ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 24.10.2024
Просмотров: 71
Скачиваний: 0
130 |
ГЛ. V. ОКОЛОЗВЕЗДНЫЕ ОБОЛОЧКИ НОВЫХ |
релаксации (установления равенства Те = Т{) занимает малое время по сравнению с характерным временем дви жения оболочки, а также использовалось выражение
5г/Е,
Рис. 35. Абсолютные интенсивно |
Рис. 36. Величина отношения |
сти корональных линий, рассчи |
интенсивностей линий Esm/Eam |
танные по (49.5) (в условных еди |
в зависимости от времени, рас |
ницах) [87]. (Верхняя кривая Еi, |
считанная по (49.5). Крести |
нижняя кривая Ei.) |
ками обозначена наблюдаемая |
величина этого отношения в спектре RS Oph [87].
р (г; <), получившееся из решения автомодельной зада чи [80].
Результаты расчетов по (48.5) интенсивностей линий
[Fe XIV] X 5303 А и [Fe X] X 6374 А (в условных едини цах) при значениях параметров, соответствующих оболоч ке системы RS Oph, приведены на рис. 35, а на рис. 36 пред ставлено изменение отношения этих интенсивностей. Там же нанесены наблюдавшиеся при вспышке RS Oph в 1958 г. [77] значения этого отношения. Оказывается, что в первое время после вспышки (t 5-106 сек) наблюдаемое изме нение интенсивностей корональных линий противополож но предсказываемому теоретически. Причины такого рас хождения следует рассмотреть подробнее.
В первое время после вспышки корональных линий в спектре RS Oph не было видно и в нем доминировали эмиссионные линии Н и Не I. С течением времени возбуж дение усиливалось, в спектре возникли линии Не II и через 20—30 суток стала заметной линия [Fe X]. Спустя еще 45—20 суток появилась линия [Fe XIV] и далее
§ 3. КОРОНАЛЬНЫЕ ЛИНИИ |
131 |
отношение |
^ |
^ возрастало. Лишь |
с момента |
t яг: 7• 10° сек |
это отношение уменьшалось. |
Таким обра |
|
зом, величина электронной температуры в излучающем слое возрастала со временем, тогда как согласно (47.5) температура должна монотонно уменьшаться.
Наиболее вероятной причиной несоответствия между теорией и наблюдениями следует считать неучтенное при вычислении величины Ei/E1 различие между значениями величин Те и Ti, которое может сохраняться в течение долгого времени после прохождения по газу ударной волны.
Передача энергии, полученной от волны тяжелыми частицами, атомами и ионами, — электронам, как по казали расчеты [87], занимает при определенных условиях значительное время. Так как ионизация атомов и возбуж дение свечения в линиях в околозвездной оболочке обус ловлены почти исключительно столкновениями со свобод ными электронами, то при малом значении Те излучения в корональных линиях не возникает. Таким образом, рас хождение между теорией и наблюдениями корональных ли ний в случае RS Oph связано, в конечном счете, с осо бенностями процесса температурной релаксации за фрон том ударной волны. Исследование этих особенностей позволяет не только интерпретировать наблюдения корональных линий, но и оценить при их помощи зна чение плотности в околозвездной оболочке и затем ее массу. Поэтому целесообразно хотя бы кратко описать указанный процесс.
Одним из главных параметров, определяющих время температурной релаксации, является начальное значение электронной концентрации .в газе, подвергающемся дейст вию ударной волны. При малой вначале электронной кон центрации свободные электроны почти сразу затрачивают получаемую ими от тяжелых частиц энергию на возбужде ние и ионизацию атомов и электронная температура оста ется низкой — менее 3-104 °К. Наблюдения спектра околозвездной оболочки RS Oph до вспышки показали* что степень ионизации водорода и гелия в околозвездной. оболочке действительно низка. Поэтому концентрация свободных электронов в ней была малой, так как они возникали лишь при ионизации металлов, а содержание
5 *
132 |
ГЛ. V. ОКОЛОЗВЕЗДНЫЕ ОБОЛОЧКИ НОВЫХ |
металлов в оболочке составляет около 1 0 -4 от общего чис ла атомов. В результате время температурной релаксации
воболочке сразу после вспышки оказалось очень большим.
