Текст книги "Курс теоретической астрофизики"

Автор книги: Виктор Соболев

сообщить о нарушении

Текущая страница: 25 (всего у книги 35 страниц)

В поисках причины звёздных вспышек было обращено внимание на то, что во многих отношениях они подобны вспышкам на Солнце, хотя и гораздо больше последних по масштабу. Исследование же солнечных вспышек показывает, что вспышка в видимой области спектра представляет собой вторичное явление. Ей предшествует кратковременное выделение больших количеств энергии (которое условно можно назвать «взрывом»), приводящее к возникновению потоков быстрых частиц, рентгеновского и ультрафиолетового излучения. Проникая в глубь атмосферы, они нагревают газ, вызывая вспышку в оптической области спектра. Можно думать, что так же развивается и звёздная вспышка. Подтверждением этого являются одновременные наблюдения рентгеновских и оптических вспышек на звёздах.

В случае солнечных вспышек можно, по-видимому, считать, что «взрыв», происходит за счёт магнитной энергии. По аналогии ожидается, что подобные «взрывы» происходят и при звёздных вспышках, причём магнитные поля на звёздах должны быть более сильными, чем на Солнце.

Взгляды В. А. Амбарцумяна, который видит причину вспышек звёзд в выбросе и распаде дозвёздного вещества, уже были изложены выше (подробнее см. [4] и [6]).

Важное значение для выяснения путей звёздной эволюции имеет изучение вспыхивающих звёзд в звёздных агрегатах (т. е. в скоплениях и ассоциациях). Наблюдения таких звёзд производились на обсерваториях в Бюракане (СССР), Тонанцинтле (Мексика) и др. Мексиканский астрофизик Г. Аро показал, что звёзды в своём развитии переходят от стадии T Тельца (с возрастом до 10⁷ лет) к стадии вспыхивающих звёзд (возраст которых порядка 10⁸ лет).

Большое исследование вспыхивающих звёзд в Плеядах было предпринято В. А. Амбарцумяном и его сотрудниками. Скажем в нескольких словах о выполненной ими статистической обработке наблюдательных данных [7].

Будем считать, что частота вспышек (т.е. среднее число вспышек за единицу времени) для всех звёзд агрегата одинакова и вспышки распределены во времени случайно. Тогда согласно закону Пуассона вероятность того, что за время наблюдений 𝑡 звезда вспыхнет 𝑘 раз будет равна

𝑝

_𝑘

=

𝑒

^-ν𝑡

(ν𝑡)_𝑘

𝑘!

,

(28.42)

где ν – частота вспышек. Если 𝑁 – полное число вспыхивающих звёзд в агрегате, то математическое ожидание числа звёзд, испытавших 𝑘 вспышек, равно

𝑛

_𝑘

=

𝑁

𝑝

_𝑘

.

(28.43)

Полагая в формуле (28.42) последовательно 𝑘=0, 1, 2 и пользуясь (28.43), получаем

𝑛₀

=

𝑛₁²

2𝑛₂

.

(28.44)

Примем приближённо, что 𝑛_𝑘 есть наблюдаемое число звёзд, вспыхнувших 𝑘 раз. Тогда формула (28.44) позволяет определить число звёзд 𝑛, не испытавших за время наблюдений ни одной вспышки, если известны из наблюдений числа 𝑛₁ и 𝑛₂ звёзд, вспыхнувших соответственно по одному и по два раза. Прибавляя к числу 𝑛₀ суммарное число вспыхнувших за время 𝑡 звёзд, мы получаем полное число вспыхивающих звёзд в агрегате.

Как уже сказано, при выводе формулы (28.44) предполагалось, что все звёзды вспыхивают с одной и той же частотой. Если же частоты вспышек для разных звёзд различны, то эта формула даст для величины 𝑛₀ лишь нижний предел. Можно показать, что в случае различной частоты вспышек при довольно общих предположениях величина 𝑛₀ удовлетворяет неравенствам

𝑛₁²

𝑛₂

≥

𝑛₀

≥

𝑛₁²

2𝑛₂

.

