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

340 ГЛ. ХГѴ. БЫСТРЫЕ ЭЛЕКТРОНЫ

III. Самопроизвольный ядерный распад типа ß-pac- пада каких-то неустойчивых ядер или ядерных систем.

IV. Другие, не известные нам явления, имеющие от­ ношение к внутреннему строению звезды и свойствам внутризвездной материи, приводящие к возникновению быстрых электронов.

Случай I нам кажется явно не реальным; даже если быстрый электрон будет выброшен непосредственно из подфотосферных слоев, вся его энергия будет израсхо­ дована в виде ионизационных потерь на пути прохождения, задолго до его выхода из фотосферы.

Случай II также не может быть принят, прежде всего по энергетическим соображениям (см. § 3 настоящей главы).

Случай IV довольно близок к идеям В. А. Амбарцу­ мяна, однако отличается тем, что в нашем случае из внутри­ звездной материи вначале выделяются быстрые электроны, а затем уже часть энергии этих электронов переходит в энергию вспышки.

Случай III нам кажется наиболее разумным.

§ 2. Бета-распад

У быстрых электронов, ответственных за оптические вспышки звезд, можно, на основе полученных в преды­ дущих главах результатов, считать установленными по крайней мере следующие три свойства:

а) электроны появляются быстро, в течение каких-то секунд;

б) величина их энергии порядка 106 эВ; в) распределение количества быстрых электронов по

энергиям сходно с нормальным (гауссовым) распределе­ нием случайных величин.

Подобными свойствами обладают электроны (или по­ зитроны), освобожденные при ß-распаде некоторых не­ устойчивых ядер. Следовательно, не исключена возмож­ ность появления быстрых электронов во внешних областях атмосферы звезды в результате ß-распада внутризвездвого вещества, выброшенного или вынесенного из недр звезды наружу.

Найти тип ядра, ответственного за ß-распад в звездных атмосферах, трудно. Во всяком случае сейчас мы.не можем

ставить перед собой эту проблему. Здесь мм можем ограничиться лишь замечаниями общего характера. Можно, например, существенно сузить область поисков, если иметь в виду величину периода полураспада, который долженбыть сравним по величине с продолжительностью нарастания самых быстрых вспышек, т. е. составить не­ сколько секунд.

Распад нейтрона, при котором наряду с электроном освобождается протон и антинейтрон, не удовлетворяет этому условию;- период полураспада для него равен 11,7 минуты; т. -е. сравнительно велик. Однако имеются ядра, период полураспадакоторых порядка секунды и меньше. Например; период полураспада ядра Не6 равен

0,813 с [189, 190], Li8 — 0,89 с, а В*2 — еще меньше, 0,025 с [191]. Некоторый формальный интерес может представлять распад ядер типа Не2®. Это, однако, не оз­ начает, что мы допускаем возможность выброса короткоживущего изотопа Не6 прямо из недр звезды. Ядра ти­ па Не8 могут выделяться или формироваться, по всей вероятности, уже в атмосфере звезды, после выноса на­ ружу внутризвездного вещества *). Тем не менее «канди­ датуру» Не6 здесь желательно рассмотреть с чисто формальной точки зрения в качестве модели гипотетиче­ ского ядра, отнюдь не претендуя на то, что именно гелий является источником быстрых электронов в атмосферах вспыхивающих звезд.

Два обстоятельства обращают на себя внимание, когда речь идет о Не6. Первое относится к энергетическому спектру быстрых электронов, возникших при ß-распаде Не6. Бета-распад Не6 изучен экспериментальным путем By и сотрудниками [190], которые приводят свои резуль­ таты в виде графика Ферми — Кюри. Пользуясь этим, можно построить кривую распределения количества бы­ стрых электронов по энергиям; она приведена на рис. 96, где N e выражено в производных единицах, а энергия электронов ц — в единицах тс2. Интересно, что макси­

частиц, а состоит из последовательных реакций у-захвата и ß-раз-

пада, примерно так же, как іг р еак ц и я --4р Н е4 -f- ...

вспышек.

