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

ляется электронная температура среды Те; она определя­ ется однозначно при заданных значениях температуры звезды Т и энергии быстрых электронов р. Практически поступают следующим образом: сначала определяют ха

В качестве примера произведем вычисления для звезд класса М5 (Т = 2800 К) и ряда значений р. Результаты приведены в табл. 48, из которой следует, что теорети­ ческая электронная температура атмосферы (хромосферы)

Т а б л и ц а 48

Электронная температура газовой среды, находящейся иод действием комптоновского излучения

звезды позднего класса, находящейся под действием Lcизлучения комптоновского происхождения, которое в свою очередь возникает в результате взаимодействия быстрых электронов с инфракрасными фотонами вне пределов фотосферы звезды, очень высокая — порядка 150 000°. Она несколько больше, чем электронная температура среды при синхротронном излучении [118].

Заметим, что при корректной постановке задачи сле­ довало бы учесть также роль неупругих столкновений электронов с атомами водорода, коль скоро электронная температура такая высокая. Не исключена возможность, что в этом случае электронная температура будет значи­ тельно ниже величин, приведенных в табл. 48.

§ 12. Анализ профилей эмиссионных линий вспыхивающих звезд

При справедливости сделанного выше заключения о том, что электронная температура в атмосфере звезды во время вспышки повышается, причем значительно, мы должны наблюдать заметное расширение профилей эмиссионных линий. Полуширина линии связана с электронной темпе­ ратурой не очень сильно,

Поэтому при повышении температуры примерно на поря­ док ширина линии может увеличиваться всего в несколько раз. Это находится в пределах возможности обнаружения. Посмотрим теперь, что дают наблюдения.

Джой неоднократно подчеркивал тот факт, что во время вспышки яркие линии водорода становятся шире [10]. По его мнению, наиболее часто встречающееся влия­ ние вспышки на спектр звезды состоит именно в расшире­ нии эмиссионных лппнй водорода наряду с пх усилением. Более четко это было выявлено на одной спектрограмме, случайно снятой на 100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт Вилсон во время сильной вспышки UV Cet 25 сен­ тября 1948 г. [49]. На этой спектрограмме все эмиссион­ ные линии водорода, а также слабые линии Не I и 4686 Ä Не II оказались более широкими, чем в нормальных условиях. Эти замечания Джоя основаны, к сожале­ нию, лишь па качественных оценках.

Первые количественные данные об изменениях ширины эмиссионных линий в разные моменты развития вспышек UV Cet и AD Leo получены Р. Е. Гершбергом [50, 56] с применением электронно-оптических усилителей. Не­ смотря на болыпзчо величину инструментального контура (порядка 3—6 А), эти данные позволяют сделать ряд интересных выводов. В частности, установлено, что полу­ ширина эмиссионных линий сначала увеличивается, а за­ тем, достигая в какой-то момент максимума, уменьшается, приближаясь к инструментальному профилю. Увеличе­ ние полуширины при этом происходит в полтора-два раза.

Далее, наибольшего значения ширина спектральной линии достигает в момент максимума интенсивности эмис­ сионной линии, но не в момент максимума кривой общей яркости вспышки.

Особый интерес представляет полученная 20—21 мар­ та 1968 г. Гринстейном и Арпом [120] на 200-дюймовом телескопе с помощью электронно-оптического усилителя спектрограмма одной вспышки Wolf 359. Микрофотограмма коротковолновой части этой спектрограммы воспроизведе­ на на рис. 68 (внизу).

Рис. 68. Микрофотограмма спектров, снятых со звезды Wolf 359 во время ее вспышки 20—21 марта 1968 г. (Q^) и в нормальном сос­

тоянии (<5*2S4) [120].

В нормальных условиях спектр этой звезды состоит из эмиссионных линий водорода и линии 3933 C all (ввер­ ху на рис. 68). Во время вспышки спектр звезды претер­ певает ряд существенных изменений. Прежде всего, линии водорода усиливаются и расширяются. Появляются линии XX 4713 и 4388 А нейтрального гелия. Каких-нибудь существенных изменений в структуре линий поглощения

204 ГЛ . I X . В О ЗБ УЖ Д ЕН И Е ЭМ И ССИ ОН Н Ы Х ЛИ Н И И

претерпела заметных изменений. Ширины линий водорода увеличиваются почти вдвое — с 8 до 15 Ä. Если во время вспышки и появляется непрерывная эмиссия, то во всяком случае она начинается с 3800 Ä. Самая слабая водородная линия, которую еще можно видеть на спектрограмме, была Н13.