(28.45)

Применение приведённых формул к Плеядам привело к заключению, что в них содержится около 1000 вспыхивающих звёзд. По видимому, это число близко к полному числу звёзд в Плеядах. Однако не следует думать, что все звёзды скопления являются вспыхивающими. Как выяснилось при тщательном исследовании, доля вспыхивающих звёзд возрастает при переходе к более слабым звёздам. Иными словами, вспышечная активность раньше уменьшается у звёзд большей светимости (если считать, что все звёзды скопления имеют одинаковый возраст). Такой вывод представляет значительный интерес для звёздной космогонии.

§ 29. Новые звёзды

1. Наблюдательные данные.

Открытие каждой яркой новой звезды является важным событием в астрономии и они обычно очень интенсивно исследуются многими обсерваториями. Поэтому наблюдательные данные о новых звёздах весьма обширны. Здесь мы укажем некоторые из этих данных, подробности же можно найти в специальных монографиях (см. [2] и [3]).

Из наблюдений прежде всего пытаются определить кривую блеска новой звезды. Эти кривые весьма различны для разных звёзд. Однако их общей чертой является чрезвычайно быстрый подъём блеска и очень медленное его падение, часто сопровождаемое большими флуктуациями. «Возгорание» новой звезды совершается обычно в течение нескольких суток, а «угасание» – в течение нескольких лет. В конце концов звезда возвращается к блеску, мало отличающемуся от того, какой она имела до вспышки. В виде примера на рис. 37 приведена кривая блеска типичной новой звезды.

Рис. 37

В момент максимума блеска новые звёзды являются самыми яркими объектами Галактики (если не считать сверхновых). В среднем их абсолютные величины в максимуме равны -7^𝑚 В своём «нормальном» состоянии, т.е. до вспышки и через много лет после вспышки, новые звёзды имеют абсолютные величины около +5^𝑚 (с довольно большой дисперсией). Следовательно, средняя амплитуда изменения блеска новой звезды составляет 12^𝑚. В табл. 46 приведены некоторые сведения о наиболее изученных новых звёздах.

Вместе с изменением блеска новых звёзд происходят громадные изменения в их спектрах. Однако полной спектроскопической истории новой звезды мы не знаем ни в одном случае, так как у нас нет данных о спектрах в начале вспышки и до неё. Лишь на одной случайной спектрограмме, полученной с объективной призмой, был найден спектр Новой Орла 1918 г. до вспышки, оказавшийся принадлежащим к раннему классу (вероятно, O). Обычно первые спектрограммы новых звёзд получаются незадолго до момента максимума блеска. Они показывают, что спектры новых звёзд в это время можно отнести к классам A или F. Характерной чертой этих спектров является сильное смещение всех линий в фиолетовую сторону. Выраженное в скоростях, оно составляет обычно несколько сотен километров в секунду. Смещения линий предмаксимального спектра новых звёзд приведены в последнем столбце табл. 46.

Таблица 46

Некоторые характеристики новых звёзд

Звезда

Амплитуда

изменения

блеска

Абсолют-

ная

величина в

максимуме

Расстояние

в парсеках

Смещение

абсорб-

ционных

линий

в км/с

Новая Возничего 1891 г.

9

^𝑚

–5,3

800

-

Новая Персея 1901 г.

13,3

–8,4

480

800

Новая Орла 1918 г.

11,9

–9,3

430

1250

Новая Лебедя 1920 г.

14,2

–8,9

1470

380

Новая Живописца 1925 г.

11,5

–7,3

500

64

Новая Геркулеса 1934 г.

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 N₁ и N₂ «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 10¹⁰ лет, должно было произойти примерно 10¹² вспышек. Но общее число звёзд в Галактике равно приблизительно 10¹¹. Следовательно, каждая звезда должна была вспыхнуть в среднем 10 раз. С другой стороны, мы наверное знаем, что Солнце за 2⋅10⁹ 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.

На основе приведённого объяснения вспышек новых можно дать простые методы для определения их параллаксов. Эти методы очень важны, так как тригонометрические параллаксы новых совершенно ненадёжны вследствие их малости.

