ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 24.10.2024
Просмотров: 79
Скачиваний: 0
84 ГЛ. IV. ИЗЛУЧЕНИЕ ОТ ГАЗОВЫХ ПОТОКОВ
во время затмений. Рассчитывались теоретические пока затели цвета при затмении оболочки, считавшейся про зрачной для излучения и расположенной в орбитальной плоскости. При вычислениях принимались различные значения наклона орбиты и радиуса затмевающей звезды в довольно широких пределах. Вычисленные показатели цвета рекомбинационного излучения, зависящие от Те, сравнивались с наблюдаемыми в различных фазах затме
ния. Полученная таким путем
|
|
зависимость Те (г) изображена на |
|||
|
|
рис. 26. Ширина заштрихованной |
|||
|
|
полосы на рис. 26 определяет пог |
|||
|
|
решность, связанную главным об |
|||
|
|
разом с малой точностью наблю |
|||
|
|
дательных данных. Но, несмотря |
|||
|
|
на |
значительную погрешность, |
||
|
|
расчетами отчетливо |
выявляется |
||
|
|
убывание величины Те от края |
|||
|
|
оболочки до уровня г |
0,5 R d й |
||
|
|
возрастание ее при |
дальнейшем |
||
|
|
уменьшении г. Такой ход электрон |
|||
|
|
ной температуры, по-видимому, |
|||
|
|
обусловлен действием текущего от |
|||
|
|
спутника газового потока на внеш |
|||
|
|
ние области дискообразной обо |
|||
тронной |
температуры |
лочки. Выделившаяся |
при столк |
||
новении струн с оболочкой тепло |
|||||
вдоль радиуса в диско |
|||||
образной |
оболочке в си |
вая энергия разносится из горя |
|||
стене |
RW Tri [55]. |
чего пятна вращением по всей пе |
|||
же Те в центральных |
риферической области. Повышение |
||||
частях оболочки указывает, ве |
|||||
роятно, |
па присутствие |
в ее центре не очень мощного |
|||
источника излучения, способного нагреть лишь часть газа оболочки.
Наблюдения показателей цвета двойных систем, у которых на кривой блеска имеется значительный горб и. следовательно, горячее пятно дает существенный вклад в общее излучение, делают возможным определение харак
теристик |
излучения |
горячего |
пятна. |
Предполагая, |
||
что эмиссионные |
линии мало сказываются на величине |
|||||
показателей цвета, |
имеем |
следующие формулы, опреде |
||||
ляющие |
излучение |
пятна |
Еп в |
области |
пропускания |
|
§ 1. РОЛЬ РА ЗЛИЧН Ы Х и с т о ч н и к о в |
85 |
фильтров |
U, В и V [51]: |
|
|
|||
Е п |
|
(1(Г ° ’iA m U — 1)10 ° ’4(U “ B)min |
(7.4) |
|||
ZJL _ k |
||||||
Е П |
|
1 10“ О.^СДт^ + (Ы —i3)min—(С/ —Й)] |
|
|||
JBВ |
|
|
|
•max |
|
|
|
|
|
|
|
||
i f |
=/< |
(10“ °’4AmB _ 1)10“ |
~ v )min |
(8.4) |
||
2 10“ |
+ (B ~ 'Omin ~ ( B ~ |
^Jmaxl _ |
||||
E |
|
|
||||
Здесь кг и /с2 — множители, зависящие |
от выбора нуль- |
|||||
пуикта системы UBV. Для обычно используемых систем |
||||||
[56] кг яр 3 и к, ~ 0,4. |
Через Атц и Дтв обозначены раз |
|||||
ности звездных величин в фазах, соответствующих высшей точке горба на кривой блеска н в противоположной (че рез 0,5 Р) фазе. Соответственно для этих моментов исполь зуются и значения показателей цвета. Найденные из наблюдений по (7.4) п (8.4) характеристики излучения горячего пятна для некоторых систем приведены в табл. 9.
Величины E tjI E b , E uIEv и EbIEv, вычисленные по формулам (62.3) — (64.3) [51] при различных значениях а, даны в табл. 1 0 .
