1. Radiacionnyi diskon – novyi astrofizicheskii ob'ekt

Naryadu s obychnymi zvezdami, svet kotoryh mozhno videt' nevooruzhennym glazom, v nashei i v 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 vyrozhdennogo gaza 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 razmery neitronnyh zvezd eshe men'she, vsego lish' 10-15 km, v to vremya kak ih massy poryadka massy Solnca M_ʘ. 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) ω_B=eB/mc i ee garmonikah ω_B (zdes' B – indukciya magnitnogo polya, 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' 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 kak rentgenovskih pul'sarov, tak i kosmicheskih gamma-vspleskov. Sil'nye magnitnye polya vyrozhdennyh zvezd mogut vliyat' na dvizhenie plazmy. Vo-pervyh, sil'noe magnitnoe pole opredelyaet kartinu techeniya 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. 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 zvezdy i razgonyat' veshestvo v takih techeniyah do subrelyativistskih skorostei. Ono sposobno tormozit' veshestvo v akkrecionnoi kolonke rentgenovskogo pul'sara i, nakonec, formirovat' plazmennye struktury osobogo tipa v magnitosferah odinochnyh zvezd.

Pust' 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.

Ris. 1. Model' radiacionnogo diskona: 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 soobrazheniya lezhat v osnove gipotezy o vozmozhnom sushestvovanii novyh astrofizicheskih ob'ektov – radiacionnyh diskonov (sm. shemu na ris. 1). Oni 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. Sama vozmozhnost' sushestvovaniya diskov okolo zvezdnyh ob'ektov horosho izvestna v astrofizike. Takie diski, nazyvaemye akkrecionnymi, 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.

2. Usloviya vozniknoveniya diskona

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

Serdce diskona – eto 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 indukcii 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). 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

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. Oranzhevymi kruzhkami pokazano polozhenie na etoi diagramme izvestnyh magnitnyh belyh karlikov, sinimi – zvezdy, yavlyayushiesya kandidatami v radiacionnye diskony

Zdes' v ploskosti parametrov lgB-lgT_* provedena krivaya, sootvetstvuyushaya tem znacheniyam temperatury i indukcii magnitnogo polya, pri kotoryh sila davleniya izlucheniya ravna sile tyazhesti g=10⁸ sm/s² na poverhnosti belogo karlika. Pri men'shih temperaturah, sleva ot etoi krivoi, preobladaet tyagotenie i veshestvo fotosfery nahoditsya v gidrostaticheskom ravnovesii. 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 20000 K; magnitnoe pole zvezdy pri etom dolzhno byt' ravno (3-6)·10⁸ Gs, chto v celom soglasuetsya s privedennoi vyshe ocenkoi blagopriyatnoi velichiny indukcii magnitnogo polya B. Oranzhevymi kruzhkami na diagramme pokazany sootvetstvuyushie parametry izvestnyh belyh karlikov, sinimi otmecheny tri zvezdy s naibolee sil'nym magnitnym polem: GD 229, PG 1031+234 i GrW+70°8247. Oni imeyut dovol'no vysokuyu temperaturu, tak chto vpolne mogut stat' kandidatami v radiacionnye diskony.

3. Intensivnost' zvezdnogo vetra

Chtoby ocenit' potok veshestva, kotoryi mozhet sozdavat'sya davleniem ciklotronnogo izlucheniya vblizi poverhnosti zvezdy, nado dopustit', chto vdol' silovyh linii magnitnogo polya cherez edinicu ploshadi v edinicu vremeni prohodit J chastic, kotorye razgonyayutsya ot dozvukovoi skorosti v osnovanii techeniya do bol'shih sverhzvukovyh skorostei v_∞ 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 ω_B v sisteme otscheta, svyazannoi s plazmoi. V sootvetstvii s effektom Doplera sootvetstvuyushaya chastota izlucheniya v sisteme otscheta, svyazannoi so zvezdoi, ravna ω_B(1+v/c). Sledovatel'no, istekayushee veshestvo, razgonyayas' ot skorosti v≪v_∞ do v_∞, perehvatyvaet ves' impul's izlucheniya v intervale chastot shirinoi poryadka v_termω_B/c, gde v_term – teplovaya skorost' chastic. Prodol'naya (vdol' magnitnogo polya) komponenta potoka impul'sa izlucheniya v etom chastotnom intervale

4. Stroenie magnitosfery diskona

Esli predpolozhit', 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), to 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 plazmy v etom sluchae znachitel'no uproshaetsya.