Вдальнейшем ультрафиолетовое излучение вспыхнувшей звезды ионизовало атомы Н и Не в околозвездной оболоч ке, электронная концентрация в ней возросла и процесс температурной релаксации в нагреваемом волной газе занимал поэтому меньшее время. Когда время релаксации стало малым по сравнению с характерным временем дви жения главной оболочки, тогда и установилось соответст вие между наблюдаемыми и рассчитанными теоретически интенсивностями корональиых линий.
Расчет кинетики процесса температурной релаксации при условиях, соответствующих околозвездной оболочке
RS Oph [87], показал, что при начальной концентрации п°е свободных электронов в интервале
1СН« 0 ^ nl |
10_3rtj см~3 |
|
и значениях общей концентрации атомов /i, |
105 см~3 |
|
вре.мя релаксации tp находится в следующих пределах: 10» ^ tp ^ 5-10° сек.
При больших значениях /г®величина tp не превосхо дит нескольких суток. Она сравнительно невелика — ме
нее 10» сек — и при п0 ))> 1 0 » с.и~3, даже если п° яа 1 0 -4 л0. Так как согласно наблюдениям RS Oph время релаксации стало менее 10» сек приблизительно через 3-10° сек после вспышки, а к этому моменту ударная волна, образованная
воболочке RS Oph, находилась на расстоянии rk х 3-1014 см от звезды, то из указанных результатов рас
четов получается, что при г — rh концентрация атомов за фронтом волны яг; 10» см~3. При значении параметра уп лотнения G0 = 4 имеем для концентрации атомов в невозыущенном газе околозвездной оболочки при г = 3• 1014 см
значение |
п0 ^ 3-10» с,н-3. |
Для |
оценки массы гпо5 околозвездной оболочки |
RS Oph, |
помимо полученных данных и соотношения |
(9.5), определяющего закон изменения плотности в обо
лочке с расстоянием, нужно знать |
ее протяженность |
гоб. Тогда т0о определится формулой: |
|
тоб — 4л«о1)/-(1)ггоб?иа, |
(50.5) |
§ 3. К0Р0НАЛЫ-1ЫЕ ЛИНИИ |
133 |
где щ ‘ — концентрация атомов в оболочке на расстоянии И1) от центра, т — средняя масса частицы (до ионизации) и а — множитель, учитывающий несферичность оболочки.
Радиус внешней |
границы околозвездной оболочки |
RS Oph оценивается |
по продолжительности периода ви |
димости корональных линий. Линия [Fe X] исчезла спустя 200 суток после начала вспышки. Радиус ударной волны в это время был rk « 1016 см. Если считать, что исчезно вение линий связано с выходом ударной волны на внеш нюю границу оболочки, то получаем гоб 1015 см — значение, близкое к оценке, полученной в [72] из совер шенно иных соображений.
При высоком содержании гелия в оболочке RS Oph [77] величина т Ъпц. Находим из (50.5), что в случае
RS Oph
т об >, 1,1 • 1027 а з.
Начало образования оболочки следует отнести к 1933 г., когда наблюдалась предыдущая вспышка. По-видимому, до этого вокруг системы также существовала оболочка, но она была «выметена» при вспышке. Таким образом, до пуская постоянство мощности истечения вещества из си стемы между вспышками 1933 и 1958 гг., находим потерю массы системой:
Щ1,4- 1018а г/сек.
Так как вещество околозвездной оболочки сконцентри ровано вблизи орбитальной плоскости системы и а = = 0,2 0,3, то значение скорости потери вещества си
стемой |
в промежутке между вспышками |
эЗг5~ 3 -1 0 17 г/сек.
Нижняя граница скорости газа и0, уходящего из си стемы и образующего околозвездную оболочку, определя ется по указанной величине г0в и промежутку времени между вспышками. Верхняя же граница скорости нахо дится по смещению линий поглощения в спектре, образуе мых околозвездной оболочкой вне вспышек. Величина н0 оказывается заключенной в следующих пределах!
