Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
exp
–
h
kTe
.
(28.37)
Из приведённых формул следует, что с усилением истечения вещества из звезды должны наблюдаться следующие изменения:
1) видимый блеск звёзд должен возрасти;
2) спектрофотометрическая температура должна понизиться (так как спектрофотометрическая температура оболочки мала);
3) бальмеровский скачок должен уменьшиться (так как бальмеровский скачок оболочки отрицателен).
Два последних заключения сделаны на основании формул (26.9) и (26.10) предыдущей главы.
При усилении выбрасывания вещества из звезды вместе с указанными изменениями непрерывного спектра должно также наблюдаться
Рис. 36
При помощи написанных выше формул может быть дана подробная интерпретация непрерывного спектра звёзд Be. В. Г. Горбацкий [2] сделал это для звезды Кассиопеи, принадлежащей к числу наиболее известных из рассматриваемых звёзд. С 1936 г. по 1941 г. происходили весьма сильные изменения блеска и спектра этой звезды. В течение указанного периода блеск звезды трижды возрастал. Вместе с возрастанием блеска происходило уменьшение спектрофотометрической температуры, уменьшение величины бальмеровского скачка и возрастание интенсивности бальмеровских линий (рис. 36). Все это может быть объяснено тем, что мощность истечения вещества из звезды трижды возрастала, а затем убывала. Иными словами, звезда сбросила с себя последовательно три оболочки. Из сравнения теории с наблюдениями были определены основные параметры звезды и оболочки. Оказалось, что радиус звезды равен трём радиусам Солнца, температура звезды равна 34 000 K, число атомов водорода в 1 см^3 вблизи поверхности звезды порядка 10^1^2-10^1^3 и средняя электронная температура оболочки Te15 000-20 000 K.
Для многих звёзд типа Be были измерены бальмеровские скачки и спектрофотометрические температуры в разных областях спектра. Это позволило определить доли энергии, излучаемые звездой и оболочкой, концентрации атомов в оболочке и количество вещества, выбрасываемое звездой за год (оказавшееся порядка 10 M для звёзд типа Be ранних подклассов).
5. Звёзды типа Вольфа — Райе.
Наличие в спектрах звёзд типа WR широких ярких линий, не меняющихся заметно с течением времени, вызвало гипотезу о стационарном истечении вещества из этих звёзд. Так как яркая линия симметрична относительно центральной частоты и иногда ограничена с фиолетовой стороны линией поглощения, то естественно считать, что истечение вещества является радиальным. При этом яркая линия образуется во всей протяжённой оболочке, а линия поглощения — в части оболочки, приближающейся к наблюдателю. Мы уже видели, что в случае истечения вещества с постоянной скоростью яркая линия должна иметь прямоугольный профиль. Линии с такими профилями действительно встречаются в спектрах звёзд WR. Однако чаще наблюдаются линии с закруглёнными профилями, которые можно объяснить при помощи формулы (28.6) как ускоренным или замедленным движением выброшенных атомов, так и непрозрачностью оболочки для излучения в линии.
Слабость линий поглощении в спектрах звёзд WR может быть вызвана не только малостью оптической толщины оболочки в линии, но и заполнением линии поглощения эмиссионной линией. Однако в тех случаях, когда нижний уровень метастабилен, линия поглощения весьма сильна. Примером может служить линия поглощения 3889 A, возникающая из метастабильного состояния 2^3S нейтрального гелия. Сильное поглощение в таких линиях объясняется накоплением атомов в метастабильных состояниях вследствие малости коэффициента дилюции излучения и плотности вещества в протяжённой оболочке.
Очевидно, что в случае радиального истечения вещества из звезды ширина эмиссионной линии должна быть пропорциональна длине волны . Такая зависимость между этими величинами действительно соблюдается для спектров звёзд WR (что является одним из наиболее веских доводов в пользу гипотезы истечения).
В таблице 44 для примера приведены измеренные и вычисленные значения для трёх звёзд WR (под номером звезды дан принятый коэффициент пропорциональности между и . Найденные по ширине эмиссионных линий скорости истечения вещества из звёзд WR оказываются
Таблица 44
Ширины эмиссионных линий в
спектрах звёзд WR (в ангстремах)
, A
192 163
k=0,00833
50 896
k=0,00961
191 765
k=0,00883
изм.
выч.
изм.
выч.
изм.
выч.
6563
58,0
54,7
74,2
63,1
57,5
57,9
4861
41,2
40,5
44,8
46,7
43,9
42,9
4340
33,4
36,2
36,0
41,7
37,8
38,3
Выброшенное из звезды вещество может двигаться замедленно или ускоренно под действием притяжения звезды и силы светового давления. Закон изменения скорости v с возрастанием расстояния r от центра звезды определяет собой распределение плотности вещества в оболочке. Чтобы найти зависимость плотности от скорости v, рассмотрим протекание вещества через сферу радиуса r. Очевидно, что количество вещества, протекающее через эту сферу за время dt, будет равно
dM
=
4r^2
(r)
v(r)
dt
.
(28.38)
При стационарном движении вещества dM/dt=const и поэтому из (28.38) имеем
(r)
~
1
r^2v(r)
.
(28.39)
Если скорость движения постоянна, то
(r)
~
1
r^2
.
(28.40)
В случае замедленного движения плотность убывает с возрастанием r медленнее, чем по закону (28.40), в случае ускоренного движения — быстрее.
Вопрос о зависимости скорости v от расстояния r в оболочках звёзд WR может быть решён следующим образом. Поскольку оболочки светятся в принципе так же, как газовые туманности, то в оболочках, как и в туманностях, должна существовать стратификация излучения. Это значит, что линии атомов с высокими потенциалами ионизации возникают в более близких к звезде слоях оболочки, чем линии атомов с низкими потенциалами ионизации. Поэтому в случае значительного изменения скорости в оболочке линии атомов с разными потенциалами ионизации должны иметь неодинаковую ширину. Наблюдения показывают, что ширины линий в спектрах звёзд WR тем больше, чем меньше потенциал ионизации. Особенно это ясно видно в случае линий He I и He II. Например, для звезды HD 192103 скорость расширения оболочки равна 1290 км/с по линиям He I и 975 км/с по линиям He II. Таким образом, мы должны заключить, что атомы, выброшенные из звезды WR, движутся ускоренно. Вследствие этого, как видно из формулы (28.39), плотность вещества в оболочке убывает быстрее, чем обратно пропорционально квадрату расстояния от центра звезды. Как показывают подсчёты, ускоренное движение атомов, выброшенных из звёзд WR, может быть объяснено действием на них светового давления (особенно за границей основной серии He II).
Пользуясь формулой (28.38), мы можем найти количество вещества, выбрасываемое звездой WR за год. Это количество вещества равно
M
=
4
r^2
(r)
v(r)
·
3,16•10
,
(28.41)
где через r обозначен радиус нижней границы оболочки (совпадающий для звёзд WR с радиусом фотосферы). Величина (r) для оболочек звёзд WR может быть определена тем же способом, что и для оболочек звёзд Be, т.е. при помощи формулы (28.34). Полагая также r5r и v=10 см/с, мы по формуле (28.41) получаем, что звезда WR теряет за год массу, равную приблизительно 10 массы Солнца.