ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 15.10.2024
Просмотров: 106
Скачиваний: 1
§ А. 11 ГПІ'ОДЛ. Р А Д И О И З Л У Ч Е Н И Я ВС ПЫХИВАЮЩИХ З В Е З Д |
313 |
2.Рост радиоизлучения во время вспышки зависит от мощности оптической вспышки и в среднем составляет 5—10 единиц радиопотока на одну звездную величину оптической амплитуды. Заметно уменьшение относитель ного роста радиоизлучения в случае мощных оптических вспышек.
3.Радиовспышка начинается на две — пятнадцать ми нут раньше оптической вспышки.
4.Максимум радиовспышки наступает на несколько минут позже максимума оптической вспышки. Запаздыва ние моментов максимума тем больше, чем меньше частота радиоизлучения.
5.Длительность радиовспышки, как правило, боль
ше (иногда в несколько раз) длительности оптической вспышки.
6. Рост и спад кривых изменения радиопотока во вре мя вспышки происходит медленнее, чем в случае оптиче ской вспышки. При очень сильных вспышках максимум радиовспышки имеет тенденцию быть ровным.
7. Частотная зависимость потока радиоизлучения в трех случаях получилась разная: в одном случае в виде V 0-8, в другом — V“1’5 , в третьем — ѵ-2’5. Окончательный вывод по этому вопросу нельзя сделать из-за недостатка данных. Однако кажется вероятной возможность измене ния показателя частотной зависимости как от вспышки к вспышке, так и в течение данной вспышки.
§ 4. Природа радиоизлучения вспыхивающих звезд
Размеры и расстояния вспыхивающих звезд нам извест ны. Это позволяет определить эффективные яркостные тем пературы, соответствующие зарегистрированным во вре мя вспышек радиопотокам. Оказывается, что при отдель ных вспышках UV Cet на частоте 240 МГц эффективная яркостная температура достигает ІО15 К. Для V 371 Огі соответствующие значения яркостных температур состав
ляли: на частоте 1410 |
МГц — ІО13 К, на 410 МГц — |
101(і К, а на 19,5 МГц - |
1021 К. |
Из приведенных чисел следует явная нетепловая при рода радиоизлучения вспыхивающих звезд. Исходя из этого, а также из характера частотной зависимости радио потока, Ловелл, Сли и другие приходят к выводу, что
314 |
ГЛ. ХІИ. РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗД |
радиоизлучение вспыхивающих звезд должно иметь син хротронное происхождение.
Еще более выпукло выявляется исключительность яв ления радиоизлучения вспыхивающих звезд, когда прово дится сравнение с Солнцем. В частности, представляет ин терес, как меняется отношение оптического потока (Е 0) к радиопотоку ( E R ) при переходе от Солнца к вспыхиваю щим звездам. Такое сравнение выполнено Ловеллом [179], результаты которого представлены в табл. 62. В ней при ведены названия звезд, их фотографические величины,
Т а б л и ц а 62
Отношение потоков оптического (' Е .,) и радио- (ER) излучений для вспыхивающих звезд и Солнца
|
|
|
Расстоя |
Поток опти |
Поток ра |
|
|
Звезда |
nipg |
ческого из |
диоизлуче |
Ео!Ец |
|
|
ние, пар |
лучения Ео> |
ния Eft, |
|||
|
|
|
сек |
джоуль |
джоуль |
|
UV Cet |
11,9 |
2,7 |
4 ,3 -102' |
4,3-10“ |
ІО2 |
|
V 370 Ori |
11,0 |
Ю,1 |
1 • 103і |
1-1021 |
ІО» |
|
EV |
Lac |
10,1 |
5,1 |
1,5-102а |
7,4-1022 |
2,0-10* |
YZ |
CMi |
11,6 |
6,5 |
2 ,6 -ІО25 |
3,3-1022 |
7,7 -10: |
Солнце |
— |
— |
ІО23 |
10« |
105 |
|
расстояния от Солнца, потоки оптического излучения при вспышке с амплитудой 0,6—1т и поток радиоизлучения (на частоте 240 МГц). В последнем столбце приведены от ношения радиопотока к оптическому потоку E 0/ E R .
