Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
12,6
– 5,5
230
180
Новая Ящерицы 1936 г.
13,2
– 8,6
1350
600
Новая Кормы 1942 г.
17
– 8,5
500
–
Сразу после достижения звездой максимального блеска в её спектре появляются широкие эмиссионные полосы. Они примерно симметричны относительно центральной частоты и ограничены линиями поглощения с фиолетовой стороны. Абсорбционные линии нового спектра (называемого обычно главным) смещены в фиолетовую сторону на большую величину, чем линии предмаксимального спектра. Иногда в спектре звезды наблюдается несколько систем абсорбционных линий с разными смещениями. Первоначально яркие линии принадлежат атомам с небольшими потенциалами ионизации (в основном водороду и ионизованным металлам), затем появляются линии высокоионизованных атомов (например, He II, N IV, O V). Вместе с такими изменениями ярко-линейчатого спектра постепенно происходит ослабление непрерывного спектра и линий поглощения.
Через несколько месяцев после вспышки в спектре новой звезды обнаруживаются яркие запрещённые линии, характерные для спектров газовых туманностей (в том числе и линии N и N «небулия»), С появлением этих линий новая звезда вступает в «небулярную стадию» своего развития, которая продолжается в течение многих лет. Постепенно небулярный спектр исчезает и звезда возвращается к своему исходному блеску. В это время она имеет спектр класса O, иногда со слабыми эмиссионными линиями.
На фотографиях новой звезды, снятых через несколько лет после вспышки, видна туманность, окружающая звезду. Эта туманность расширяется с огромной скоростью и затем рассеивается в пространстве. Существование таких туманностей не оставляет сомнения в том, что при вспышке новой происходит отрыв от звезды её внешних слоёв. Ниже будет показано, что изменения блеска и спектра новой звезды объясняются постепенным расширением оторвавшейся оболочки.
Приведённые наблюдательные данные относятся к типичным новым звёздам. Однако подобные вспышки испытывают и некоторые другие звёзды. Из них ближе всего к типичным новым примыкают повторные новые звёзды. В отличие от типичных любых, которые за все время наблюдения вспыхивали лишь по одному разу, повторные новые вспыхивали по нескольку раз. При вспышке повторной новой происходят примерно такие же явления, как и при вспышке типичной новой, но они отличаются меньшим масштабом. Список всех известных в настоящее время повторных новых дан в табл. 47.
Таблица 47
Повторные новые звёзды
Звезда
Годы вспышек
Пределы изменения
звёздной величины
N
Ориона
1677, 1750, 1892
6
m
–
11
m
T
Компаса
1890, 1902, 1920, 1941
6
–
14
U
Скорпиона
1863, 1906, 1935
9
–
>17
RS
Змееносца
1898, 1933
4
–
12
T
Короны
1866, 1946
2
–
11
N
Стрелы
1913, 1946
7
–
15
N
Стрельца
1901?, 1919
<7
–
14
К повторным новым в свою очередь примыкают так называемые новоподобные переменные. По изменению блеска и спектра они также напоминают новые. Однако новоподобные переменные отличаются от повторных новых не только меньшим масштабом явлений, характерных для вспышек новых, но и их меньшей отчётливостью. Среди новоподобных переменных выделяются группы звёзд типов U Близнецов, Z Андромеды и др.
Внешнее сходство между повторными и типичными новыми позволяет предполагать, что и типичные новые вспыхивают по много раз, однако промежутки между вспышками превосходят период наблюдений. Такое предположение подтверждается двумя статистическими результатами. Первый из них, найденный впервые Б. В. Кукаркиным и П. П. Паренаго, связывает между собой промежутки времени между вспышками с амплитудами изменения блеска для новоподобных переменных и повторных новых. Оказывается, что чем больше первая из этих величин, тем в среднем больше и вторая. Экстраполируя найденную зависимость на типичные новые, названные авторы получили, что в этом случае промежуток времени между вспышками должен составлять несколько тысяч лет.
