Собственная поляризация звездного излучения

Звезды, туманности, галактики

Труды симпозиума, посвященного 60-летию академика В. А. Амбарцумяна

Бюракан, 16 - 19 сентября 1968 года

Физика нестационарных звезд и туманностей

Собственная поляризация звездного излучения, выявляемая по ее переменности, и новая возможность обнаружения околозвездной материи

В. А. Домбровский
Астрономическая обсерватория Ленинградского государственного университета
...Однако из-за крайне иррегулярного распределения межзвездной поляризующей свет материи все подобные утверждения должны делаться с большой осторожностью. 2) Межзвездная поляризация обладает некоторой зависимостью oт длины волны, и хотя эта зависимость может меняться от звезды к звезде, общий ее характер достаточно определен. Поэтому во всех случаях, когда обнаруживается поляризация с иной зависимостью от длины волны, в частности поляризация, заметно растущая к коротковолновой области спектра, есть основания предполагать, что мы снова столкнулись с собственной поляризацией звездного излучения. 3) Для межзвездной поляризации представляются весьма мало вероятными сколько-нибудь быстрые и значительные ее изменения со временем. Поэтому всегда, когда обнаруживается переменность поляризации звездного излучения и особенно если эта переменность носит периодический характер, можно доста­точно обоснованно утверждать, что мы наблюдаем собственную поляризацию звездного излучения.
Все эти три возможности широко используются в работах по поискам собственной поляризации звездного излучения, которые уже много лет ведутся в Ленинградском университете. В настоящем сообщении мы остановимся лишь на одной из этих возможностей—возможности выявления собственной поляризации звездного излучения по ее переменности.
Нужно заметить, что установление переменности поляризации представляет далеко не простую задачу. Наблюдатели, как правило, переоценивают точность своих наблюдений. Кроме того, поляризационные наблюдения часто оказываются обремененными различными трудно выявляемыми и учитываемыми систематическими ошибками. В результате суждения об изменении поляризации на основании сравнения отдельных независимых наблюдений, особенно разных наблюдателей, всегда представляются недостаточно обоснованными, и нам кажется, что для получения заключений о переменности поляризации, которым можно было бы безоговорочно доверять, по существу необходимы специально поставленные наблюдения. Наш опыт показывает, что для получения уверенных выводов необходимо не менее 1/4 наблюдательного времени тратить на наблюдения стандартов, калибровку и прочие вспомогательные работы.
В этой связи важно отметить, что из-за малого внимания к учету различных систематических ошибок до настоящего времени сохранили свое значение далеко не все те работы по обнаружению переменности поляризации излучения звезд, которые были выполнены в период, непосредственно последовавший за самим открытием эффекта поляризации звездного излучения. К сожалению, недостаточно проверенные сообщения о переменности поляризации звездного излучения все еще продолжают появляться и так как каждое сообщение, устанавливающее факт действительно происходящих изменений поляризации звездного излучения со временем, представляет значительный интерес, мы стремимся иметь о всех публикациях подобного рода свое независимое суждение на основании собственных наблюдений. В результате таких наблюдений [2] не получили подтверждения неоднократные заявления об обнаружении значительной переменности поляризации излучения магнитных переменных звезд. Не были подтверждены и найденные рядом авторов изменения поляри­зации излучения звезд типа UV Ceti и SS Cygni [3]. Также не подтвердилось и сообщение о значительном (более чем на 10%) возрастании поляризации в минимуме блеска у затменной переменной RW Trianguli и т. п. Вместе с тем подобные же наблюдения, выполненные в последние годы, позволили нам совершенно уверенно выявить, а затем и изучить немало случаев безусловно реальных изменений поляризации звездного излучения со временем.
В работах по поискам переменности поляризации звездного излучения мы основное внимание уделяем наблюдениям различных типов переменных звезд, полагая, что переменность собственной поляризации излучения звезды не может не быть в той или иной мере связанной с изменением других ее характеристик. К настоящему времени наиболее определенные данные получены относительно затменных переменных звезд, а также относительно долгопериодических, неправильных и полуправильных переменных, принадлежащих к группе холодных звезд высокой светимости.
Поиски переменной поляризации в излучении затменных переменных звезд начались еще в конце сороковых годов, сразу же после того, как В. В. Соболев и С. Чандрасекхар теоретически предсказали появление поляризации в излучении горячих звезд в период их затмений холодными спутниками. С этих наблюдений, собственно говоря, и началась вся звездная поляриметрия, т. к. при их проведении была открыта межзвездная поляризация света. Что же касается эффекта Соболева—Чандрасекхара, то он по-существу не найден до сих пор ни у одной звезды. Но, вместе с тем, уже в начале шестидесятых годов удалось с полной уверенностью установить, что поляризация излучения затменной переменной звезды в Lyrae меняется с течением времени. Периодический характер найденных изменений не позволял сомневаться, что в излучении в Lyrae присутствует собственная поляризация. Найденный эффект был сразу же интерпретирован как воз­никающий при рассеянии света в газовой оболочке, окружающей эту звезду [4, 5]. В последующие годы работы в этом направлении были продолжены в ряде обсерваторий, в том числе и в обсерватории Ленинградского университета [6], и они позволили выявить собственную поляризацию в излучении еще нескольких затменных переменных звезд. Во всех случаях эффект снова был сочтен связанным с рассеянием света а газовых оболочках.