Как следует из данных этой таблицы, оптическая энер гия вспыхивающей звезды относится к ее радиоэнергии как 1 к 100, а для Солнца — как 1 к 100 000. Отсюда сле дует, что вспыхивающие звезды генерируют в 1000 раз больше радиоэнергии на единицу оптической энергии, чем Солнце.
Из приведенных в табл. 62 данных видно, что абсолют ная излучательная способность вспыхивающих звезд в радиочастотной области спектра в 104—10в раз больше излучательной способности Солнца на тех же частотах.
Итак, мощность радиоизлучения при «нормальных» вспышках вспыхивающих звезд значительно превышает мощность радиоизлучения Солнца при самых сильных
§ 4. ПРИРОДА РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗД 315
вспышках. Вместе с тем, давно известно, что радиоизлуче ние возмущенного Солнца имеет в подавляющем числе случаев радиовсплесков нетепловую природу. Поэтому сделанный выше вывод о нетепловой природе радиоизлуче ния вспыхивающих звезд уже не должен вызывать какихлибо сомнений.
Однако предположения Сли и других о том, что радиоиз
лучение вспыхивающих звезд является |
синхротрониым |
и вызвано релятивистскими электронами |
со степенным |
энергетическим спектром (~ Е~у), кажется сомнитель ным. Для объяснения наблюдаемого потока радиоизлуче ния необходимо допустить чрезвычайно высокую концент рацию релятивистских электронов в атмосферах этих звезд, что неизбежно приведет к синхротронному самопоглощению [182]. При очень больших концентрациях релятивистских электронов и очень малых линейных раз мерах излучающего объекта, какими являются в данном случае вспыхивающие звезды, радиоизлучение практиче ски будет исходить только из тонкого поверхностного слоя, а ноток радиоизлучения может оказаться значительно ниже наблюдаемого предела.
Исходя из этого, В. И. Слыш [182] выдвигает другой механизм генерации радиоизлучения вспыхивающих звезд, а именно — стимулированное излучение или отри цательное поглощение при синхротронном излучении, на возможность которого впервые указал Твисс [183]. Интен сивность радиоизлучения / ѵ слоя толщиной I дается при этом следующим соотношением:
(13.1)
где sv есть коэффициент синхротронного поглощения и приблизительно равен
(13.2)
С — некоторая постоянная, Н ± — напряженность магнит ного поля, Е 0 — энергия релятивистского электрона.
Как показывают вычисления, в определенных случаях наблюдаемые интенсивности радиоизлучения вспыхиваю щих 'звезд можно количественно объяснить стимулиро*
31 ß ГЛ. ХШ. РАДИОИЗЛУЧЕНИИ ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗД
ванным радиоизлучением моноэнергетического потока ре лятивистских электронов с энергией Е 0 = 2-ІО7 эВ и концентрацией /?„ = 10е см-3 в магнитном поле Н = 1 Гс.
Заметим, что найденные величины Е0, п0 н Н, а также тип энергетического спектра электронов (моноэнергетический) не противоречат тому, что мы имели в нашей основ ной схеме вспыхивающей звезды — оболочка из моиоэнергетических быстрых электронов, окружающих звезду.
Однако стимулированное излучение не может стать действительным механизмом генерации радиоизлучения у вспыхивающих звезд хотя бы потому, что в этом случае частотная зависимость потока радиоизлучения резко от личается от того, что дают наблюдения. В самом деле, из
(13.1) |
и (13.2) |
имеем для |
спектрального индекса п — |
= + |
2.3 — для |
оптически |
толстого и п — + 2 — для |
оптически тонкого слоя. Между тем наблюдения дают зна чения п от —0,5 до —3. Кроме того, при данной комбина ции Н и Е й отрицательное поглощение может иметь место только для частот, меньшпх некоторой критической вели чины, независимо от концентрации релятивистских элект ронов.