Другой из упомянутых статистических результатов, относится к подсчётам числа вспышек. Ежегодно в Галактике наблюдается 1—2 вспышки новой звезды. Так как эти звёзды находятся лишь в ближайшей окрестности Солнца, то общее число вспышек новых звёзд в Галактике составляет, по видимому, около 100 в год. Всего же за время существования Галактики, оцениваемое в 10^1 лет, должно было произойти примерно 10^1^2 вспышек. Но общее число звёзд в Галактике равно приблизительно 10^1^1. Следовательно, каждая звезда должна была вспыхнуть в среднем 10 раз. С другой стороны, мы наверное знаем, что Солнце за 2·10 лет не испытывало подобной катастрофы, так как она привела бы к расплавлению земной коры, чего, однако не происходило за указанный период. Можно считать, что и другие звёзды, подобные Солнцу, не испытывали вспышек за время такого же порядка. Это увеличивает число вспышек, приходящихся на каждую из оставшихся звёзд. Сказанное заставляет думать, что существует специальный класс звёзд, каждая из которых вспыхивает в виде новой очень много раз.
2. Объяснение вспышки.
Как уже сказано, при вспышке новой звезды от неё отделяется оболочка, которая затем расширяется с большой скоростью. Легко показать, что расширение оболочки должно приводить к наблюдаемым изменениям блеска и спектра новой.
Пусть в момент вспышки от звезды оторвалась оболочка, оптическая толщина которой в непрерывном спектре гораздо больше единицы. С расширением оболочки её оптическая толщина будет убывать. Однако до тех пор, пока она не станет порядка единицы, оболочка будет служить не только обращающим слоем, но и фотосферой. В таком случае расширение оболочки поведёт за собой возрастание блеска звезды. Вследствие же приближения к наблюдателю обращённой к нему части оболочки линии поглощения будут смещены в фиолетовую сторону спектра. Именно такой спектр наблюдается в период увеличения блеска новой.
В момент достижения максимума блеска оптическая толщина оболочки в непрерывном спектре становится порядка единицы. В это время до внешних частей оболочки начинает доходить излучение непосредственно от звезды, и в оболочке вспыхивают яркие линии. Причина появления ярких линий — та же, что и в случае газовых туманностей, т.е. флуоресценция. Вместе с тем яркие линии могут возникать и в результате столкновений оболочки с налетающим на неё веществом, которое выбрасывается из звезды после отрыва оболочки.
Излучение в линиях доходит до наблюдателя не только от приближающейся к нему части оболочки, но и от удаляющейся. Оно не поглощается оболочкой вследствие эффекта Доплера. Ширина ярких линий оказывается поэтому соответствующей удвоенной скорости расширения оболочки. С фиолетовой стороны яркой линии находится абсорбционная линия, возникающая в части оболочки, приближающейся к наблюдателю и экранирующей звезду. Схема возникновения спектральных линий в расширяющихся оболочках новых дана на рис. 38.
Рис. 38
После максимума блеска, по мере дальнейшего расширения оболочки, её оптическая толщина в спектральных линиях уменьшается. Вследствие этого тёмные компоненты ярких линий ослабевают, а затем исчезают. На некотором этапе в оболочке начинают осуществляться условия, необходимые для появления запрещённых линий, т.е. плотность излучения и плотность вещества становятся достаточно малыми. Начавшаяся с появления запрещённых линий «небулярная стадия» длится довольно долго — до тех пор, пока яркость рассеивающейся оболочки (обусловленная в основном излучением в эмиссионных линиях) не станет меньше яркости самой звезды. Спектр звезды, принадлежащий в это время к типу WR, показывает, что из звезды все ещё продолжается выбрасывание вещества. Когда этот процесс заканчивается, звезда приобретает спектр класса O без эмиссионных линий.