Sila davleniya ciklotronnogo izlucheniya v opticheski tonkoi plazme vokrug zvezdy menyaetsya s rasstoyaniem r ot centra zvezdy, vo-pervyh, iz-za sfericheskoi rashodimosti izlucheniya ego potok padaet proporcional'no (R_*/r)² , gde R_* – radius zvezdy, i, vo-vtoryh, bolee sushestvennoe vliyanie na silu davleniya ciklotronnogo izlucheniya okazyvaet neodnorodnost' dipol'nogo magnitnogo polya, iz-za kotoroi girochastota umen'shaetsya s rasstoyaniem ot zvezdy: ω_B∝ (R_*/r)³. Sootvetstvenno menyaetsya i intensivnost' izlucheniya B_ω^*(ω_B), popadayushego v rezonans s chasticami magnitosfernoi plazmy. Rano ili pozdno girochastota smeshaetsya v nizkochastotnuyu chast' spektra ħω≪kT_*, gde zavisimost' intensivnosti ot chastoty opisyvaetsya zakonom Releya-Dzhinsa; v etom sluchae B_ω^*(ω_B)∝ ω_B²∝ (R_*/r)⁶ . Poetomu, proidya cherez tochku maksimuma, sila davleniya izlucheniya, f_B∝(R_*/r)⁸, nachinaet umen'shat'sya gorazdo bystree, chem sila tyazhesti m_pg(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 dominiruyushim. Poetomu vokrug zvezdy sushestvuet ravnovesnaya poverhnost', na kotoroi komponenty sily davleniya izlucheniya i sily tyazhesti vdol' napravleniya silovyh linii magnitnogo polya kompensiruyut drug druga: f_B^∥(r₀, θ)=m_pg·cosδ . Reshaya eto uravnenie, mozhno opredelit' formu ravnovesnoi poverhnosti, to est' zavisimost' r₀(θ). Rezul'taty takih raschetov privedeny na ris. 3. 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' linii magnitnogo polya opredelyaetsya balansom sil tyazhesti, davleniya plazmy i davleniya izlucheniya:

Ris. 3. Struktura plazmennoi obolochki radiacionnogo diskona. 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

Opredelim tochki, v kotoryh plotnost' plazmy imeet maksimum, to est' vypolnyaetsya dN/dl)=0. Eto, vo-pervyh, ravnovesnaya poverhnost' r₀(θ) i, krome togo, chast' ploskosti magnitnogo ekvatora (θ=π/2), zaklyuchennaya mezhdu zvezdoi i ravnovesnoi poverhnost'yu. Deistvitel'no, v etom meste prodol'nye (vdol' linii 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 koncentracii plazmy v potencial'noi yame vblizi ravnovesnoi poverhnosti imeet vid N(ρ)=N₀ e^-ρ2/Δ2 , gde ρ=(r-r₀(θ))/R_*, N₀ – koncentraciya plazmy na ravnovesnoi poverhnosti,

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 N_ph, to minimal'noe vremya nakopleniya opticheski tolstoi obolochki budet primerno ravno t₀≥ 4π^3/2m_pN_ph R_* r₀²Δ ⁄ (dM ⁄dt)_max .

Ocenki, sdelannye 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' ves'ma korotkoe vremya. Posle etogo vokrug zvezdy nakaplivaetsya dostatochno plotnaya plazma, izmenyayushaya intensivnost' izlucheniya i prostranstvennoe raspredelenie radiacionnogo davleniya. V etom sluchae raspredelenie 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 nachinaet slegka prevyshat' radiacionnuyu, i plazma "prosedaet" blizhe k poverhnosti zvezdy. Tam potok izlucheniya na rezonansnoi chastote bol'she, tak chto sila davleniya izlucheniya, dazhe oslablennaya za schet rasseyaniya v opticheski tolstoi plazme, mozhet skompensirovat' tyagotenie. 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.