Непосредственно наблюдаемые изменения поляризации в разных случаях предстают перед нами протекающими совер­шенно различным образом, однако после исключения межзвездной поляризации (что, кстати говоря, является в боль­шинстве случаев довольно сложной задачей) они показывают некоторые общие закономерности—степень поляризации, как правило, возрастает в главном минимуме, а направление преимущественных колебаний все время сохраняется примерно одинаковым. Эти закономерности хорошо видны на рис. 1, где представлено, согласно наблюдениям О. С. Шулова, изменение собственной поляризации (т. е. наблюденной поляриза­ции после исключения из нее межзвездной поляризации) в зависимости от фазы изменения блеска для RY Persei. Указанные здесь особенности в поведении собственной поляризации излу­чения затменных переменных звезд непринужденно объясняют­ся, если принять, что поляризация их излучения во всех случаях связана с рассеянием света на околозвездной материи. Тогда возрастание поляризации во время минимумов блеска можно считать естественным следствием уменьшения при затмениях доли неполяризованного излучения звезд в общем потоке доходящего до нас излучения системы звезды+диффузная материя и неизменность направления преимущественных колебаний легко объясняется допущением, что рассеивающая свет материя всегда концентрируется к плоскости орбитально­го движения в системе. Теоретический анализ показывает, что за рассеяние света должны быть ответственны в основном свободные электроны. Затем, детальное рассмотрение поля­ризационных кривых позволяет в некоторых случаях достаточно надежно изучить пространственное распределение околозвездной материи (как это сделано, например, для в Lyrae в работе [7]).
Таким образом, поляризационные наблюдения доставляют нам независимый метод обнаружения околозвездной материи в системах фотометрически двойных звезд. В тех случаях, когда результаты применения этого нового метода могли быть сравнены с результатами, полученными из фотометрических и спектроскопических наблюдений, они оказа­лись в хорошем согласии. Однако важно подчеркнуть, что новый метод обладает значительно более высокой чувствительностью. Так, для RY Persei фотометрические наблюдения не дают никаких указаний на существование газовой оболочки, спектроскопические позволяют только заподозрить ее присутствие и лишь поляризационные наблюдения уверенно ее выявляют. Кроме того, он весьма эффективен для изучения геометрической картины распределения околозвездной мате­рии в проекции на плоскость неба. Особенно перспективными представляются наблюдения, выполняемые в разных спект­ральных областях для систем с компонентами возможно более различных спектральных типов.
Первые сообщения о возможной переменности поляризации излучения холодных переменных звезд высокой светимости в литературе появились более десяти лет тому назад. Однако убедительность этих сообщений тогда была признана далеко не всеми. И должно было пройти еще несколько лет, прежде чем, несмотря на сомнения, переменность поляризации излучения этих звезд оказалась признанной. В настоящее время благодаря целому ряду работ, выполненных в последние годы, доказана переменность поляризации излучения многих звезд этого типа. Основываясь на обнаруженной переменности поляризации и используя ряд других указаний мы сейчас можем утверждать, что в излучении значительной части долгопериодических, неправильных и полуправильных переменных звезд присутствует собственная поляризация. Однако поведение этой поляризации со временем и ее особенности, даже основные, пока почти не изучены. Отсутствие исходных наблюдательных данных объясняет, почему до сих пор не могла быть выдвинута сколько-нибудь обосно­ванная гипотеза происхождения собственной поляризации в излучении этих переменных звезд. Это, в частности, относится и к гипотезе, недавно выдвинутой Донном, Стечером и др. [8].
Для того, чтобы обеспечить рассмотрение природы собственной поляризации излучения холодных переменных звезд высокой светимости фактическим материалом, некоторые из этих звезд были включены в программу наших поляризацион­ных наблюдений. На протяжении последних лет для них было получено большое количество поляриметрических, фотометрических и колориметрических оценок. Наиболее обширный ряд наблюдений был получен для м Cephei, однако эта звезда из-за отягченности ее излучения межзвездной поляризацией мало подходит для изучения поведения собственной поляри­зации. Поэтому мы сочли целесообразным на первом этапе исследований основное внимание сосредоточить на звездах, расположенных в высоких галактических широтах, для которых межзвездная поляризация должна быть пренебрежимо мала. Из них здесь мы рассмотрим, в качестве примера, результаты, полученные для V Canum Venaticorum.
Для V CVn нам удалось еще в 1966 г. [9], используя наблюдения К. Серковского [10, 11] и наблюдения, выполненные в Астрономической обсерватории Ленинградского университета [З], установить четкую зависимость поляризации от фазы изменения блеска—поляризационная кривая была найдена почти зеркально отображающей кривую изменения блеска. Положение же плоскости преимущественных колеба­ний найдено меняющимся лишь в небольших пределах и без связи с фазой. Вместе с тем была установлена зависимость поляризации от длины волны (степень поляризации найдена возрастающей с уменьшением длины волны), которая в свою очередь оказалась связанной с фазой. Наблюдения последующих лет подтвердили эти выводы.