Сравнение таблиц 9 и 10 показывает, что цвета излу чения горячего пятна в двойных системах в общем со
ответствуют |
излучению высвечивающегося |
газа при |
0 •< а <С 1 |
и, таким образом, подтверждает |
сделанные |
в гл. III выводы о природе излучения горячего пятна. При малой точности наблюдений и сравнительно грубом моделировании излучения горячего пятна лучшего сог ласия ожидать не приходится.
|
|
Т а б л и ц а 9 |
|
|
Т а б л и ц а 10 |
||
Характеристики излучения, |
Xарактеристи ки излучения |
||||||
испускаемого горячим |
пятном |
газа, |
нагретого ударней |
||||
в двойных системах |
|
волной |
|
||||
азвагше |
»?U -1?П |
•Eg/15"- КВ'-ЕУ |
а |
в и : в в |
В V В у |
Е в 1Еу |
|
системы |
Е U‘ E B |
|
|
|
|
||
и х UMa |
0 ,6 |
1 , 4 |
2 ,5 |
0 |
0 ,6 7 |
1,41 |
2 >1 |
|
|
|
|
|
|
|
|
U Gem |
0 ,8 |
1 ,6 |
1 ,9 |
0 ,5 |
0 ,9 3 |
1 ,7 5 |
'1 ,9 |
ЕМ C yg |
1 ,5 |
2,1 |
1 ,4 |
1 ,0 |
1 ,2 7 2 ,3 |
1 ,8 |
86 ГЛ. IV. ИЗЛУЧЕНИЕ ОТ ГАЗОВЫХ ПОТОКОВ
§ 2. Профили спектральных линий
Вычисление профилей спектральных линий, образую щихся во вращающейся дискообразной оболочке звезды, производилось еще задолго до обнаружения таких обо лочек в тесных двойных системах звезд карликов. Более сорока лет назад О. Струве и другие исследователи при шли к выводу, что у звезд класса Be — горячих гигантов — существуют быстро вращающиеся оболочки, имеющие, как тогда считалось, форму кольца. Профиль эмиссион ной линии, образуемой кольцом, при условии, что оно полностью прозрачно в частоте линии, определяется эффектом Доплера. О. Струве показал, что эмиссионная линия в спектре такого кольца должна состоять из двух компонент, расстояние между которыми соответствует удвоенной скорости вращения кольца.
В дальнейшем оказалось, что оболочки звезд класса Be непрозрачны для излучения в линиях водорода, а по форме они походят на сжатый эллипсоид или протяжен ный диск. Непрозрачность оболочки, вообще говоря, сильно затрудняет расчеты профилей спектральных ли ний. Однако если скорость вращения в оболочке настоль ко велика, что во много раз превосходит среднюю теп ловую скорость атомов в ней, то для вычисления профи лей можно использовать результаты теории движущихся оболочек звезд [57], и задача становится гораздо легче. В этом случае можно считать, что квапты в частоте линии вследствие эффекта Доплера выходят из внутренних об ластей оболочки, испытав небольшое число рассеяний, поэтому не требуется исследовать диффузию излучения в оболочке. Профиль линии определяется при этом кине матикой оболочки, а также значениями коэффициентов излучения и поглощения в ней. Разумеется, для нахож дения этих коэффициентов требуется вычислить степени ионизации и возбуждения атомов в оболочке. Но при учете определяющей роли эффекта Доплера в оболочке такое вычисление производится сравнительно легко.
В движущейся с большой скоростью и непрозрачной в частотах линий оболочке образуются не только эмиссион ные, но и абсорбционные линии, профили которых также могут быть рассчитаны при учете эффекта Доплера. Наблюдаемая спектральная линия получается в резуль-
§ 2. ПРОФИЛИ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ |
87 |
Тате наложения эмиссионной линии иа абсорбционную. Если же оболочка не полностью экранирует излучение центральной звезды, то на наблюдаемом профиле сказы вается и линия, образованная в атмосфере этой звезды. Тем самым истолкование наблюдаемых профилей спект ральных линий у звезд, обладающих движущимися обо лочками, еще более затрудняется.
Профили эмиссионных линий и линий поглощения в случае непрозрачной вращающейся оболочки, как при наличии радиального расширения, так и без него, рас считывались В. В. Соболевым [58]. При этом делалось предположение о сохранении в оболочке углового мо мента, т. е. считалось, что скорость вращения убывает обратно пропорционально расстоянию от ее центра. При нималось также, что оболочка является тонким диском, в плоскости которого находится наблюдатель. Коэффи циенты излучения и поглощения в линии задавались меняющимися с расстоянием от центра по степенному закону и имеющими прямоугольные профили. Исходя из результатов указанных вычислений, удалось объяснить важные особенности профилей линий в спектрах звезд класса Be.