Один из методов определения параллакса новой основан на сопоставлении смещений линий поглощения со скоростью увеличения блеска перед максимумом. Из наблюдений можно найти для двух моментов времени 𝑡₁ и 𝑡₂ видимые величины 𝑚₁ и 𝑚₂ и температуры 𝑇₁ и 𝑇₂ (по спектральному классу). Пользуясь известной формулой, связывающей абсолютную величину звезды 𝑀 с её температурой 𝑇 и радиусом 𝑅,

𝑀

=

29 500

𝑇

–

5 lg 𝑅

–

0,08

,

(29.1)

а также тем обстоятельством, что разность видимых величин звезды равна разности абсолютных величин её, т.е. 𝑚₂-𝑚₁=𝑀₂-𝑀₁, получаем следующую формулу, определяющую отношение радиусов звезды в моменты 𝑡₁ и 𝑡₂:

lg

𝑅₂

𝑅₁

=

5900

𝑇₂

–

5900

𝑇₁

–

𝑚₂-𝑚₁

5

.

(29.2)

С другой стороны, для разности радиусов в моменты 𝑡₁ и 𝑡₂ имеем

𝑅₂-𝑅₁

=

𝑣(𝑡₂-𝑡₁)

,

(29.3)

где 𝑣 – скорость расширения фотосферы, находимая по смещению абсорбционных линий. Из соотношений (29.2) и (29.3) определяется каждая из величин 𝑅₁ и 𝑅₂ в отдельности. Это даёт возможность найти из соотношения (29.1) абсолютную величину новой, а затем из сравнения её с видимой величиной – параллакс.

Другой способ определения параллакса новой основан на измерении скорости расширения её оболочки. Эта скорость может быть измерена с одной стороны по ширине ярких полос в спектре и выражена в километрах в секунду, а с другой стороны по наблюдаемому расширению небулярной оболочки и выражена в угловой мере. Этот способ более точен, чем предыдущий. Расстояния и абсолютные величины в максимуме, приведённые в табл. 46 для ряда новых, определены именно этим способом.

Интересным путём был найден параллакс Новой Персея 1901 г. Наблюдавшаяся вокруг этой новой звезды туманность расширялась столь быстро, что её ни в коем случае нельзя было признать за оболочку, выброшенную при вспышке. Поэтому было высказано предположение, что Новая Персея 1901 г. вспыхнула внутри пылевой туманности и создала вокруг себя освещённую область, расширявшуюся со скоростью света. Это предположение было подтверждено тем, что полученный через полтора года после вспышки спектр туманности оказался таким же, каким был спектр звезды в момент максимума блеска.

Параллакс Новой Персея 1901 г. был определён вторым из указанных выше способов с учётом того, что скорость «расширения» освещённой области равнялась скорости света, т.е. 300 000 км/с. Впоследствии вокруг Новой Персея была открыта вторая туманность, расширявшаяся гораздо медленнее первой. Это была уже «настоящая» оболочка, оторвавшаяся от звезды при вспышке.

3. Первый период вспышки.

Переходя к более подробной интерпретации спектра новой звезды, остановимся сначала на периоде от начала вспышки до момента максимума блеска. В это время новая обладает непрерывным спектром с линиями поглощения, смещёнными в фиолетовую сторону от их нормального положения. По профилям линий можно пытаться решить некоторые вопросы, относящиеся к вспышкам. Для этого, очевидно, надо предварительно теоретически определить профили линий поглощения, возникающих в расширяющейся атмосфере. При этом следует принять во внимание большую протяжённость атмосферы, т.е. медленное падение плотности вдоль радиуса.

Будем для простоты считать, что внешние части звезды состоят из «фотосферы» и «атмосферы», т.е. примем модель Шварцшильда – Шустера. Интенсивность излучения, идущего к наблюдателю от фотосферы на угловом расстоянии θ от центра диска, обозначим через 𝐼(θ) (в пределах линии эта величина может считаться не зависящей от частоты). Интенсивность излучения, выходящего из атмосферы в частоте ν внутри линии на том же угловом расстоянии от центра диска, обозначим через 𝐼_ν(θ) Если приближённо учитывать только истинное поглощение в линии, то будем иметь

𝐼

_ν

(θ)

=

𝐼(θ)

𝑒

^-τ_ν(θ)

(29.4)

где τ_ν(θ) – оптический путь луча в атмосфере.

