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

(52.4) представлены на рис. 30 в безразмерных перемен­ ных х и т, определяемых соотношениями:

и периодом P k ~ 0,2 (3. К аналогичному выводу приводят вычисления, сделанные при значениях R j?1 = 0,5 а и

Рис. 30. Изменение расстояния фронта ударной волны от центра

оболочки со временем (в безразмерных переменных) [70].

Во всех случаях автоколебания имеют место, хотя значе­ ния их периода и амплитуды зависят от того, каков закон высвечивания газа.

Плотность в дискообразной оболочке в большинстве слу­ чаев значительно превосходит плотность в газовой струе. Можно думать, что в ударных волнах, которые возникают в реальных системах звезд карликов, условия не сильно отличаются от принятых при решении задачи и поэтому указанные результаты при интерпретации наблюдений применимы. Для системы DQHer период Pjt ~ l m и най­ денная по (43.4) амплитуда изменения блеска Amh^ О’11,02, что очень хорошо соответствует наблюдениям.

3 4. ФЛУКТУАЦИИ БЛЕСКА ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ Ю9

Истолкование периодических колебаний блеска DQ Нет, предложенное В. И. Тарановым [70], дало ему осно­ вание предположить существование подобных колебаний и у других систем, где происходит перетекание вещества от спутника к главной звезде. Обнаружение впоследствии периодических колебаний блеска малой амплитуды у ряда систем [9] явилось убедительным подтверждением дан­ ной интерпретации колебаний блеска. Выше отмечалось, что предположение о нерадиальных пульсациях белых карликов как причине наблюдаемых колебаний блеска, высказывавшееся некоторыми авторами, представляются

Частота1Ю~ггц1

необоснованным. Для объяснения быстрой переменности периода им приходится допускать частую и быструю (за время порядка одного часа) перестройку внутренней структуры звезды, что совершенно неправдоподобно. Кроме того, предположение о нерадиальных пульсациях не дает возможности теоретического определения наблюда­ емых величин, в частности, амплитуды изменений блеска.

Переменность периода находит естественное объясне­ ние в рамках интерпретации изменений блеска как резуль­ тата автоколебаний фронта ударной волны [71]. Периоди­ ческие изменения блеска происходят на фоне его беспоря­ дочных флуктуаций. Это означает, что в энергетическом спектре флуктуаций существует сравнительно резкий «пик», который и соответствует наблюдаемым периодиче­ ским изменениям. Схематически энергетический спектр флуктуаций системы АН Her представлен на рис. 31 [9]. Ширина пика составляет несколько процентов от его ча­ стоты.

Величина периода изменений блеска, связанных с авто­ колебаниями фронта волны, зависит, согласно (43.4), глав­ ным образом от J, поскольку F (Т) можно считать приб­ лизительно постоянной. Изменения J со временем отража­ ются прежде всего в колебаниях притока энергии в диско­ образную оболочку и, как следует из (38.4), должны приво­ дить поэтому к нерегулярным флуктуациям блеска. Их амплитуда ДтфЛпорядка 0,п,1, а излучение горячего пятна, грубо говоря, пропорционально / 2. Если доля излучения горячего пятна в общем излучении системы значительна, (около половины), то

составляют 5% или менее. Этим и обусловливается ширина «пика» в энергетическом спектре.

Относительное постоянство Р h в системе DQ^Her пока­ зывает, что в этой системе газовая струя в значительной степени стационарна, что, возможно, связано с близостью спутника к пределу Роша. Для системы Z Саш, где вели­ чина P h увеличивается с блеском системы [9], по-видимо­ му, существенную роль в изменении Р к играет различие условий формирования струи и дискообразной оболочки в различные эпохи. В этой системе возрастание блеска связано с изменением размера и температуры спутника (см. гл. VI), что неминуемо должно сказаться на формиро­ вании газового потока и его движении.

Г Л А В А V

*

Околозвездные оболочки новых

§1. Потеря вещества двойными системами и образование околозвездных оболочек

Наблюдениями установлено, что некоторые из тесных двойных систем звезд гигантов окружены обширными обо­ лочками [181. В этих оболочках образуются абсорбцион­ ные линии, в частности, линия X 3889 Не I, возникающая при поглощении излучения атомами, находящимися в метастабильном состоянии. На этом основании делают вы­ вод о малой плотности вещества в оболочке. Данные о си­ стеме (3 Lyr [18] указывают на то, что система теряет ве­

в дальнейшем о ней говорится, как об околозвездной обо­ лочке — должна иметься и у тесной системы звезд карли­ ков. Непосредственные свидетельства присутствия таких оболочек получены для систем RS Oph. [72], ТСгВ [73] и некоторых других. Смещения абсорбционных линий, образующихся в околозвездных оболочках, малы — они не превышают нескольких десятков км/сек. Отсюда следует, что эти оболочки не являются результатом вспышек но­ вых или новоподобных звезд, при которых выброшенный газ движется, как правило, со скоростями порядка тысячи км/сек. Околозвездные оболочки возникают благодаря непрерывной потере вещества из двойной системы.