Ravnovesnoe raspredelenie koncentracii plazmy zdes' 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, nazyvaemoi girorezonansnym sloem. Ego razmer mozhno ocenit', vspominaya, chto teplovoe dvizhenie elektronov so skorostyami v_T ≈(kT_∥ /m)^1/2 privodit k doplerovskomu razbrosu rezonansnyh chastot Δω_B ≈ 2·2^1/2(v_T /c) ω_B |cosα|, kotoryi obychno sushestvenno men'she ω_B (zdes' α – ugol mezhdu napravleniem rasprostraneniya izlucheniya i napravleniem linii magnitnogo polya). Razmer girorezonansnogo sloya l_B sootvetstvuet rasstoyaniyu, na kotorom girochastota menyaetsya na velichinu poryadka shiriny ciklotronnoi linii: |ω_B(l+l_B)-ω_B(l)| ≈Δω_B, gde l – koordinata vdol' napravleniya rasprostraneniya izlucheniya. Schitaya ciklotronnuyu liniyu dostatochno uzkoi, predstavim levuyu chast' etogo uravneniya v vide |ω_B(l+l_B)-ω_B(l)| ≈|dω_B /dl |·l_B ; otsyuda nahodim, chto l_B≈ 2·2^1/2(v_T /c) L_B|cosα|, gde L_B≡ ω_B|dω_B /dl |^-1 – harakternyi masshtab neodnorodnosti magnitnogo polya. Dlya plazmy v magnitosfere belogo karlika s dipol'nym polem L_B≈r³, v_T /c≤10^-2, tak chto dlya dostatochno plavnogo raspredeleniya koncentracii plazmy mozhno prenebrech' neodnorodnost'yu N na masshtabe poryadka l_B. 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 sila davleniya izlucheniya budet maksimal'na). Esli veshestvo v girorezonansnom sloe tolshinoi l_B i edinichnoi ploshad'yu vzaimodeistvuet s izlucheniem iz intervala chastot Δω_B vblizi ω_B(r), to emu peredaetsya impul's (πB_ω(ω_B)/c) (r/R_*)^-2Δω_B v edinicu vremeni. Voznikayushaya pri etom sila dolzhna skompensirovat' silu tyazhesti m_pg (r/R_*)^-2N l_B, deistvuyushuyu na veshestvo v rassmatrivaemom ob'eme. Ravenstvo sily tyazhesti i sily davleniya izlucheniya daet raspredelenie koncentracii plazmy:

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

5. Metody obnaruzheniya radiacionnogo diskona

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 goryachei zvezdy. 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. Obe eti volny ellipticheski polyarizovany: v neobyknovennoi volne vektor elektricheskogo polya vrashaetsya v tu zhe storonu, chto i elektrony plazmy, a v obyknovennoi – v protivopolozhnom napravlenii. Poetomu neobyknovennaya volna bolee sil'no vzaimodeistvuet s plazmoi, chem obyknovennaya, 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_1ω≈0,5I^*_1ω ≈0,5B_ω^*. Intensivnost' obyknovennoi komponenty prakticheski ne menyaetsya: I_2ω≈I_2ω^* ≈B_ω^* . Sledovatel'no, esli zvezda zakryta ot nablyudatelya opticheski tolstoi plazmennoi obolochkoi, v ee spektre na chastotah v intervale ω_B(r₀)≤ ω_B(R_*) vozniknet deficit izlucheniya: ego intensivnost' sostavit lish' (I_1ω+I_2ω)/(I_1ω^* + I_2ω^* )≈3/4 ot urovnya izlucheniya fotosfery. Izluchenie v predelah ukazannogo chastotnogo intervala (polosy depressii) dolzhno byt' sil'no polyarizovano, tak kak (I_1ω-I_2ω)/(I_1ω+I_2ω)≈0,5 . Nakonec, lyubye variacii plotnosti plazmy vokrug zvezdy dolzhny proyavlyat'sya v vide peremennosti kak intensivnosti izlucheniya, tak i stepeni ego polyarizacii v polose depressii. Perechislennye osobennosti dovol'no legko obnaruzhit', chto delaet poisk diskonov otnyud' ne beznadezhnym delom.

