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

Во время вспышки звезды рентгеновское излучение может возникнуть также в результате многократно дей­ ствующего обратного комптон-эффекта. Однако, как по­ казывают оценочные расчеты, поток рентгеновских фотонов в этом случае существенно меньше, чем в случае нетеп­ лового тормозного излучения.

Число рентгеновских фотонов с частотой больше ѵ0> возникающих в результате н-кратного рассеяния фотона на быстрых электронах (п-кратный обратный комптонэффект) в единицу времени ив расчете единицы поверхно­ сти фотосферы, можно определить из формулы

N (>''o) = i [ - ^ ) S^ \ r F 2(T)e-'r-iJ2 ( - ß r 'j . (13.26)

Ожидаемый поток рентгеновского излучения, найден­ ный с помощью этой формулы, очень мал — около 0,003 фотона/см2-с в области X <( 100 Â и при п = 3. Отсюда следует, что ожидаемое рентгеновское излучение вспыхивающих звезд практически будет обусловлено нетепловым тормозным излучением быстрых электронов.

Что касается рентгеновского излучения тех вспыхи­ вающих звезд, которые являются членами звездных ассоциаций, то ожидаемые потоки из-за их удаленности от нас будут крайне малыми, хотя в некоторых случаях они могут быть на пределе чувствительности современных рентгеновских детекторов. В качестве примера в табл. 66 приведены оценочные величины ожидаемого рентгенов­ ского потока в области X < 10 Â от одной вспыхивающей

Т а б л и ц а 66

Ожидаемые рентгеновские потоки в области X< 10 А от одной вспыхивающей звезды, являющейся членом звездной ассоциации

в предположении, что излучательная способность этой звезды такая же, как у UV Cet во время исключительно мощной вспышки, т. е. когда поток рентгеновского из­ лучения достигает 300 фотонов/см2-с; последнее соответ­ ствует значению т = 0,01, пли AU = 6.

Таким образом, гипотеза быстрых электронов пред­ сказывает также возможность генерации рентгеновского излучения во время вспышек звезд. Наиболее характер­ ные особенности этого излучения следующие:

а) длительность рентгеновской вспышки должна быть существенно меньше длительности оптической вспышки (порядка одной минуты);

б) частота рентгеновских вспышек, доступных обна­ ружению, должна быть существенно меньше частоты наблюдаемых оптических вспышек.

Существуют ли какие-нибудь реальные возможиостидля проверки сделанного теоретического предсказания? Повидимому, да. Самым непосредственным, хотя и трудно осуществимым способом проверки может быть вывод специальной астрофизической станции за пределы земной атмосферы. Обсерватория должна иметь один большой оптический телескоп и сравнительно узконаправленный рентгеновский детектор. При этом оптические оси обоих типов приемников излучения должны быть параллельны друг другу. С помощью специальной системы ориентации и стабилизации вся станция нацеливается на заранее выб­ ранную вспыхивающую звезду. Программа работы дол­ жна предусматривать прежде всего патруль за оптическими вспышками с помощью оптического телескопа (должен использоваться ультрафиолетовый диапазон, где ам­ плитуда вспышек выше). Строго одновременно регистри­ руются также показания рентгеновских детекторов. Со­ поставляя данные измерений рентгеновских детекторов, получаемые в момент появления оптической вспышки, можно сделать заключение о наличии или отсутствии рентгеновской вспышки.

Существует еще и следующая косвенная возможность [186]. Согласно изложенной концепции рентгеновское излучение у вспыхивающих звезд может появляться толь­ ко в момент вспышки,— в остальное время этого излу­ чения не будет. Поэтому, осуществив регулярное на­

блюдение неба в рентгеновском диапазоне, своего рода «рентгеновский патруль», с помощью специализированных рентгеновских спутников Земли, работающих по принципу свободного сканирования по небу, мы можем обнаружить переменные объекты, если, конечно, таковые существуют {имеется в виду явление, когда источники могут совсем гаснуть и потом появляться снова — своего рода «рент­ геновское мерцание»). И хотя переменность какогонибудь рентгеновского источника космического проис­ хождения может быть вызвана и другими причинами, тем не менее с достаточно высокой вероятностью можно будет утверждать, что по крайней мере часть таких объ­ ектов является вспыхивающими звездами.