Скорость потери вещества системой можно оценивать различными способами. Оценки скорости потери вещества

через точку L2 — SKs — в случае системы ТСгВ [73] привели к довольно неопределенному результату

2-1010 ^ 9Kss^8-1021 г/сек. Для DQ Her, в предположе­ нии, что потеря массы происходит путем сферически-сим-

112 ГЛ. V. ОКОЛОЗВЕЗДНЫЕ ОБОЛОЧКИ НОВЫХ

метричного истечения газа, получено по величине изме­

нения периода: = 1,29-1018 г/сек 174]. Наиболее на­ дежно скорость потери вещества системой находится в том случае, когда удается наблюдать взаимодействие околозвездной оболочки с оболочкой, сбрасываемой при вспыш­ ке новой. Об этом будет подробно сказано в § 2 и 3.

Изучение околозвездиых оболочек является естест­ венным продолжением описанных выше исследований движения газовых потоков в двойных системах. Кроме того, роль в эволюции звезд непрерывной потери вещества из системы оказывается по современным представлениям весьма значительной и это также делает вопрос о природе таких оболочек актуальным. Наконец, присутствие околозвездиой оболочки вокруг новой или новоподобной звезды во время вспышек вызывает ряд специфических явлений, рассматривая которые, можно уточнить многие сведения о тесных двойных системах звезд карликов. По этим при­ чинам околозвездным оболочкам нужно уделять внимапие при исследовании процессов, происходящих в тесных двойных системах.

Теоретически потеря вещества двойной системой впер­ вые изучалась Койпером [75]. Рассчитывая движение час­ тиц внутри системы, он нашел, что часть вещества, дви­ жущегося от одной компоненты и обтекающего другую звезду системы, может при достаточно большом значении скорости уйти из системы через ту область поверхности Роша, которая близка к точке Ь2. Так как эта область мала, то вещество должно выходить из нее в форме струи, причем скорость в струе зависит от параметров системы и составляет десятки км/сек в случае системы звезд ги­ гантов. Вращение двойной системы как целого непрерывно меняет направление выходящего из нее потока вещества. Поэтому выброшенное вещество, расширяясь, образует вокруг системы спиральную оболочку. Эта спираль долж­ на находиться в орбитальной плоскости системы.

Расчеты движения вещества в системе проводились в [75] в небесно-механическом приближении без учета газовой природы потоков. Получить в таком случае сколь­ ко-нибудь полные данные о количестве вещества, уходя­ щего из системы, весьма затруднительно. Кроме того, пренебрежение газовым давлением чрезмерно упрощает общую картину истечения. Задачу о потере вещества тес-

ной двойной системой необходимо рассматривать, прини­ мая во внимание газодинамические эффекты. Особенно важным является радиальное расширение потока, теку­ щего в системе. Потеря вещества тесной двойной системой при учете взаимодействия частив; в потоке приближенно рассчитана в работе А. В. Федоровой [76]. При этом ис­ пользовалась та же методика, что и при расчете движения газовой струи от спутника к главной звезде [38, 39], но вычисления были продолжены далеко за область горячего пятна, а уравнения (23.2) — (25.2) модифицированы за счет более точного выражения градиента давления в струе.

В работе [76] сечение струи предполагается эллипти­ ческим. Полуось эллипса в орбитальной плоскости X и другая Z связаны со значением рс плотности на оси сим­ метрии струи соотношением

При расчетах движения струи в [38] принималось, что градиент давления газа одинаков во всех точках границы сечения струп. Более точное выражение силы получается при учете (1.5). Компоненты силы газового давления А вдоль осей Ох, Оу и Oz (в системе координат связанной с центром масс системы) равны:

Здесь обозначено:

(3.5)

R о — начальный радиус струи, рш и г?он — начальная плотность и скорость на оси соответственно.

114 ГЛ. V. ОКОЛОЗВЕЗДНЫ Е ОБОЛОЧКИ НОВЫХ

Скорость г>0 соответствует осевой точке сечения, дви­

Движение периферийных точек сечения струи описы­ вается более точными, по сравнению с (23.2) — (25.2), уравнениями:

движение газовой струи на первом этапе, до столкновения

соболочкой.

Вдальнейшем, после того как скорость газа в точке А у поверхности дискообразной оболочки (рис. 32) стано­ вится направленной по касательной к ней, все точки,

находящиеся ближе к звезде, считаются присоединивши­ мися к оболочке. По остальной области, занятой прохо­ дящим мимо оболочки газом, распространяется возмуще­ ние, вызванное «обрезанием» внутренней части потока.

Возмущение распространяется по С^-характерпстике, уравнение которой может быть приведено к такому виду:

где г — расстояние точки от оси цилиндра я R — расстоя­ ние от оси граничной точки на том же радиусе.

Решение системы (5.5) — (7.5) вместе с (8.5) позволяет проследить за движением газа, прошедшего мимо оболоч­ ки. Расчеты показали, что какая-то часть этого газа ухо­ дит из системы, приобретя достаточно большую скорость, тогда как другая остается в системе, огибая при своем движении главную звезду. Важной особенностью течения