Naibolee veroyatnym kandidatom v radiacionnye diskony yavlyaetsya magnitnyi belyi karlik GD 229 – 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 kosvenno ukazyvaet na nalichie sil'nogo magnitnogo polya. Pomimo etogo, GD 229 imeet isklyuchitel'no bogatyi spektr, soderzhashii mnozhestvo osobennostei v pogloshenii (sm. ris. 4).

Ris. 4. Spektr magnitnogo belogo karlika GD 229 ot infrakrasnogo do ul'trafioletovogo diapazona. Vidny mnogochislennye spektral'nye osobennosti v opticheskom diapazone i sil'naya polosa depressii v blizhnem ul'trafioletovom diapazone na dlinah voln 2000-3000

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 ul'trafioletovom diapazone na dlinah voln 2000-3000 – 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, utverzhdayushee, chto takaya spektral'naya osobennost' obyazana svoim proishozhdeniem kakomu-libo atomnomu perehodu, modificirovannomu v sil'nom magnitnom pole, kazhetsya ves'ma maloveroyatnym.

V sluchae ciklotronnogo proishozhdeniya po polozheniyu etoi polosy v spektre mozhno sudit' o velichine magnitnogo polya zvezdy. Schitaya, chto korotkovolnovyi krai depressii opredelyaetsya velichinoi magnitnogo polya vblizi ekvatora belogo karlika, poluchim ocenku velichiny etogo polya B~5·10⁸ Gs (sootvetstvenno pole na magnitnom polyuse B_p ≈10⁹ Gs). Forma spektra vne polosy depressii sootvetstvuet izlucheniyu chernogo tela s temperaturoi T_* ≈1,8-2·10⁴ K. Soglasno diagramme na ris. 2, sushestvovanie stacionarnoi fotosfery pri etom nevozmozhno, dolzhen voznikat' zvezdnyi veter, porozhdaemyi izlucheniem na ciklotronnyh chastotah. Pri etom s poverhnosti zvezdy mozhet istekat' okolo 20 tysyach tonn veshestva v sekundu. Ravnovesnaya poverhnost', na kotoroi prodol'nye komponenty sily tyazhesti i sily davleniya izlucheniya ravny, v rassmatrivaemom sluchae otstoit ot poverhnosti zvezdy primerno na 3R_* v napravlenii magnitnoi osi i na 2,2R_* v ploskosti magnitnogo ekvatora. Pri takom tempe poteri massy prostranstvo mezhdu zvezdoi i etoi ravnovesnoi poverhnost'yu zapolnyaetsya opticheski tolstoi plazmoi za vremya poryadka 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 dannymi. Risunok 5 pokazyvaet, chto intensivnost' v polose depressii v spektre GD 229 deistvitel'no blizka k znacheniyu, zadavaemomu teoriei.

Ris. 5. Spektr GD 229 v blizhnem ul'trafioletovom diapazone, poluchennyi sputnikom IUE 23 yanvarya 1980 goda vo vremya seansa nablyudenii dlitel'nost'yu 60 min. Po vertikal'noi osi otlozheno otnoshenie spektral'nogo potoka izlucheniya zvezdy k spektral'nomu potoku izlucheniya absolyutno chernogo tela s temperaturoi 1,8·104 K, uroven' kotorogo pokazan shtrihovoi liniei. Sploshnaya 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, do nastoyashego vremeni ne udalos' poluchit' kakie-libo dannye o polyarimetricheskih nablyudeniyah GD 229 v ul'trafioletovom diapazone i proverit' eto predskazanie teorii. Nakonec, tret'e interesnoe sledstvie sushestvovaniya vokrug GD 229 nestacionarnoi plazmennoi atmosfery, podderzhivaemoi ciklotronnym izlucheniem, – peremennost' izlucheniya v polose depressii s harakternymi vremenami poryadka 1 chasa, podtverzhdaemaya nablyudatel'nymi dannymi. Na ris. 6 predstavleny ul'trafioletovye spektry GD 229, poluchennye v yanvare 1980 goda. Vremya nakopleniya spektrov sostavlyalo ot 60 do 90 min. Usrednennye po dlinam voln dlya umen'sheniya vliyaniya postoronnih shumov grafiki pokazyvayut, chto izmenenie urovnya izlucheniya v polose depressii statisticheski znachimo. Eto lish' predvaritel'nyi rezul'tat. S bol'shei uverennost'yu govorit' o tom, chto GD 229 – radiacionnyi diskon, mozhno budet posle provedeniya dopolnitel'nyh spektral'nyh i polyarizacionnyh nablyudenii.

