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

70 ГЛ. IV. ПЕРЕНОС ЛУЧИСТОЙ ЭНЕРГИИ

в окрестностях Солица, 15 звезд являются двойными си­ стемами [10, 16]. Таким образом, 75% всех вспыхиваю­ щих звезд, находящихся в окрестностях.Солнца, являются двойными системами. Для остальных 25% звезд данные об их двойственности просто отсутствуют.

Что касается вспыхивающих звезд, связанных со звезд­ ными ассоциациями и молодыми скоплениями, то об их двойственности мы просто ничего не знаем. Из-за крайней слабости этих звезд нельзя рассчитывать на возможность постановки специальных спектроскопических наблюде­ ний с целью установления их двойственности. Но, исходя из общих соображений звездной статистики, следует ожи­ дать, что двойных систем среди вспыхивающих звезд в ассоциациях будет все-таки много.

Поставленный вопрос заслуживает того, чтобы стать предметом специальных исследований. Если иметь в виду данные, которыми мы располагаем в настоящее время, то, вероятно, мы не должны слишком удивляться, если все вспыхивающие звезды в конце концов окажутся двойными системами.

§ 8. Звездные атмосферы, состоящие из смеси тепловых п быстрых электронов

Рассмотрим следующую задачу. Пусть в атмосфере не­ которой звезды имеются тепловые электроны в таком коли­ честве, что в результате оптическая толща среды на про­ цессы томсоиовского рассеяния станет больше единицы. Пусть, далее, в этой среде одновременно присутствуют (или рождаются в каждой точке атмосферы) быстрые электроны

вколичестве гораздо меньшем, чем тепловые электроны;

вэтом случае оптическая толща, обусловленная только быстрыми электронами, значительно меньше единицы. При таких'условиях фотон будет испытывать многократ­

ные рассеяния на т е п л о в ы х электронах без измене­ ния своей частоты. Это приведет к увеличению продолжи­ тельности пребывания фотона в среде, а тем самым, к уве­ личению вероятности его встречи с быстрым электроном, кончающейся, в результате обратного комптои-эффекта, изменением частоты фотона. Так может осуществиться переход определенного количества длинноволновых, фото­

нов в область коротких волн при значительно меньшем ко­ личестве «рабочих», т. е. быстрых электронов, чем в случае, когда среда состоит целиком из быстрых элект­ ронов.

Большая концентрация быстрых электронов свойст­ венна атмосферам горячих звезд класса О, Вольфа — Райе, ядрам планетарных туманностей и т. д. Сравнительно не­ большая примесь быстрых электронов в их атмосферах может привести к тому, что ультрафиолетовые концы их непрерывных спектров будут усиливаться за счет новых фотонов комптоновского происхождения. Поскольку в то же время максимум планковского излучения у перечис­ ленных звезд находится в области — 1000 Â, то наличие быстрых электронов с р,2 ~ 10 в их атмосферах может привести к возникновению второго максимума около 100 Â, т. е. в области мягкого рентгена своего излучения. Этот максимум будет иметь, по существу, нетепловое про­ исхождение. fiigj

Применительно к горячим звездам концепция быстрых электронов может привести к интересным последствиям. Она может объяснить, в частности, происхождение ультра­ фиолетового эксцесса в их спектрах [40]. Что такой экс­ цесс существует, в этом не приходится сомневаться. На это указывают, в частности, следующие факты:

1.Наличие эмиссионных линий О VI в спектрах ядер некоторых планетарных туманностей [41, 42]. Имеются даже ядра, у которых линии О VI сильнее линий Не II (!). Между тем для пятикратной ионизации атомов кислорода требуется очень жесткое излучение, короче 100 Â, доста­ точно большой интенсивности.

2.Существование ядер планетарных туманностей с положительным показателем цвета [43, 44]. Очевидно, не имея избыточного излучения в ультрафиолете, эти сравнитель­ но холодные ядра не смогли бы обеспечить свечение пла­ нетарных туманностей вообще.