Рис. 2.  Изменение поляризации и блеска V CVn в период 1967—1968 гг.

На рис. 2 приведено изменение видимой звездной величины V и поляризации—р и О, измеренной в той же области спектра V, для V CVn за период 1967—1968 гг. При рассмотрении рисунка бросаются в глаза значительные изменения степени поляризации, явно связанные с изменением блеска, но вместе с тем видно, что они не являются их зеркальной копией. Вид поляризационной кривой заметно различен а разных циклах. Изменения же положения плоскости преимущественных колебаний снова, как и в 1966 г., невелики и опять не кажутся связанными с фазой.
Четко прослеживаемое увеличение степени поляризации с уменьшением блеска при неизменности положения плоско­сти преимущественных колебаний, до некоторой степени напоминающее поведение поляризации у затменных переменных звезд, наводит на мысль, что и здесь мы имеем дело с оптическим эффектом, когда наблюдается изменение прежде всего обычного неполяризованного излучения звезды, а поляризованное излучение если и испытывает изменения, то они протекают независимым путем. В этом случае изменение зависимости поляризации от длины волны с фазой можно считать естественным следствием изменения с фазой цвета звезды. Такое положение может возникнуть, если, например, звезда время от времени чем-то экранируется, а поляризованное излучение возникает вне звезды (но в ее непосредственных окрестностях) и такому воздействию не подвергается. Для установления природы поляризованной части излучения нам кажется важным отметить, что зависимость поляризации от длины волны оказывается очень сходной с зависимостью коэффициента рассеяния света от длины волны в пылевых туманностях. Это означает, что наблюдаемая зависимость P(Л) автоматически получится, если допустить, что поляризованное излучение возникает при рассеянии света на пыли.
Эти новые наблюдательные данные дают, мы думаем, достаточно оснований, чтобы предложить следующее объяс­нение собственной поляризации в излучении холодных пере­менных звезд высокой светимости. Поляризация в излучении этих звезд возникает при рассеянии света в окружающих их пылевых оболочках. При этом для того, чтобы получить наблюдаемую степень поляризации, необходимо принять, что эти оболочки достаточно мощны и заметно асимметричны. Для того же, чтобы объяснить неизменность плоскости поля­ризации, наблюдаемую у V CVn, нужно, кроме того, принять что у нее эта оболочка сильно сконцентрирована к одной плоскости и что эта плоскость оказалась проходящей через наблюдателя. Допуская, что эти оболочки способны поглощать и рассеивать излучение и что их толщина способна меняться при изменении температуры центральной звезды. легко можно представить, как небольшое уменьшение температуры звезды приводит к развитию оболочки, которая, экранируя прямое излучение звезды, усугубляет изменение ее ви­димого блеска и цвета при сохранении почти неизменным количества возникающего в ней рассеянного света. В результате должна появиться переменная поляризация в излучении звезды, напоминающая наблюденную у V CVn. У других звезд, например у Z Ursae Majoris, в поведении поляризации есть свои особенности, но они также могут быть объяснены на основе предложенной концепции.
Если предложенное объяснение справедливо, то мы путем поляризационных наблюдений получаем доступ к иссле­дованию диффузной материи, находящейся в окрестностях холодных переменных звезд высокой светимости.

ЛИТЕРАТУРА

1.В.А. Домбровский. Доклады на научных сессиях ЛГУ, 1951-52гг,1953—54 гг., Тезисы, Изд. ЛГУ, 1952 г., стр. 23; 1954 г., стр. 10 и др.
2. В. А. Яковлева, Труды АО ЛГУ. 23, 64, 1966.
3. В.А. Домбровский, Т. А. Полякова,В. А. Яковлева, Труды АО ЛГУ,25, 1958.
4. О. С. Шулов. Труды АО ЛГУ, 19, 155, 1962.
5. Н. М. Шаховский. Астрон. ж., 39, 755, 1962.
6. О. С. Шулов, Труды АО ЛГУ, 24, 38, 1967.
7. О. С. Шулов. Астрофизика, 3, 233, 1967.
8. В. Dопп, Т. Р. Stecher, N. C. Wickramasinghe, D. A. Williams, Astrophys. J., 145, 949. 1966.
9. В. А. Домбровский, Астрон. цирк., № 403. 5, 1967.
10.K. Serkowski, Astrophys. J., 144, 435, 1966.
11. K. Serkowski, Inf. Bull. Variable Stars, No. 141, 1966.

ДИСКУССИЯ

Э. Р. Мустель. Чем отличается изученная Вами звезда V СVn от других звезд аналогичного класса?

В. А. Домбровский. V СVn является обычной звездой типа SRа спектрального класса М. В смысле поляризационных характеристик она принципиально не отличается от других подобных звезд, но собственная поляризация у нее выражена более резко, чем у других звезд.