Пусть 𝑛(𝑟) – концентрация поглощающих атомов на расстоянии 𝑟 от центра звезды и 𝑘(ν-ν₀) – коэффициент поглощения, рассчитанный на один атом. Вместо центральной частоты линии ν₀ мы должны в данном случае писать частоту

ν₀

+

ν₀

𝑣(𝑟)

𝑐

cos θ'

,

где 𝑣(𝑟) – скорость расширения атмосферы и θ' – угол между направлением излучения и радиусом-вектором. Поэтому для величины τ_ν(θ) получаем

τ

_ν

(θ)

=

∞

∫

𝑟₀

𝑛(𝑟)

𝑘

⎡

⎢

⎣

ν

–

ν₀

–

ν₀

𝑣(𝑟)

𝑐

cos θ'

⎤

⎥

⎦

sec θ'

𝑑𝑟

,

(29.5)

где 𝑟₀ – радиус фотосферы.

Допустим для примера, что

𝑣

=

const

и

𝑛

=

𝑛₀

⎛

⎜

⎝

𝑟₀

𝑟

⎞²

⎟

⎠

.

(29.6)

Тогда

τ

_ν

(θ)

=

𝑁𝑟₀

∞

∫

𝑟₀

𝑘

⎛

⎜

⎝

ν

–

ν₀

–

ν₀

𝑣

𝑐

cos θ'

⎞

⎟

⎠

sec θ'

𝑑𝑟

𝑟²

,

(29.7)

где через 𝑁 обозначено число поглощающих атомов в столбе с сечением 1 см² над фотосферой, т.е.

𝑁

∞

∫

𝑟₀

𝑛(𝑟)

𝑑𝑟

=

𝑛₀𝑟₀

.

(29.8)

Перейдём в формуле (29.7) от переменной интегрирования 𝑟 к новой переменной интегрирования θ при помощи соотношения 𝑟₀ sin θ=𝑟 sin θ'. Сделав это, получаем

τ

_ν

(θ)

=

𝑁

sin θ

θ

∫

0

𝑘

⎛

⎜

⎝

ν

–

ν₀

–

ν₀

𝑣

𝑐

cos θ'

⎞

⎟

⎠

𝑑θ'

.

(29.9)

Чтобы найти профиль линии поглощения в спектре всей звезды, надо определить поток излучения 𝐻_ν. Пользуясь формулами (29.4) и (29.9), находим

𝐻

_ν

=

2π

π/2

∫

0

𝐼(θ)

×

×

exp

⎡

⎢

⎣

–

𝑁

sin θ

θ

∫

0

𝑘

⎛

⎜

⎝

ν

–

ν₀

–

ν₀

𝑣

𝑐

cos θ'

⎞

⎟

⎠

𝑑θ'

⎤

⎥

⎦

×

×

cos θ

sin θ

𝑑θ

.

(29.10)

Поток излучения в непрерывном спектре вблизи линии, очевидно, равен

𝐻

=

2π

π/2

∫

0

𝐼(θ)

cos θ

sin θ

𝑑θ

.

(29.11)

При помощи формул (29.10) и (29.11) может быть определена величина 𝑟_ν=𝐻_ν/𝐻, которая и характеризует профиль линии.

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_ν 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_α была ярче линии 𝙷_β 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_α и 𝙷_β. 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

𝐴₂₁

≈

𝑛

_𝑒

σ₂₁

𝑣

,

(29.12)

где 𝐴₂₁ – эйнштейновский коэффициент спонтанного перехода в запрещённой линии, 𝑛_𝑒 – концентрация свободных электронов в оболочке, σ₂₁ – эффективное поперечное сечение для ударов второго рода, 𝑣 – средняя скорость свободного электрона.

Если для данной запрещённой линии величины 𝐴₂₁ и σ₂₁ 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 10²⁸—10²⁹ г. Иными словами, при каждой вспышке новой выбрасывается масса порядка 10⁻⁵—10⁻⁴ массы Солнца.

В небулярной стадии новой звезды можно также легко определить электронную температуру оболочки. Наиболее простой путь для этого – использование наблюдённого отношения интенсивностей линий 𝙽₁+𝙽₂ и λ 4336 Å, 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 𝙽₁ и 𝙽₂ обычно гораздо ярче линии λ 4336 Å (примерно в 100 раз). Поэтому для электронных температур оболочек получаются значения порядка 10 000 K.

Следует, однако, отметить, что в начале небулярной стадии линии 𝙽₁ и 𝙽₂. оказываются слабее линии λ 4336 Å. 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 𝙽₁ и 𝙽₂ будут действительно слабее линии λ 4336 Å, 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.