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

звезд, крайне мала. Количество остальных частиц— тяже­ лые ядра и многоэлектронные ионы, которые могли бы поглощать у-фотоны, по крайней мере на два-три порядка

оптическая толща фотосферы для процессов томсоновского рассеяния порядка единицы, т. е. neael ~ 1).

Таким образом, доля поглощенных фотосферой у-фото- нов будет ^ 1% или ~ 1 0 30—ІО31 эрг; последнее уже срав­ нимо с полной энергией, излучаемой звездой в спокойном состоянии. Температура на глубинах, где хе ~ 1, в этом случае повысится не более чем в два раза по сравнению

которой те ~ 1, а также реальную температуру на этой глубине, трудно заранее сказать, в какой степени нагрев будет сильным. По всей вероятности нагрев при слабых и средних вспышках не будет сильным. При особо мощных вспышках возможно, что нагрев будет настолько силь­ ным, что сможет привести к вздуванию фотосферы и даже к выбросу части фотосферы в виде газовой оболочки.

Проводимый здесь анализ роли у-фотонов все-таки имеет качественный характер. Сама по себе задача нагрева фотосферы вспыхивающих звезд у-фотонами достаточно сложна и может стать предметом специального исследова­ ния.

дает в фотосферу, то его кинетическая энергия в форме ионизационных потерь в конце концов перейдет в энергию теплоты, в результате чего поднимется температура верх­ них слоев звезды. Однако электрону, прежде чем достичь поверхности фотосферы, необходимо преодолеть собствен­ ное магнитное поле звезды. К сожалению, мы почти ничего не знаем о характере и напряженности магнитного поля красных карликов и, в частности, вспыхивающих звезд. Тем не менее трудно допустить существование в них маг­ нитных полей слабее нескольких десятков гаусс. Если так, то ни один электрон с энергией порядка 10° эВ не может добраться извне до фотосферы звезды; он будет

расстояниях от ее поверхности.

Таким образом, глобальное проникновение быстрых электронов извне в фотосферу звезды невозможно. Толь­ ко некоторая часть электронов (протонов), извиваясь по магнитным силовым линиям дипольного поля звезды, мо­ жет добраться до поверхности со стороны ее магнитных полюсов. В этом случае можно будет наблюдать локаль­ ный эффект нагрева фотосферы в полярных областях звезды.

Впрочем, и здесь картина не совсем ясна. В этом отношеиии исследование частной задачи взаимодействия ди­ польного магнитного поля звезды с окружающей ее обо­ лочкой из быстрых электронов, безусловно, представляет определенный теоретический и практический интерес.

П о г л о щ е н и е о п т и ч е с к о г о и з л у ч е ­ н и я к о м п т о и о в с к о г о п р о и с х о ж д е н и я . Часть возникшего во время вспышки оптического излуче­ ния комптоновского происхождения будет направлена в сторону фотосферы. При этом ионизующее водород излу­ чение, короче 912 А, будет поглощаться еще в хромосфере и переизлучаться в форме эмиссионных линий и контину­ ума всех спектральных серий водорода.

Что касается остального излучения комптоновского происхождения, длиннее 912 Â, то оно может проникать глубоко в нижние слои хромосферы, а затем фотосферы до тех пор, пока оптическая толща для тех или иных частот излучения меньше единицы. Ниже этих слоев это излучение будет поглощено полностью.

Но, как мы уже видели, в комптоновское излучение превращается лишь 10‘5 часть энергии быстрого элект­ рона. Полный поток световой энергии, поглощенной фото­ сферой в виде импульса, будет превышать нормальную излучательную способность звезды на один-два порядка. В результате нарушится равновесие температурного со­ стояния, но как скоро восстановится равновесие нагретого поля, трудно сказать.

И о н и з а ц и о н н ы е п о т е р и э н е р г и и э л е к т р о н о в . Мы полагаем, что среда, в которой присутствуют быстрые электроны, является в высшей степени ионизованной и поэтому ионизационные потери как будто ие должны играть в них особой роли. Но обычно

под этим термином понимается также потеря энергии электрона, идущая, в частности, на черепковское излуче­ ние плазменных воли и поэтому их учет необходим. Эти потери описываются следующим соотношением [32]:

где пр есть концентрация протонов (электронов) в среде. Имеем при ДЯ ~ 1010 см: пе = т/ДRae Ä ; 10ыт, ч т о дает: ti Ä 5-10'2/т с. При значениях т = 0,0001, 0,001 и 0,01 характерное время электрона ti, обусловленное иониза­ ционными потерями, составит 500, 50 и 5 с соответственно, т. е. величины, соизмеримые и даже меньше продолжи­ тельности самих вспышек. Этот результат должен насто­ раживать нас, поскольку ои приводит практически к пол­ ному превращению энергии быстрых электронов в энергию черепковского излучения, а это последнее — к нагреву фо­ тосферы и т. д. и т. п.

