Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
Кроме звёзд типа P Лебедя, эмиссионными линиями обладают также другие звёзды спектрального класса B. Их называют просто звёздами типа Be. Профили линий в спектрах звёзд типа Be могут быть охарактеризованы следующим образом: на широкую и неглубокую линию поглощения накладывается менее широкая эмиссионная линия, которая в одних случаях бывает одиночной, в других — раздвоённой (рис. 35, б и в). Спектры звёзд типа Be претерпевают заметные изменения с течением времени. Например, меняются относительные интенсивности компонент ярких линий. Иногда яркие линии исчезают совершенно и звезда типа Be превращается в нормальную звезду класса B. Вместе с изменениями спектра наблюдаются также
Объяснение эмиссионных спектров рассматриваемых звёзд основывается на предположении об истечении вещества из звезды, приводящем к образованию вокруг неё протяжённой движущейся оболочки. Так как коэффициент дилюции излучения в оболочке мал, то, опираясь на теорему Росселанда (см. § 22), мы можем утверждать, что оболочка должна поглощать идущие от звезды кванты больших частот и перерабатывать их в кванты меньших частот. Иными словами, свечение оболочки происходит в принципе так же, как свечение газовой туманности, т.е. за счёт ультрафиолетовой энергии звезды. Очевидно, что для появления ярких линий в спектре звезды необходимо, чтобы её температура была достаточно высокой (как показывают простые подсчёты, приблизительно больше 20 000 K). Поэтому яркие линии, возникающие за счёт ультрафиолетовой энергии звезды, и наблюдаются только в спектрах самых горячих звёзд (классов O и B).
По профилям ярких линий в спектрах звёзд можно судить о характере выбрасывания вещества из звезды. Обычно принимается, что из звёзд типа WR происходит непрерывное истечение вещества с приблизительно постоянной интенсивностью во все стороны. Такое движение вещества должно приводить к наблюдаемым профилям линий, симметричным относительно центральной частоты. При этом удаляющееся от нас вещество даёт часть линии, расширенную в красную сторону спектра, а приближающееся — в фиолетовую. Так как спектры звёзд типа WR не претерпевают заметных изменений с течением времени, то надо считать, что истечение вещества из них является стационарным.
Более сложно объяснение профилей линий в спектрах звёзд типа Be. Согласно Струве эти звёзды очень быстро вращаются, вследствие чего и наблюдаются широкие линии поглощения в их спектрах. Судя по ширине линий, скорости вращения звёзд на экваторе доходят до нескольких сотен километров в секунду. Струве считал, что благодаря вращению происходит истечение вещества из экваториальной плоскости звезды, приводящее к образованию газового кольца, вращающегося вокруг звезды. В газовом кольце и возникают яркие линии, накладывающиеся на широкие линии поглощения. Так как скорость вращения кольца меньше скорости вращения звезды (вследствие сохранения углового момента), то яркая линия оказывается уже линии поглощения. По-видимому, в действительности быстрое вращение звёзд типа Be способствует истечению из них вещества, но не является причиной истечения. Это следует из того, что эмиссионный спектр звёзд типа Be испытывает иррегулярные изменения с течением времени (а иногда и исчезает вовсе). Поэтому и истечение вещества из рассматриваемых звёзд должно носить иррегулярный характер.
Для истолкования спектров звёзд типов WR, P Лебедя и Be (и других нестационарных звёзд) нужна теория возникновения спектральных линий в протяжённых движущихся оболочках звёзд. Основы теории будут изложены ниже (подробнее см. [1] и [2]).
2. Профили эмиссионных линий.
Скорости движения оболочек обычно составляют десятки и сотни километров в секунду, т.е. они гораздо больше средних термических скоростей атомов. Поэтому можно считать, что профили эмиссионных линий определяются в основном движением оболочки. Влиянием других факторов на профиль линии в первом приближении можно пренебречь.
Мы сейчас получим формулу, определяющую профиль эмиссионной линии при произвольном поле скоростей в оболочке. Примем также во внимание возможную непрозрачность оболочки для излучения в линии.
Будем рассматривать линию, возникающую при переходе из k-го состояния в i-е данного
ik
–
ik
2
<
<
ik
+
ik
2
и равными нулю вне этого интервала. Здесь ik — центральная частота линии,
ik
=
2
u
c
ik
,
где u — средняя тепловая скорость атома, c — скорость света.
Возьмём координатную систему xyz с началом координат в центре звезды и осью z, направленной к наблюдателю. Обозначим скорость движения атомов в оболочке через v(x,y,z) а её проекцию на ось z через vz(x,y,z) Будем считать, что v>>u.
Очевидно, что при сделанных предположениях относительно ik и ik излучение частоты будет посылаться к наблюдателю не всей оболочкой, а только её некоторой областью, расположенной по обе стороны от поверхности равных лучевых скоростей, определённой уравнением
=
ik
+
ik
c
v
z
(x,y,z)
.
(28.1)
Границы упомянутой области находятся от поверхности (28.1) по лучу зрения (т.е. по оси z) на расстоянии, соответствующем изменению частоты на величину ik/2. Обозначая граничные значения z через z и z и пользуясь малостью u по сравнению с v, получаем
ik
=
ik
c
vz
z
(z-z)
,
(28.2)
или
z-z
=
2u
|vz /z|
.
(28.3)
Пусть Iik(x,y,) — интенсивность излучения, идущего от точки диска звезды с координатами x,y в частоте внутри линии. Так как «толщина» слоя, дающего излучение в частоте (т.е. разность z-z), сравнительно невелика (за исключением отдельных мест), то величины ik и ik можно считать постоянными в этом слое вдоль оси z и равными их значениям на поверхности (28.1). Поэтому для интенсивности Iik(x,y,) имеем
I
ik
(x,y,)
=
ik
ik
1
–
exp
–
ik
(z-z)
.
(28.4)
Полная энергия, излучаемая оболочкой в частоте в единице телесного угла, даётся формулой
E
ik
=
I
ik
(x,y,)
dx
dy
.
(28.5)