Были измерены лучевые скорости эмиссионных линий как в момент этой вспышки, так и позднее. Разность скоростей составила 23 км/с для линий водорода и 59 км/с для линии К ионизованного кальция; эта разность так мала, что ее нельзя объяснить истечением или выбросом холодной материи с учетом самопоглощения. По мнению Грпнстейна и Арпа, отрицательные смещения могут быть вызваны горячей материей, вытекающей из звезды в сторону наблюдателя.

Были проведены инфракрасные наблюдения этой звез­ ды [120]. В пределах ошибок не было обнаружено какихнибудь колебаний в яркости звезды в инфракрасной области спектра, но был установлен факт исключительной ее яркости в длинных волнах. При этих наблюдениях планковская температура оказалась равной 2000, 2250 п 2500 К. Похоже на то, что максимум энергии излу­ чения звезды Wolf 359 соответствует 2500 К. В визуальной и фотографической областях спектр Wolf 359 похож на спектр ЕѴ Lac в нормальных условиях.

Было сделано несколько попыток измерения величины бальмеровского скачка D = lg (J3048- / / зв40+) в момент вспышки звезды. Из-за запутанности спектра в этой области величину D, вообще говоря, нельзя определить с достаточной точностью. Тем не менее имеющиеся данные свидетельствуют о том, что значение D в момент вспышки не так уж велико. Для двух вспышек AD Leo и одной

в моменты максимума блеска и начала нисходящей ветви кривой блеска и D ~ 0,15 для одной довольно мощной вспышки AD Leo [220].

Обычно величина бальмеровского скачка является хорошим индикатором для определения электронной тем­ пературы среды в тех случаях, когда есть уверенность, что излучение имеет чисто рекомбинационное происхож-

денне. В отношении вспыхивающих звезд такая интерпрета­ ция бальмеровского скачка неприменима. Спектр излуче­ ния в области коротких волн у вспыхивающих звезд представляет собой смесь по меньшей мере трех составляющих: непрерывной эмиссии нетепловой при­ роды, обычного теплового излучения фотосферы звез­ ды и рекомбинационного излучения хромосферы или ок­ ружающей газовой оболочки. Выделить на таком фойе рекомбинационную составляющую представляет собой за­ дачу почти неразрешимую. В результате найденная из прямых измерений величина бальмеровского скачка будет меньше той, которую мы имели бы в случае чистой реком­ бинации. В то же время, чем меньше величина бальмеров­ ского скачка, тем выше должна быть температура газа. Поэтому неисправленные бальмеровские скачки в лучшем случае укажут нам верхнюю границу температуры газа. Например, при D -< 0,2 электронная температура среды должна быть больше 40 000 К.

§ 13. Проблема запрещенных линий. Электронная концентрация в атмосферах вспыхивающих звезд

Запрещенные линии, в том числе линии небулия, как правило, отсутствуют в спектрах вспышек звезд; исключе­ ние составляет линия К 4068 [S II], которая появляется сравнительно часто, и очень редко обнаруживаемые сла­ бые линии [Fe II]. Чем объяснить это?

Дело в том, что для каждой запрещенной линии су­ ществует некоторая критическая концентрация электро­

нов п°е, при которой эта линия может возбуждаться

с полной силой. При значениях а,, больше пае, запрещен­ ная линия будет слабее, а при еще больших значениях она совсем не будет возбуждаться (сказывается при этом преобладающая роль ударов второго рода). Значение

п °г для некоторых запрещенных линий приведено в табл. 49

108 см-3. Поэтому в тех областях атмосферы звезды, где электронная концентрация во время вспышки достигает ІО8—ІО9 см-3, линии Nx, Na, а тем более X 3727 [О II]

206 ГЛ. IX. ВОЗБУЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИИ

возбуждаться пе могут совсем, в то время как для линии к 4068 [S II] эти условия еще приемлемы. По-видимому,

Изложенные соображения позволяют дать некоторую оценку нижнего предела электронной концентрации в хро­ мосфере звезды во время вспышки; она во всяком случае больше ІО8—ІО9 см-3.

§14. Возможность наблюдения запрещенной лпнпп к 4363 [О III]

Как показывают вычисления, критическая электрон­ ная концентрация для другой запрещенной линии — к 4363 [О III] порядка ІО8 см-3 — такая же, как и в случае линии X 4068 [S II]. При справедливости сделаиных выше выводов об отсутствии одних запрещенных линий и при­ сутствии других, мы должны были наблюдать в спектре вспышки наряду с линией к 4068 [S II] и линию к 4363 [О III]. Однако линия к 4363 [О III] до сих пор не была обнаружена в спектрах вспышек.

Возможно, что причиной этого является слабость самой линии и трудность ее выделения на общем фоне непрерывного излучения звезды. Заметим, что согласно