Представление о том, что радиоизлучение вспыхиваю щих звезд имеет чисто синхротронное происхождение, вызванное однако, м о п о э п е р г е т и ч е с к и м и быстрыми электронага с энергией ~ 10е эВ, кажется бо лее правдоподобным. Проводимые ниже вычисления пе исключают такой возможности.
Энергия Р ѵ, излучаемая в единицу времени и в единич ном интервале частот одним релятивистским (быстрым) электроном с энергией Е во время его движения в магнит ном поле напряженностью Н, дается выражением [184]:
= (^ )эрг/с (13-3)
где функция р (ѵ/ѵт) имеет в общем случае сложный вид; она вначале растет с увеличением ѵ по закону
р (ѵ ~ ) ~ (нг^)1'* при ѵ/ѵ"1 ^ |
(13-4) |
|
затем, достигая |
максимума у ѵ/ѵго -— 0,5, |
при котором |
р {0, 5) = 0,10, |
быстро уменьшается с увеличением ѵ по |
|
§ 4. ШЧЦ’ОДЛ ГЛДПОПЗЛУЧЕІШЯ ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗД |
317 |
закону |
|
? 3 ѵт |
(13.5) |
\ ’ 1 Н / \ ’ Ш / |
|
при ѵ/ѵт >>1.
В этих выражениях ѵт есть частота, на которой интен сивность сиихротронного излучения достигает максималь ной величины; она дается следующим выражением:
ѵ,„ = |
1 |
еН |
-^)2 = 2,8.ю<ну, |
(13.6) |
|
2л |
пгс \ |
тс |
|
где р, = Е/тс2. |
|
через |
п0 концентрацию моноэнерге- |
|
Если обозначить |
||||
тических электронов с |
энергией Е, то будем иметь для |
|
объемного коэффициента излучения в радиочастотах: |
|
|
еѵ= |
п0Рч эрг/см3-с. |
(13.7) |
Интенсивность дошедшего до наблюдателя на Земле радиоизлучения от вспыхивающей звезды, находящейся на расстоянии г от нас, дается следующим выражением:
Л \2 еѵ
). (13.8)
где а ѵ — коэффициент поглощения в радиочастотах, рас считанный на единичный отрезок, ДR — эффективная ли нейная толща слоя, в котором магнитное поле имеет за данную напряженность. Примем пока, что радиоизлучение на заданной частоте ѵ генерируется в оптически тонком слое, в пределах которого напряженность магнитного доля равна Н. Тогда (13.8) перепишется в виде
Л = |
(13.9) |
пли, после подстановки значения Р ѵиз (13.3),
Л = |
!L\2 ™aLNeHp(PL\ |
(13.10) |
Г / 7ИСа L г \ V I |
где N e — n0AR есть полное количество быстрых электро нов внутри указанного слоя в столбе с основанием 1 см2, R есть радиус слоя в оболочке из быстрых электронов,
318 ГЛ. XIII. РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗД
в котором напряженность магнитного поля имеет задан ную величину Н; в нервом приближении R порядка не скольких радиусов фотосферы звезды.
Соотношение (13.10) дает не только величину интенсив ности радиоизлучения, но и его частотный спектр; он оп ределяется функцией р (ѵ/ѵт ). Из этих результатов следу ет, в частности, что радиоспектр в данном случае должен иметь максимум на некоторой частоте, даваемой (13.4).
Наши сведения о спектре радиоизлучения вспыхиваю щих звезд крайне скудны для того, чтобы можно было говорить о наличии пли отсутствии такого максимума. Известно лишь, и то не совсем уверенно, что интенсив ность радиоизлучения уменьшается с увеличением часто ты. Это соответствует нисходящей ветви кривой функции
Р(ѵ/ѵт ), т. е. случаю v/vm> - 1.
