Astronet > Radiacionnye diskony - novye astrofizicheskie ob'ekty

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Radiacionnye diskony - novye astrofizicheskie ob'ekty

V.V.ZhELEZNYaKOV
Nizhegorodskii gosudarstvennyi universitet

Rassmotreno stroenie astrofizicheskih ob'ektov novogo tipa - radiacionnyh diskonov. Oni vklyuchayut v sebya goryachii belyi karlik ili neitronnuyu zvezdu s sil'nym magnitnym polem, gde pod deistviem davleniya, vyzyvaemogo izlucheniem na ciklotronnyh chastotah, proishodyat istechenie veshestva i nakoplenie ego v magnitosfere vokrug zvezdy. Obsuzhdayutsya kandidaty v diskony - magnitnye belye karliki GD229, PG1031+234 i GrW+70°8247.

Chto takoe radiacionnyi diskon

Naryadu s obychnymi zvezdami, svet kotoryh mozhno videt' nevooruzhennym glazom, v nashei i drugih galaktikah sushestvuyut tak nazyvaemye vyrozhdennye zvezdy. V takih zvezdah veshestvo ili ego otdel'nye komponenty v osnovnom sostoyat iz vyrozhdennogo gaza, dvizhenie chastic v kotorom opisyvaetsya ne klassicheskimi, a kvantovymi zakonami. Davlenie v takogo roda gazah sushestvenno vozrastaet po sravneniyu s davleniem klassicheskogo gaza v obychnyh zvezdah. Eto delaet vozmozhnym obrazovanie zvezd malyh razmerov - belyh karlikov i neitronnyh zvezd, - v kotoryh ogromnye sily gravitacii uravnoveshivayutsya sil'nym davleniem vyrozhdennogo gaza. Razmery belyh karlikov sravnimy s razmerami Zemli, a neitronnyh zvezd eshe men'she, vsego lish' 10-15 km, v to vremya kak ih massy poryadka massy Solnca. U mnogih vyrozhdennyh zvezd sushestvuyut sil'nye magnitnye polya, dostigayushie 10⁷-10⁹ Gs u belyh karlikov i 10¹¹-10¹³ Gs u neitronnyh zvezd.

Stol' sil'nye magnitnye polya rezko menyayut harakter vzaimodeistviya plazmy v okrestnosti zvezdy s ee izlucheniem. Blagodarya magnitnomu polyu voznikaet sil'noe ciklotronnoe rasseyanie izlucheniya v plazme na chastote vrasheniya elektronov v magnitnom pole - elektronnoi girochastote (ciklotronnoi chastote) $\omega_{B} = eB /(mc)$ i ee garmonikah $s\omega_{B}$ (B - magnitnoe pole, e i m - zaryad i massa elektrona, c - skorost' sveta, s - celoe polozhitel'noe chislo). Etot effekt privodit k formirovaniyu ciklotronnyh osobennostei v spektrah vyrozhdennyh zvezd. Takie osobennosti v vide linii i polos nablyudalis' (i ob'yasnyalis' teoreticheski) v opticheskih spektrah magnitnyh belyh karlikov (kak izolirovannyh, tak i nahodyashihsya v dvoinyh sistemah, gde proishodit akkreciya - peretekanie veshestva s obychnoi zvezdy na vyrozhdennuyu), v spektrah rentgenovskih pul'sarov i kosmicheskih gamma-vspleskov. Krome togo, sil'nye magnitnye polya vyrozhdennyh zvezd mogut vliyat' na dvizhenie plazmy. Vo-pervyh, sil'noe magnitnoe pole opredelyaet kartinu techenii veshestva i sushestvenno vliyaet na harakter akkrecii na zvezdu i istecheniya veshestva s ee poverhnosti. Vo-vtoryh, pri pogloshenii ili rasseyanii izlucheniya na ciklotronnyh chastotah plazme peredaetsya ego impul's, chto privodit k poyavleniyu sily davleniya izlucheniya. V sluchae, esli eta sila prevyshaet silu tyazhesti, mozhno ozhidat', chto dinamika plazmy v okrestnosti magnitnyh vyrozhdennyh zvezd v znachitel'noi stepeni opredelyaetsya radiacionnym davleniem, podobno tomu kak parametry atmosfer goryachih zvezd-gigantov opredelyayutsya davleniem izlucheniya v rezonansnyh liniyah ionov. Davlenie ciklotronnogo izlucheniya mozhet porozhdat' plazmennye techeniya tipa zvezdnogo vetra s poverhnosti i razgonyat' veshestvo v takih techeniyah do subrelyativistskih skorostei. Ono sposobno tormozit' veshestvo v akkrecionnoi kolonke rentgenovskih pul'sarov i formirovat' plazmennye struktury osobogo tipa v magnitosferah odinochnyh zvezd. Poslednei probleme i posvyashena stat'ya.

Predpolozhim, chto v verhnih sloyah fotosfery magnitnogo belogo karlika ili neitronnoi zvezdy davlenie ciklotronnogo izlucheniya prevyshaet silu tyazhesti i privodit k istecheniyu plazmy s poverhnosti zvezdy. Magnitnoe davlenie vokrug takih zvezd mnogo bol'she dinamicheskogo davleniya dvizhusheisya plazmy. Poetomu veshestvo iz fotosfery magnitnoi vyrozhdennoi zvezdy ne mozhet istekat' svobodno - ono, kak pravilo, dvizhetsya vdol' silovyh linii magnitnogo polya. Osnovnaya chast' "vymetaemoi" davleniem izlucheniya fotosfernoi plazmy ne v sostoyanii deformirovat' ili razomknut' silovye linii magnitnogo polya (kotoroe dlya prostoty schitaem dipol'nym) i nakaplivaetsya v magnitosfere. Lish' otnositel'no malaya chast' silovyh linii, primykayushih k magnitnoi osi, mozhet byt' razomknuta plazmennym techeniem.

Izlozhennye soobrazheniya legli v osnovu gipotezy [1] o vozmozhnom sushestvovanii novyh astrofizicheskih ob'ektov - radiacionnyh diskonov (shema na ris. 1).

