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

62 ГЛ. IV. ПЕРЕНОС ЛУЧИСТОЙ ЭНЕРГИИ

Этот спектр имеет предел со стороны малых энергий. Пусть он достигается при р, = р,„. Со стороны высоких энергий такого предела нет (р —>■оо). Очевидно, что не все электроны в таком энергетическом спектре могут при­ нять участие в процессах трансформации длинноволновых фотонов в коротковолновые. Электроны, для которых р < 1, могут вызвать только обычное томсоновское рассея­ ние без изменения частоты фотона. Проблема сводится по­ этому к решению смешанной задачи, когда часть электро­ нов с р^> 1 вызывает обратный комнтои-эффект, а часть, для которых р < 1 — только нейтральное рассеяние. Од­ нако, во избежание введения новых параметров, ограни­

интенсивности выходящего из слоя быстрых электронов излучения

значит, что и при энергетическом спектре быстрых элект­ ронов типа N e — prYбудет иметь место увеличение блес­ ка звезды в U- и й-лучах.

Однако, как показывают количественные сопоставле­ ния, быстрые электроны с энергетическим спектром ргѵ ие могут обеспечить очень низкие значения показателей цвета, часто наблюдаемых при сильных вспышках. Энер­ гетический спектр тнпа рГт, оказывается, не может обес­ печить также наблюдаемый поток радиоизлучения от вспы­ хивающих звезд (см. гл. XIII). Поэтому степенной спектр электронов кажется менее приемлемым в случае вспыхи­ вающих звезд.

§ 5. Быстрые электроны с гауссовым распределением

Для полноты рассмотрим еще случай, когда энерге­ тический спектр быстрых электронов имеет вид кривой нормального (гауссова) распределения случайных ве­ личин,

электронов в единице объема с энергией от нуля до беско­ нечности, ро — средняя безразмерная энергия электронов.

Спектр (4.42) интересен тем, что очень часто энергети­ ческий спектр электронов, являющихся продуктами рас­ пада некоторых неустойчивых атомных ядер (ß-распад), представляется кривой, достаточно сходной с кривой нор­ мального распределения. Поэтому рассмотрение спектра типа (4.42) может пролить некоторый свет на возможный механизм генерации быстрых электронов во внешних об­ ластях атмосферы звезды.

С формальной точки зрения спектр (4.42) занимает про­ межуточное положение между двумя крайними случаями, рассмотренными выше (рис. 11). При очень малых значе­ ниях дисперсии ( о —> 0) спектр (4.42) приближается к

где /?0 — полное количество быстрых электронов в еди­ нице объема с энергией р 1.

Что касается электронов с энергией р < 1, то они вы­ зывают томсоновское рассеяние без трансформации час­ тот фотонов, повышая лишь непрозрачность среды, как обычные «тепловые» электроны. Оптическая толща на про­ цессы чистого рассеяния равна

причем п0 = по + щ.

Имея в виду, что всегда р0 )> 1, мы в дальнейшем бу­ дем пренебрегать количеством электронов с р < 1 и при­

мем, что 72о Ä /г0, т. е. т = х '.

Решение уравнения переноса в случае гауссова распре­ деления электронов по энергиям и для простейшей схемы (рпс. 9) приводит к следующим результатам.

Для потока направленного наружу излучения па внешней границе слоя нз быстрых электронов, где полная оптическая толща равна т, имеем:

Аналогичным образом имеем для потока направленного внутрь (в сторону звезды) излучения на внутренней гра­

Числовые значения функции Фя (р0, а) в интервале от X = 0,5 до X = 20 и для двух значений параметров р0 и с приведены в табл. 11.

В частном случае, когда с —»- 0 и, поэтому, р р0, будем иметь из (4.46)

это выражение, как и следовало ожидать, совпадает с вы­ ражением (4.8), выведенным для случая моноэнергетических электронов.

Аналогичным путем найдем соответствующее выраже­ ние взамен (4.28) и (4.30) для случая реальной фотосферы (см. рис. 10):

где функции Fx (т) и F\ (т) даются (4.25) и (4.26). 3 г, А, Гурзадян

и нормального (теплового) излучений звезды, т. е.

Однако реальная картина нам представляется несколько иначе. Дело в том, что появившиеся на некотором расстоя­ нии от поверхности звезды быстрые электроны будут мчать­ ся практически со скоростью света во все стороны. Вместе с тем они будут перехвачены дипольным магнитным полем звезды. В результате звезда очень быстро окажется окру­ женной на некоторое время оболочкой быстрых электро­ нов. Одновременно из-за диффузии самих электронов эта «мгновенная» оболочка будет удаляться от звезды с неко­ торой скоростью.

Таким образом, если исходить из изложенной концеп­ ции, вспышку мы должны наблюдать если даже выброс первичной материи произошел с обратной в отношении наблюдателя стороны звезды. В этом смысле сама вспышка не носит локальный характер; она охватывает всю звез­ ду. Поэтому везде в дальнейшем будет принято у = 1.

§ 7. Применение к двойным звездам

С точки зрения гипотезы быстрых электронов двойные звезды представляют собой идеальную систему для воз­ буждения оптической вспышки.

Дело в том, что согласно формуле (3.5) максимальное смещение частоты фотона получается при а Ä ; л , т . е. при лобовом столкновении фотопов с быстрыми электронами. В случае одиночной звезды только малая часть быстрых электронов, выделяемых на некотором расстоянии от зве­ зды («очаг выделения быстрых электронов»), будет направ­ лена навстречу идущим от звезды фотонам (рис. 12), лобо­ вое или почти лобовое столкновение с которыми порожда­ ет комптоновские фотоны. Между тем в случае двойных систем очаг выделения быстрых электронов той же мощно­ сти, что и в первом случае, может привести к значительно более сильному эффекту, чем в случае одиночной звезды. Рис. 13 наглядно поясняет сказанное. Один и тот же очаг выделения быстрых электронов, появившийся между дву­ мя звездами, будет действовать почти с одинаковой эффек­ тивностью в отношении фотонов, испускаемых обеими звездами, А и В.

Конечно, количественное рассмотрение нашей пробле­ мы в случае системы двойной звезды — задача гораздо более сложная, чем при исследовании одиночной звезды. Здесь трудно даже качественно предсказать возможное поведение быстрых электронов в магнитном поле обеих звезд. Однако кое-что можно предвидеть. В ча­ стности:

а) Частота вспышек в случае двойных звезд

должна быть больше, чем частота вспышек в случае оди­ ночных звезд.

б) Самые мощные по абсолютной величине энергии вспышки нужно ожидать у двойных систем.

в) В случае двойных систем иногда могут появиться неправильности в кривой блеска (после максимума вспыш­ ки) в виде вторичных максимумов.

г) Между некоторыми параметрами вспышек — часто­ той, мощностью, длительностью и т. д.— и фазой двойной системы можно ожидать существование корреляции, хотя и не очень заметной.

д) Процент вспыхивающих звезд среди двойных систем должен быть больше, чем среди одиночных. Это, по-види­ мому, так и есть; из 20 вспыхивающих звезд, находящихся