V spektre drugogo kandidata v radiacionnye diskony – belogo karlika PG 1031+234 – takzhe imeetsya ukazanie na nalichie polosy depressii v ul'trafioletovom diapazone, kuda popadaet girochastota, sootvetstvuyushaya velichine magnitnogo polya etoi zvezdy B≈(0,5-1)·10⁹ Gs. Deistvitel'no, soglasno ris. 7, spektr PG 1031+234 v infrakrasnom i vidimom diapazonah sootvetstvuet temperature T_* ≈2,5·10⁴ K, v to vremya kak v ul'trafioletovoi chasti spektra intensivnost' nablyudaemogo izlucheniya znachitel'no men'she. Eto svidetel'stvuet o nalichii shirokoi polosy depressii, kotoraya formiruetsya tochno tak zhe, kak na GD 229. Podtverdit' etu gipotezu mogli by nablyudeniya polyarizacii i vremennoi peremennosti ul'trafioletovogo izlucheniya PG 1031+234.

Ris. 6. Ukazaniya na peremennost' izlucheniya v polose depressii v spektre GD 229. Gistogrammy pokazyvayut srednyuyu intensivnost' izlucheniya v sootvetstvuyushih intervalah dlin voln dlya treh nablyudenii dlitel'nost'yu 80 min (sploshnaya liniya), 60 min (shtrihovaya liniya) i 90 min (punktirnaya liniya), vypolnennyh v yanvare 1980 goda sputnikom IUE. Shtrihi u gistogramm sootvetstvuyut trem standartnym otkloneniyam σ ot ukazannogo srednego znacheniya. Odin iz spektrov na dlinah voln 1900-2760 otlichaetsya ot drugih bolee chem na 3σ , chto mozhet svidetel'stvovat' o peremennosti izlucheniya v polose depressii 2000-3000

Ob'ekty, podobnye opisannomu radiacionnomu diskonu, trebuyut dlya svoego sushestvovaniya dostatochno vysokoi temperatury na poverhnosti zvezdy i sil'nogo magnitnogo polya. V etom smysle model' radiacionnogo diskona ves'ma 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_* ≥10⁵ K (konechno, pri uslovii, chto magnitnoe pole etih zvezd prevyshaet 10⁸ Gs), a takzhe u odinochnyh neitronnyh zvezd s parametrami B≈(0,2-1)·10¹¹ Gs i T_* ≈(2-4)·10⁶ K. U neitronnyh zvezd s parametrami B≥10¹⁰ Gs i T_* ≈(1-3)·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 vliyat' na temp akkrecii i porozhdat' kvaziperiodicheskie oscillyacii nablyudaemogo rentgenovskogo izlucheniya. Razvitie teorii radiacionnyh diskonov primenitel'no k etim ob'ektam – delo blizhaishego budushego.

Ris. 7. Spektr Fν (v logarifmicheskoi shkale) nablyudaemogo izlucheniya magnitnogo belogo karlika PG 1031+234. Tochkami pokazany nablyudatel'nye dannye, shtrihovaya liniya sootvetstvuet izlucheniyu fotosfery s temperaturoi T* ≈2,5·104 K. Deficit izlucheniya v ul'trafioletovoi chasti spektra mozhet ukazyvat' na sushestvovanie shirokoi i glubokoi polosy depressii

Literatura

1. Shklovskii I.S. Zvezdy, ih rozhdenie, zhizn' i smert'. M.: Nauka, 1984
2. Kaplan S.A. Fizika zvezd. M.: Nauka, 1980.
3. Zheleznyakov V.V., Serber A.V. Pis'ma v Astron. zhurn. 1991. T. 17. S. 419.