Ris. 1.Pervonachal'naya model' radiacionnogo diskona [1]: 1 - goryachaya izolirovannaya magnitnaya vyrozhdennaya zvezda (belyi karlik ili neitronnaya zvezda); 2 - fotosfera, iz kotoroi istekaet plazmennyi veter, porozhdaemyi ciklotronnym izlucheniem; 3 - disk vblizi magnitnogo ekvatora v zakrytoi chasti magnitosfery; 4 - uskoryaemyi davleniem izlucheniya dzhet vdol' magnitnoi osi

Eti ob'ekty vklyuchayut v sebya goryachuyu vyrozhdennuyu zvezdu s sil'nym magnitnym polem, iz fotosfery kotoroi pod deistviem davleniya ciklotronnogo izlucheniya istekaet plazmennyi veter, plotnyi plazmennyi disk vblizi magnitnogo ekvatora i paru strui-dzhetov, raspolozhennyh vdol' magnitnoi osi. Disk formiruetsya istekayushim veshestvom i podderzhivaetsya davleniem izlucheniya fotosfery. Vozmozhnost' sushestvovaniya diskov okolozvezdnyh ob'ektov horosho izvestna v astrofizike. Takie diski obrazuyutsya, naprimer, v dvoinyh sistemah pri akkrecii veshestva s normal'noi zvezdy na kompaktnyi ob'ekt. Drugim primerom sluzhat molodye zvezdy, na stadii formirovaniya kotoryh diski mogut voznikat' iz gazovyh kompleksov vsledstvie vrasheniya sistemy. Radiacionnyi diskon - primer osobogo astrofizicheskogo ob'ekta s diskovoi strukturoi, dlya sushestvovaniya kotoroi ne trebuetsya vrasheniya ili akkrecii so zvezdy-kompan'ona v dvoinoi sisteme.

Kak stat' diskonom

Vyyasnim prezhde vsego, pri kakih usloviyah magnitnaya vyrozhdennaya zvezda (naprimer, belyi karlik) mozhet stat' radiacionnym diskonom.

Serdce diskona - central'naya zvezda. Ona yavlyaetsya istochnikom veshestva dlya formirovaniya obolochki etogo ob'ekta i izlucheniya, kotoroe eto veshestvo vybrasyvaet s poverhnosti zvezdy i podderzhivaet v magnitosfere. Diskon mozhet sformirovat'sya lish' v tom sluchae, kogda davlenie ciklotronnogo izlucheniya narushaet gidrostaticheskoe ravnovesie fotosfery. Pri kakih parametrah zvezdy (velichine temperatury fotosfery i napryazhennosti magnitnogo polya zvezdy) eto vozmozhno?

Sila davleniya ciklotronnogo izlucheniya proporcional'na potoku izlucheniya na girochastote. Poetomu temperatura zvezdy dolzhna byt' dostatochno vysoka, chtoby sila davleniya izlucheniya, prihodyashayasya na odnu chasticu, prevoshodila silu tyazhesti m_pg, deistvuyushuyu na proton (m_p - massa protona, g - uskorenie svobodnogo padeniya na poverhnosti zvezdy). Ochevidno, naibolee blagopriyatnye usloviya dlya formirovaniya diskona voznikayut v tom sluchae, esli girochastota raspolagaetsya vblizi maksimuma chastotnogo spektra izlucheniya zvezdy. Spektr izlucheniya belogo karlika v osnovnom sovpadaet so spektrom izlucheniya absolyutno chernogo tela s toi zhe temperaturoi: spektral'naya intensivnost' izlucheniya na vyhode iz fotosfery odinakova vo vseh napravleniyah i sostavlyaet

$B^{*}_{\omega}(\omega)=\frac{h\omega^3}{4\pi^3 c^2}\left[\exp\left(\frac{h\omega}{kT_{*}}\right)-1\right]^{-1}\,,$

gde T_* - temperatura poverhnosti zvezdy, $\omega$ - ciklicheskaya chastota, h - postoyannaya Planka, k - postoyannaya Bol'cmana. Maksimum etoi funkcii sootvetstvuet chastote, dlya kotoroi $h\omega/kT_{*} \approx$ 2,82. Poetomu magnitnoe pole i temperatura zvezdy dolzhny byt' blizki k znacheniyam, pri kotoryh $\omega_{B} \approx 2,82kT_{*}/h$ . Poslednee sootnoshenie mozhno predstavit' v vide

$B[\mbox{\rm Gs}]\approx 3.6\cdot 10^4 T_{*}\,.$

Lish' v etom sluchae mozhet nachat'sya istechenie vodorodnoi plazmy iz fotosfery. Konkretnye raschety, provedennye v rabote [2], pozvolili postroit' diagrammu, pokazannuyu na ris. 2.

Ris. 2. Diagramma magnitnoe pole - temperatura fotosfery dlya belogo karlika s uskoreniem svobodnogo padeniya na poverhnosti g = 10⁸ sm/s². Sprava ot sploshnoi krivoi sila davleniya ciklotronnogo izlucheniya prevyshaet silu tyazhesti. Svetlymi tochkami pokazano polozhenie na etoi diagramme izvestnyh magnitnyh belyh karlikov. Temnymi tochkami ukazany zvezdy - kandidaty v radiacionnye diskony

