Файл: Гурзадян, Г. А. Вспыхивающие звезды.pdf

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

80 ГЛ. V. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ ВСПЫШКИ

до вспышки, а пунктирной линией — кривая плаиковского распределения при Т = 2800 К. Характерно наличие сильной дисперсии — отклонения наблюдаемой кривой от планковской — в области от 4100 до 4500 Â.

В нижней половине рис. 20 сплошной линией изобра­ жено распределение энергии в спектре вспышки этой зве­ зды, имевшей место И декабря 1965 г. Обращают на себя внимание сразу два обстоятельства: существенное усиле­ ние непрерывного спектра в коротковолновой области спектра (короче 4500 Â) и значительное возрастание ин­ тенсивности эмиссионных линий. Отчетливо виден эффект повышения уровня непрерывного спектра между силь­ ными эмиссионными линиями — Hs и НЕ, а также меж­ ду HYи НБ, т. е. там, где других эмиссионных линий не должно быть. Между тем иногда делаются попытки интер­ претировать усиление непрерывного спектра в коротко­ волновой части спектра (до бальмеровского скачка) как следствие слияния поздних номеров эмиссионных линий водорода. На этом примере очевидна несостоятельность таких попыток.

Прежде чем перейти к сравнению теории с наблюде­ ниями, нужно сначала выделить чистый непрерывный спектр, освободив наблюдательный спектр от эмиссионных линий и континуума (бальмеровского и, частично, пашеновского). В данном случае это не так легко сделать— спе­ ктрограмма достаточно запутанная. Не зная теоретичес­ ких значений относительных интенсивностей эмиссионных линий, возбуждаемых в условиях атмосфер вспыхивающих звезд, трудно найти долю эмиссионных линий в общей на­ блюдаемой эмиссии в области короче 3800 А- К тому же на­ до иметь в виду, что рассмотренная вспышка ЕѴ Lac не из сильных. Поэтому мы здесь ограничимся сравнением теории с наблюдениями в общих чертах.

На рисунке 20 пунктирными линиями нанесены теоре­ тические кривые распределения энергии в непрерывном спектре звезды класса М5 (Т = 2800 К), соответствующие различным значениям т — от 0,1 до 0,0001. Наилучшее согласие достигается при т ^ 0,0006 или вблизи этого значения, если учесть, что из-за депрессии в области от 4500 до 4100 Â, а также у 3800 и 3900 Â спектр звезды в ее нормальном состоянии вообще расходится с планковским распределением. Далее, пользуясь кривыми, приведен­

ными на рис. 23, можно найти теоретические амплитуды, соответствующие рассмотренной вспышке ЕѴ Lac, т. е. значению т = 0,0006; они получаются равными Д U — = 1,4, AB = 0,2 и Д У ^ 0.

§ 4. Спектр вспышки в случае гауссова распределения быстрых электронов

Теоретический спектр вспышки в случае гауссова рас­ пределения быстрых электронов качественно не отличается от спектра моиоэнергетических электронов. Различие между ними только качественное; при одних и тех же зна­ чениях быстрых электронов р,0 и мощности вспышки т кри­ вые распределения интенсивности в спектре вспышки в случае гауссова распределения проходят чуть выше кри­ вых, соответствующих случаю моиоэнергетических элект­ ронов. Иначе говоря, амплитуды вспышек в U- и 5-лу­ чах несколько больше в случае гауссова распределения, чем в случае моиоэнергетических электронов (см. гл. VI). Что касается амплитуды вспышек в У-лучах, то здесь по­ ложение иное.

Спектр вспышки, как мы видели выше, характеризу­ ется также параметром А.0 — областью нулевой амплитуды. Для звезды класса М5—Мб эта область находится в инф­ ракрасном диапазоне (~8500 Â), независимо отэнергетичес­ кого спектра быстрых электронов. Отсюда следует, что в случае звезд М5—Мб сам тип энергетического спектра электронов не оказывает качественного влияния на амп­ литуду вспышки в У-лучах.

Иначе обстоит дело в случае вспышек звезд класса К5. Зона нулевой амплитуды у обоих типов энергетических спектров электронов находится в фотовизуальной области спектра (5400 и 6100 Â). При переходе от одного типа энергетического спектра электронов к другому происходит качественное изменение амплитуды в У-лучах; амплитуда отрицательна в случае моиоэнергетических электронов и положительна в случае гауссова распределения. В первом случае будем иметь отрицательную вспышку в У-лучах, во втором — положительную.

