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

вой гипотезы необходимо, чтобы поверхность фотосферных слоев звезды также увеличилась в 2300 раз в течение од­ ного часа. Это эквивалентно увеличению радиуса звезды почти в 50 раз в течение часа. Приняв, что радиус звезды равен радиусу Солнца, найдем, что линейная скорость рас­ ширения фотосферных слоев должна быть очень большой— порядка 10 000 км/с. Раньше на это обстоятельство обратил внимание В. А. Амбарцумян, пришедший к за­ ключению, что для объяснения наблюдаемых темпов на­ растания вспышек у звезд типа UV Get в рамках тепловой гипотезы требуется скорость расширения фотосферных слоев звезды порядка 50 000 км/с (при условии, что во время вспышки температура фотосферных слоев звезды не меняется, или почти не меняется). Между тем никаких наблюдательных данных о расширении фотосферных сло­ ев звезды во время вспышки, да еще с такими колоссаль­ ными скоростями, мы не имеем.

§ 9. Вспышка звезды класса К

Число вспыхивающих звезд, принадлежащих к спект­ ральному классу К, сравнительно невелико. Тем не ме­ нее эти звезды представляют определенный интерес для теории. Теоретические амплитуды вспышек становятся все меньше и меньше с переходом от звезд класса М к звез­ дам класса К. Вместе с тем, величины этих амплитуд для звезд класса К становятся чувствительными к принятому энергетическому спектру быстрых электронов.

В качестве примера в табл. 25 приведены теоретически предельные значения амплитуд Д/7, ДВ, ДК для звезд клас­ са К5 {Т = 4200 К) как при гауссовом распределении

Т а б л и ц а 25

Максимальпые теоретические амилитуды вспышек в U B К-лучах для звезд класса К5

электронов (j.i0 = 3, о = 2 н т = 0,6), так и в случае моноэиергетических электронов (р2 = 10 и т — 0,6). Эти данные приведены без поправки на отклонения истинного распределения непрерывной эмиссии в спектре звезды от планковского при заданной температуре звезды.

В Плеядах имеется 31 вспыхивающая звезда класса К. Их распределение по классам, а также значения макси­ мальных амплитуд, зарегистрированных у звезд данного подкласса, представлены в табл. 26. Сопоставляя эти дан­ ные с табл. 25, мы видим, что согласие с теорией имеет место лишь в случае гауссова распределения электронов.

Т а б л и ц а 26

Максим ілыіыс наблюдаемые амплитуды вспышек в (7-лутах звезд класса К в Плеядах

В Орионе вспыхивающих звезд класса К немного. Из девяти таких звезд у четырех амплитуда вспышіш превы­ шает 1т ,8 (в Н-лучах), причем в одном случае максималь­ ная амплитуда оказалась равной З771,2. Не исключена воз­ можность аномального распределения энергии в спектре этих звезд аналогично тому, как это имело место в случае Н II 1306.

Данные об остальных скоплениях и ассоциациях сле­ дующие. В Темном Облаке Тельца (TDC) имеется всего две звезды класса Кбе, вспыхнувшие по одному разу с амплитудой 0т ,8и0,п,5 в [/-лучах. В NGC 2264 — только одна звезда класса КО с ДВ = 0,7. В Яслях и Волосах Ве­ роники вспыхивающие звезды класса К отсутствуют.

Таким образом, гипотеза быстрых электронов может объяснить без дополнительных допущений наблюдаемые амплитуды вспышек у звезд, принадлежащих к спектраль­ ному классу К. Вместе с тем сопоставление результатов наблюдений, относящихся к вспыхивающим звездам клас­

са К, с теоретическими вычислениями подсказывает наибо­ лее вероятный энергетический спектр быстрых электро­ нов; он отличается от моноэнергетического и близок к га­ уссовой кривой нормального распределения случайных величин.

§ 10. Вспышка звезды класса А

Амплитуды вспышек в ультрафиолетовых и фотогра­ фических лучах быстро уменьшаются с переходом ог звезд поздних классов к более ранним. Посмотрим те­ перь, что происходит в случае теоретической «вспышки»

Рис. 45. Теоретическое распределение энергии при вспышке звезды класса АО (моноэнергетические электроны, р,2 = 10).

звезды класса АО с эффективной температурой Т =

=10 000° .