Zdes' v ploskosti parametrov lg B-lg T_* provedena krivaya, sootvetstvuyushaya znacheniyam temperatury i magnitnogo polya, pri kotoryh radiacionnaya sila ravna sile tyazhesti na poverhnosti belogo karlika s g = 10⁸ sm/s². Pri men'shih temperaturah, sleva ot etoi krivoi, preobladaet tyagotenie i veshestvo fotosfery nahoditsya v gidrostaticheskom ravnovesii. Naoborot, pri bol'shih temperaturah, v oblasti sprava ot krivoi, ravnovesie fotosfery nevozmozhno, poskol'ku v verhnih ee sloyah sila davleniya izlucheniya prevyshaet m_pg. Iz diagrammy vidno, chto naimen'shaya temperatura, pri kotoroi mozhet nachat'sya istechenie veshestva iz fotosfery magnitnogo belogo karlika, sostavlyaet okolo 2 $\cdot$ 10⁴ K; magnitnoe pole zvezdy pri etom dolzhno byt' ravno (3-6) $\cdot$ 10⁸ Gs, chto v celom soglasuetsya s privedennoi vyshe ocenkoi blagopriyatnoi velichiny magnitnogo polya B. Na diagramme pokazany takzhe tochki, sootvetstvuyushie parametram izvestnyh belyh karlikov. Temnymi tochkami otmecheny tri zvezdy s naibolee sil'nym magnitnym polem: GD229, PG1031+234 i GrW+70°8247. Oni imeyut i dovol'no vysokuyu temperaturu, tak chto eti ob'ekty vpolne mogut stat' kandidatami v radiacionnye diskony.

Sil'no li duet zvezdnyi veter

Ocenim potok veshestva, kotoryi mozhet sozdavat'sya davleniem ciklotronnogo izlucheniya vblizi poverhnosti zvezdy. Dopustim, chto vdol' silovyh linii magnitnogo polya cherez edinicu ploshadi prohodit v edinicu vremeni J chastic, kotorye razgonyayutsya ot dozvukovoi skorosti v osnovanii techeniya do bol'shih sverhzvukovyh skorostei $\upsilon_{\infty}$ na vyhode iz nego. Maksimal'naya skorost' poteri massy dostigaetsya, esli rassmatrivaemyi potok plazmy polnost'yu otbiraet impul's ot izlucheniya, s kotorym on mozhet vzaimodeistvovat'. Ciklotronnyi rezonans voznikaet mezhdu plazmoi i izlucheniem s chastotoi $\omega_{B}$ v sisteme otscheta, svyazannoi s plazmoi. V sootvetstvii s formuloi Doplera sootvetstvuyushaya chastota izlucheniya v sisteme otscheta, svyazannoi so zvezdoi, ravna $\omega_{B}(1 + \upsilon / c)$ . Sledovatel'no, istekayushee veshestvo, razgonyayas' ot skorosti $\upsilon \ll \upsilon_{\infty}$ do $\upsilon_{\infty}$ , perehvatyvaet ves' impul's izlucheniya v intervale chastot shirinoi poryadka $\upsilon_{term}\omega_{B}/c$ . Prodol'naya (vdol' magnitnogo polya) komponenta potoka impul'sa izlucheniya v etom chastotnom intervale , gde $\delta$ - ugol mezhdu magnitnym polem i radiusom-vektorom, provedennym iz centra zvezdy, a indeks * zdes' i dalee oboznachaet sootvetstvuyushie velichiny na poverhnosti zvezdy. Priravnivaya etu velichinu potoku impul'sa plazmy $P_{pl} = Jm_{p} \upsilon_{term}$ , nahodim [4]

$J_{max}(\Theta_{*}) \approx \frac{\pi B^{*}_{\omega}(\omega_{B_{*}})\omega_{B_{*}}}{m_{p} c^{2}} \cos \delta_{*}$

( $\Theta$ - ugol mezhdu magnitnoi os'yu zvezdy i radiusom-vektorom). Integriruya $m_{p}J_{max}(\Theta_{*})$ po zvezde, opredelyaem maksimal'nuyu velichinu poteri massy v edinicu vremeni, obuslovlennuyu davleniem ciklotronnogo izlucheniya:

$M_{max}=4\pi R_{*}^{2} \int\limits_{0}^{\pi} m_{p} J_{max} \cos \delta_{*} \sin \Theta_{*} d\Theta_{*}\,.$

Ocenki [3] , [4] pokazyvayut, chto magnitnyi belyi karlik s temperaturoi 2 $\cdot$ 10⁴ K i polem (5-10) $\cdot$ 10⁸ Gs mozhet teryat' okolo 20 000 t veshestva v sekundu, chto sostavlyaet primerno 1% ot tempa poteri massy Solnca. Eto bol'shaya velichina, esli uchest', chto ploshad' belogo karlika sostavlyaet vsego lish' 10^-4 ot ploshadi solnechnoi poverhnosti. Osnovnaya chast' vybroshennogo veshestva nakaplivaetsya v zakrytoi chasti magnitosfery.

Kak ustroena magnitosfera diskona

Rassmotrim bolee podrobno stroenie plazmennoi magnitosfery diskona. Predpolozhim snachala, chto plazma vokrug zvezdy, obladayushei dipol'nym magnitnym polem, dostatochno razrezhena i izluchenie prohodit cherez nee prakticheski bez oslableniya (tak nazyvaemyi sluchai opticheski tonkoi magnitosfery). V etom sluchae mozhno prenebrech' vliyaniem plazmy na izluchenie i schitat' intensivnost' (a sledovatel'no, i silu davleniya izlucheniya) v lyuboi tochke vokrug zvezdy zadannoi i ne zavisyashei ot parametrov plazmennoi obolochki. Analiz dvizheniya i plazmy v etom sluchae znachitel'no uproshaetsya.