По-видимому, в наших расчетах или рассуждениях что-то ошибочно. Правда, первая неуверенность появляет­ ся уже в силу того, что формула (12.22) справедлива толь­ ко для крайне релятивистских электронов. Далее, допу­ щение о возможности потери энергии электронов не мо­ жет объяснить, как мы убедились выше, наблюдаемые формы кривых блеска вспышек. Однако противоречие следует искать в самой реальности или значимости иониза­ ционных потерь в рассмотренных нами случаях. Вообще-то самым слабым местом в гипотезе быстрых электронов следует считать проблему поведения самой плазмы — облака из быстрых электронов — в наружных областях звезды, вопросы ее устойчивости и энергетических потерь. По сути дела, эти проблемы нами обойдены, главным об­ разом из-за трудности выбора модели, более или менее соответствующей реальной картине.

По поводу нагрева фотосферы звезды следует сказать следующее. Если первые два источника возможного нагре­ ва фотосферы, у-излучение и энергия быстрых электро­ нов, проникших в фотосферу,— являются в той или иной

мере гипотетическими (поскольку они оказываются след­ ствием гипотезы быстрых электронов), то выделение боль­ шого количества оптического излучения во время вспышки является наблюдательным фактом. Наблюдательным фак­ том является также то, что во время вспышки температура фотосферы существенно не повышается; на это ука­ зывает хотя бы отсутствие положительной вспышки в об­ ласти инфракрасных лучей. Тогда любой механизм воз­ буждения вспышки (помимо обратного комптон-эффекта) с неизбежностью приведет к тому, что фотосфера окажется под облучением. И если, несмотря на это, мы существен­ ного повышения температуры фотосферы не наблюдаем, это значит, что реальное время восстановления значительно больше, чем продолжительность вспышки. Ясно, что при

таких условиях повышение температуры фотосферы будет незначительное.

Г л а в а XIII

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗД. ВОЗМОЖНОСТЬ РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

§ 1. Открытие радиоизлучения вспыхивающих звезд

Интенсивность мощных солнечных вспышек в радио­ частотах, регистрируемая на Земле, имеет порядок ІО-19—КГ20 Вт/м2-Гц, в отдельных случаях 10 18 Вт/м2-Гц, а во время одной исключительно мощной радиовспышки (8 марта 1947 г.) она достигла ІО-15 Вт/м2-Гц в течение не­ скольких минут в метровом диапазоне длин волн. Если радиовспышка такой мощности могла бы произойти на ближайшей звезде, находящейся от нас на расстоянии 5 -ІО5 астрономических единиц, то интенсивность ее радио­

рестностях Солнца звезды, способные к генерации таких радиоволн? Наиболее вероятными кандидатами могут быть, очевидно, нестационарные объекты, в первую очередь вспыхивающие звезды. В последнем случае шансы долж­ ны быть особенно велики, если иметь в виду, что вспышка в оптическом диапазоне сама по себе есть явление необыч­ ное.

Эти соображения легли в основу той большой работы, которая была начата еще в 1958 г. под руководством Ло­ велла в радиоастрономической обсерватории Джодрелл Бэнк с целью обнаружения радиоизлучения у вспыхиваю­ щих звезд [177].

Наблюдения проводились в основном с помощью 75-метровой параболической антенны в метровом диапа­ зоне длин волн, в режиме постоянного слежения за данной вспыхивающей звездой и постоянного сравнения

30 і ГЛ. XIII. РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗД

с радиофоном. В качестве объекта наблюдений была выбрана вначале UV Get, затем еще четыре вспыхивающие звезды: YZ CMi, EQ Peg, BD + 43°4305, AD Leo.

Первая радиовспышка UV Cet была обнаружена 29 сентября 1958 г. За период с 29 сентября 1958 г. по 14 ап­ реля 1960 г. было проведено 474 часа активных наблюде­ ний, из них 213 часов только за UV Cet. При этом было надежно зафиксировано шесть радиовспышек UV Cet и по одной вспышке у остальных четырех звезд. Средний интер­ вал между двумя последовательными вспышками UV Cet

дало основание предположить, что каждая оптическая вспышка, вероятно, сопровождается также радио­ вспышкой.

Средний уровень потока от этих радповспышек оказал­ ся порядка 6 -ІО"26 Вт/м2-Гц. Много ли это или мало? Ло­ велл приводит такое сравнение: если бы UV Cet была иа месте Солнца, то в течение вспышки с оптической ампли­ тудой ~ 0 т ,5 мощность радиосигнала, приходящего иа Землю, составляла бы около 10 14 Вт/м2-Гц. Поскольку радиус UV Cet равен 0,08/?©, то эффективная яркостная температура такого радиоизлучения будет ~ ІО15 К, т. е. в 100 раз больше, чем эффективная температура самого мощного радиовозмущения, отмеченного на Солнце 8 мар­ та 1947 г., и в 107 раз больше, чем температура «обычных» мощных радиовозмущений Солнца.

Однако для надежного отождествления радио- и опти­ ческих вспышек необходимо провести одновременные на­ блюдения в радио- и оптических частотах. После первых успехов была составлена широкая программа таких коор­ динированных наблюдений. В работе участвовали радио­ астрономическая обсерватория Джодрелл Бэнк, Смитсонианская, Крымская, Бюраканская, Одесская, Абастуманская астрономические обсерватории — в северном по­

установленные в разных местах земного шара камеры Бэкера — Нунна. Одновременные наблюдения нача­ лись в 1960 г.