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

Приняв Т = 3600 К для звезды типа Т Тельца и Т = = 5500 К для Солнца и производя интегрирование, най­

Наибольшую неопределенность представляет электрон­ ная концентрация пе в атмосферах звезд типа Т Тельца. Конечно, при вспышке пе сильно возрастает (см. гл. IX), однако по порядку величины пе не может быть больше полной концентрации атомов водорода в фотосфере звезды. Приняв поэтому N e — ІО12 см-3 (Солнце) и пе N e, будем иметь при Ж » 0 , 1 и т = 0,01:

Z

(14.6)

Активность звезд типа NX Mon характеризуется ве­ личиной т = 0,01. Отсюда мы можем заключить, что степень ионизации лития в атмосферах звезд типа Т Тельца должна быть на порядок больше, чем степень ионизации лития в атмосфере Солнца. Но, как было указано выше, нейтрального лития в звездах типа Т Тельца в 100 раз больше, чем на Солнце. Отсюда следует, что полное коли­ чество атомов лития в атмосферах звезд типа Т Тельца должно быть по крайней мере в 1000 раз больше, чем на Солнце.

Последний вывод, как бы осторожно он ни был .сделан, еще раз характеризует всю необычность и вместе с тем исключительную мощность процессов, протекающих в атмосферах звезд типа Т Тельца и сходных с ними объектов.

там, где находится оболочка из быстрых электронов. Следовательно, в этой оболочке и рождаются атомы лития. Часть этих атомов покидает звезду и уходит в межзвездное пространство, а другая часть направляется в сторону фотосферы звезды и при определенных условиях может оказаться в верхних слоях фотосферы; происходит накоп­ ление атомов лития в верхних слоях фотосферы, что и приводит к наблюдаемому усилению линий ионизации X 6708 Li I. Но атомы лития прежде чем достичь фотосфе­ ры, должны пройти через хромосферу звезды. Следовало бы ожидать поэтому аномально высокой концентрации лития не только в фотосфере, но и в хромосфере звезды. Тогда мы должны были бы наблюдать присутствие э м и с- с и о н н о й линии X 6708 Li I хромосферного происхож­ дения в спектре звезды. Этого, однако не подтверждают наблюдения.

Объяснение указанного несогласия может быть сле­

Но в хромосфере вспыхивающей звезды и звезд типа Т Тель­ ца плотность излучения в области X 200 Â еще до­ статочно велика; доказательством тому может служить

границе двукратной ионизации лития, линии излучения которого находятся в недоступной для наблюдений об­ ласти. Можно полагать поэтому, что отсутствие линий излучения X 6708 Li I является следствием того, что основ­ ная часть нейтрального лития в хромосфере перешла в двукратно ионизованное состояние.

Сложнее обстоит дело в случае вспыхивающих звезд. Если исходить из изложенных выше соображений, то литий в них может образоваться только во время вспышки. Тогда общее количество лития, накопленного в фотосфе­

ре вспыхивающей звезды в результате эпизодических вспышек, может оказаться значительно меньше, чем в атмосфере звезд типа Т Тельца, у которых процесс обра­ зования лития носит непрерывный характер. Кроме того, обнаружение линии X 6708 А непосредственно при вспыш­ ке может быть затруднено тем, что литий окажется в дважды ионизованном состоянии. Поэтому у типично вспыхивающих звезд линия X 6708 Li I может и отсутство­ вать. По-видимому, так и есть в действительности; для AD Leo, например, удалось установить, что содержание в ней лития на два порядка меньше, чем в Солнце [230].

Сделанное выше заключение о высоком содержании лития в атмосферах звезд типа Т Тельца может приоб­ рести особый интерес в связи с фактом аномально высо­ кого содержания легких элементов, в том числе и лития,

всоставе космических лучей. Отношение Li/H, например, для Солнца порядка 10“11 [194], в то время как для кос­ мических лучей оно порядка 1СГ3. Обычно считается, что литий является фрагментом расщепления тяжелых ядер, происходящего в межзвездной среде при их встре­ че с протонами. Это предположение, однако, требует наличия весьма значительного количества тяжелых ядер

висточниках космических лучей, на один-два порядка превышающего их естественную распространенность (подробности см. в [32]).

Не исключена возможность того, что аномальное содержание лития в космических лучах имеет некото­ рое отношение к аномальному содержанию лития в атмос­ ферах звезд типа Т Тельца и что эти звезды и подобные им объекты являются поставщиками лития для межзвездной среды. Полное число ядер лития, которые могут освобо­ диться во время одной мощной вспышки, равно полному числу быстрых электронов и порядка 1043 (при т = 0,0.1). Часть из них (какая, сказать трудно), ускоряясь, в локаль­ ных магнитных полях межзвездных газовых облаков, может перейти в состав космических лучей.

По-видимому, проверить изложенные соображения можно, анализируя изотопный состав лития в космических лучах. При справедливости выдвинутой гипотезы число ядер Li6 должно быть больше числа ядер Li7, т. е. должно иметь место соотношение, обратное наблюдаемому в обычных условиях на Солнце и в звездах. Имеющиеся,

хотя и крайне скудные, данные как будто подтверждают это предположение; Дургапрасад [242], работая методом регистрации космических частиц с помощью фотоэмуль­ сий, зафиксировал — в интервале энергии 180—400 Мэв — два трека, один из которых оказался принадлежащим Li6, а второй — Li7, что дает Li6/Li7 = 1. Напомним, что для Солнца и Земли Li6/Li7 = 0,08.

