ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 15.10.2024
Просмотров: 144
Скачиваний: 1
§ G. БАЛ ЬМ ЕРОВСК Н Й Д Е К РЕМ ЕН Т ЭМ И ССИ ОННЫ Х ЛИНИ Й 189
меровского декремента для четырех моментов вспышки приведены в табл. 45, где время3h55m соответствует мо менту максимума вспышки; в последней строке приведен декремент, соответствующий оптически толстой в лаймановских линиях туманности (модель В).
Т а б л и ц а 45
Бальмеровскнй декремент п четырех моментах развития вспышки ЕѴ Lac
В р ем я |
ИР H Y |
и5 |
и. |
н ч |
н,„ |
н„ |
Ca II + К |
||
3h55m |
1 |
1,24 |
1,48 |
1,22 |
1,17 |
0,94 |
0,80 |
0,47 |
|
4 |
00 |
1 |
1,04 |
1,16 |
0,92 |
0,63 |
0,64 |
0,47 |
0,59 |
4 |
03 |
— |
1,10 |
1,28 |
1,10 |
0,90 |
0,67 |
0,59 |
0,68 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
4 |
08 |
1 |
1,15 |
1,06 |
0,76 |
0,54 |
0,52 |
0,38 |
0,68 |
Газовая ту |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
манность |
1 |
|
|
|
|
0,07 |
|
|
|
Модель В |
0,50 |
0,30 |
0,13 |
0,09 |
|
|
|||
Из этих данных следует, что, во-первых, бальмеровскнй |
|||||||||
декремент не |
только |
менее крут во время вспышки, но |
|||||||
а в |
начале |
|
может |
выступать |
в виде инкремента — |
||||
инверсного отношения интенсивностей линий; во-вторых, бальмеровскнй декремент меняется во время вспышки, а минимальной крутизны достигает в момент максимума вспышки (3h55m). Трудности, связанные с калибровкой спектрограмм, не позволяют надеяться на особую точ ность определения самой величины декремента, но в ре альности его изменений, по-видимому, можно не сомне ваться. Качественно такое поведение декремента совмести мо с тем, что можно ожидать в случае газовой среды с очень большой электронной концентрацией, находя щейся в условиях высокой электронной температуры.
Несколько отличается от указанного случая бальмеровский декремент, найденный во время одной довольно мощ ной вспышки ЕѴ Lac [220]; он приведен в табл. 46. Здесь инверсное отношение интенсивностей линий не наблю дается, но сам декремент стал довольно пологим по срав нению с декрементом, найденным для невозмущенной звезды (27.IV.70).
190 |
ГЛ. IX. ВОЗБУЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИЙ |
Т а б л и ц а 46
Бальморовский декремент в двух моментах (I и II) развития вспышки AD Leo
Дата |
На |
НР |
HY |
н 8 |
Иц+Нс |
и» |
к |
2.ШЛО I |
1,0 |
0,91: |
0,80 |
0,63 |
0,66 |
0,57: |
0,25 |
2.III.7011 |
1,0 |
0,74 |
0,76 |
0,47 |
0,58 |
0,31: |
0,27 |
27.ІѴ.70 |
1,0 |
0,52 |
0,29 |
0,62 |
0,16: |
0,30 |
Были найдены расчетные бальмеровскне декременты для некой модели газовой среды, находящейся в состоянии локального термодинамического равновесия, при темпера туре Те = 20 000 или 25 000 К, электронной концентрации пе = 3*ІО13 см~3 и очень большой оптической толще в бальмеровских линиях (та ~ 100 -л- 10 000) [47]. Однако согласие с наблюдаемыми бальмеровскими декрементами не достигается ни в одной комбинации Те и та. Впрочем, о согласии преждевременно говорить, если иметь в виду ненадежность наблюдательных данных. Однако, незави симо от этого, само по себе допущение существования термодинамического равновесия в таких условиях следует считать не обоснованным.