Что касается звезд типа Т Тельца, то в принципе они также должны быть источниками рентгеновского излучения, более нли менее с т а ц и о н а р н о г о по своему характеру. При этом мощность их рентгеновского излучения в нормальном состоянии должна быть порядка мощности рентгеновского излучения вспыхивающих звезд в момент вспышки. Однако из-за удаленности от нас звезд типа Т Тельца, наблюдаемые интенсивности их рент­ геновского излучения должны быть на три-четыре порядка ниже ожидаемой интенсивности рентгеновского излучения от вспыхивающих звезд, рассеянных в окрестностях Солнца.

§7. О рентгеновском фоне Галактики

Всвязи с возможным рентгеновским излучением вспы­ хивающих звезд возникает вопрос: не приводит ли это явление к образованию общего рентгеновского фона Галактики, к тому же с четко выраженной галактической концентрацией?

Основания к такому предположению есть. Прежде всего, общее число вспыхивающих звезд в Галактике должно быть велико — порядка ІО3, если принять их пространственную концентрацию одинаковой по всему объему Галактики и соответствующую величине около 30 звезд внутри сферы радиусом 20 парсек вокруг Солнца. Кроме того, ожидаемый поток рентгеновского излучения во время вспышек довольно большой — порядка несколь­ ких фотонов на 1 см2 в одну секунду.

Вместе с тем имеются факторы, действующие в обрат­ ном направлении, т. е. приводящие к ослаблению пред­ полагаемого рентгеновского фона. Мы имеем в виду быст­ рое падение интенсивности потока рентгеновского излу­ чения вспыхивающей звезды с расстоянием от Солнца (обратно пропорциональное квадрату расстояния) и, глав­ ное, кратковременность и низкую частоту рентгеновских вспышек. При таких условиях только количественный анализ может дать однозначный ответ на поставленный выше вопрос.

Пусть пространственная концентрация вспыхивающих звезд одинакова везде в плоскости Галактики и равна п (0). На расстоянии z от плоскости Галактики их концен­ трация пусть будет

где г — расстояние звезды от нас, а Ѳ — исчисляется от плоскости Галактики. Межзвездным поглощением можно пренебречь, если ограничиться в нашем анализе рассмот­ рением рентгеновских лучей короче 30 Ä.

Число вспыхивающих звезд dn в элементе объема, расположенного на расстоянии г и в направлении Ѳ, будет

где cZQ=2jtcos Ѳ d Ѳ Ар есть элементарный телесный угол. Примем, что излучательная способность в рентгенов­ ских лучах одинакова для всех вспыхивающих звезд и равна Ё%. Далее обозначим через рх вероятность того, что в заданный момент времени звезда окажется в состоянии

рентгеновской вспышки. Очевидно, что

где Аtx есть продолжительность рентгеновской вспышки, tx — промежуток времени между последовательными рентгеновскими вспышками.

Поток рентгеновского излучения, дошедший до на­ блюдателя от всех вспыхивающих звезд, находящихся внутри упомянутого элемента объема Галактики, будет

Поток рентгеновского излучения, дошедший до на­ блюдателя от всех вспыхивающих звезд, расположенных на пути от Солнца вплоть до расстояния г, будет, после интегрирования (13.30),

яркости рентгеновского фона Галактики в единицах потока предполагаемого рентгеновского излучения Е% от близлежащей вспыхивающей звезды; очевидно, что при этом расстояние г исчисляется в единицах расстояния

*

Пространственная концентрация вспыхивающих звезд в окрестностях Солнца порядка п (0) Ä ІО-3 звезды в одном кубическом парсеке. Далее, есть некоторое основа­ ние считать, что вероятность рентгеновской вспышки должна быть в несколько раз и даже на порядок меньше вероятности оптической вспышки, т. е.

С помощью этих данных получим из (13.32):

Е(г,&) _ | 10~5 ПРИ ß ~ 1 0 "2, Я, — 110“4 при ß — 10_3,

т. е. ожидаемый рентгеновский фон Галактики, обуслов­ ленный вспыхивающими звездами, должен быть слаб, порядка ІО“4 фотон/см2-с-ср (при Е* Ä; 1 фотон/см2-с).