Sila davleniya ciklotronnogo izlucheniya v opticheski tonkoi plazme vokrug zvezdy menyaetsya s rasstoyaniem r ot centra zvezdy vsledstvie dvuh faktorov. Vo-pervyh, iz-za sfericheskoi rashodimosti izlucheniya ego potok padaet proporcional'no (R_* / r)², gde R_* - radius zvezdy. Vo-vtoryh, bolee sushestvennoe vliyanie na silu davleniya ciklotronnogo izlucheniya okazyvaet neodnorodnost' dipol'nogo magnitnogo polya, vsledstvie kotoroi girochastota umen'shaetsya s rasstoyaniem ot zvezdy: $\omega_{B} \propto (R_{*} / r)^{3}$ . Sootvetstvenno menyaetsya i intensivnost' izlucheniya $B_{\omega}^{*}(\omega_{B})$ , popadayushego v rezonans s chasticami magnitosfernoi plazmy. Rano ili pozdno girochastota smeshaetsya v nizkochastotnuyu chast' spektra $h\omega \ll kT_{*}$ , gde zavisimost' intensivnosti ot chastoty opisyvaetsya zakonom Releya-Dzhinsa; v etom sluchae $B_{\omega}^{*}(\omega_{B}) \propto \omega_{B}^{2} \propto (R_{*}/r)^{6}$ . Poetomu, proidya cherez tochku maksimuma, sila davleniya izlucheniya $f_{B} \propto (R_{*} / r)^{8}$ nachinaet umen'shat'sya gorazdo bystree, chem sila tyazhesti $m_{p} g(R_{*} / r)^{2}$ . Sledovatel'no, dazhe esli vblizi zvezdy davlenie izlucheniya namnogo prevyshaet silu tyazhesti, na nekotorom rasstoyanii r₀ eti sily sravnyayutsya, a potom tyagotenie okazhetsya prevaliruyushim. Poetomu vokrug zvezdy sushestvuet ravnovesnaya poverhnost', na kotoroi komponenty sily davleniya izlucheniya i sily tyazhesti vdol' magnitnogo polya kompensiruyut drug druga: $f^{||}_{B}(r_{0}, \Theta)=m_p g \cos \delta$ . Reshaya eto uravnenie, mozhno opredelit' formu ravnovesnoi poverhnosti - zavisimost' $r_{0}(\Theta)$ . Rezul'taty raschetov [3],[4] privedeny na ris. 3.

Ris. 3. Struktura plazmennoi obolochki radiacionnogo diskona [3], [4], [5]. Opticheski tonkaya plazma koncentriruetsya vblizi zamknutoi ravnovesnoi poverhnosti A, ohvatyvayushei zvezdu, i diska S v ploskosti magnitnogo ekvatora. Opticheski tolstaya plazmennaya obolochka prostiraetsya ot zvezdy do ravnovesnoi poverhnosti. Ciklotronnoe rasseyanie v takoi obolochke privodit k formirovaniyu shirokoi i glubokoi polosy depressii v spektre nablyudaemogo izlucheniya diskona. Tochkami pokazan girorezonansnyi sloi, sootvetstvuyushii korotkovolnovomu krayu polosy

Dlya real'nyh parametrov magnitnyh belyh karlikov ravnovesnaya poverhnost' otstoit ot poverhnosti zvezdy primerno na (1-2)R_*.

Itak, ciklotronnoe izluchenie mozhet podderzhivat' plazmu vokrug magnitnoi zvezdy lish' v dovol'no kompaktnoi oblasti. Vyyasnim, kak raspredelyaetsya v nei "vymetennoe" s poverhnosti zvezdy veshestvo. Gidrostaticheskoe ravnovesie vdol' magnitnogo polya opredelyaetsya balansom sil tyazhesti, davleniya plazmy i davleniya izlucheniya

$Nf^{||}_{B} - Nm_{p}g(R_{*}/r)^{2} \cos \delta - 2kT \frac{dN}{dh}=0\,.$

V etom uravnenii vvedena koordinata h vdol' silovoi linii, ispol'zovano vyrazhenie p = 2NkT dlya davleniya polnost'yu ionizovannoi vodorodnoi plazmy (T i N - ee temperatura i koncentraciya, sovpadayushaya s koncentraciyami elektronov i protonov), a takzhe uchteno, chto iz-za ves'ma bol'shoi teploprovodnosti goryachei plazmy temperatura T (pri otsutstvii pritoka ili otvoda tepla) budet prakticheski odinakova vo vseh tochkah vdol' silovoi linii.

Opredelim tochki maksimuma plotnosti plazmy, v kotoryh dN / dl = 0. Eto, vo-pervyh, ravnovesnaya poverhnost' r0(Q) i, krome togo, chast' ploskosti magnitnogo ekvatora (Q = p /2), zaklyuchennaya mezhdu zvezdoi i ravnovesnoi poverhnost'yu. Deistvitel'no, v etom meste prodol'nye (vdol' magnitnogo polya) komponenty sil tyazhesti i radiacionnogo davleniya obrashayutsya v nul', chto i obespechivaet soblyudenie ravenstva dN / dl = 0.

Otmetim, chto dlya silovyh linii, peresekayushih ravnovesnuyu poverhnost', prodol'naya komponenta radiacionnoi sily prevyshaet sootvetstvuyushuyu proekciyu sily tyazhesti v oblasti mezhdu zvezdoi i ravnovesnoi poverhnost'yu, tak chto ih ravnodeistvuyushaya napravlena k vershine silovoi linii. Naoborot, vne ravnovesnoi poverhnosti, gde dominiruet sila tyazhesti, prodol'naya komponenta ravnodeistvuyushei napravlena k poverhnosti zvezdy. Dlya teh silovyh linii, kotorye raspolozheny celikom pod ravnovesnoi poverhnost'yu, rassmatrivaemaya proekciya ravnodeistvuyushei napravlena k ploskosti magnitnogo ekvatora, na kotoroi ona obrashaetsya v nul'. Sledovatel'no, sama ravnovesnaya poverhnost' i chast' ploskosti magnitnogo ekvatora, zaklyuchennaya vnutri nee, predstavlyayut soboi oblasti ustoichivogo ravnovesiya - potencial'nuyu yamu dlya plazmy: pri smeshenii chasticy iz etoi oblasti vdol' silovoi linii voznikaet vozvrashayushaya sila. Vblizi ravnovesnoi poverhnosti i zaklyuchennoi vnutri nee chasti magnitnogo ekvatora budet nakaplivat'sya plazma. Raspredelenie plazmy v potencial'noi yame vblizi ravnovesnoi poverhnosti imeet vid

