ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 15.10.2024
Просмотров: 143
Скачиваний: 1
§ 4. АМПЛИТУДА ВСПЫШЕК |
|
|
|
169 |
|
спектра тормозное излучение |
приводит к |
п о л о ж и |
|||
т е л ь н о й |
вспышке, |
в |
противоположность о т р и ц а |
||
т е л ь н о й |
вспышке, которую мы имели в случае обрат |
||||
ного комптон-эффекта |
в |
той |
же области |
спектра. Что |
|
Ат
касается амплитуд положительной вспышки, то они крайне малы (табл. 42) и не могут быть обнаружены без особых усилий. Если к тому же иметь в виду, что по давляющее число вспышек соответствует случаям L.U < 3™ (т < 0,001), то об обнаружении положительной инфракрасной вспышки в области длин волн в один мик рон и речи быть не может. Что касается отрицательной инфракрасной вспышки, то некоторая вероятность ее обнаружения сохраняется.
170 гл. Ill ТОРМОЗНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ
§ 5. Применение к горячим звездам Гипотеза обратного комптон-эффекта исключает воз
можность п |
о л о ж и т е л ь н о й |
вспышки в |
£/-., В- |
II F-лучах в |
случае горячих, звезд, |
когда Г Ä |
10 0 0 0 ° |
(гл. VI). В противоположность этому тормозное |
излуче |
||
ние быстрых электронов в принципе может быть причиной положительной вспышки у высокотемпературных звезд. Однако заметной величины такая вспышка может достиг нуть лишь при очень больших значениях и, порядка 0 ,1 (табл. 43). В этом смысле вспышку звезд ранних спек тральных классов (и то только карликов) следует рас сматривать как весьма маловероятное событие, даже теоретически.
|
|
|
|
|
|
|
|
Т а б л п ц а 43 |
|
Теоретические амплитуды вспышек, обусловленных тормозным |
|||||||||
излучением быстрых |
электронов в случае горячих звезд |
|
|||||||
|
|
|
(р2 = 10, Д* = 0 ,5 -1 0 10 см) |
|
|
|
|||
|
|
|
Т = 10 000° |
|
|
Т = |
20 000° |
|
|
А м п л и т у |
д |
ы |
|
т |
|
|
|
Т |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
в с п ы ш е |
к |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
0.5 |
0.2 |
0,1 |
0,01 |
0,5 |
0,2 |
0.1 |
0,01 |
д и |
|
3,9 |
1,98 |
0,28 |
0 |
0,68 |
0,15 |
0,03 |
0 |
д в |
|
3,8 |
1,95 |
0,27 |
0 |
0,75 |
0,10 |
0,04 |
0 |
д ц |
|
3,8 |
1,94 |
0,24 |
0 |
0,87 |
0,20 |
0,06 |
0 |
В связи с этим следует упомянуть о появляющихся из редка сообщениях об имевших место случаях вспышек звезд ранних спектральных классов. Так, например, 1 марта 1964 г. Эндрюс [106] зарегистрировал вспышку звезды 6-й величины HD 37519 класса В8 с амплитудой З”1; Пейдж [107] отмечает три вспышки 66 Oph, звезды класса В1 — В6 , имевших место в августе-сентябре 1969 г. с ам плитудами 1”\0, 1т ,8 и 0т ,8. Имеется сообщение [108] о вспышке одной звезды класса В8 в скоплении Мб с не правдоподобно большой амплитудой — 7т (!); эта вспышка была зарегистрирована с применением телевизионной техники и последующей фиксацией на фотопленке.
5. ПРИМЕНЕНИЕ К ГОРЯЧИМ ЗВЁЗДАМ |
171 |
Конечно, к этим сообщениям, особенно к последнему, следует относиться с большой осторожностью, тем более, что не всегда возможно разобраться в обстоятельствах, при которых сделаны эти наблюдения. Однако, даже в слу чае, если они верны и если отказаться от вполне очевид ного допущения, что вспышка у этих звезд может быть
Рис. 60. Кривая блеска вспышки белого карлика G 44—32 [109].
вызвана их слабым и очень холодным спутником, сама по себе возможность вспышки горячих звезд в принципе не находится в противоречии с тем, что дает теория тормоз ного излучения быстрых электронов.