Далее, закон распределения электронов, образующих­

Li6/Li7 порядка 0,08 [192]. Сказать что-нибудь определен­ ное о величине отношения Li6/Li7 в атмосферах звезд Т Тельца очень трудно, поскольку мы ничего не знаем о реакциях, приводящих к образованию Li7 (может быть, за счет Li6 + р?). Несмотря на эту неопределенность, возможность аномально-высокого значения отношения Lie/Li7 в атмосферах звезд Т Тельца не исключена.

Всвязи с этим небезынтересно отметить, что Хербиг

[193]все-таки нашел несколько звезд класса G главной последовательности, у которых отношение Lie/Li7 оказа­ лось в несколько раз больше, чем у Солнца. Возможно, что это расхождение вызвано активными процессами, типа хромосферных вспышек на Солнце, протекающими

ватмосферах этих звезд и имеющими какое-то отношение к ‘ ß-распаду ядер типа. Не?. ;

Распад Не®, подчеркиваем, здесь был рассмотрен лишь в качестве формальной иллюстрации. У нас пока нет дан­ ных, говорящих в пользу распада именно Не® как ос­ новного источника появления быстрых электронов во внешних областях звезды. Мы сейчас не можем указать также тип ядра, ответственного за появление быстрых электронов в результате ß-распада. Но трудно сомневаться в том, что именно распад гипотетических ядер, вернее, ядерных систем — неустойчивых, недолгоживущих и не­ известной нам конфигурации,— является наиболее ве­ роятным источником выделения быстрых электронов в условиях звездных атмосфер.

В частности, нельзя окончательно отбросить возмож­ ность возникновения быстрых электронов в результате распада нейтронов; этот вопрос нуждается в дополнитель­ ном изучении.

Несмотря на высокую вероятность ß-распада, поиски других путей или механизмов генерации быстрых эле­ ктронов во внешних областях звезды нельзя считать бес­ полезными.

Говоря о ß-распаде, мы обошли молчанием еще один важный вопрос, а именно, возможность испускания у-фотонов в процессе самого распада. Происходит ли рож­ дение у-фотонов во время ß-распада гипотетической ядерной конфигурации или нет, сказать сейчас трудно. Очень трудно оценить также мощность у-излучения, генериро­ вание которого так или иначе может происходить уже после появления самих быстрых электронов. При этом речь не идет о генерации у-излучения в околозвездном пространстве. Быстрые электроны в состоянии генери­ ровать тормозное у-излучение как раз после того, когда они покинут звезду и окажутся в межзвездном про­ странстве.

Несмотря на полную неопределенность в количествен­ ном отношении, трудно все-таки пройти мимо такога пред­ ставления, согласно которому вспыхивающие звезды могут быть источниками космического у-излучения. Более того, нельзя исключить их роль в создании общего фо­ на космического у-излучения. В связи с этим опреде­ ленный интерес должно представлять проведение тща­ тельного анализа имеющихся данных по фоновому у-шз- лучению.

самое в атмосфере Солнца. Тогда будем иметь из (14.1):

(14.2)

(14.3)

Обычно, говоря о содержании лития в атмосферах

шению к содержанию нейтрального натрия, иногда ней­ трального кальция, бария, железа — элементов, потен­ циалы ионизации которых близки к потенциалу ионизации лития. Поэтому сначала необходимо убедиться в том, не изменится ли отношение степени ионизации лития к степени ионизации одного из этих элементов при переходе от невозбужденной звезды (Солнца) к возбужденной (звез­ да типа Т Тельца). Подобные изменения, вообще говоря, следует ожидать, поскольку общим (или почти общим) для перечисленных элементов является только потенциал ионизации, а характер зависимости коэффициента непре­ рывного поглощения от частоты у них существенно раз­ личен [198]. Наконец, сильно меняется характер непре­

при переходе от Солнца к звездам типа Т Тельца.

Можно показать, однако, путем прямых вычислений, что несмотря на очень сильные изменения в характере распределения непрерывного спектра при переходе от Солнца к звездам типа Т Тельца, отношение степени ионизации Li к степени ионизации, например, Na, почти не меняется. Тогда любые отклонения в степени иони­ зации лития у звезд типа Т Тельца по отношению к натрию мы уже можем приписать изменению реального содержа­ ния одного из них, в данном случае — лития.

Коэффициент рекомбинации D (Те) обычно не очень чувствителен к электронной температуре (по крайней мере для водорода). Тем самым различием в электронных