$N(\tilde{\rho})=N_{0} \exp \left(-\frac{{\tilde{\rho}}^{2}}{\Delta^{2}} \right)\,,$

gde $\tilde{\rho} = (r - r_{0}(\Theta))/R_{*}$ , N₀ - koncentraciya plazmy na ravnovesnoi poverhnosti, $\Delta$ - harakternaya tolshina obolochki, vyrazhennaya v radiusah zvezdy,

$\Delta = \left(\frac{r_{0}}{R_{*}} \right)^{3/2} \sqrt{ \frac{H}{R_{*}D(r, \Theta)}\,,}\,,$

H = 2kT / (m_p g), a D (r, $\Theta$ ) - medlenno menyayushayasya funkciya poryadka edinicy, vid kotoroi ne privoditsya iz-za gromozdkosti. Tak kak H $\ll$ R_* , to tolshina rassmatrivaemoi obolochki sostavlyaet lish' neskol'ko procentov ot velichiny r₀ . Polnoe kolichestvo veshestva, nakaplivayushegosya v takoi obolochke, mozhno ocenit' integriruya raspredelenie $N(\tilde{\rho})$ :

$N_{0}^{tot} \approx 4\pi ^{3/2} N_{0} R_{*} r_{0}^{2} \Delta\,.$

Esli nichto ne prepyatstvuet nakopleniyu veshestva v magnitosfere, to za schet istecheniya plazmy s poverhnosti koncentraciya v obolochke budet rasti. Postepenno obolochka stanet nastol'ko plotnoi, chto uzhe nel'zya budet prenebrech' ee vliyaniem na raspredelenie izlucheniya vokrug zvezdy. Proizoidet eto v tot moment, kogda razmer obolochki stanet sravnim so srednei dlinoi svobodnogo probega fotonov ili, chto to zhe samoe, opticheskaya tolshina plazmy na ciklotronnoi chastote stanet poryadka edinicy. Esli eto uslovie vypolnyaetsya pri nekotoroi koncentracii $\tilde{N}_{0}$ , to minimal'noe vremya nakopleniya opticheski tolstoi obolochki primerno ravno

$t_{0} \geq \frac{4 \pi ^{3/2} m_{p} \tilde{N}_{0} R_{*} r_{0}^{2} \Delta}{M_{max}}\,.$

Ocenki, sdelannye v [3] , [4] dlya tipichnyh parametrov belyh karlikov, pokazyvayut, chto vremya t₀ ochen' malo - poryadka desyatka sekund. Takim obrazom, tonkii "kokon" vblizi ravnovesnoi poverhnosti mog by sushestvovat' lish' korotkoe vremya. Posle etogo vokrug zvezdy nakaplivaetsya dostatochno plotnaya plazma, menyayushaya intensivnost' izlucheniya i prostranstvennoe raspredelenie radiacionnogo davleniya. V etom sluchae profil' koncentracii veshestva vokrug zvezdy formiruetsya pod deistviem davleniya izlucheniya, kotoroe, v svoyu ochered', etim veshestvom opredelyaetsya.

Kachestvennuyu kartinu stroeniya opticheski tolstoi obolochki mozhno predstavit' opredeliv harakter dvizheniya plazmy vblizi ravnovesnoi poverhnosti v tot moment, kogda ee opticheskaya tolshina priblizhaetsya k edinice i ona nachinaet oslablyat' potok izlucheniya i umen'shat' silu radiacionnogo davleniya. Ravnovesie sily tyazhesti i sily davleniya izlucheniya narushaetsya, sila tyazhesti slegka prevyshaet radiacionnuyu, i plazma "prosedaet" blizhe k poverhnosti zvezdy. Tam potok izlucheniya na rezonansnoi chastote bol'she, tak chto radiacionnaya sila, dazhe oslablennaya za schet rasseyaniya v opticheski tolstoi plazme, mozhet skompensirovat' tyagotenie. Dalee postupayushee ot zvezdy veshestvo budet nakaplivat'sya eshe nizhe, i v konce koncov vsya oblast' mezhdu zvezdoi i ravnovesnoi poverhnost'yu zapolnitsya opticheski tolstoi plazmoi.

Ravnovesnyi profil' koncentracii mozhno opredelit', esli prinyat' vo vnimanie sil'nuyu neodnorodnost' magnitnogo polya. Deistvitel'no, izluchenie na dannoi chastote popadaet v ciklotronnyi rezonans s plazmoi, pomeshennoi v neodnorodnoe magnitnoe pole, lish' v ogranichennoi oblasti prostranstva - girorezonansnom sloe. Ego razmer mozhno ocenit' vspominaya, chto teplovoe dvizhenie elektronov so skorostyami $\upsilon_{T_{||}} \approx (kT_{||}/m)^{1/2}$ privodit k doplerovskomu razbrosu rezonansnyh chastot $\Delta \omega_{B} \approx 2\sqrt{2}(\upsilon_{T_{||}}/c)\omega_{B} |\cos \alpha |$ , kotoryi obychno sushestvenno men'she $\omega_{B}$ (zdes' $\alpha$ - ugol mezhdu napravleniem rasprostraneniya izlucheniya i magnitnym polem). Razmer girorezonansnogo sloya l_B sootvetstvuet rasstoyaniyu, na kotorom girochastota menyaetsya na velichinu poryadka shiriny ciklotronnoi linii: $| \omega_{B}(l + l_{B}) - \omega_{B}(l) | \approx \Delta \omega_{B}$ , gde l - koordinata vdol' napravleniya rasprostraneniya izlucheniya. Schitaya ciklotronnuyu liniyu dostatochno uzkoi, predstavim levuyu chast' etogo uravneniya v vide $| \omega_{B}(l + l_{B}) - \omega_{B}(l) | \approx | d\omega_{B} /dl|l_{B}$ , otsyuda nahodim, chto

