеза быстрых электронов пред­ сказывает также возможность генерации рентгеновского излучения во время вспышек звезд. Наиболее характер­ ные особенности этого излучения следующие:

а) длительность рентгеновской вспышки должна быть существенно меньше длительности оптической вспышки (порядка одной минуты);

б) частота рентгеновских вспышек, доступных обна­ ружению, должна быть существенно меньше частоты наблюдаемых оптических вспышек.

Существуют ли какие-нибудь реальные возможиостидля проверки сделанного теоретического предсказания? Повидимому, да. Самым непосредственным, хотя и трудно осуществимым способом проверки может быть вывод специальной астрофизической станции за пределы земной атмосферы. Обсерватория должна иметь один большой оптический телескоп и сравнительно узконаправленный рентгеновский детектор. При этом оптические оси обоих типов приемников излучения должны быть параллельны друг другу. С помощью специальной системы ориентации и стабилизации вся станция нацеливается на заранее выб­ ранную вспыхивающую звезду. Программа работы дол­ жна предусматривать прежде всего патруль за оптическими вспышками с помощью оптического телескопа (должен использоваться ультрафиолетовый диапазон, где ам­ плитуда вспышек выше). Строго одновременно регистри­ руются также показания рентгеновских детекторов. Со­ поставляя данные измерений рентгеновских детекторов, получаемые в момент появления оптической вспышки, можно сделать заключение о наличии или отсутствии рентгеновской вспышки.

Существует еще и следующая косвенная возможность [186]. Согласно изложенной концепции рентгеновское излучение у вспыхивающих звезд может появляться толь­ ко в момент вспышки,— в остальное время этого излу­ чения не будет. Поэтому, осуществив регулярное на­

блюдение неба в рентгеновском диапазоне, своего рода «рентгеновский патруль», с помощью специализированных рентгеновских спутников Земли, работающих по принципу свободного сканирования по небу, мы можем обнаружить переменные объекты, если, конечно, таковые существуют {имеется в виду явление, когда источники могут совсем гаснуть и потом появляться снова — своего рода «рент­ геновское мерцание»). И хотя переменность какогонибудь рентгеновского источника космического проис­ хождения может быть вызвана и другими причинами, тем не менее с достаточно высокой вероятностью можно будет утверждать, что по крайней мере часть таких объ­ ектов является вспыхивающими звездами.

Что касается звезд типа Т Тельца, то в принципе они также должны быть источниками рентгеновского излучения, более нли менее с т а ц и о н а р н о г о по своему характеру. При этом мощность их рентгеновского излучения в нормальном состоянии должна быть порядка мощности рентгеновского излучения вспыхивающих звезд в момент вспышки. Однако из-за удаленности от нас звезд типа Т Тельца, наблюдаемые интенсивности их рент­ геновского излучения должны быть на три-четыре порядка ниже ожидаемой интенсивности рентгеновского излучения от вспыхивающих звезд, рассеянных в окрестностях Солнца.

§7. О рентгеновском фоне Галактики

Всвязи с возможным рентгеновским излучением вспы­ хивающих звезд возникает вопрос: не приводит ли это явление к образованию общего рентгеновского фона Галактики, к тому же с четко выраженной галактической концентрацией?

Основания к такому предположению есть. Прежде всего, общее число вспыхивающих звезд в Галактике должно быть велико — порядка ІО3, если принять их пространственную концентрацию одинаковой по всему объему Галактики и соответствующую величине около 30 звезд внутри сферы радиусом 20 парсек вокруг Солнца. Кроме того, ожидаемый поток рентгеновского излучения во время вспышек довольно большой — порядка несколь­ ких фотонов на 1 см2 в одну секунду.

Вместе с тем имеются факторы, действующие в обрат­ ном направлении, т. е. приводящие к ослаблению пред­ полагаемого рентгеновского фона. Мы имеем в виду быст­ рое падение интенсивности потока рентгеновского излу­ чения вспыхивающей звезды с расстоянием от Солнца (обратно пропорциональное квадрату расстояния) и, глав­ ное, кратковременность и низкую частоту рентгеновских вспышек. При таких условиях только количественный анализ может дать однозначный ответ на поставленный выше вопрос.

Пусть пространственная концентрация вспыхивающих звезд одинакова везде в плоскости Галактики и равна п (0). На расстоянии z от плоскости Галактики их концен­ трация пусть будет

где г — расстояние звезды от нас, а Ѳ — исчисляется от плоскости Галактики. Межзвездным поглощением можно пренебречь, если ограничиться в нашем анализе рассмот­ рением рентгеновских лучей короче 30 Ä.

Число вспыхивающих звезд dn в элементе объема, расположенного на расстоянии г и в направлении Ѳ, будет

где cZQ=2jtcos Ѳ d Ѳ Ар есть элементарный телесный угол. Примем, что излучательная способность в рентгенов­ ских лучах одинакова для всех вспыхивающих звезд и равна Ё%. Далее обозначим через рх вероятность того, что в заданный момент времени звезда окажется в состоянии

рентгеновской вспышки. Очевидно, что

где Аtx есть продолжительность рентгеновской вспышки, tx — промежуток времени между последовательными рентгеновскими вспышками.

