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

292 ГЛ. XII. ДИНАМИКА ВСПЫШКИ

когда изменение блеска звезды, достигающее к тому же двух-трех, иногда шести-семи звездных величии, проис­ ходит почти без изменения степени поляризации (W Lyr,

графическим способом вспышек у долгопериодических

и-В

Рис. 84. Долгопериодические переменные на теоретической диа­ грамме U — В ~ В — V.

переменных — по одной вспышке у R Aql, R Tri и RT Cyg с, приблизительными амплитудами0m,36,0m,4 и 0m,6 соответ­ ственно [176]. Для первых двух звезд были найдены также амплитуды в фотовизуальных лучах; они оказались рав­ ными 0т ,15 и 0т ,3 соответственно. Продолжительность вспышек была порядка десяти минут, а кривые блеска по

294 ГЛ. XII. ДИНАМИКА ВСПЫШКИ

где В 0и AB0 суть постоянная и переменная составляющие теплового (планковского) излучения, а / 0 и Д /0 — то же самое для нетеплового излучения. По сути дела, р0, а и q представляют параметры поляризации, к тому же вме­ щающие в себя определенный физический смысл. Формула (12.18) применима для любого спектрального диапазона.

Анализ формулы (12.18) показывает, что в зависимости от величины параметров поляризации, т. е. от соотноше­ ния тепловой и иетепловой составляющих излучения воз­ можны самые различные по характеру зависимости между наблюдаемой поляризацией р% и амплитудой колебания блеска Ат. Сравнивая (12.18) с кривыми ~ Ат, пост­ роенными по данным наблюдений для той или иной звезды, мы можем найти долю постоянной (а) и переменной (q) составляющих нетеплового излучения в суммарном излу­ чении звезды и тем самым осуществить однозначное отде­ ление нетепловой составляющей от общего излучения звезды.

Результаты такого рода сопоставлений представлены на рис. 85 и в табл. 60. Следует отметить, что теоретиче­ ские кривые в большинстве случаев довольно хорошо соот­ ветствуют данным наблюдений. По результатам анализа все рассмотренные звезды были разбиты на три группы,

взависимости от величины q.

Впервую группу (табл. 60) входят звезды, для которых

q со, т. е. колебания блеска которых целиком вызваны колебаниями нетепловой составляющей излучения. Во вто­ рую группу входят звезды, для которых q ~ 1; в этом слу­ чае колебания вызваны как тепловым, так и нетепловым излучением. Наконец, в третью группу входят звез­ ды, для которых q ~ 0,— объекты, колебания блеска ко­ торых вызваны исключительно колебаниями температуры звезды. ■

Таким образом, наблюдаемые вариации колебания сте­ пени поляризации у долгопериодических переменных в общем случае могут быть вызваны колебаниями как теп­ ловой, так и нетепловой составляющих излучения, хотя

рых долгопериодических переменных (см. табл. 60)

§ 7. Нагрев фотосферы

Нагрев фотосферы звезды во время ее вспышки может происходить под действием следующих факторов:

а) поглощение у-фотоиов, генерируемых быстрыми электронами;

б) проникновение быстрых электронов из наружных областей в фотосферу;

в) поглощение направленного из фотосферы оптиче­ ского излучения комптоновского происхождения.

Остановимся на них более подробно.

П о г л о щ е н и е у-ф о т о-и о в. В оболочке или облаке из быстрых электронов в принципе может возни­ кать тормозное излучение в виде жестких у-фотонов. Часть этих фотонов будет направлена в сторону фотосфе­ ры, где они могут поглощаться. В результате температура фотосферы может подняться. Однако, как мы видели выше (§ 2), за время вспышки звезды радиационные поте­ ри могут достичь ощутимых величин только при концент­ рациях быстрых протонов порядка или больше ІО14 см-3. Вместе с тем анализ кривых блеска привел нас к выводу, что концентрация протонов в оболочке или слое из быст­ рых электронов в момент максимума вспышки заведомо меньше этой величины и становится еще меньше после максимума вспышки. Поэтому общая энергия генерируе­ мых при таких условиях у-фотонов будет существенно меньше суммарной энергии быстрых электронов. Долю энергии электронов, перешедшую в энергию у-фотонов,

Atm — продолжительность максимума вспышки. Обычно Аtm много меньше полной продолжительности вспышки и порядка секунды.

Для большей ясности рассмотрим некую модель силь­ ной вспышки, когда х ~ 0,01. Примем линейную протя­ женность слоя из быстрых электронов ЛR ~ (1 -г- 10) радиусов самой звезды (R ~ 0,17?®~1010 с м ) . Отсюда найдем для полного количества электронов в столбе с

будем иметь из (12.20) для доли энергии быстрых электро­ нов, перешедшей в энергию у-фотонов: ц0 — р/ц0 ~

~ ІО"4 -г- ІО“5.

Полная энергия быстрых электронов, окружающих звезды со всех сторон, Е = 4nR2N&, где б ~ 10“в эрг — энергия одного электрона. Подставив соответству­ ющие значения, найдем: Е яг ІО37 эрг. Следовательно, ко­

Таким образом, звезда в момент максимума вспышки, импульсивно, в течение нескольких секунд, облучается извне потоком у-фотонов, в сотии и тысячи раз превышаю­ щим поток собственного излучения. Однако нетрудно убедиться, что даже в случае, если эта энергия будет по­ глощаться звездой полностью, равновесная температура фотосферных слоев не очень сильно будет отличаться от температуры невозмущенной звезды.

Есть также одно обстоятельство, мимо которого нельзя пройти. Проникающие в фотосферу у-фотоны будут ис­ пытывать прежде всего чистое (томсоновское) рассеяние на тепловых электронах, в том числе на электронах, свя­ занных с атомами и ионами. После многократного рассея­ ния часть этих фотонов будет отражена обратно со срав­ нительно небольшой глубины и покинет звезду навсегда. Разумеется, при этом шансы на нагрев фотосферы сильно понизятся. Нагрев может происходить только в случае, когда хотя бы некоторая часть у-фотонов будет испыты­ вать истинное поглощение. Необходимо поэтому прежде знать порядок величины оптической толщи £ѵ-слоя фото­ сферы глубиною I для процессов истинного поглощения. Имеем