$l_{B} \approx 2\sqrt{2} (\upsilon_{T_{||}} /c)L_{B}|\cos{\alpha}|\,,$

gde $L_{B} \equiv \omega_{B} |d\omega_{B} /dl|^{-1}$ - harakternyi masshtab neodnorodnosti magnitnogo polya. Dlya plazmy v magnitosfere belogo karlika s dipol'nym polem $L_{B} \approx r/3$ , a $\upsilon_{T_{||}} /c \leq$ 10^{-2}, tak chto dlya dostatochno plavnogo raspredeleniya koncentracii mozhno prenebrech' neodnorodnost'yu N na masshtabe poryadka l_B . Teper' vyyasnim, kakovo predel'noe kolichestvo veshestva, kotoroe mozhet podderzhivat'sya izlucheniem zvezdy v dannoi tochke magnitosfery. Dopustim, chto plazma vokrug zvezdy dostatochno plotnaya i ves' impul's izlucheniya, kotoroe v sostoyanii vzaimodeistvovat' s veshestvom v rassmatrivaemoi tochke, peredaetsya plazme (imenno v etom sluchae radiacionnaya sila budet maksimal'na). Esli veshestvo v girorezonansnom sloe tolshinoi l_B i edinichnoi ploshad'yu vzaimodeistvuet s izlucheniem iz intervala chastot $\Delta \omega_{B}$ vblizi $\omega_{B}(r)$ , to emu peredaetsya impul's $(\pi B_{\omega}(\omega_{B})/ c)(r / R_{*})^{-2} \Delta \omega_{B}$ v edinicu vremeni. Voznikayushaya pri etom sila dolzhna skompensirovat' silu tyazhesti m_pg(r /R_*)^-2Nl_B , deistvuyushuyu na veshestvo v rassmatrivaemom ob'eme. Priravnivaya silu tyazhesti i silu davleniya izlucheniya, nahodim profil' koncentracii plazmy

$N_{g} \approx \frac{\pi B_{\omega} (\omega_{B}) \omega_{B}}{c} \frac{1}{m_{p}gL_{B}}\,.$

Vse prostranstvo mezhdu zvezdoi i ravnovesnoi poverhnost'yu zapolnyaetsya plazmoi s takim raspredeleniem koncentracii za vremya

$t_{g}=\dot{M}^{-1}_{max} \cdot 4\pi R^{2}_{*} \int\limits_{0}^{\pi} \sin \Theta_{*} d\Theta_{*} \int\limits_{1}^{\rho_{0} (\Theta)} m_{p} N_{g} (\rho, \Theta) \rho^{2} d\rho\,.$

Dal'neishee nakoplenie veshestva za schet pritoka s poverhnosti zvezdy narushit ravnovesie sil i privedet k razrusheniyu obolochki. Pri etom magnitosfera "prosvetlitsya", sila davleniya izlucheniya vozrastet i nachnetsya novyi cikl nakopleniya plazmy mezhdu zvezdoi i ravnovesnoi poverhnost'yu.

Kak uvidet' radiacionnyi diskon

Analiz pokazyvaet, chto vokrug goryachih magnitnyh belyh karlikov s dostatochno sil'nym magnitnym polem voznikaet opticheski tolstaya nestacionarnaya plazmennaya obolochka, formiruemaya i podderzhivaemaya davleniem izlucheniya, idushego ot zvezdy. Yasno, chto takaya plazmennaya struktura dolzhna zametno menyat' nablyudaemoe izluchenie zvezdy. Po harakteru etih izmenenii i mozhno sudit' o sushestvovanii radiacionnyh diskonov v Galaktike.

V plazme, nahodyasheisya v magnitosfere belogo karlika, mogut rasprostranyat'sya elektromagnitnye volny dvuh tipov: obyknovennaya i neobyknovennaya [5]. Obe eti volny ellipticheski polyarizovany: konec vektora elektricheskogo polya opisyvaet ellips, podobnyi proekcii larmorovskoi okruzhnosti elektrona na ploskost', perpendikulyarnuyu napravleniyu rasprostraneniya volny (pri rasprostranenii vdol' magnitnogo polya etot ellips vyrozhdaetsya v okruzhnost', a poperek - v otrezok). Neobyknovennaya volna polyarizovana tak, chto elektricheskii vektor vrashaetsya v tu zhe storonu, chto i elektron v magnitnom pole. Dlya etoi volny ciklotronnyi rezonans proyavlyaetsya naibolee sil'no. V obyknovennoi volne vrashenie vektora elektricheskogo polya protivopolozhno vrasheniyu elektrona, poetomu ona vzaimodeistvuet s plazmoi gorazdo slabee. Ciklotronnyi rezonans dlya obyknovennyh voln v plazme na belyh karlikah prakticheski otsutstvuet, v to vremya kak sil'noe ciklotronnoe rasseyanie neobyknovennogo izlucheniya v neodnorodnom magnitnom pole delaet ego izotropnym. Intensivnost' rasseyannogo neobyknovennogo izlucheniya, vyhodyashego vo vse storony iz girorezonansnogo sloya, sostavlyaet primerno polovinu togo, chto podhodit k nemu ot poverhnosti zvezdy: $I_{\omega 1} \approx I_{\omega 2}^{*} /2 \approx B_{\omega}^{*} /2$ . Naprotiv, intensivnost' obyknovennoi komponenty prakticheski ne menyaetsya: $I_{\omega 2} \approx I_{\omega 2}^{*} \approx B_{\omega}^{*}$ . Sledovatel'no, esli zvezda zakryta ot nablyudatelya opticheski tolstoi plazmennoi obolochkoi, v ee spektre na chastotah $\omega$ v intervale $\omega_{B}(r_{0}) \leq \omega \leq \omega_{B}(R_{*})$ vozniknet deficit izlucheniya: ego intensivnost' sostavit lish' $(I_{\omega 1} + I_{\omega 2})/(I_{\omega 1}^{*} + I_{\omega 2}^{*}) \approx 3/4$ ot urovnya izlucheniya fotosfery. Izluchenie v predelah ukazannogo chastotnogo intervala (polosy depressii) dolzhno byt' sil'no polyarizovano, tak kak $(I_{\omega 1} - I_{\omega 2})/(I_{\omega 1} + I_{\omega 2}) \approx 1/2$ . Nakonec, lyubye variacii plotnosti plazmy vokrug zvezdy dolzhny proyavlyat'sya v vide peremennosti intensivnosti izlucheniya i stepeni ego polyarizacii v polose depressii. Perechislennye harakternye cherty dovol'no legko obnaruzhit', chto delaet poisk diskonov otnyud' ne beznadezhnym delom.

