Чтение онлайн

Вычисленные по приведённым формулам профили линий поглощения оказываются весьма похожими на профили линий в спектрах новых звёзд. Из сравнения теоретических и наблюдённых профилей можно определить скорость расширения атмосферы v.

Рис. 39

После нахождения величины r мы можем также вычислить эквивалентную ширину линии W, для чего надо воспользоваться формулой (12.1). В данном случае величина W зависит не только от числа поглощающих атомов N, но и от скорости расширения v. Поэтому мы получаем семейство «кривых роста», представляющих зависимость W от N при разных значениях параметра v. На рис. 39 даны для примера кривые роста, построенные М. А. Аракеляном при помощи приведённых формул для некоторых значений отношения скорости расширения v к средней тепловой скорости атомов u. При этом коэффициент поглощения вычислялся по формуле (8.18) при a=0,01. По наблюдённым значениям W и v с помощью соответствующей кривой роста можно определить число поглощающих атомов N. Такие определения позволяют сделать заключение о химическом составе атмосферы. Надо отметить, что использование в данном случае обычной кривой роста (найденной в § 12 для неподвижных атмосфер) приводит к большим ошибкам в химическом составе.

Из наблюдений следует, что в предмаксимальных спектрах ряда новых происходило уменьшение смещения абсорбционных линий с течением времени. Сначала этот эффект пытались объяснять торможением оболочки под действием притяжения звезды. При этом для масс новых звёзд были получены чрезвычайно большие значения (порядка сотен и тысяч масс Солнца). Однако потом было установлено, что массы новых — такого же порядка, как и массы других звёзд. Поэтому от указанного объяснения пришлось отказаться. Возможно, что в действительности уменьшение смещения линий поглощения в спектрах новых вызвано вовсе не изменением скорости оболочки, а изменением эффективного уровня поглощающего вещества в оболочке, в которой скорость зависит от расстояния до центра звезды. Если внешние слои оболочки расширяются с большей скоростью, чем внутренние, то по мере рассеяния внешних слоёв эффективный уровень поглощающего вещества будет приближаться к внутренней границе и смещение абсорбционных линий будет убывать. Следует заметить, что такого рода явления всегда должны приниматься во внимание при интерпретации изменения смещений линий поглощения.

Спектры новых сразу после момента максимума блеска чрезвычайно сложны и их теоретическая интерпретация встречает большие трудности. По-видимому, большую роль в создании таких спектров играет выбрасывание вещества из звезды, начинающееся после отрыва от неё оболочки. Этот процесс приводит к образованию вокруг звезды протяжённой атмосферы, которая поглощает ультрафиолетовое излучение звезды и перерабатывает его в кванты меньших частот. Надо считать, что протяжённая атмосфера обладает в это время довольно большой оптической толщиной в непрерывном спектре, так как её абсорбционный и эмиссионный спектры характерны для звёзд сравнительно поздних классов (так называемый диффузно-искровой спектр). Судя по смещению абсорбционных линий (или по ширине эмиссионных линий) скорость истечения вещества из звезды превосходит скорость движения оболочки. Поэтому выброшенное вещество догоняет оболочку и в ней возникают эмиссионные линии вследствие столкновений. Вместе с тем выброшенное вещество, присоединяясь к оболочке, увеличивает её скорость (об этом см. в § 30), благодаря чему возрастает смещение абсорбционных линий, замеченное при наблюдениях. Следует также считать, что после отрыва от звезды главной оболочки в некоторых случаях от звезды отрываются дополнительные оболочки. Так можно объяснить возникновение вторичных максимумов на нисходящей ветви кривой блеска новой, а также появление добавочных систем абсорбционных линий в её спектре.

С течением времени мощность выбрасывания вещества из звезды уменьшается и протяжённая атмосфера становится прозрачнее для ультрафиолетового излучения звезды. В дальнейшем оболочка светится в основном за счёт этого излучения. Однако сначала это свечение происходит сложнее, чем в туманностях, вследствие непрозрачности оболочки для излучения в линиях. Поэтому в данном случае интенсивности эмиссионных линий следует вычислять на основе теории, изложенной в §28. Такие вычисления приводят к согласию между теоретическим и наблюдённым бальмеровским декрементом.