На фоне этих фактов особенно выделяется сообщение Варнера и др. [109] о вспышке у белого карлика G 44—32. Вспышка была зарегистрирована 7 февраля 1970 г. с по мощью 82-дюймового телескопа Струве, в кассегреновом фокусе которого был установлен приемник излучения — счетчик фотонов с фотоумножителем, чувствительным к синим лучам. Исследователям удалось построить кривую блеска вспышки,— она приведена на рис. 60,— с перио
дом накопления |
10 сек. Амплитуда вспышки оказалась |
|
равной 0т ,61, |
а |
продолжительность вспышки — около |
одной минуты. |
Как величина самой амплитуды, так и |
|
в особенности |
малая продолжительность вспышки не |
|
№ |
Pjl. ѴІІГ. ТОРМОЗНОЕ ЙЗЛУЧЕНЙВ |
противоречат тому, |
что следовало бы ожидать в случав |
действия механизма тормозного излучения быстрых элек тронов у горячих карликов. Тем не менее необходимо рас полагать дополнительными данными, прежде чем делать вывод о том, что действительно вспыхивают сами горя чие карлики, а не их возможные невидимые спутники позд него типа.
При справедливости сделанных выше выводов следует ожидать также возможность вспышки у тех ядер плане тарных туманностей, которые являются белыми карли ками.
Г л а в а Dt
ВОЗБУЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИЙ
§ 1. Распределение энергии в области жесткого ультрафиолета в случае обратного колштон-эффекта
В главе IV была рассмотрена задача переноса фотосферного излучения звезды через слой быстрых электро нов. Там же были выведены формулы для нахождения спектрального распределения интенсивности выходящего из такого слоя излучения для различных моделей среды и энергетического спектра быстрых электронов. Эти фор мулы справедливы для всего диапазона частот, в том чис ле и для области жесткого ультрафиолета — излучения, ионизующего водород. В частности, в схеме реальной фотосферы и для случая моноэнергетических электронов находим для потока излучения, направленного внутрь, т. е. в сторону звезды:
H v{x,\i,T) = Bv(T) - ^ ( т ) , (9.1)
где т здесь и дальше есть полная оптическая толща слоя из быстрых электронов для процессов томпсоновского рас сеяния, а I = hv/kT.
Подставляя в (9.1) значение функции БѴ(Т), запишем
это выражение в следующем виде: |
|
|
|
|||
ffv(T, Ц, Т) = |
3 |
2h |
кТ |
ІЕ3 |
^ ( f ) . |
(9.2) |
р 1 |
с- |
h |
е^ 2- 1 |
|||
Для случая гауссова распределения электронов по энер гиям, получаем
(х, р0, о, Т) = ^ ф х(р0, о) F, (X) (9.3)
Выражения (9.2) и (9.3) представляют собой теорети ческие спектры непрерывного излучения звезды во время вспышки в области ионизующих водород частот. С уве личением (Xмаксимум этих спектров перемещается в сто рону коротких волн. На рис. 61 приведен пример такого
174 ГЛ. IX. ВОЗБУЖДЕНИЕ э м и с с и о н н ы х л и н и й
спектра для звезды класса М5, рассчитанный с помощью формулы (9.2). Примечательно, что уже при у- = 10 мак симум спектра излучения вспыхнувшей звезды находится почти в области ионизации водорода (А, ^ 912 А). Излу чение, лежащее в области ко роче А. = 912 А, обозначаем
в дальнейшем через Lc (за штриховано на рис. 61).
Рис. 61 Теоретическое распре |
Рис. 62. К проблеме возбуж |
||
деление энергии в области ио |
дения эмиссионных |
линий у |
|
низующего водород Ьс-пзлуче- |
вспыхивающих звезд. |
||
ния при вспышке |
звезд клас |
|
|
са М5. |
|
|
|
Само по себе |
появление |
коротковолнового |
«хвоста» |
в спектре «комптоновского» излучения еще ничего не го ворит о том, велика или мала будет интенсивность эмис сионных линий, возбуждаемых за счет этого «хвоста». Необходимо поэтому знать соотношение между полным количеством Ьс-излучения и количеством энергии, испу скаемой звездой в видимой области спектра. Займемся сначала определением интенсивности Ь0-излучения.