Naibolee veroyatnym kandidatom v radiacionnye diskony yavlyaetsya magnitnyi belyi karlik GD229 - samyi neobychnyi predstavitel' etoi nebol'shoi gruppy zvezd. Ego izluchenie v nepreryvnom spektre sil'no polyarizovano: stepen' lineinoi polyarizacii opticheskogo kontinuuma sostavlyaet okolo 4%, chto kosvennym obrazom ukazyvaet na nalichie sil'nogo magnitnogo polya. Pomimo etogo GD229 imeet isklyuchitel'no bogatyi spektr, soderzhashii mnozhestvo osobennostei v pogloshenii (ris. 4).

Ris. 4. Spektr magnitnogo belogo karlika GD229 ot infrakrasnogo do ul'trafioletovogo diapazona [6]. Vidny mnogochislennye spektral'nye osobennosti v opticheskom diapazone i sil'neishaya polosa depressii v blizhnem ul'trafioletovom diapazone na dlinah voln 2000-3000 A

Neodnokratnye popytki interpretirovat' vsyu sovokupnost' nablyudaemyh linii i polos uspeha poka ne imeli, tak chto uzhe bolee 15 let spektr zvezdy ostaetsya neob'yasnennym. Odnako ego naibolee zametnuyu detal' - chrezvychaino shirokuyu i glubokuyu polosu poglosheniya v blizhnem ul'trafioletovom diapazone na dlinah voln 2000-3000 A - mozhno ob'yasnit' ciklotronnym rasseyaniem v plazmennoi obolochke, nahodyasheisya v neodnorodnom magnitnom pole vokrug zvezdy i zakryvayushei ot nablyudatelya ves' ee disk. Al'ternativnoe ob'yasnenie, chto takaya spektral'naya osobennost' obyazana svoim proishozhdeniem kakomu-libo atomnomu perehodu, modificirovannomu v sil'nom magnitnom pole, kazhetsya ves'ma maloveroyatnym.

O magnitnom pole zvezdy v sluchae ciklotronnogo proishozhdeniya mozhno sudit' po polozheniyu etoi polosy v spektre. Schitaya, chto korotkovolnovyi krai depressii sootvetstvuet magnitnomu polyu vblizi ekvatora belogo karlika, poluchim ocenku velichiny etogo polya 5 $\cdot$ 10⁸ Gs (sootvetstvenno pole na magnitnom polyuse B_p $\approx$ 10⁹ Gs). Forma spektra vne polosy depressii sootvetstvuet izlucheniyu chernogo tela s temperaturoi T_* $\approx$ (1,8-2) $\cdot$ 10⁴ K. Soglasno diagramme na ris. 2, sushestvovanie stacionarnoi fotosfery pri etom nevozmozhno, i dolzhen voznikat' veter, porozhdaemyi izlucheniem na ciklotronnyh chastotah. Pri etom s poverhnosti zvezdy mozhet istekat' okolo 20 000 t veshestva v sekundu. Ravnovesnaya poverhnost', na kotoroi sravnivayutsya prodol'nye komponenty sily tyazhesti i sily davleniya izlucheniya, v rassmatrivaemom sluchae otstoit ot poverhnosti zvezdy primerno na 3R_* v napravlenii magnitnoi osi i na 2,2R_* v ploskosti magnitnogo ekvatora. Pri ukazannom tempe poteri massy prostranstvo mezhdu zvezdoi i etoi ravnovesnoi poverhnost'yu zapolnyaetsya opticheski tolstoi plazmoi za vremya poryadka odnogo chasa.

Ciklotronnoe rasseyanie izlucheniya zvezdy v etoi plazmennoi obolochke mozhet privesti k vozniknoveniyu shirokoi polosy depressii na urovne 75% ot urovnya kontinuuma. Eto pervoe sledstvie, k kotoromu privodit model' radiacionnogo diskona. Ego mozhno proverit' pol'zuyas' izvestnymi nablyudatel'nymi dannym. Risunok 5 pokazyvaet, chto intensivnost' v polose depressii v spektre GD229 deistvitel'no blizka k znacheniyu, ukazyvaemomu teoriei.

Ris. 5. Spektr GD229 v blizhnem ul'trafioletovom diapazone, poluchennyi sputnikom IUE 23 yanvarya 1980 goda vo vremya seansa nablyudenii dlitel'nost'yu 60 min [7]. Po vertikal'noi osi otlozheno otnoshenie spektral'nogo potoka izlucheniya zvezdy k spektral'nomu potoku izlucheniya absolyutno chernogo tela s temperaturoi 1,8 $\cdot$ 10⁴ K, uroven' kotorogo pokazan shtrihovoi liniei. Krasnaya gorizontal'naya liniya sootvetstvuet ocenke potoka izlucheniya v polose depressii, formiruemoi za schet ciklotronnogo rasseyaniya v magnitosfere diskona

Vtorym vazhnym predskazaniem v modeli diskona yavlyaetsya sil'naya polyarizaciya izlucheniya v polose depressii, kotoraya mozhet dostigat' desyatkov procentov. K sozhaleniyu, nam ne udalos' poluchit' kakie-libo dannye o polyarimetricheskih nablyudeniyah GD229 v ul'trafioletovom diapazone i proverit' eto predskazanie teorii my ne smogli. Nakonec, tret'e interesnoe sledstvie sushestvovaniya vokrug GD229 nestacionarnoi plazmennoi atmosfery, podderzhivaemoi ciklotronnym izlucheniem, - peremennost' izlucheniya v polose depressii s harakternymi vremenami okolo 1 chasa. Nablyudatel'nye dannye dayut nekotorye ukazaniya na podobnuyu peremennost'. Na ris. 6 predstavleny ul'trafioletovye spektry GD229, poluchennye v yanvare 1980 goda. Vremya nakopleniya spektrov sostavlyalo ot 60 do 90 minut. Chtoby snizit' vliyanie postoronnih shumov, my usrednili nablyudatel'nye dannye po dlinam voln. Grafiki pokazyvayut, chto izmenenie urovnya izlucheniya v polose depressii statisticheski znachimo. Konechno, eto lish' predvaritel'nyi rezul'tat. S bol'shei uverennost'yu govorit' o tom, chto GD229 - radiacionnyi diskon, mozhno budet posle provedeniya dopolnitel'nyh spektral'nyh i polyarizacionnyh nablyudenii.

