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

Дальнейшие вычисления будут проводиться для некоей модели звезды типа Т Тельца с к = 50.

Наблюдения дают также величину Теа; она определя­ ется из аппроксимации наблюдаемых кривых распреде­ ления энергии в спектре звезды с планковским законом — по положению максимума этих кривых.

Подставляя в (10.15) также пе — т/Д/?бв, где AR — линейная протяженность оболочки из быстрых электронов вокруг звезды, найдем

Допустив, что по своим диэлектрическим свойствам частицы пыли в околозвездном облаке аналогичны час­ тицам пыли в межзвездном пространстве, можем принять для плазменной частоты оз0 = 101вс-1. Приняв, наконец, Тeff — 1000 К и (X= 3, найдем из (10.16) при к = 50:

т. е. полная энергия, выделяемая пылевым облаком в виде переходного излучения, порядка одного процента от полной энергии, испускаемой им же в виде планковского излучения. Отсюда можно сделать заключение, что у звезд типа Т Тельца переходное излучение играет не­ значительную роль в общем балансе лучеиспускания.

Однако картина совершенно иная, когда мы рассмат­ риваем частотную зависимость переходного излучения. В этом случае для суммарной энергии, излучаемой пыле­ вым облаком в виде переходного излучения на волне X и

Найденное с помощью этой формулы распределение интенсивности переходного излучения по длине волны представлено на рис. 80 (кривая 1). Там же для сравне­ ния приведено планковское распределение (кривая 3)

252 ГЛ. X. ЗВЕЗДЫ ТИПА Т ТЕЛЬЦА

нормального излучения звезды By., соответствующего Т0 —

= 4000 К, причем Б х = 4 л В-,. (Т0), где /?.„ — радиус звезды. Приведено также (кривая 2) спектральное рас­ пределение энергии в случае обратного комптон-эффекта («комптоновское» излучение).

Как следует из приведенного рисунка, переходное излучение сосредоточено почти целиком в коротковол­ новой области спектра, короче 3000 Â. Вместе с тем его

Рлс. 80. Теоретические спектры различных тшюн излучений (мо­ дель звезды типа Т Тельца): кривая 1 — «переходное» излучение (прит = 0,001, р = 3, Те[[ = 1000 К, ДR = 1013 см, к — 50); кри­

относительная доля быстро растет с переходом в область еще более коротких волн; зависимость отношения пере­ ходного излучения к планковскому от длины волны вы­ глядит при этом следующим образом:

В 7 (плапковск.)

Следует подчеркнуть, что при прочих равных услови­ ях относительная доля переходного излучения будет тем

переходное излучение должпо быть довольно сильное у звезд V 380 Ori, FU Огі и, в особенности, R Мои, более чем на порядок слабее у SU Aur, RY Tau и должно почти отсутствовать у RW Aur.

Не менее интересно сопоставление переходного излу­ чения с «комптоновским». Прежде всего, в силу того, что в обоих случаях интенсивность излучения пропорциональ­ на пе, их отношение уже не будет зависеть от концентра­ ции быстрых электронов. Но это отношение будет зависеть от величины инфракрасного эксцесса. Поэтому можно утверждать, что при данной степени нестационарное™ звезды, характеризуемой заданным полным количеством испускаемых ею быстрых электронов, переходное излу­ чение будет преобладать у звезд с большим инфракрасным эксцессом. У звезд же с малым инфракрасным эксцессом характер спектра в его коротковолновой части почти це­ ликом будет определяться «комптоновским» излучением. Однако даже в случае к = 50, что соответствует доволь­ но большому значению инфракрасного эксцесса, пре­ обладающая роль переходного излучения будет сказы­ ваться в основном в области ближнего ультрафиолета —

переходного излучения: заметная часть (около І0%) это­

происхождения также может служить источником воз­ буждения эмиссионных линий во внешних областях ат­ мосферы этих звезд.

Максимум переходного ивлучения (см. рис. 80) находится

254 ГЛ. X. ЗВЕЗДЫ ТИПА Т ТЕЛЬЦА

инфракрасного экцесса кривая 1 может подниматься и опус­ каться в шкале интенсивности, оставаясь качественно почти без изменений.

Совершенно иной вид имеет распределение «комптоновского» излучения, причем оно может существенно

той или другой звезды, может быть решен только сред­ ствами внеатмосферных астрофизических наблюдений — путем получения коротковолновых спектрограмм звезд типа Т Тельца.

Из сказанного следует исключительная важность и перспективность проведения специальных внеатмосфер­ ных наблюдений звезд типа Т Тельца даже в ближнем ультрафиолете (2000—3000 Â). Ожидаемая интенсивность переходного излучения в указанном участке спектра — порядка интенсивности планковского излучения звезды

вобласти 4000—5000 Â, т. е. находится в пределах дос­ тупности регистрации существующими приемниками из­ лучения. Однако учет поглощения переходного излучения

всамом облаке может привести к ослаблению ожидаемого потока более чем на порядок.

