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

На основе этих данных были получены с помощью формул (7.4) и (7.5) теоретические показатели цвета для системы «звезда + горячий газ». Результаты — для слу­ чая пе ІО6 см-3 и Те = ІО4 К — представлены на рис. 55 в виде теоретической диаграммы U — В ~ В — V для

и -в

На рисунке 55 нанесена одна кривая из семейства «комптоновских», соответствующая звезде М5, взятая из

гипотезы быстрых электронов проходят выше соответ­ ствующих кривых гипотезы горячего газа. Например,

кривые зависимости U — В ~ В — F в обоих случаях — гипотезы горячего газа и гипотезы быстрых электронов — просто смешиваются (в случае звезды класса МО эти два

два семейства кривых определенно разделяются друг от друга.

Несколько иначе обстоит дело в случае «небулярной гипотезы», являющейся разновидностью гипотезы горя­ чего газа. Согласно расчетам Кункела [47] и Гершберга [221] в этом случае действительно могут быть получены

чивание без внешних источников энергии очень высоко­ температурного газового образования, прозрачного в кон­ тинууме, но имеющего большую оптическую толщу в бальмеровских линиях. Заметим, что последнее допуще­ ние — увеличение непрозрачности в линиях — приводит к существенному уменьшению излучения в линиях отно­ сительно непрерывного излучения, что противоречит на­ блюдениям. Более того, наблюдения отмечают, как прави­ ло, усиление всех эмиссионных линий во время вспышки. Следует особо подчеркнуть, что речь идет об усилении

Стало быть, усиление эмиссионных линий во время вспыш­ ки превосходит усиление непрерывного спектра. Разуме­ ется, это не могло бы иметь места, если допустить сильное увеличение непрозрачности среды в бальмеровских ли­ ниях во время вспышки звезды.

Но главным недостатком небулярной гипотезы яв­ ляется то, что она не может объяснить наблюдаемые из­ менения цвета звезды на всем протяжении вспышки — с момента ее максимума до достижения звездой нормаль­ ного состояния. Небулярная гипотеза с неизбежностью приводит к двухмодельной интерпретации наблюдаемых показателей цвета, и, в конечном счете, к двухмодельной интерпретации самой вспышки. Она, эта интерпретация, заключается в следующем: вблизи максимума вспышки излучение определяется только компонентами небуляр­

ляется излучение горячего пятна фотосферы, возникшего при вспышке [221].

По поводу горячего пятна фотосферы следует сказать следующее. Если вклад горячего пятна в общее допол­ нительное излучение так велик, что оно во много десят­ ков и сотен раз превышает нормальное излучение звезды, то, значит, само пятно занимает значительную часть по­ верхности звезды. Вместе с тем температура в горячем пятне должна быть значительно выше эффективной тем­ пературы фотосферы звезды. Но коль скоро доля излуче­ ния горячего пятна значительно превышает собственное фотосферическое излучение звезды, то наблюдаемый спектр звезды практически должен быть обусловлен из­ лучением этого горячего пятна, имеющего совершенно другую структуру спектра. Между тем уже неоднократно подчеркивался тот установленный наблюдениями факт, что вспышка звезды не приводит к качественному изме­ нению ее спектра.

Ниже мы увидим, что гипотеза быстрых электронов свободна от перечисленных недостатков и может объяснить наблюдаемое поведение звезды на всем протяжении вспышки.

§ 4. Сравнение с наблюдениями

Особый интерес представляет сопоставление выведен­ ных вьппе теоретических значений цветов U — В жВ — V с результатами наблюдений. Для вспыхивающих звезд в окрестностях Солица таких данных имеется сравни­ тельно немного; часть из них собрана в табл. 35. Весьма

интересные и довольно однородные данные получены Кун-

на нее данными табл. 35. На нижнем левом конце диаграм­ мы указаны местоположения звезд в нормальном состоя­ нии; все они находятся почти на главной последователь­ ности. Во время вспышек они поднимаются выше и левее по диаграмме, причем тем выше, чем больше амплитуда вспышки. При вспышке, например, S 5114 (Д£/ = 4,1), наблюдаемое значение U — В дошло до —1т ,34.