Общее выражение интенсивности Ьс-излучения ес, направленного от оболочки быстрых электронов к хро мосфере звезды (рис. 62), имеет следующий вид:
оо |
|
ес (И Р) = ^ Яѵ (т, (X, Т) dv, |
(9.4) |
Ѵ о
где ѵ0 есть частота ионизации водорода.
§ 2. ВОЗБУЖДЕНИЕ |
ЭМИССИОННЫХ ЛИНИЙ |
175 |
|
Б случае монохроматических электронов имеем, под |
|||
ставляя значение |
функции Н ,, (т, ц, Т) из (9.2), |
|
|
3 |
2h |
V3dv |
|
есК И-) = 2 |і4 |
с® |
g h v ' k T _ ! |
|
|
|
,Ѵ.2 (Т)/з — |
(9.5) |
ѵ2
где через J 3 (и) обозначено:
/з (« )= $
U
Численные значения этой функции затабулированы в [110,
111].
В случае гауссова распределения быстрых электронов
имеем из |
(9.3) и |
(9.4): |
ес(т, |а) |
|
СО |
= - у = - |
A -(if-)4F%(x) UФ*(Мо, s)x3dx. (9.6) |
|
|
|
Ко |
Формулами (9.5) и (9.6) мы будем пользоваться в следую щих параграфах.
§ 2. Возбуждение эмиссионных линий
Слой или оболочка из быстрых электронов в общем случае находится на некотором расстоянии от фотосферы звезды (см. рис. 62). Поэтому только часть генерируемого в этой оболочке Ьс-излучения доходит до хромосферы; остальная часть покидает звезду навсегда. Если обозна чить через Ес величину дошедшего до хромосферы Lcизлучѳния, то будем иметь
= |
с = ИЧ, |
’ |
(9.7) |
где £2 есть телесный угол, под которым видна хромосфера звезды из данной точки оболочки, W — коэффициент дилгоции:
(9.8)
/•* — радиус звезды, г — радиус оболочки из быстрых электронов.
176 |
ГЛ. IX. ВОЗБУЖДЕНИЕ |
э м и с с и о н н ы х л и н и й |
Проникая во внешние слон атмосферы звезды — в хро |
||
мосферу, |
Ьс-нзлучение мощностью |
Е с может привести |
крезкому усилению ионизации водорода в этих слоях;
врезультате могут появляться эмиссионные линии.
Таким образом, наша модель предполагает генерацию Ьс-излучения в одной области, находящейся на некото ром расстоянии от поверхности звезды, а возникновение эмиссионных линий — в другой, в хромосфере звезды. При этом область генерации Ьс-излучеиия — слой или оболочка из быстрых электронов — все время разрежает ся и уделяется от звезды, покидая ее через некоторое время, а область возникновения эмиссионных линий, хромосфера, все время связана со звездой, хотя и может несколько видоизменяться вследствие неизбежного нагрева под влия нием Ьс-излучения. Возникшая спонтанно оболочка из быстрых электронов, посылая в сторону хромосферы опре деленное количество Ьс-фотонов, сравнительно быстро исчезает. Хромосфера же, получив почти импульсивно эту Ьс-эиергшо, сразу же переходит в возможно нанвысшее состояние ионизации, после чего начинается процесс высвечивания. Очевидно, суммарная энергия высвечи вания в виде флуоресцентного излучения должна рав няться или быть несколько меньше полной Ь0-энергии, попавшей на хромосферу извне. Что касается продолжи тельности высвечивания, то она определяется электрон ной концентрацией возмущенной хромосферы.
Такова общая картина появления и исчезновения эмис сионных линий во время вспышки холодной звезды. От сюда следует, что в общем случае проблема возбуждения эмиссионных линий во время вспышки должна быть по ставлена к к задача нестационарная. Однако мы здесь ограничимся лишь качественным анализом, рассматривая стационарную задачу, когда соблюдается строгое равно весие в заданный момент времени между излучаемой хро мосферой энергией в виде эмиссионных линий и конти нуума, с одной стороны, и поглощаемого ею Ьц-излучения, с другой.
Коэффициент поглощения в линиях водорода обычно на три-четыре порядка больше коэффициента непрерыв ного поглощения в частотах Ьс-излучения. Поэтому хро мосфера выше уровня тс = 1 должна быть полностью не прозрачной в линиях лаймановской серии водорода. Что