Ris. 6. Ukazaniya na peremennost' izlucheniya v polose depressii v spektre GD229. Gistogrammy pokazyvayut srednyuyu intensivnost' izlucheniya v sootvetstvuyushih intervalah dlin voln dlya treh nablyudenii dlitel'nost'yu 80 min (zelenaya liniya), 60 min (golubaya liniya) i 90 min (oranzhevaya liniya), vypolnennyh v yanvare 1980 goda sputnikom IUE. Edinicy izmereniya po vertikal'noi osi takie zhe, kak na ris. 5. Shtrihi u tochek sootvetstvuyut trem standartnym otkloneniyam s ot ukazannogo srednego znacheniya. Odin iz spektrov na dlinah voln 1900-2760 A otlichaetsya ot drugih bolee chem na 3 $\sigma$ , chto mozhet svidetel'stvovat' o peremennosti izlucheniya v polose depressii 2000-3000 A

Interesno otmetit', chto v spektre drugogo kandidata v radiacionnye diskony - belogo karlika PG1031+234 takzhe imeetsya ukazanie na nalichie polosy depressii v ul'trafioletovom diapazone, kuda popadaet girochastota, sootvetstvuyushaya magnitnomu polyu etoi zvezdy B $\approx$ (0,5-1) $\cdot$ 10⁹ Gs. Deistvitel'no, soglasno ris. 7, spektr PG1031+234 v infrakrasnom i vidimom diapazonah horosho sootvetstvuet temperature T_* $\approx$ 2,5 $\cdot$ 10⁴ K, v to vremya kak v ul'trafioletovoi chasti spektra intensivnost' nablyudaemogo izlucheniya znachitel'no men'she. Po nashemu mneniyu, eto svidetel'stvuet o nalichii shirokoi polosy depressii, kotoraya formiruetsya tochno tak zhe, kak na GD229. Podtverdit' etu gipotezu mogli by nablyudeniya polyarizacii i vremennoi peremennosti ul'trafioletovogo izlucheniya PG1031+234.

Ris. 7. Spektral'nyi potok f_n nablyudaemogo izlucheniya magnitnogo belogo karlika PG1031+234; $\lambda$ - dlina volny v mikronah [8]. Tochkami pokazany nablyudatel'nye dannye, shtrihovaya liniya sootvetstvuet izlucheniyu fotosfery s temperaturoi T_* $\approx$ 2,5 $\cdot$ 10⁴ K. Deficit izlucheniya v ul'trafioletovoi chasti spektra mozhet ukazyvat' na sushestvovanie shirokoi i glubokoi polosy depressii

Ob'ekty, podobnye opisannomu v stat'e radiacionnomu diskonu, trebuyut dlya svoego sushestvovaniya lish' dostatochno vysokoi temperatury poverhnosti zvezdy i sil'nogo magnitnogo polya. V etom smysle model' radiacionnogo diskona universal'na. Pomimo magnitnyh belyh karlikov plazmennyi veter i obolochki, porozhdaemye davleniem izlucheniya na ciklotronnyh chastotah, mogut nablyudat'sya u central'nyh zvezd planetarnyh tumannostei - evolyucionnyh predshestvennikov belyh karlikov, kotorye imeyut temperaturu T_* $\geq$ 10⁵ K (konechno, pri uslovii, chto magnitnoe pole etih zvezd prevyshaet 10⁸ Gs), a takzhe u odinochnyh neitronnyh zvezd s B $\approx$ (0,2-1) $\cdot$ 10¹¹ Gs i T_* $\approx$ (2-4) $\cdot$ 10⁶ K. U neitronnyh zvezd s parametrami B $\geq$ 10¹⁰ Gs i T_* $\approx$ (1-3) $\cdot$ 10⁷ K, kotorye vhodyat v sostav malomassivnyh rentgenovskih dvoinyh sistem, diskony mogut formirovat'sya sporadicheski vo vremya rentgenovskih vspleskov, a v spokoinom sostoyanii radiacionnoe davlenie mozhet menyat' temp akkrecii i porozhdat' kvaziperiodicheskie oscillyacii nablyudaemogo rentgenovskogo izlucheniya. Razvitie teorii radiacionnyh diskonov primenitel'no k etim ob'ektam - delo blizhaishego budushego.

Literatura


[1]	Bespalov P.A., Zheleznyakov V.V. // Pis'ma v "Astron. zhurn." 1990. T. 16. S. 1030.
[2]	Zheleznyakov V.V., Serber A.V. // Tam zhe. 1991. T. 17. S. 419.
[3]	Zheleznyakov V.V., Serber A.V. // Space Sci. Rev. 1994. Vol. 68. P. 275.
[4]	Zheleznyakov V.V., Serber A.V., Kuijpers J. // Astron. Astrophys. 1996. Vol. 308. P. 465.
[5]	Zheleznyakov V.V. Radiation in Astrophysical Plasmas. Kluwer Acad. Publ., 1996
[6]	Schmidt G.D., Latter W.B., Foltz C.B. // Astrophys. J. 1990. Vol. 350. P. 758.
[7]	Green R.F., Liebert J. // Publ. Astron. Soc. Pacific. 1981. Vol. 93. P. 105.
[8]	Schmidt G.D., West S.C., Liebert J. et al. // Astrophys. J. 1986. Vol. 309. P. 318.

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce