ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 15.10.2024
Просмотров: 142
Скачиваний: 1
§ 8. Д В А ТИ ПА В СП Ы ХИ В А Ю Щ И Х ЗВ Е З Д АРо |
193 |
заметные изменения в интенсивности эмиссионной линии происходят почти при постоянной яркости непрерывного спектра. Это соответствует случаю больших значений К Остальные звезды — RY Tau, BP Таи, RW Аиг — занимают промежуточное положение; у них изменения в На сопровождаются одновременными изменениями Д V.
Таким образом, по характеру изменений Ык от Ат каждую звезду можно укладывать на одной из кривых рис. 64 или на различных частях одной и той же кривой.
Что касается звезд типа UV Cet, то имеются данные [220], подтверждающие в отдельных случаях перемен ность интенсивности эмиссионных линий при спокойном состоянии звезды, т. е. изменения, ие связанные с колеба ниями блеска или явлением вспышки в непрерывном спектре звезды.
§8. Два типа вспыхивающих звезд Аро
Входе изучения спектрофотометрической природы вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях, Аро уста новил существование двух крайних типов вспыхивающих звезд [16, 95]:
Тип «а». Во время вспышки происходит усиление непре рывного спектра только в синей и ультрафиолетовой частях спектра звезды; изменения в красной области спектра (от 6100 Â до На) практически незаметны. Эмис сионные линия, в особенности На, во время вспышки бывают очень сильными.
Т ип «б». Во время вспышки происходит усиление не только в синих и ультрафиолетовых лучах, ио и в ви зуальных. Однако эмиссионные линии очень слабые или усиливаются умеренно.
Эти два крайних типа Аро выделил путем фотогра фирования вспыхивающих звезд через объективную призму с малой дисперсией, позволяющей проследить одновременно за поведением звезды в линии На-эмис- сии и соседнем красном континууме (до 6100 Â).
Как показывают прямые наблюдения, рост интенсив ности в синих и ультрафиолетовых лучах до максимума вспышки в случае типа «а» происходит исключительно быстро, а спад, хотя и медленнее, но в целом происходит сравнительно быстрее. В конце вспышки На-эмиссия,7
7 Г. А . Г у р з а д я н
ГЛ. XX. ВОЗБУЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИЙ
как правило, исчезает. Большинство вспыхивающих звезд
вОрионе принадлежат к этой группе.
Вслучае типа «б» рост интенсивности до максимума происходит значительно медленнее, чем в случае типа «а»: он продолжается от 40 до 50 минут. Возвращение звезды от максимума блеска к нормальному состоянию продолжается 5 или 6 часов, а На-эмиссия бывает видна после этого, хотя и сильно ослабленной, еще в течение одного или двух суток. Очень немного вспыхивающих
звезд в Орионе принадлежат к этому типу — Наго 66, 99, 149, 153, а также Наго 8 и 177.
Обращает на себя внимание тот любопытный факт, что три из этих «медленных» звезд типа «б» (Наго 66, 149 и 153) одновременно оказались «быстрыми» вспыхи вающими типа «а». Отсюда следует, что деление на «а» и «б» не означает существование разных физических кате горий вспыхивающих звезд, а скорее всего характеризует различные формы вспышек, которые могут происходить на одной и той же звезде.
Гипотеза быстрых электронов допускает возможность существования двух типов вспыхивающих звезд Аро. Здесь, оказывается, играют определенную роль два эф фекта, связанные в одном случае с дилюцией ионизующего излучения, а в другом — со спектральным классом вспы хивающей звезды. Остановимся на них более подробно.
§ 9. Эффект дилюцип излучения
Эквивалентная ширина эмиссионной линии зависит также от коэффициента дилюции W, т. е. от среднего мгновенного расстояния оболочки или облака из быстрых электронов от фотосферы звезды. Напишем поэтому (9.30) несколько иначе:
ТУ,
- ± = KyWf( г), |
(9.34) |
где функция / (т) зависит, при заданных (іи Г, только от т:
(9.35)
При различных т мы имеем различные амплитуды вспышки. Очевидно, всегда можно найти такие комбина-
§ 9. ЭФФЕКТ ДИЛІОЦИИ ИЗЛУЧЕНИЯ |
195 |
дии W и Ат или W H %, при которых эквивалентная шири на будет одна и та же. Это значит, что в принципе задан ную эквивалентную ширину можно иметь как при очень малых, так и очень больших значениях амплитуды Ат, в зависимости от того, насколько больше или меньше дилюция излучения W, т. е. как далеко от поверхности звезды выброшено вещество звездных недр, из которого затем освобождаются быстрые электроны.
іт(бООО)
Рис. 66. «Эффект диліоции излучения»: одной и той же эквивалент ной ширине эмиссионной линии (в произвольных единицах)
соответствуют как большие, так и почти нулевые амплитуды вспышки Ат.
В качестве иллюстрации на рис. 66 приведены теоре тические кривые зависимости амплитуды колебания блеска на А.~ 6000 Ä от эквивалентной ширины эмиссионной линии для ряда значений диліоции излучения W.
Как видно из рисунка, у одной и той же вспыхивающей звезды могут происходить оба типа вспышек Аро. Одну и ту же интенсивность эмиссионная линия может иметь как при почти незаметных колебаниях блеска на
6000 А (Д??г ~ 0), так и при значительных колебаниях (А т.у> 1; пунктирная линия на рис. 66). Первый случай соответствует большим значениям W, второй — малым.
Таким образом, вспышка типа «а» отличается от вспышки типа «б» тем, что в первом случае первичная внутризвездная материя выбрасывается на сравнительно
7*
196 ГЛ. IX. ВОЗБУЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИЙ
небольшое расстояние от поверхности звезды, где и про исходит выделение быстрых электронов, во втором же случае это выделение происходит гораздо дальше от звезды.
Трудно, конечно, допустить, чтобы из-за различия в «дистанциях» выброса в этих двух случаях существовали какие-нибудь отличия в составе выброшенной материи. Скорее всего, состав и свойства этой материи в обоих случаях одинаковы. Тогда мы приходим к заключению, что промежутки времени с момента выхода первичной материи с поверхности звезды до того момента, когда из этой материи освобождаются или генерируют быстрые электроны, должны быть одинаковыми для обоих типов вспышек. Единственное, что будет отличать вспышку типа «а» от вспышки типа «б»— это величина первоначаль ной скорости выброса виутризвездной материн. В случае вспышки типа «а» эта скорость меньше, в случае типа «б» — больше.
Здесь речь пе идет пока об абсолютной мощности выброса или пзвержепня виутризвездной материи. В дан ном случае это даже не существенно. Более того, неважно, превышает ли скорость выброса параболическую скорость отрыва или нет. Важно лишь следующее: разбщос в вели чинах первоначальных скоростей выброса или выноса виутризвездной материи в несколько раз может объяснить существование двух типов вспышек Аро.
Что касается возможности такого различия в величи нах скорости выброса у одной и той же звезды, то, кажется, это требование не противоречит известным из других отраслей астрофизики фактам.
§ 10. Эффект спектрального класса
Теоретическая амплитуда колебания яркости, т. е. величина коэффициента С%(т, р, Т) у X — 6000 Â весьма однозначно зависит от температуры звезды. Например, при низких температурах имеем С (6000 Ä) 1, а при достаточно высоких температурах С (6000 А) < 1. Следо вательно, должна существовать температура, при кото рой С (6000 Â) = 1; в этом случае не будет заметного колебания яркости в непрерывном спектре у А, = 6000 А, независимо от мощности вспышки т. Но интенсивность
§ 10. ЭФФЕКТ СПЕКТРАЛЬНОГО КЛАССА |
197 |
эмиссионной линии по-прежнему сильно зависит от т. Поэтому у искомой звезды мы можем наблюдать появле ние и исчезновение довольно сильной эмиссионной линии практически без всякого колебания яркости в непрерыв ном излучении около 6000 Ä. Это соответствует вспыхи вающим звездам тина «а» Аро.
Найти искомую температуру или искомый спектраль ный класс звезды с нулевой амплитудой колебания яр кости нетрудно; для этого достаточно построить кривую зависимости С% от Т при к = 6000 Â и зафиксировать ту
температуру, |
при которой |
|
|
|||
на |
1. |
|
Это было сделано |
|
||
рис. 67, |
построенном |
|
|
|||
по данным табл. 10; кри |
|
|
||||
вая |
Сь(Т) пересекается с |
|
|
|||
горизонтальной |
линией, |
|
|
|||
соответствующей значению |
|
|
||||
Сх = 1, |
У Т Ä |
3750°, что |
|
|
||
приблизительно |
соответ |
|
|
|||
ствует |
спектральному |
|
|
|||
классу |
МО. |
|
|
|
|
|
|
Как показывают вычис |
Рис. 67. |
«Эффект спектрального |
|||
ления, для звезды класса |
класса»: |
нахождение спектраль |
||||
МО при |
любой |
мощности |
ного класса звезды с нулевой ам |
|||
плитудой |
вспышки у ~ 6000 А |
|||||
вспышки возможны сколь |
пз условия С} (Т) = 1. |
|||||
угодно |
большие |
значения |
|
|
||
для эквивалентной шири ны эмиссионных линий, но при этом амплитуда колеба
ния яркости непрерывного спектра около 6000 Â не бу
дет превышать 0'п,3.
Таким образом, хотя при определенных условиях вспышки типа «а» и «б» могут происходить на одной и той же звезде (эффект дилюции излучения), тем не менее не исключена возможность существования вполне одно родной группы звезд, у которых могут происходить только вспышкн типа «а». Это звезды спектрального класса МО или близкие к нему. Интенсивности эмиссионных линий во время вспышек звезд класса МО могут меняться в ши роких пределах без заметного, однако, колебания их яркости в области около к — 6000 Â.
Наряду с этим возможна и другая крайность, когда появление и исчезновение эмиссионных линий сопровож
198 |
ГЛ. IX. ВОЗБУЖДЕНИЕ эм иссионны х линий |
|
дается |
значительными колебаниями яркости в непрерыв |
|
ном излучении звезды у 6000 |
Â. Это может случиться |
|
в том случае, когда С (6000 Â) |
1, т. е. у звезд класса |
|
Мб. Это соответствует вспыхивающим звездам типа «б» Аро.
§ 11. Электронная температура в атмосферах вспыхивающих звезд
Спектральный состав излучения комптоновского про исхождения существенно отличается от спектрального состава планковского излучения. Поэтому средняя вели чина кинетической энергии электрона, оторванного от атома водорода при фотоионизации под влиянием компто новского излучения, может отличаться от той, которую мы встречаем в обычных условиях тепловых процессов в звездных атмосферах. В то же время отсутствие запре щенных линий в спектрах вспышек свидетельствует о том, что один из основных механизмов охлаждения — вынос кинетической энергии из среды в виде излучоипя запре щенных линий — в условиях атмосфер вспыхивающих звезд не действует. Следует ожидать поэтому, что хромо сфера звезд во время вспышки будет несколько нагретой по сравнению с атмосферой обычных газовых сред, воз буждающих эмиссионные линии. При таких условиях задача нахождения величины электронной температуры,
точнее, ее верхней границы в атмосферах |
вспыхивающих |
|||
звезд во время вспышки может представлять |
определен |
|||
ный интерес [116]. |
задачи |
будем исходить |
||
При |
решении поставленной |
|||
из предположения, что свободные электроны |
возникают |
|||
путем |
фотоионизации атомов |
водорода |
под |
влиянием |
1і<гизлучения комптоновского происхождения и теряют свою энергию на процессы рекомбинации, связанные с во дородом. Потери энергии на возбуждение запрещенных линий отсутствуют. Принимается также, что между элект ронами среды, возникшими в результате фотоионизации, установлено максвеллово распределение скоростей. Что касается источника излучения . комптоновского проис хождения, то по-прежнему предполагается, что он находит ся вне той среды, где возбуждаются эмиссионные линии (см. рис. 62).
§11. ЭЛЕКТРОННАЯ ТЕМПЕРАТУРА |
199 |
Нетрудно убедиться, что количественные соображения, связанные с формой энергетического спектра быстрых электронов и их мощностью (т), при решении поставленной задачи не играют роли. Тогда можно ограничиться ис пользованием выражения (4.8) в качестве расчетной фор мулы для спектрального состава ионизующего Ьс-излу- чения в случае одномерной задачи, т. е.
(9.36)
Для вывода искомой зависимости между электронной температурой среды Те и энергией быстрых электронов р, необходимо написать следующие два условия равно весия: а) условие стационарности: число атомов, поступа ющих в континуум при фотоионизации в единицу времени должно быть равно числу атомов, покидающих кон тинуум; б) условие лучистого равновесия: количество энергии, затраченное на фотоионизацию водородных ато мов в единицу времени, должно быть равно количеству энергии, излученному при рекомбинации.
Обозначая через /г* число атомов водорода в основ ном состоянии в единице объема, а через Âlv — коэффи циент непрерывного поглощения, рассчитанный на один атом, будем иметь для числа актов поглощения Ьс-фо-
тонов в единицу |
времени: |
|
|
СО |
|
|
|
(9.37) |
где ѵ0 — частота |
иоиизации водорода. |
|
Для числа рекомбинаций на все уровни имеем (см., |
||
например, [117]): |
|
|
|
<sv3dv, |
(9.38) |
|
І= 1 о |
|
где п+ и пе — число ионов и свободных электронов в едини це объема; Те — электронная температура среды; ß* (2%) — эффективное сечение рекомбинации.