Курс теоретической астрофизики

Соболев Виктор Викторович

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, n_e — 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 n_e в оболочке для того момента, когда эта линия появляется в спектре новой [до этого времени величина n_e 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 T_e и электронной концентрации n_e. Однако когда плотность оболочки оказывается настолько малой, что спонтанные переходы совершаются гораздо чаще ударов второго рода, отношение интенсивностей указанных линий зависит только от T_e 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.

Интересные сведения об оболочках новых звёзд можно получить на основании изучения профилей эмиссионных линий в их спектрах. В небулярной стадии оболочка прозрачна для излучения в линиях, вследствие чего анализ профилей линий существенно упрощается. Так как скорости расширения оболочек гораздо больше средней скорости теплового движения атомов, то профили эмиссионных линий определяются в основном движением оболочки. Как было показано в § 28, в том случае, когда оболочка обладает сферической симметрией и все её слои движутся с одинаковой скоростью, профиль эмиссионной линии является прямоугольным. Подобные профили линий действительно наблюдаются у ряда новых, что говорит о приблизительной сферичности их оболочек. Однако обычно эмиссионные линии в спектрах новых имеют весьма сложную структуру. В частности, в некоторых случаях (например, в спектре Новой Геркулеса 1934 г.) эмиссионные линии как бы раздваиваются, т.е. имеют седлообразный вид. Как мы уже знаем, такие профили не могут быть объяснены дисперсией скоростей в сферически-симметричной оболочке. Поэтому надо заключить, что оболочки некоторых новых не обладают сферической симметрией, т.е. выбрасывание вещества из звезды происходит с неодинаковой интенсивностью в разных направлениях.

Указанное заключение подтверждается фотографиями оболочек новых, на которых видны отдельные сгустки вещества в оболочках. Первоначально такие сгустки были обнаружены в оболочке Новой Живописца 1925 г. (и на основании этого была сделана не оправдавшаяся потом гипотеза об образовании кратных звёзд при вспышках новых). Два ярких сгустка наблюдались также в оболочке Новой Геркулеса 1934 г. Движением этих сгустков с разными лучевыми скоростями объясняется раздвоение эмиссионных линий в спектре новой.

Для интерпретации отклонений от сферичности оболочек новых звёзд Э. Р. Мустелем было высказано предположение о сильных магнитных полях этих звёзд. Если, например, считать, что поле имеет характер диполя, то выброшенный из звезды ионизованный газ будет испытывать наименьшее торможение в полярных направлениях, где газ движется примерно по силовым линиям. Поэтому количество выброшенного вещества в полярных направлениях будет наибольшим.

Можно также думать, что отклонение оболочек новых звёзд от сферичности вызывается вхождением этих звёзд в тесные двойные системы. Согласно В. Г. Горбацкому, выброшенная при вспышке оболочка взаимодействует с веществом, которое непрерывно истекает из системы и концентрируется в орбитальной плоскости. В результате этого взаимодействия оболочка тормозится в орбитальной плоскости и расширяется без заметного торможения в перпендикулярном направлении.

5. Новая Геркулеса 1934 г.

Одной из наиболее интересных и хорошо изученных новых является Новая Геркулеса 1934 г. Её нужно отнести к «особенным» новым, так как по изменениям блеска и спектра она значительно отличается от большинства новых звёзд.

Рис. 40

Кривая блеска Новой Геркулеса 1934 г. изображена на рис. 40. Блеск звезды, возросший сначала с 14—15^m до 1^m,3 (22 декабря), затем медленно убывал в течение трёх с лишним месяцев. В это время спектр звезды принадлежал к классу F с эмиссионными линиями H, Fe II, Ca II и др. В апреле 1935 г. блеск новой быстра упал до 13^m,1, затем поднялся приблизительно на 7^m, после чего стал снова медленно убывать. После апрельского минимума спектр новой стал типичным для газовых туманностей. Увеличение интенсивностей линий этого спектра и обусловило возрастание блеска новой на семь звёздных величин.