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

В. А. Амбарцумян исключает возможность существования известных нам типов ядерных процессов и считает, что они «по своему характеру резко отличаются от уже извест­ ных нам процессов освобождения ядерной энергии и, особенно, от термоядерных реакций. Тот факт, что осво­ бождение происходит взрывоподо''но, говорит о переносе из внутренних слоев во внешние слои масс вещества,

у молодых звезд, естественно допустить, что выносимая масса состоит из дозвездного вещества высокой плотности, т. е. представляет собой материю в совершенно особом, нам до сих пор не известном состоянии» [241.

В. А. Амбарцумян не предлагает конкретного меха­ низма или конкретных агентов, ответственных за вспышку

и выделение непрерывной эмиссии. Пожалуй, на том этапе

вэтом и не было надобности. Совершенно уместно отвле­ каясь от искушения «испробовать» тот или иной мыслен­ ный вариант интерпретации частных явлепий, В. А. Ам­ барцумян сумел подметить наиболее существенное и, тем самым, поднять все это до уровня широких обобщений. Эти обобщения имеют основополагающее значение для понимания всей совокупности явлений, связанных со звездной космогонией, с образованием и развитием звезд, частным проявлением которых является вспышка и выде­ ление непрерывной эмиссии.

§ 2. Основные свойства вспышек у нестационарных звезд

Явлению вспышки присущи свойства и закономерно­ сти, более или менее общие для всех вспыхивающих звезд, независимо от того, находятся они в окрестностях Солнца или в звездных ассоциациях. Некоторые из этих свойств были подмечены еще на раннем этапе изучения вспышек у звезд [И, 24, 25].

Наиболее важные свойства и закономерности, которые можно вывести на основе имеющихся данных о вспышке

лучах следует считать основной особенностью вспышки у вспыхивающих звезд. Повышение блеска, т. е. амплиту­ да вспышки обычно составляет 1—2 звездных величины. Однако в некоторых случаях оно достигает 6—1т в уль­ трафиолетовых лучах. В одном случае была зафиксирова­ на амплитуда в ZZ-лучах больше 8т , что соответствует повышению блеска более чем в две тысячи раз.

2. В момент вспышки выделяется дополнительное из­ лучение в виде сплошной эмиссии, наложенной на нормаль­ ный спектр звезды. Усиление спектра происходит глав­ ным образом в фотографических и ульрафиолетовых лу­ чах; в визуальных лучах оно меньше. Иногда, при не очень

Указанное свойство можно представить в следующем виде: АU^> АВ АК. Важно отметить, что не было обнаруже­ но ни одного случая нарушения этого правила. Вместе с тем оно означает, что во время вспышки звезда стано­ вится голубее.

3. Увеличение блеска звезды при вспышке происходит очень быстро: за промежуток времени порядка минуты блеск звезды может увеличиться в несколько десятков раз. Иногда такое увеличение происходит в течение десяти секунд и даже меньше. В этом случае мы имеем дело со вспыхивающими звездами типа UV Cet. Спад блеска после максимума происходит медленнее, нов общемто довольно быстро — через несколько минут звезда вос­ станавливает свой первоначальный блеск.

Наряду с этим существует класс объектов — звезды типа Т Тельца, у которых выделение непрерывной эмиссии происходит практически с постоянным темпом и продол­ жается долго. Иначе говоря, явление иестациоиарности у звезд типа Т Тельца носит довольно устойчивый характер. Во всем остальном — амплитуды колебаний яркости, ха­ рактер непрерывного спектра, поведение эмиссионных ли­ ний и т. д,—они не отличаются от вспыхивающих звезд.

4. Относительное усиление спектра в фотографических или ультрафиолетовых лучах можно охарактеризовать величиною А В!А V или AU/AB. Эти отношения при чисто тепловых процессах немногим больше единицы. Например, при колебаниях температуры фотосферы звезды в преде­ лах от 2500 К до 6000 К это отношение равно 1,25. Между

38 ГЛ. П. ГИПОТЕЗА ТРАНСФОРМАЦИИ ФОТОНОВ

тем практически для всех вспышек это отношение превы­ шает 2, а в отдельных случаях оно доходит до 4 и больше.

новном МО — Мб, иногда К5 — МО и очень редко G5 — КО. Установлен также рост частоты вспышек у звезд поздних спектральных классов.