3.Сильное возрастание—от 20 000 до 80 000° и больше— температуры возбуждения звезд Вольфа — Райе с повыше­ нием потенциала ионизации иона, по линиям которого оп­ ределяется температура [45].

Формальная трактовка задачи переноса лучистой энер­ гии через среду, состоящую из смеси тепловых и быстрых электронов, сводится к решению следующего уравнения

пе и JVe — концентрация тепловых и быстрых электронов соответственно.

В отличие от рассмотренных выше случаев, здесь учет диффузного компонента при решении уравнения пере­ носа обязателен, так как т )> 1 согласно постановке зада­ чи.

Поставленная задача прямого отношения к вспыхиваю­ щим звездам не пмеет. Она может стать предметом специ­ ального и интересного исследования применительно к го­ рячим звездам.

Г л а в а V

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ ВСПЫШКИ

§ 1. Спектр вспышки в зависимости от энергии электронов

В предыдущей главе был выведен закон распределения интенсивности в спектре вспышки в зависимости от пара­ метров энергии быстрых электронов. В настоящей главе проводится анализ найденных теоретических спектров вспышек.

Рассмотрим прежде всего звезду класса М5, эффективная температура планковского излучения которой равна Т — = 2800 К. В самой нижней части рис. 14 изображено планковское распределение энергии в ее спектре в интер­ вале длин волн 2000—10 000 Ä.

Допустим, что над фотосферой такой звезды появились быстрые моноэиергетические электроны в количестве, эк­ вивалентном эффективной оптической толще т = 1 для процессов томсоновского рассеяния. Появление быстрых электронов приводит к немедленному росту интенсивности излучения, т. е. к вспышке звезды в коротковолновом диа­ пазоне спектра. Абсолютный рост интенсивности и харак­ тер распределения энергии в спектре при этом зависят от величины энергии электронов р. Это наглядно видно на рис. 14: по мере увеличения р кривые поднимаются все выше и выше, а их максимумы смещаются все левее и ле­ вее. При построении этих кривых была использована фор­ мула (4.27).

Для данного спектрального класса звезды существует предел увеличения энергии электронов р, после чего даль­ нейший ее рост приводит к спаду интенсивности вспышки в доступной наблюдению области спектра. Для звезд клас­ са М5 или близких к нему предельная энергия быстрых электронов соответствует значению р2 — 10. При р2 )> 10

74 ГЛ. V. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ ВСПЫШКИ

кривые распределения энергии смещаются в сторону коротких волн, в результате чего уменьшается относи­ тельный рост интенсивности вспышки в U-, В- и F-лучах (рис. 15). Фнзпчески такой результат вполне понятен;

при сравнительно небольших значениях энергии быстрых электронов значительная часть рассеянных фотонов будет сконцентрирована в ближней коротковолновой области спектра. Однако по мере дальнейшего увеличения энер­ гии быстрых электронов основная часть рассеянных фото­ нов будет переброшена в очень далекую коротковолновую область спектра, недоступную наблюдению.

В приведенном примере была проиллюстрирована сти­ мулирующая роль быстрых электронов в процессе возник-

76 ГЛ. V. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ ВСПЫШКИ

На рисунках 16—18 приведены теоретические кривые распределения энергии в спектре вспышек звезд классов от Мб до К5. Кривые построены для энергии быстрых электронов (.I2 =10 и при значениях т : 0,1, 0,01, 0,001.

На приведенных кривых отчетливо виден рост относи­ тельной интенсивности излучения при вспышке, в особен­ ности в ультрафиолетовых лучах. При прочих равных ус­ ловиях этот рост максимален у звезд класса Мб и быстро уменьшается с переходом к звездам раннего класса. На­ пример, при т = 1 рост интенсивности на 3400 А. доходит до 6000 в случае звезд Мб, а у звезд класса М5, МО, К5, КО и G5 этот рост составляет 1200, 66, 16, 5 и 2,5 раза соответственно.