В дискообразных оболочках звезд, входящих в тесные двойные системы, угловой момент не сохраняется, так как движение газа в них близко к круговому кеплеровскому. Профили линий, образующихся в этих оболочках, ^ледует вычислять, принимая во внимание указанное обстоятельство. Расчеты профилей эмиссионных линий, образующихся в таких дискообразных оболочках, произ водились В. Г. Горбацким [54]. Так же как и в работе [58], предполагалось, что коэффициенты излучения е и поглощения в линии а определяются выражениями:
(9.4)
где р я s — постоянные. Зависимость скорости вращения в оболочке г? от г представляется в виде
(10.4)
а радиальное движение считается отсутствующим. Здесь Rx — радиус внутренней границы излучающей области. Внешний радиус оболочки считается бесконечным.
88 ГЛ. IV. ИЗЛУЧЕНИЕ ОТ ГАЗОВЫХ ПОТОКОВ
Градиент скорости движения в оболочке вдоль луча зрения велик по сравнению со скоростью теплового дви жения атомов, если v (Ri) ~ 108 см/сек и температура оболочки Т порядка 104 °К. По теории движущихся обо лочек звезд [57] в таком случае в данной частоте внутри линии излучает не весь объем оболочки, а ее узкий слой, содержащий соответствующую поверхность равных луче вых скоростей = const. Энергия, выходящая из обо лочки в частоте v, определяется поэтому формулой:
(И.4)
(8)
где интегрирование производится по соответствующей по верхности равных лучевых скоростей и Ат — толщина слоя, излучающего в данной частоте у. В случае, когда толщину оболочки можно считать малой, вычисление по (11.4) сводится к интегрированию только по одной пере менной.
Частота v связана со скоростью щ движения в на правлении на наблюдателя соотношением:
v = |
v0 -i-Vo^, |
[(12.4) |
где |
v (г) sin •№, |
(13.4) |
vn = |
н Ф — угол между радиусом-вектором данной точки и направлением на наблюдателя. Величина Ат согласно теории движущихся оболочек звезд равна [58]
Ат — а |
2 и |
(14.4) |
9Vj- ’ |
Ж
где и — средняя скорость теплового движения атомов в оболочке. Используя формулы (9.4) — (13.4), получаем величину Ат в следующем виде:
а;28- 3
(15.4)
fa) iа28" ^ cos ■Э' ’
где через х обозначено расстояние частоты v от централь ной частоты v0, выраженное в единицах полуширины
§ 2. ПРОФИЛИ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ |
S9 |
линии:
|
|
|
с |
у — V» |
|
(16.4) |
|
|
|
Х ~ |
v{R\) |
у0 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
Величина |
Ех при учете (9.4) |
определяется выражением |
|||||
Ех = 37?! —х*р ■• - 1) |
|
A |
COS’Q'rfO |
|
|
||
|
" X)si,x2(p-S- 1)e.+ |
|
|
||||
1 |
а» |
Ai |
|
|
|
||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
п |
|
|
|
cos й <2й |
|
(17.4) |
|
+ $ |
(1 - |
е ' АХ) е “ ДТ |
s i n * ( P - ® - % |
. |
||
|
«з |
|
|
|
J |
|
|
где "&! = |
arcsin x , |
= |
arcsin x2‘*. |
|
|
|
|
Второе слагаемое, стоящее в квадратных скобках в |
|||||||
выражении (17.4), |
соответствует |
излучению |
удаленной |
||||
от наблюдателя части оболочки. В (17.4) учитывается также и частичное экранирование оболочки центральной звездой.
Следует заметить, что по (17.4) нельзя |
производить |
|
вычисления для центральных частей линии |
(| х | |
1), |
так как оптическую толщину области (вдоль луча зре ния), из которой выходят кванты в этих частотах, уже нельзя считать малой. От указанного ограничения можно избавиться, используя выражения е и а с доплеровским профилем и получив более общую формулу, подобную приведенной в [58]. Вычисления при этом становятся весьма громоздкими.
При помощи выражения (17.4) в [54] рассчитаны про фили эмиссионных линий, образующихся в дискообраз
ной оболочке при величине-д -ИоТ?! = 10 и различных
значениях параметров р и s. Эти профили представлены на рис. 27. Все они имеют широкие крылья. В ряде слу чаев заметно разделение линии на две компоненты. Эти профили похожи на наблюдаемые в спектрах тесных двойных систем, например, WZ Sge, DQ Her, U Gem. Детальное сравнение наблюдаемых профилей с теорети ческими потребовало бы очень больших вычислений и получения спектров с большей дисперсией, чем имею щиеся.