Интересно отметить, что через несколько месяцев после начала вспышки в спектрах некоторых новых наблюдался совершенно необычный бальмеровский декремент. Так, например, в спектре Новой Ящерицы 1936 г. линия H была ярче линии H в 5—6 раз, а в спектре RS Змееносца 1933 г.— в 10—12 раз. Это явление объясняется тем, что в рассматриваемый период оболочка была непрозрачной для излучения в линиях лаймановской и бальмеровской серий и прозрачной для излучения в линиях других серий. Решение уравнений (28.18) для данного случая приводит именно к таким большим значениям отношения интенсивностей линий H и H. По мере расширения оболочки она становится прозрачной для излучения в линиях всех серий, кроме лаймановской, и бальмеровский декремент в спектре новой оказывается таким же, как в спектре газовой туманности.

4. Небулярная стадия.

С появлением запрещённых линий в спектре новой звезды начинается небулярная стадия её развития. С этого времени условия в оболочке становятся похожими на условия в газовых туманностях, и поэтому оболочки можно изучать методами, изложенными в гл. V. В частности, при помощи методов Занстра могут быть определены температуры новых звёзд (которые оказываются очень высокими — порядка 50 000 K). По свечению оболочки в линиях разных атомов можно найти концентрацию этих атомов в оболочке, её электронную температуру, массу и т.д. Здесь мы не будем останавливаться на всех этих вопросах, а рассмотрим только некоторые из них.

Как было установлено в § 25, для появления запрещённых линий в спектре какого-либо объекта необходимо, чтобы плотность излучения и плотность вещества были в нём достаточно малы. Можно показать, что в оболочках новых звёзд первое из этих условий (касающееся плотности излучения) начинает выполняться раньше, чем второе. Следовательно, запрещённые линии в спектре новой появляются при такой плотности вещества в оболочке, когда число спонтанных переходов в этих линиях становится сравнимым с числом ударов второго рода. Иными словами, в это время выполняется уравнение

A

n

e

v

,

(29.12)

где A — эйнштейновский коэффициент спонтанного перехода в запрещённой линии, ne — концентрация свободных электронов в оболочке, — эффективное поперечное сечение для ударов второго рода, v — средняя скорость свободного электрона.

Если для данной запрещённой линии величины A и известны, то, пользуясь формулой (29.12), можно найти концентрацию свободных электронов ne в оболочке для того момента, когда эта линия появляется в спектре новой [до этого времени величина ne больше значения, определённого формулой (29.12), а потом — меньше]. С другой стороны, для того же момента по скорости расширения оболочки и по промежутку времени, протёкшему от начала вспышки, может быть оценён объём оболочки V. Это даёт возможность определить массу оболочки по формуле

M

=

m

H

V

n

e

(29.13)

(так как число свободных электронов равно числу протонов, а водород находится в оболочке преимущественно в ионизованном состоянии).

Масса оболочки новой звезды может быть также найдена тем же способом, который применяется для определения масс газовых туманностей. Этот способ основан на использовании свечения оболочки в водородных линиях, возникающих, как мы знаем, в результате фотоионизаций и последующих рекомбинаций. В § 24, при использовании теоретических выражений для интенсивностей бальмеровских линий, была получена следующая формула для массы оболочки:

M

=

A

LV

,

(29.14)

где L — светимость оболочки в видимой части спектра и A — некоторая постоянная.

Применение указанных способов к определению масс оболочек новых звёзд "приводит к значениям порядка 10^2—10^2 г. Иными словами, при каждой вспышке новой выбрасывается масса порядка 10—10 массы Солнца.

В небулярной стадии новой звезды можно также легко определить электронную температуру оболочки. Наиболее простой путь для этого — использование наблюдённого отношения интенсивностей линий N+N и 4336 A, принадлежащих дважды ионизованному кислороду. Запрещённые линии в спектрах новых возбуждаются электронным ударом и их интенсивности зависят от электронной температуры Te и электронной концентрации ne. Однако когда плотность оболочки оказывается настолько малой, что спонтанные переходы совершаются гораздо чаще ударов второго рода, отношение интенсивностей указанных линий зависит только от Te и, как показано в § 25, определяется формулой (25.22). В спектрах новых звёзд, как и в спектрах газовых туманностей, линии N и N обычно гораздо ярче линии 4336 A (примерно в 100 раз). Поэтому для электронных температур оболочек получаются значения порядка 10 000 K.

Следует, однако, отметить, что в начале небулярной стадии линии N и N. оказываются слабее линии 4336 A. Объясняется это тем, что во время появления запрещённых линий в спектре новой роль ударов второго рода ещё велика. Допустим, например, что удары второго рода преобладают над спонтанными переходами. Тогда населённости энергетических уровней атома определяются формулой Больцмана и отношение интенсивностей рассматриваемых линий даётся формулой (25.24). Из этой формулы видно, что линии N и N будут действительно слабее линии 4336 A, если только температура оболочки не очень мала.