§ 7. Зависимость эквивалентной ширины эмиссионной линии от амплитуды вспышки
Напишем (9.29) в следующем виде: |
|
||
^(т) |
|
(9.32) |
|
С}. I*. р. Т) |
’ |
||
|
|||
где Кх — безразмерная постоянная, не зависящая от т. При заданной температуре звезды и энергии электронов эквивалентная ширина зависит только от эффективной оптической толщи слоя электронов, в конечном итоге от
амплитуды вспышки Ате:
-зг ~/(т)~Ф(Дт)- |
(9.33) |
Wгг у
К сожалению, -т-^-не может быть представлено через Ате в явном виде. Но в неявном виде эту зависимость
§ 7. ЗАВИСИМОСТЬ Ш И РИ Н Ы ЛИНИ И ОТ АМ ПЛИТУДЫ |
191 |
количественно можно вывести, пользуясь тем, что нам
известны |
формы зависимостей функций F2 и С%от т — |
с одной |
стороны, и зависимость Ат от т — с другой. |
В табл. 47 приведены результаты подобного рода расчетов для случая Т — 2800 К и р,2 = 10. Числовые значения функций F2 ( т ) , АѴ и С X (т) взяты соответственно из таблиц 9, 16 и 10 при эффективной длине волны К= 5400 Â.
|
|
|
|
|
|
Wу |
(в единицах |
В последнем столбце приведены значения — |
|||||||
Кх) в зависимости |
от |
АѴ. |
|
|
|
||
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а |
47 |
|
|
Теоретическая |
зависимость между |
|
||||
|
WyJX н |
АК (см. в тексте) |
|
|
|||
т |
дѵ |
Wx |
|
|
ДУ |
VV’x |
|
X |
|
|
X |
|
|||
|
|
|
|
|
|
||
1 |
2’"66 |
2,0 |
|
0,01 |
0m4 |
0,3- |
|
0,1 |
1,66 |
0,7 |
|
0,001 |
0,05 |
0,047 |
|
На рисунке 64 приведен ряд кривых, изображающих характер зависимости эквивалентной ширины линии (в про извольных единицах) от фотовизуальиой амплитуды АѴ, при различных величинах постоянного множителя К последний может меняться от вспышки к вспышке, или же при переходе от одной нестационарной звезды к другой. При больших значениях Кх существенные изменения эквивалентной ширины могут произойти практически без колебания общего блеска звезды в фотовизуальных лучах. У других звезд с меньшим значением К х, наоборот, сущест венные колебания фотовизуального блеска — более чем на две звездные величины — могут произойти практически без изменения эквивалентных ширин эмиссионных линий.
Эти теоретические результаты могут быть проверены как в отношении вспыхивающих звезд, так и нестацио нарных объектов — звезд типа Т Тельца. В обоих слу чаях необходимо располагать по крайней мере двумя наблюдательными величинами: амплитудой колебания блеска и эквивалентной ширины эмиссионной линии для каждой вспышки либо для данного состояния нестационар ности.
192 |
ГЛ. IX. ЙОЗЁУЖДЁНЙЕ эмиссионны х линий |
Для ряда звезд типа Т Тельца Кіо [115] выполнил серию измерений эквивалентных ширин линии 1І„ в зави симости от интенсивности непрерывного спектра в интер вале 3620—4255 Ä (рис. 65). Свои результаты Кю ин терпретирует с позиции теплового происхождения ультрафиолетовой эмис сии, т. е. как следствие сли яния высших членов бальмеровских эмиссионных линий и континуума. Одна
ко характер изменений Wa от Д т у отдельных звезд до
Ряс. |
64. Теоретическая зависи |
Рис. |
65. Зависимость интенсивно |
|||||
мость между эквивалентной ши |
сти |
лишіи |
ІД |
(в произвольных |
||||
риной эмиссионной линии WL |
единицах) |
от |
интенсивности не |
|||||
и амплитудой вспышки в К-лу- |
прерывного |
излучения |
в полосе |
|||||
чах. |
Числа |
на |
кривых дают |
X 3620—4255 Ä для |
ряда звезд |
|||
величины К) |
в |
произвольных |
|
типа Т Тельца [115]. |
||||
|
единицах. |
|
|
|
|
|
||
того отличается друг от друга, что они никак не могут быть объяснены в рамках тепловой гипотезы. Например, для звезд UX Tau, RY Tau, FU Ori, XZ Таи зарегистрированы колебания блеска в непрерывном спектре почти без заметных колебаний интенсивности эмиссионных линий. Это соответствует малым значениям К\ теоретической зависимости W ^ от АУ (см. рис. 64). Наряду с этим имеют ся случаи, представляющие другую крайность в характере зависимости от АУ (звезды Т Tau, V 380 Огі), когда