1 ,2 -10° см!сек < иа ^ 3-10° см/сек
134 |
ГЛ. V. ОКОЛОЗВЕЗДНЫЕ ОБОЛОЧКИ НОВЫХ |
и, следовательно, является малой по сравнению со ско ростью расширения главной оболочки. Поэтому пренеб режение величиной ц0 по сравнению с v (г0) является оп равданным.
По данным о количестве вещества, присоединившегося к главной оболочке после вспышки DQ Her (§ 2), оцени вается и для этой системы скорость потери вещества вне вспышек. Масса главной оболочки DQ Her в начальный период вспышки иггл « -4,6• 1028 г [91]. Тогда, по (34.5), Дт ^ 1,3-4028 г. На то, чтобы пройти расстояние, на ко тором до 1956 г. вещество было захвачено главной обо лочкой, истекавшему из системы газу при его скорости и0 — 3-106 см/сек потребовалось 9-109 сек. Тогда для скорости потери вещества системой DQ Her получается
1,4-1018 г/сек в полном согласии со значением 9RS, полученным совсем другим путем [74] (см. § 1). Так, по данным наблюдений околозвездных оболочек удается на ходить важные параметры тесных двойных систем.
§4. Новоподобные звезды типа Z And
иих связь с новыми
Вдвойных системах типа Z And, так же как и в тесных системах звезд карликов, имеется большое количество излучающего газа. Этот газ создает богатый эмиссионны ми линиями спектр, похожий на спектр планетарных ту манностей. В области коротких волн, вблизи скачка у границы бальмеровской серии, излучение этого газа — оболочки — доминирует в суммарном излучении системы.
Вдлинноволновой (красной) части спектра излучает преи мущественно холодная компонента системы. Интенсив
ность излучения холодной звезды быстро уменьшается с возрастанием частоты, и в коротковолновой области оно пренебрежимо мало.
Многочисленные данные указывают на образование оболочки путем выбрасывания вещества из другой, «горя чей» компоненты системы [6 ], излучение которой заметно только в периоды пониженного блеска системы. Излуче ние в коротковолновой области спектра исходит главным образом от газовой оболочки и к нему добавляется излуче ние звезды, создающей оболочку. Следовательно, вне вспышек для систем типа Z And имеет место положение
§ 4. НОВОПОДОБНЫЕ ЗВЕЗДЫ ТИПА ZAND |
135 |
близкое к существующему в тесных системах карликов. Поэтому оказывается возможным при помощи той же ме
тодики, |
которая |
использовалась для анализа системы |
SS Cyg |
(гл. IV, § |
1), по данным о непрерывном спектре |
и блеске системы определить некоторые параметры вспы хивающей звезды и оболочки в системе Z And. Результаты такого определения [91] излагаются в этом параграфе.
Из наблюдений следует, что скорость истечения ве щества из горячей звезды порядка нескольких десятков км/сек и меняется со временем мало. Нет оснований счи тать, что оболочка в системе Z And дискообразная. Поэто му принимаем, что распределение плотности в ней сфериче- ски-симметричное и описывается уже использовавшейся нами формулой (9.5):
Р(г) = Р (го) [Iff ■
Втом случае, когда мощность истечения вещества из звезды велика и оболочка непрозрачна в частотах непре рывного спектра, внутренние области оболочки образуют протяженную фотосферу звезды. В ней формируется на
блюдаемый непрерывный спектр. Излучение же внешних областей оболочки проявляется главным образом в часто тах линий.
Величина блеска системы зависит от значения гр эф фективного радиуса фотосферы и температуры фотосферы Тр. От гр и Tv зависит также величина скачка интенсивно сти D у предела бальмеровской серии. Поэтому при помо щи принятой модели протяженной оболочки по наблюдае мым значениям блеска mpg и D можно найти характери стики оболочки. Удается также определить абсолютную светимость L* звезды, окруженной оболочкой.
Эффективный радиус фотосферы гр принимается боль шим по сравнению с радиусом центральной звезды г*. Поверхность эффективной фотосферы считается излуча ющей как абсолютно черное тело с температурой Тр. Когда при постоянной светимости L* мощность истечения вещества из звезды меняется, величины гр и Тр также из меняются.
Пусть в результате изменения мощности истечения наблюдаемая фотографическая звездная величина изме
нилась от значения mpg до значения mpg. Разность