6. Вспышка, как правило, приводит к усилению уже существующих эмиссионных линий, а также к появлению новых эмиссионных линий с высоким потенциалом иони­ зации, которых нет в нормальном состоянии в спектре данной звездііі. Первое относится главным образом к ли­ ниям водорода. При вспышках довольно часто появляются эмиссионные линии нейтрального гелия 4471 Не I, 4026 Не I, ппогда линия ионизованного гелия 4686 Не II, а также флуоресцентные линии Fe I, Fe II, Ca II. Запре­ щенные линии, в том числе наиболее типичные из них — линии [О II], [О III] и др., при вспышках звезд никогда не наблюдаются. Иногда бывает видна линия 4069 [S II] и очень редко линии [Fe II].

Что касается линий поглощения, то они во время вспы­

метных изменений — возрастания или убывания — блеска звезды в инфракрасных лучах даже при мощных вспышках.

8.Вспышка звезды в оптических лучах сопровожда­ ется ее вспышкой и в радиочастотах.

9.Существует определенная закономерность в часто­

тах вспышек:

а) частота вспышек растет с уменьшением абсолютной светимости звезды (рис. 3);

б) для данной звезды частота вспышек больше в 17лучах, меньше в S-лучах и еще меньше в F-лучах (рис. 4).

Перечисленные свойства и закономерности являются наиболее характерными для всех вспыхивающих звезд. В последующих главах эти закономерности будут рас­ смотрены более подробно.

Задача заключается в том, чтобы найти механизм воз­ буждения вспышек у звезд, при котором эти закономер­ ности и свойства нашли бы свое естественное объяснение.

Тот факт, что вспышка и явление непрерывной эмиссии присущи главным образом звездам поздних спектральных классов, наводит на мысль:

не связано ли это обстоятель­ ство с особенностью спект­ рального распределения из­ лучения у низкотемператур­ ных звезд? А эта особенность заключается, в частности, в том, что максимум излучения этих звезд находится в об­ ласти инфракрасных воли ( —10000 Ä), и в силу этого количество фотонов в фото­ графическом диапазоне длин волн составляет очень не­ большую долю от полного количества инфракрасных фотонов.

Для наглядности на рис. 6 приведены расчетные кривые распределения числа фотонов іѴ>. по Я (в произвольных еди­ ницах) у различных классов звезд — от G5 до М5, при предположении, что звезды излучают по закону Планка с эффективной температурой ТаИ. Там же штриховкой ука­ зано относительное количе­ ство фотонов NB, приходя­ щихся на фотографический диапазон (3500—5000 А). За­ тем было найдено отношение NpJN для каждого спектраль­ ного класса отдельно, где N

есть полное число фотонов, находящихся в области от 5000 Â до бесконечности.

Относительное количество фотопов в фотографических лучах уменьшается очень бы<утро с уменьшением эффек-

тивцой температуры звезды. При ТсИ = 5500 К, на­ пример, A/j составляет около 10% от полного количества

инфракрасных фотонов, при Т0[( = 3600 К - 1%, а при Те![ = 2800 К — меньше 0,2%.

Еще быстрее падает относительное количество ультра­ фиолетовых фотонов Nu (3000—3900 Ä) с уменьшением Гегг: отношение АД-/IV составляет около 3% у звезд G5, около 0,2% у звезд МО и 0,02% — у класса М5. Приве­ денные числовые данные Nß/N и Ny/N по некоторым соображениям следует считать нижними пределами их истинных значений.

Таким образом, в инфракрасной области спектра звезд поздних классов имеется такое количество фотонов, по сравнению с которыми количество фотонов в фотографи­ ческой и ультрафиолетовой областях составляют ничтож­ ную долю. Этот факт, довольно очевидный и хорошо из­ вестный, особо подчеркивается здесь в связи с тем, что при определенных условиях такой запас инфракрасных фото­ нов может быть использован для возбуждения оптической вспышки. Для этого достаточно иметь способ или механизм, сообщающий инфракрасным фотонам дополнительную энер­ гию, в результате чего они станут фотонами более высоких частот. Тогда достаточно осуществить переход пли транс­ формацию всего нескольких процентов инфракрасных фо­ тонов, чтобы вызвать усиление излучения в коротковол­ новой области спектра во много десятков и сотеп раз.