Резкое уменьшение относительной интенсивности вспышки с переходом от звезд поздних классов к звездам более ранним является одним из основных свойств, выте­ кающих из гипотезы быстрых электронов. Вместе с тем в этом находит свое выражение зависимость интенсивности вспышки от температуры звезды.

Есть еще один «эффект температуры». Дело в том, что во всех случаях теоретические кривые спектров вспышек пересекают на какой-то длине волны А,0 кривую планковского распределения излучения невозмущениой звезды. Вспышка в ее обычном понимании, т. е. в смысле повыше­ ния блеска по сравнению с нормальным состоянием звез­

нормальным уровнем. Более подробно этот вопрос рассмат­ ривается дальше (§ 14 гл. VI), здесь же ограничимся за­ мечанием, что область нулевой амплитуды Х0перемещается в сторону коротких волн с повышением эффективной тем­ пературы звезды.

Что касается влияния мощности вспышки т на ее спектр, то оно носит преимущественно количественный характер — чем меньше т, тем меньше амплитуда вспышек на данной волне. Однако степень чувствительности амплитуды от т быстро падает с повышением температуры звезды. Так, например, при т = 0,01 рост интенсивности на X = 3000 Â составляет для звезды КО всего 1,7, в то время как у звезды Мб он доходит до 2600 (!). Даже при т = 0,0001 интенсивность на X = 3000 Â возрастает почти в 30 раз у

78 ГЛ. V. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ ВСПЫШКИ

звезд класса Мб, в то время как у звезд класса КО этот рост меньше одного процента. Отсюда следует, что в слу­ чае звезд класса М5—Мб повышение блеска в ультрафио­ летовых лучах можно обнаружить даже при очень слабых по абсолютной мощности вспышках (рис. 19), в то время как у более ранних звезд класса К5-К0 оно будет практи­ чески незаметным. Этот вывод находится в согласии с тем, что дают наблюдения (§ 2, гл. II).

§ 3. Спектрограммы вспышек

Получить спектрограмму звезды в момент вспышки за­ дача не из легких. Этим следует объяснить сравнительную малочисленность спектрограмм вспышек. В табл. 13 при­ веден список тех звезд, для которых получены, почти всег­ да случайно, спектрограммы в момент вспышки. Исключе­ ния составляют спектрограммы, полученные Р. Е. Гершбергом для UV Cet и AD Leo и Кункелом для AD Leo, ЕѴ Lac и YZ СМі. В первом случае спектрограммы были получены с использованием электронно-оптических преоб­ разователей, и, кроме того, был осуществлен фотоэлектри­ ческий патруль вспыхивающей звезды с тем, чтобы поймать момент появления вспышки и открыть затвор спект­ рографа. Во втором случае была использована специаль­ ная кассета с фотопластинкой внутри, медленно переме­ щающаяся перпендикулярно к дисперсии спектрографа и

Т а б л и ц а 13

Звезды, для которых получены спектрограммы вспышек

З в езд а Н а б л ю д а т е л ь З в е зд а Н а б л ю д а те л ь

благодаря этому фиксирующая все изменения в спектре звезды во время экспозиции.

Приведенный список следует считать все же достаточно обширным, если учесть трудность получения спектрограмм.

Рис. 20. Спектр ЕѴ Lac в области 3500—5000 Â до вспышки (свер­ ху) и во время вспышки (снизу). Пунктирные линии — теоретиче­ ские спектры вспыхнувшей звезды класса М5 при р,2= 10 и разных мощностях т.

К сожалению, подавляющее большинство этих спектро­ грамм было получено без калибровочных снимков, поэтому по ним можно сделать лишь общие качественные оценки. Для одной вспышки ЕУ Lac полученная спектрограмма была обработана до конца, в результате чего были постро­ ены кривые распределения энергии в спектре до и в мо­ мент вспышки (рис. 20). В остальных случаях были изме­ рены лишь эквивалентные ширины эмиссионных линий.

На верхней половине рис. 20 сплошной линией прове­ дена кривая распределения энергии в спектре ЕѴ Lac