Поток рентгеновского излучения, дошедший до на­ блюдателя от всех вспыхивающих звезд, находящихся внутри упомянутого элемента объема Галактики, будет

Поток рентгеновского излучения, дошедший до на­ блюдателя от всех вспыхивающих звезд, расположенных на пути от Солнца вплоть до расстояния г, будет, после интегрирования (13.30),

яркости рентгеновского фона Галактики в единицах потока предполагаемого рентгеновского излучения Е% от близлежащей вспыхивающей звезды; очевидно, что при этом расстояние г исчисляется в единицах расстояния

*

Пространственная концентрация вспыхивающих звезд в окрестностях Солнца порядка п (0) Ä ІО-3 звезды в одном кубическом парсеке. Далее, есть некоторое основа­ ние считать, что вероятность рентгеновской вспышки должна быть в несколько раз и даже на порядок меньше вероятности оптической вспышки, т. е.

С помощью этих данных получим из (13.32):

Е(г,&) _ | 10~5 ПРИ ß ~ 1 0 "2, Я, — 110“4 при ß — 10_3,

т. е. ожидаемый рентгеновский фон Галактики, обуслов­ ленный вспыхивающими звездами, должен быть слаб, порядка ІО“4 фотон/см2-с-ср (при Е* Ä; 1 фотон/см2-с).

При заданной величине ß галактическая концентрация рентгеновских изофот усиливается с увеличением г до предельного расстояния, откуда рентгеновское излучение может добраться до нас без существенного поглощения. Это предельное расстояние или проницаемость в направ­ лении галактического центра увеличивается с уменьшением длины волны (поскольку коэффициент поглощения —Х~3). Поэтому соотношение (13.34) можно сформулировать и иначе: галактическая концентрация рентгеновских изофот увеличивается с переходом от длинных воли к ко­ ротким.

Соотношение (13.31) дает статистически среднюю ве­ личину яркости рентгеновского фона Галактики. При более высоких значениях потока рентгеновского излуче­ ния мы, очевидно, должны зафиксировать только от­ дельные рентгеновские всплески продолжительностью 1—2 минуты, исходящие от сравнительно близких вспы­ хивающих звезд. Иначе говоря, в случае больших потоков мы должны наблюдать своего рода рентгеновское мерца­

щее число вспышек, которые можно наблюдать одновре­ менно внутри полости с единичной линейной толщипой и находящейся от нас на расстоянии г, будет таково: r2dQ п (г, Ѳ)рх- Это есть одновременно частота вспышек, т. е. / — г2. В то же время средняя интенсивность вспыш­

ном направлении и наблюдаемой интенсивностью вспышки:

Таким образом, если когда-нибудь будут обнаружены мерцающие источники космического рентгеновского из­ лучения, то, во-первых, они определенно должны быть

вызваны вспыхивающими звездами, и, во-вторых, про­ изведение частоты вспышек на соответствующую этим вспышкам интенсивность рентгеновского излучения дол­ жно быть величиной постоянной, если, конечно, вспы­ хивающие звезды распределены в пространстве равномер­ но и их средняя излучательная способность в рентгенов­ ских лучах одинакова.

§ 8. Возможность обнаружения межзвездного гелия

Межзвездное пространство должно быть полностью непрозрачным для излучения в широкой области — от 912 Â до, по крайней мере, 50 Â. Поглощение вызвано в основном межзвездным водородом и ослабляется в сторо­ ну коротких волн примерно пропорционально Х~3. Это для обычных звезд.

Вспыхивающие звезды находятся очень близко к Солнцу, поэтому для них зона непрозрачности будет значительно уже. Так, например, для UV Cet оптическая

чит, что в принципе достаточно сильную вспышку UV Cet можно будет зарегистрировать в области длин волн ко­ роче 250 А в первом случае, и короче 550 А — во втором случае. В связи с этим возникает интересная возможность обнаружения межзвездного гелия, если воспользоваться

Непрерывная эмиссия во время вспышки в области

— 500 А почти в одинаковой степени обусловлена обрат­ ным комптон-эффектом и нетепловым тормозным излу­ чением. Последний, однако, играет преобладающую роль

го гелия в 10 раз меньше концентрации водорода, можно

Г л а в а XIV

БЫСТРЫЕ ЭЛЕКТРОНЫ

§ 1. Общие замечания

Тот факт, что оптическая вспышка звезды сопровож­ дается выделением мощного радиоизлучения, имеет реша­ ющее значение для понимания истинной природы самой вспышки. Он свидетельствует о том, что в момент вспышки появляются релятивистские электроны в ог­ ромном количестве, если, конечно, исходить из допущения, что наблюдаемое радиоизлучение имеет магнитотормозное (синхротронное) происхождение. Вместе с тем концентра­ ция этих электронов должна быть очень велика, посколь­ ку пространство вокруг звезды, где происходит генерация радиоизлучения, имеет сравнительно небольшие размеры.

Такое плотное, хотя и короткоживущее, облако из релятивистских или быстрых электронов должно быть одновременно мощным генератором электромагнитных ко­ лебаний и в других частотах, прежде всего оптических. Именно этот вопрос был главным предметом исследования в настоящей монографии, в ходе которого была установле­ на преобладающая роль двух явлений: неупругие столк­ новения инфракрасных фотонов с быстрыми электронами, т. е. обратный комптон-эффект, и тормозное излучение быстрых электронов в кулоновском поле элементарных частиц. Большинство оптических вспышек, оказывается, вызвано обратным комптон-эффектом. Однако очень мощ­ ные оптические вспышки могут быть индуцированы тор­ мозным излучением быстрых электронов. Наконец, тео­ рия предсказывает возможность мощного, хотя и очень кратковременного рентгеновского излучения во время вспышки звезды, причем оно должно быть вызвано ис­ ключительно тормозным излучением быстрых электронов.

Таким образом, к необходимости привлечения быстрых электронов для объяснения природы оптических вспышек