Таким образом, в случае звезд класса К5 знак ДУ оказывается чувствительным к виду энергетического сцектра быстрых электронов. Сравнивая это с тем, что мы

82 гл. V. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ ВСПЫШКИ

имеем из наблюдений, можно найти вероятную форму энергетического спектра электронов. Наблюдения же да­ ют п о л о ж и т е л ь н у ю величину для амплитуды вспышек в И-лучах для звезд класса К5.

Итак, анализ теоретических кривых распределения энергии в случае вспышек звезд класса М5 позволяет най­ ти вероятную величину энергии быстрых электронов; оказалось, что р — 3. Такой же анализ, проведенный на этот раз в отношении звезд класса К5, позволяет найти вероятный тип энергетического спектра быстрых электро­ нов. Этот спектр, во всяком случае, ие моиоэнергетический, и характеризуется кривой, близкой к гауссовой.

Г л а в а ѴІ

АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК

§ 1. Теоретические амплитуды вспышек

Настоящая глава посвящена нахождению т е о р е т и ­ ч е с к и х а м п л и т у д вспышек в фотометрической системе UBV и их сравнению с наблюдениями. При этом под амплитудой вспышки мы понимаем рост блеска звезды во время вспышки, т. е. в момент появления быстрых элект­ ронов над ее фотосферой (т )> 0) по сравнению с блеском звезды в ее нормальном состоянии, когда эти электроны от­ сутствуют (т = 0). Числовые значения амплитуд вспышки Д U, AB, АѴ в системе UBV находятся с помощью сле­ дующих соотношений:

где обозначены:

В этих соотношениях значения функции / ѵ (т, ц, Т) взяты из предыдущей главы (причем предварительно они переведены из шкалы частот в шкалу длин волн), В>, (Т) есть функция Планка при заданной эффективной темпера­ туре звезды, а U\, В\ и Ѵ\ суть относительные чувстви-

тельиости («кривые реакции») ультрафиолетового, фотогра­ фического и фотовизуального диапазонов в системе UBV. В дальнейших вычислениях будут использованы числовые значения этих коэффициентов, данные Джонсоном и Мор­ ганом [58], хотя иногда пользуются данными Мелбурна и Коде [66]. В табл. 14 приведены принятые числовые величи­ ны для U}., В ?. п Ух в произвольной шкале.

Определение числовых значений ДU, ДВ и ДУ произ­ водится для разных случаев энергетического спектра быст­

В табл. 15 приведены величины теоретических амплитуд вспышек в U-, В- и У-лучах, рассчитанные для простей­ шей схемы — одномерной задачи [формула (4.8)] и Т =

Данные, приведенные в табл. 15, позволяют сделать ряд интересных выводов.

1. Во всех случаях, независимо от величины энергии быстрых электронов и их эффективного количества, т. е. независимо от мощности вспышек, строго выполняется условие

Д £ /> AB > ДУ.

Этот результат можно сформулировать и иначе: выходя­ щее из слоя быстрых электронов излучение становится го­ лубее излучения, падающего на внутреннюю границу слоя.

ких пределов значений Т и для любых значений т (мень­ ше единпцы).

Таким образом, уже в этой простейшей одномерной за­ даче выявились наиболее важные свойства взаимодейст­ вия быстрых электронов с планковским излучением при значениях температур, соответствующих фотосферным излучениям карликовых звезд поздних классов.

Р е а л ь н ы е ф о т о с ф е р ы . В этом случае излу­ чение падает на внутреннюю границу слоя быстрых электронов под разными углами (см. рис. 10). Интенсив­ ность выходящего из слоя излучения определяется форму­ лой (4.27), а величины коэффициентов С\(х, р, Т) приведе­ ны в табл. 10. Эти данные позволили с помощью формул (6.1) вывести теоретические амплитуды вспышек для ши­ рокого диапазона оптической толщи — от т = 1 до т = = 0,0001 и для звезд спектрального класса от Мб до G5. Было принято, что слой состоит из моноэнергетических электронов с р2 = 10. Результаты вычислений представле­ ны в табл. 16.

Данные, приведенные в этой таблице, подтверждают сделанные выше выводы. В частности, и здесь строго вы­ полняется условие ДU ДВ AF для всех спектраль­ ных классов звезд и при любых значениях мощности вспышки. Более наглядно эта закономерность представле­ на на рис. 21, построенном по данным табл. 16 для звезды класса М5.

Особо следует отметить весьма четко выраженную за­ кономерность увеличения амплитуды вспышки во всех лучах при переходе от более горячих звезд к холодным. Например, при т — 1 имеем: AU = 0,8 для звезд класса G5; AU = 1,6 для звезд КО и т. д., а в случае звезд клас­ са Мб теоретическая амплитуда вспышки в fZ-лучах дости­ гает наибольшей величины — ДU = 8,8 (!).