Звезды: их рождение, жизнь и смерть

В последовавшие после открытия источника Скорпион Х-1 8 лет развитие рентгеновской астрономии все еще было недостаточно быстрым. Наблюдения проводились на ракетах, причем запуски их были немногочисленны и более или менее случайны (исключение составило наблюдение покрытия рентгеновского источника в Крабовидной туманности Луной, о чем речь шла в § 17). Все же в этот период была получена весьма ценная информация о природе рентгеновских источников. Прежде всего обращает на себя внимание огромная величина потока рентгеновского излучения от источника Скорпион Х-1. В интервале энергии рентгеновских квантов 1—10 кэВ (длины волн порядка нескольких ангстрем) этот поток 3 10^-7 эрг/см². Примерно такой же поток (болометрический!) дает звезда седьмой видимой величины. Только в 1966 г. улучшившаяся техника рентгеноастрономических наблюдений дала возможность локализовать на небе источник в Скорпионе с точностью в несколько минут дуги, что сразу же позволило отождествить этот загадочный объект с довольно слабой и до того времени ничем не обращавшей на себя внимание звездой 13-й величины. К этому времени было обнаружено, что поток рентгеновского излучения от источника Скорпион Х-1 довольно сильно меняется: ото дня ко дню вариации потока достигают многих десятков процентов. Оптическая звездочка, отождествляемая с этим источником, также довольно беспорядочно меняет свой блеск (примерно от 12-й до 13-й звездной величины), причем эти изменения практически не связаны с изменениями рентгеновского потока (см., однако, ниже).

Спектр источника Скорпион Х-1 многократно измерялся и в области 1—20 кэВ хорошо представляется экспоненциальным законом

(23.1)

где E — энергия рентгеновских квантов, T — параметр, имеющий смысл температуры. Величина T порядка нескольких десятков миллионов кельвинов. Такой спектр бывает у очень горячей плазмы с температурой T, причем эта плазма должна быть прозрачна к собственному рентгеновскому излучению. Наряду с изменениями потока рентгеновского излучения наблюдаются одновременные изменения спектра, который, однако, сохраняет свой экспоненциальный характер. При таких изменениях характеризующая спектр температура меняется от 25 до 100 миллионов кельвинов! Следует, однако, заметить, что в области высоких энергий (E 50 кэВ) в спектре источника Скорпион Х-1 имеется довольно значительное избыточное излучение, заведомо не являющееся «продолжением» излучения горячей плазмы в этом спектральном диапазоне.

Оптический спектр звездочки, с которой отождествляется Скорпион Х-1, изображен на рис. 23.1. В ближней инфракрасной области спектральная плотность потока излучения растет с ростом частоты, а в видимой и ультрафиолетовой областях спектральная кривая идет почти горизонтально. Важную точку на спектральной кривой дали наблюдения в ультрафиолетовой области около 1500 Å, выполненные методами внеатмосферной астрономии. Эта точка ложится на продолжение горизонтальной части кривой рис. 23.1. На этот яркий непрерывный спектр накладываются довольно слабые линии излучения бальмеровской серии водорода, гелия и ионизованных атомов углерода и кислорода. Интенсивности этих линий, равно как и их лучевые скорости, очень сильно меняются. Например, лучевые скорости за несколько часов колеблются в пределах многих сотен километров в секунду, меняя при этом свой знак. Это означает, что облака ионизованного газа, излучающего эти линии, иногда движутся с такой большой скоростью на наблюдателя, иногда — от него. Интересно, что лучевые скорости линий, принадлежащих разным элементам, различны и часто меняются в противоположной фазе. Все вместе это означает, что в окрестностях источника Скорпион Х-1 происходят бурные процессы, сопровождаемые выбросами довольно больших масс газа.

Рис. 23.1: Оптический и инфракрасный спектр источника Скорпион Х-1.

Основная часть непрерывного оптического спектра источника Скорпион Х-1 скорее всего является продолжением его рентгеновского спектра. Это означает, что как рентгеновское, так и оптическое излучение этого источника представляет собой обыкновенное тепловое излучение очень горячего газа, температура которого порядка нескольких десятков миллионов градусов. Но так как коэффициент поглощения такого газа сильно растет с уменьшением частоты излучения, то в близкой инфракрасной и в красной областях спектра он уже перестает быть прозрачным для собственного излучения. На этих частотах горячий газ должен поэтому излучать как абсолютно черное тело. В области частот, удовлетворяющих условию h < kT, зависимость интенсивности от частоты должна определяться классической формулой Рэлея — Джинса:

(23.2)