На рисунке 45 приведены кривые теоретической вспыш­

(т = 0) представлен планковской кривой (без учета погло­ щения непрерывного излучения водородом). Как следует из этого рисунка, вспышка, обусловленная обратным комп- тон-эффектом на быстрых электронах, в случае звезды класса АО практически невозможна; в лучшем случае в об­ ласти U- и В-лучей может происходить уменьшение блес­ ка звезды, т. е. отрицательная вспышка. Однако даже при X = 0,1 амплитуда вспышки очень мала, порядка 0т ,1,

120 ГЛ. VIАМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК

не говоря уже о том, что вспышка звезды АО с мощностью X= 0,1 либо вообще не может произойти либо есть собы­

с быстрыми электронами исключает возможность обнару­ жения вспышки у звезд ранних спектральных классов в фотографических и даже ультрафиолетовых лучах. В прин­ ципе вспышка у таких звезд может быть обнаружена в об­ ласти длин волн короче 2500 Â-

§ 11. Ультрафиолетовая вспышка WUMa

Во время обычных фотоэлектрических наблюдений известной затменной переменной W UMa Кгои [96] зафик­ сировал странную вспышку одного из компонентов этой пары или самой системы — сказать трудно — на длине волны 3300 Â с амплитудой около 1т ,5 в области шириною 50 Â, «без соответствующего повышения яркости в инте­ гральном визуальном свете». Максимальный блеск был до­ стигнут примерно через две минуты после начала вспышки, затем наступило сравнительно медленное падение блеска. Общая продолжительность вспышки составляла около семи минут.

Странность этой вспышки заключается в том, что оба компонента системы W UMa являются звездами класса F8, необычайно ранними для вспыхивающих звезд.

Согласно гипотезе быстрых электронов вспышки у звезд ранних спектральных классов могут быть обнаруже­ ны в области коротких волн, короче 3000 Â. Что касается класса F, то в принципе вспышки таких звезд могут быть обнаружены в интервале 4000—3000 Â; весь вопрос за­ ключается в том, какова будет ожидаемая амплитуда по­ вышения блеска.

Как показывают вычисления, при эффективной темпе­ ратуре звезды класса F, равной Т = 6200 К, не существу­ ет никаких реальных значений ц и т — в случае моноэнергетических электронов, и ц0, а и т — в случае электронов с гауссовым распределением, при которых можно будет объяснить наблюдаемую амплитуду в размере 1т ,5 вблизи 3300 Â. Максимально возможная амплитуда у 3300 А полу­

чается равной 0т ,93 в случае моноэнергетических элект­ ронов и 1т ,1—в случае электронов с гауссовым распреде­ лением; в последнем варианте величина теоретической амплитуды меньше наблюдаемой на 0т ,4.

Случай вспышки W UMa является пока единственным, приведшим к такому расхождению теории с наблюдения­ ми. Возможно, что здесь сказывается эффект линий погло­ щения, вследствие чего реальный уровень непрерывного спектра у 3300 Â и внутри полосы шириною в 50 Â будет ниже, чем тот, который мы имели бы в случае планковского излучения.. Если бы это расхождение в шкале интенсив­ ности достигло 1Ѵ2, то различие между теоретической и наблюдаемой амплитудами было бы устранено. Но так ли это?

Возможно также, что указанное расхождение вызвано просто несовершенством теории; при сильной вспышке, т. е. при т — 1 наши формулы дают лишь нижний предел интенсивности выходящего из облака быстрых электронов комптоновского излучения.

Наконец, ие совсем ясна степень достоверности указан­ ной вспышки. Она является пока единственным случаем для звезд класса F8. Не вкрались ли сюда какие-нибудь ошибки неизвестного происхождения при электрофотометрироваини звезды? Так или иначе, вопрос следует считать открытым до получения подтверждения прямыми наблю­ дениями возможности вспышек звезд класса F.

Однако вспышки звезд класса F8 и даже более ранних в принципе возможны, если концентрация быстрых элект­ ронов будет очень велика; в этом случае дополнительная энергия появляется в результате нетеплового тормозного излучения быстрых электронов (см. гл. VIII).

§ 12. Вероятная величина энергии быстрых электронов

Величины амплитуд вспышки зависят, в частности, от энергии быстрых электронов. В связи с этим возникает задача о нахождении вероятной величины энергии быст­ рых электронов. Это можно сделать разными способами. Одни из них основан на нахождении той величины энер­ гии быстрого электрона, при которой теоретическая амп­ литуда будет равна максимально зафиксированной при наблюдениях амплитуде в данных лучах. Для этого нужно

122 ГЛ. VI. АМПЛИТУДЫ ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК

построить кривые зависимости максимальных теорети­ ческих амплитуд от энергии электронов р,. Подобные кривые для звезд класса М5 представлены на рис. 46 (случай моноэнергетпческих электронов).

Как следует из приведенного рисунка, максимальная амплитуда вспышки в fZ-лучах может быть получена при

р2 F-. 10, т. е. при энергиях быстрых электронов порядка 1,5-10® эВ. Такой же результат получается и в случае, когда энергетический спектр быстрых электронов пред­ ставлен гауссовой кривой.

Другой способ определения оптимальной или вероят­ ной величины энергии быстрых электронов, основанный на анализе цветовых характеристик вспышек, будет рас­ смотрен в главе VII.

§ 13. Потеря энергии звезды при вспышке

Полная мощность одной вспышки звезды определяется суммарной энергией Р быстрых электронов и равна

быстрых электронов в столбе над фотосферой звезды с ос-