Выше была выделена особая группа звезд типа Т Тель­ ца, так называемые звезды типа NX Mon, отличающиеся исключительно мощной эмиссией в ультрафиолетовой об­ ласти своих спектров, короче 3800 Â. Возникает вопрос, имеет ли эта эмиссия какое-нибудь отношение к пере­ ходному излучению? В самом деле, если источник выде­ ления ультрафиолетовой эмиссии находится выше фото­ сферы, но ниже пылевого облака, то эта эмиссия будет сильно подавлена из-за поглощения в самом облаке. Коль скоро она наблюдается, то, значит, либо поглощение ультрафиолетовых лучей в самом облаке почему-то не­ велико либо наблюдаемая инфракрасная эмиссия исходит из самых внешних частей облака. В последнем случае вероятность того, что эта эмиссия может быть вызвана переходным механизмом, повышается. Очевидно, для то­ го, чтобы получить ответ на поставленный вопрос, пона­ добится проведение комплексных наблюдений над из­ бранными звездами типа NX Mon как в далекой инфрак­ расной области спектра, так и в ближнем ультрафиолете (4000—3200 Â). В частности, установление наличия или

отсутствия корреляции между величиной инфракрасного эксцесса и мощностью непрерывной эмиссии может иметь решающее значение для понимания истинной природы звезд типа Т Тельца.

Основным недостатком проведенного выше количест­ венного анализа является то, что в нем не был учтен эф­ фект поглощения (и самопоглощения) излучения — пе­ реходного, «комптоновского» и планковского — при его прохождении сквозь пылевое облако. Что касается учета эффекта измеиения энергии электрона во время последо­ вательных актов прохождения через пылевые частицы, то он несуществен; относительная потеря энергии электрона на одном акте взаимодействия, как следует из (10.10), порядка 10-7, и потребуется много миллионов актов про­ хождения быстрого электрона сквозь пылевые частицы для того, чтобы суммарная потеря энергии стала срав­ нимой с собственной энергией. В условиях же пылево­ го облака электрон может испытать ие более ста актов столкновения с частицей пыли, прежде чем покинуть облако.

Одно из привлекательных свойств переходного излу­ чения заключается в том, что в определенных случаях оно приводит к возникновению рентгеновских фотонов. Пред­ ставляет интерес, поэтому вопрос о возможности генера­ ции рентгеновского излучения звездами типа Т Тельца этим механизмом.

Прежде всего заметим, что в рассматриваемом нами

находится очень далеко от максимума спектра переходного

ском диапазоне (А0 sgl 60 Â) к полному излучению переход­

256 ГЛ. X. ЗВЕЗДЫ ТИПА Т ТЕЛЬЦА

диапазоне, будет примерло 3-10:п эрг/с или —10‘10 фотон/с (Я ~ 40 Ä); эта величина на четыре порядка больше, чем

рентгеновского излучения от звезд типа Т Тельца мы должны иметь, как показывает анализ, и в случае нетеп­ лового тормозного излучения быстрых электронов. Вместе с тем эта величина находится в пределах доступности луч­ ших современных рентгеновских детекторов, используе­ мых при внеатмосферных экспериментах.

Мы приходим, таким образом, к интересному заключе­ нию о том, что звезды типа Т Тельца должны быть по­ тенциальными источниками космического рентгеновского излучения. При этом вклады обоих механизмов генерации рентгеновского излучения, «переходного» и «тормозного», примерно одинаковы.

Говоря о поведении быстрых электронов в околозвездном пространстве, необходимо иметь в виду следующее. Энергия быстрых электронов не велика — порядка 1 Мэв. Поэтому при наличии даже очень слабых магнитных по­ лей в пылевом (газово-пылевом) облаке последнее может превратиться в магнитную ловушку для быстрых элект­ ронов, появившихся тем или иным путем во внешних областях звезды. В таком облаке электроны могут быть задержаны очень долго, в результате чего их концентра­ ция будет все время расти. За миллион лет она может достичь значительных величии даже при весьма уме­ ренных темпах выделения самих быстрых электронов. Именно благодаря эффекту накопления быстрых электронов пылевые облака вокруг звезд типа Т Тельца могут превратиться во вместилище огромных запасов энергии.

Изложенные соображения могут иметь отношение к фуорам, у которых условия для задержки быстрых элек­ тронов в околозвездном пространстве, по-видимому, наиболее благоприятные. Импульсивное и резкое — сто­ кратное — увеличение общего количества быстрых электропов в пылевой оболочке должно привести к увеличе­ нию потока переходного излучения во столько же раз. Если к тому же эти новоявленные электроны будут пе­ рехвачены магнитной ловушкой, то уровень повышен-