Сцелью упрощения дальнейших вычислений совме стим метровый диапазон наблюдаемого радиоизлучения (240 МГц) с максимумом кривой функции р (ѵ/ѵт ); тогда нужно подставить в (13.9) р (ѵ/ѵт ) = 0,10. Далее, при энергии быстрых электронов, соответствующей р,2 = 10
(Е0 ~ 1,6-10е эВ)и частоте ~ 240 МГц, найдем из (13.6) : Я « 10 Гс.
Максимальное значение наблюдаемого потока радио излучения от вспыхивающих звезд типа UV Cet на указан ной частоте порядка / ѵ ~ 10-ІО-26 Вт/м2-Гц. С помощью этих данных найдем из (13.10)
/V,, ~ ІО17 эл-см-2.
Для сравнения напомним, что эффективное количество быстрых электронов, необходимое для возбуждения опти ческой вспышки мощностью т ~ 0,001, равно 1Ѵе~ ІО21 см-2, т. е. на 4—5 порядков больше, чем эффективное коли чество быстрых электронов при возбуждении одной силь ной радиовспышки.
Приняв ориентировочно AR ~ 1010 см, найдем для концентрации быстрых электронов, необходимой для возбуждения радиоизлучения, п0 гг; 5 -10е см-3.
Таким образом, синхротронное излучение моноэнергетического потока релятивистских электронов с энергией ~ 1,5-10® эВ и концентрацией 10®—107 см-3 в магнитном поле напряженностью около 10 Гс может объяснить наблю даемый поток радиоизлучения во время вспышеКі
*4. Ill'll РОДА РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗД |
319 |
Из изложенного следует, что генерация доступного на блюдению радиоизлучения может происходить в тех обла стях атмосферы вспыхивающей звезды, где будут выпол нены одновременно два условия (при энергии электро
нов |
1,5 -10е эВ). |
а) напряженность магнитного поля должна составить |
|
около |
10 гаусс; |
б) концентрация релятивистских электронов должна быть меньше некоторой критической величины икр; ее мож но определить, приравняв показатель преломления в ра диочастотах к нулю. Значения /гкр для некоторых частот приводятся ниже:
якр,см-3 |
2 • 10е |
5-103 |
1,2-103 5-10° |
|
V, МГц |
400 |
200 |
100 |
20 |
В областях, где п0 |
пкр, генерирование радиоизлуче |
|||
ния на данной частоте хотя и возможно, но оно не может выйти из этих областей.
Мы почти ничего не знаем о магнитных полях вспыхи вающих звезд, а тем более о вертикальном градиенте этих полей; предполагается только, что они могут быть доста точно сильными. Тем не менее, существование области на некотором расстоянии от фотосферы, где Н ~ 10 гаусс, не кажется невозможным. Генерация радиоизлучения в интересующем нас диапазоне излучения, достаточно ин тенсивного для возможности его наблюдения, начнется в области Н ~ 10 Гс только тогда, когда полная поверх ностная концентрация релятивистских электронов в этой области составит N,, ~ 1017 см-2.
Но при N e ~ ІО17 см-2 оптическая вспышка не может обладать интенсивностью, доступной для обнаружения. Для этого необходимо, чтобы N e ~ ІО20—ІО21 см-2. Полу чается интересная ситуация: по мере увеличения концен трации быстрых электронов она сначала должна пересечь предел ІО17 см"2, при котором начинается процесс выделе ния радиоизлучения, и лишь спустя некоторое время, когда N e доходит до значений ІО20—1021 см-2, может по явиться оптическая вспышка. Иначе говоря, радиовспышка должна опережать оптическую вспышку,— вывод, кото рый подтвер?кдают наблюдения.
Дальнейшее увеличение концентрации быстрых элекронов во время вспышки должно привести к увеличению