Файл: Горбацкий, В. Г. Новоподобные и новые звезды.pdf

равномерно от всех частей дискообразной оболочки, в других же случаях наибольшей излучательной способ­ ностью обладает малая часть оболочки — горячее пятно. Различие между такими оболочками сказывается при анализе непрерывного спектра только у затмениых сис­ тем. Излучение горячего пятна у систем, не испытываю­ щих затмений, не удается выделить из общего наблюдае­ мого излучения. Поэтому ниже об определении свойств оболочки по ее излучению говорится отдельно для систем без затмений и систем с затмениями.

а) С и с т е м ы б е з з а т м е н и й . Наиболее изученным объектом такого рода является система SS Cyg. В этом случае некоторые параметры системы можно оп­ ределить, представляя наблюдаемое излучение L (v) как сумму излучения звезды с температурой Т* — L * (v; Г*)

Во втором слагаемом, представляющем излучение оболочки при свободно-свободных переходах и рекомби­ национное, величина tv означает оптическое расстояние излучающего объема от наблюдателя. В случае водо-

"родной оболочки, с размерами значительно превосходя­ щими радиус звезды, при условии ее прозрачности в час­ тотах субординатных континуумов и постоянства элект­ ронной температуры во всем объеме, имеем в качестве

неизвестных величин Г*, г*, Те и nen+dV.

Из наблюдений непрерывного спектра известна вели­ чина скачка интенсивности у границы серии D:.

(2.4)

а также спектрофотометрическая температура Тс, нахо­

Так как вычисления тех же величин при других зна­ чениях Те не дают существенного отличия от указанных, то можно считать, что и предположение о постоянстве Те не сказалось существенно на этих результатах. Значения г* и Г* характерны для холодного карлика в системе

электронов в оболочке. При радиусе оболочки порядка

1010*см имеем 1/ ~ ^ Г ^ 1013 см 3, что находится в согла­ сии с оценками пе, произведенными другими способами.

Для других систем спектрофотометрия непрерывного спектра не проводилась. Имеется лишь много оценок показателей цвета U — В и В — V. У системы SS Cyg показатели цвета Б — V = -j-0,70; U — В = 0,54 нес­ колько отличаются от показателей цвета у большинства других тесных систем звезд карликов. По-видимому, роль излучения оболочки в случае системы SS Cyg меньше, чем в других системах, вследствие присутствия в ней довольно яркого спутника с заметным непрерывным излу­ чением в видимой области.

Данные о показателях цвета не дают существенно но­ вой информации, если система не затменная, так как, во-первых, точность этих данных невелика п, во-вторых, трудно оценить вклад эмиссионных линий в общее излу­ чение. Что касается систем, испытывающих затмения, то, используя показатели цвета, в этих случаях все же можно получить важные сведения о свойствах дискооб­ разных оболочек.

излучении системы незначительна. В таком случае по изменениям блеска и цветов систем с фазой затмения оказывается возможным составить представление о физи­ ческих свойствах всей дискообразной оболочки, пос­ кольку при затмении постепенно выключается излучение различных областей оболочки. Это удается сделать, если дискообразная оболочка достаточно однородна. При на­ личии на периферии оболочки горячего пятна, излучение которого сравнимо с излучением всего диска, на кривой блеска перед главным минимумом отчетливо выделяется горб. По изменениям цвета в этом случае определяются характеристики излучения горячего пятна.

Рассмотрим сначала затмения однородного диска. Для простоты предположим, что толщина его мала по срав­ нению с радиусом R d, а оптическая толщина его вдоль радиуса меньше единицы (за исключением центральной области, радиус которой i?x< ^i?d). Пусть i (г) — коли­

где г (г) — коэффициент излучения, проинтегрирован­ ный по всей толщине оболочки. Величина I (h) находится из наблюдений по кривой блеска следующим образом:

лочки, в данный момент не закрытой от наблюдателя спутником (рис. 25).

Интегральное уравнение Абеля (4.4) имеет смысл ре­ шать лишь при наличии точной кривой блеска Е (t). Если же, как это обычно бывает, погрешность кривой велика,

лучше задавать в различных видах функцию г (г), и вычис­ ляя I (h), а затем Е (t), сравнивать получающиеся кривые блеска с наблюдаемой. Именно так было сделано при ана­ лизе кривой блеска, полученной с фильтром В для сис­ темы DQ Her [41]. В результате оказалось, что наилуч-

гаее согласие с наблюдениями получается при i (г) = const. Величина г„ (г) при наблюдениях

тв представляется в виде

~г»

производится по всей толщине дис­

по-видимому, средняя электронная плотность в ней меняется сравнитель­ но медленно, если не говорить о центральных областях.

Из сравнения кривых блеска DQ Her во время затмения, получен­ ных с фильтрами U и У, следует, что

амплитуда измененця блеска в Улучах вдвое больше, чем в U. Излучение оболочки, пропускаемое фильтром £/, в Значительной мере определяется непрерывной эмиссией О коротковолновой стороны от бальмеровского предела. Величина эмиссионного скачка возрастает с уменьше­ нием Те. Когда центральная часть дискообразной оболочки закрыта и видны лишь ее края, величина скачка боль­ ше, чем в излучении всей! оболочки. Этот факт указы­ вает на возрастание электронной температуры от пери­ ферии к центру. Такое строение оболочки в системе DQ Her связано, вероятно, с присутствием в ее центре сильного источника нагрева и ионизации (см. гл. III; § 2).

По-иному распределена электронная температура в дискообразной оболочке в системе RW Tri. В этом слу­ чае изменение Те вдоль радиуса находилось [55] при помощи наблюдаемых показателей цвета U — В и В — У