Таким образом, аномально высокое содержание лития в космических лучах (на восемь порядков больше, чем на Солнце), с одной стороны, и аномальный изотопный состав лития в космических лучах (больше чем на порядок отличающийся от солнечного), — с другой, свидетельст­ вуют о том, что возможность существования некоторой связи между космическими лучами и процессами, проте­ кающими в атмосферах звезд типа Т Тельца, не так уж невероятна. Однако прежде чем делать окончательные выводы, необходимо располагать более надежными дан­ ными об изотопном составе лития в космических лучах. В частности, много интересного может дать проведение специальных экспериментов по определению изотопного состава лития в первичных космических лучах с помощью регистрирующей аппаратуры, установленной на искус­ ственных спутниках Земли. Особо многообещающими могут быть эксперименты, поставленные в отношении солнечных вспышек.

Выше неоднократно подчеркивалось, что ß-распад ядер Ие6 как источник появления быстрых электронов

внаружных областях звезды, рассматривается нами лишь

сформальной точки зрения. Вместе с тем этот формализм позволил нам выявить ряд свойств нашего гипотетическо­ го ядра. В частности, одним из продуктов распада этого ядра должен быть Li6, а не Li7. Создается впечатление, что искомое ядро по своим свойствам немногим отличает­ ся от Ие6.

§ 4. Хромосферная активность. Конвекция

Некоторой популярностью среди астрофизиков поль­ зуется развитая Хаяши в его сотрудниками [218] теория гравитационной конденсации, в частности, вытекающая из нее теория конвективной структуры звезд. Согласно этой теории каждая звезда, находящаяся в состоянии

гравитационного сжатия, может в определенные периоды своей эволюции оказаться, причем довольно долгое время, в состоянии полного перемешивания (конвекции). Хаяши рассчитал треки перемещения звезды с верхней правой части диаграммы спектр — светимость, где они оказы­ ваются сразу после их рождения, к главной последова­ тельности. Звезды с различными начальными массами, от 0,05 ®ѳ до 4 и больше, проделывают этот путь по-разному и с разной продолжительностью. Оказывает­ ся, например, что звезды с характеристиками вспыхи­ вающих находятся где-то на середине этих треков, т. е.

вобласти, соответствующей полностью конвективному состоянию звезды. Поведа [200], сочетая результаты теории Хаяши с тем, что дает теория так называемых «радиативных» звезд [219], даже пытался установить гра­ ницу вспыхивающих звезд; она оказалась соответствую­ щей спектральному классу К1, правее которого (в сторону более поздних спектральных классов) находится область вспыхивающих звезд.

Здесь мы не намерены останавливаться на подробностях теории Хаяши. В данном случае эта теория упоминается

всвязи с другими вопросами: имеет ли вспышечная ак­ тивность звезды какое-нибудь отношение к состоянию внутренней конвекции звезды с позиции гипотезы быстрых электронов?

На поставленный вопрос трудно в настоящее время дать определенный ответ, но в принципе существование такой связи не кажется невероятным. Конвекция способ­ ствует перемещению внутризвездной материи из ее цен­ тральных областей к поверхностным слоям. Эта материя является одновременно носителем ядерной энергии. Из этой материи, после ее выноса во внешние области звезды, и освобождаются быстрые электроны. Значит, чем силь­ нее конвекция, тем больше шансов на то, что вместе с газовой материей будут выброшены наружу также от­

дельные сгустки внутризвездного вещества. По-видимому, не было бы ошибкой характеризовать вспышку звезды как результат флуктуаций конвективной структуры звезды вблизи ее поверхности, при условии, однако, что сама конвекция охватывает всю или почти всю звезду. Частота вспышек у той или иной звезды будет тем больше, чем больше вероятность выброса внутризвездной материи,

352 ГЛ . X IV . Б Ы С Т Р Ы Е Э Л Е К Т РО Н Ы

а она, эта вероятность, находится в прямой зависимости от конвективной активности звезды.

Со вспышечиой и конвективной активностью звезды должно быть тесно связано еще одно важное явление — хромосферная активность.

Вообще-то, что такое хромосфера? В ее классическом определении, выкристаллизованном прежде всего на при­ мере Солнца, хромосфера есть область атмосферы звезды, где рождаются эмиссионные линии. Но эмиссионные линии рождаются и в короне. Поэтому уточняют: в хромосфере

ванных фотоионизацией, с последующими каскадными переходами сверху вниз, в то время как в короне возбуж­ даются почти исключительно запрещенные линии путем электронных неупругнх соударений и т. д.

Однако понятие хромосферы существенно расшири­ лось после того, когда наблюдениями было доказано ее существование у звезд поздних классов — холодных кар­ ликов классов К—М. Хромосферные эмиссионные линии, прежде всего водорода и ионизованного катьции, а по результатам внеатмосферных наблюдений также ультра­ фиолетовый дублет ионизованного магния (X2800 Mg II),

А у холодных карликов хромосферные линии легко об­ наруживаются на фоне их непрерывного излучения. Это значит, что интегральная яркость хромосферы у этих звезд сравнима с яркостью их фотосферы. Судя по струк­ туре эмиссионных линий и по величине бальмеровского скачка, электронная температура хромосферы у холод­ ных карликов не ниже электронной температуры солнеч­ ной хромосферы. Между тем эффективная температура их фотосферы существенно меньше солнечной.

Получается довольно своеобразная ситуация; хромо­ сфера, физические условия в ней, само ее существование не имеют прямого отношения к фотосфере звезды. Хро­ мосфера, прилегающая непосредственно к фотосфере, вместе с тем сохраняет независимое существование. Она может подвергаться заметным, а в некоторых случаях и сильным изменениям, внешними признаками проявле­