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

22 гл. 1. Н0В01Ю Д0БНЫЕ 11 НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ

«б^-компоиента [15]. Она меняет свое смещение с периодом, равным фотометрическому периоду системы, причем наи­ большее положительное смещение достигается вблизи главного минимума блеска, а наибольшее отрицатель­ ное — через полпериода. Предельные смещения «Л-компо- ненты несколько меняются от цикла к циклу и соответ­ ствуют значениям скорости ±650 -н 850 км/сек. Каче­ ственное истолкование этого явления и других важных особенностей спектров новых и иовоподобных звезд бу­ дет дано в следующем параграфе.

Помимо эмиссионных линий в спектре некоторых сис­ тем видны линии поглощения Са и других атомов в нейт­ ральном состоянии или однажды ионизованных. Эти ли­ нии имеют малую ширину. Они периодически смещаются в направлении, противоположном смещению эмиссионных

Л И Н И И .

Линии поглощения приписывают спутнику, кото­ рый, следовательно, представляет собой звезду позднего спектрального класса (G, К или М). В большинстве же случаев спектр спутника не впдеп и о наличии второй компоненты в системе судят только по периодическим изменениям блеска, вызванным затмениями пли по спе­ цифическим особенностям эмиссионного спектра. Из ска­ занного следует, что абсолютная величина спутника в тесных системах звезд карликов не превышает +10т , так как общая абсолютная величина всей системы обычно не больше + 7 m ± 9 m.

Следует заметить, что спектр спутника не наблюдался ни для одной из систем с отчетливо выраженными затме­ ниями. Поскольку процент таких систем среди бывших новых и иовоподобных сравнительно высок, указанное об­ стоятельство нельзя считать случайным. По-видимому, имеются какие-то дополнительные факторы, помимо ма­ лого блеска спутника, мешающие видеть его спектр при наклоне орбиты близком к 90°.

Сколько-нибудь точная фотометрия непрерывного спектра производилась только для системы SS Cyg [16]. Распределение энергии в фотографической области близко к соответствующему звезде класса G, т. е. спектрофо­ тометрическая температура составляет 4000—5000°. За пределом бальмеровской серии водорода наблюдается очень сильный эмиссионный континуум. Скачок интен*

сивыости у предела бальмеровской серии характеризуется величиной отношения

Т) _ I (Узе ~ е) ~~ I (V2C + В) ’

где v2c —частота ионизации со второго уровня и е — ма­ лая величина. Для SS Cyg наблюдаются значения

lg Z) — 0,4.

Слияние довольно интенсивных и широких эмисси­ онных линий у предела серии и большой скачок интен­ сивности на ее границе создают наблюдаемый на спе­ ктрограммах с не очень высокой дисперсией быстрый рост интенсивности излучения в ультрафиолетовой об­ ласти спектра с длиной волны.

Эмиссия с коротковолновой стороны от границы баль­ меровской серии отмечалась также в спектрах DQ Her и некоторых других систем, но точных измерений ее в этих случаях не производилось.

Особенности в распределении энергии в фиолетовой и ультрафиолетовой областях спектра должны сильно влиять на величины показателей цвета U — В жВ — V системы. Пока не удается надежно оценить вклад эмис­ сии в линиях и в континууме в наблюдаемое коротковол­ новое излучение. Поэтому непосредственное сравнение по­ казателей цвета, наблюдаемых у тесных двойных систем, с показателями цвета обычных звезд вряд ли может при­ вести к каким-либо количественным выводам о характере излучения этих систем.

Спектры новоподобных систем типа Z And в эпохи отно­ сительно низкой активности этих звезд характеризуются присутствием в них сильных эмиссионных линий, как раз­ решенных (Н, Не II, N III), так и запрещенных— [О III], [Ne V], [Fe VII]. Кроме того, наблюдается сильный эмис­ сионный бальмеровский континуум. Для системы Z And величина lg D ж —0,3. Спектр вспыхивающей компо­ ненты системы не наблюдался.

Системы типа Z And существенно отличаются от дру­ гих новоподобных систем и обсуждение некоторых их особенностей мы отложим до пятой главы. В следующем параграфе приводится истолкование фотометрических и спектроскопических данных о тесных двойных системах звезд карликов.

24 ГЛ. I. НОВОПОДОБНЫЕ И НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ

§ 4. Качественное истолкование явлений, наблюдаемых в бывших новых и новоподобных звездах; модель системы

Изучение эмиссионных линий в спектре того или иного астрофизического объекта очень часто давало ключ к раз­ гадке его природы. В этом отношении бывшие новые и новоподобные звезды не представляют исключения. Имен­ но исходя из данных об эмиссионном спектре исследуемых систем, удалось сделать основные выводы о происходя­ щих в них процессах.

Как хорошо известно, эмиссионные линии возникают в среде с достаточно малой плотностью при отсутствии в ней термодинамического равновесия. Поэтому из при­ сутствия в спектрах тесных двойных систем звезд кар­ ликов сильных эмиссионных линий водорода следует вывод о наличии в системах больших количеств разре­ женного газа. Свечение этого газа в континууме обус­ ловлено главным образом рекомбинациями, поскольку другие механизмы не могут дать интенсивного эмиссион­ ного континуума за пределом бальмеровской серии. Сле­ довательно, степень ионизации водорода должна быть достаточно высокой. Таким образом, тесные двойные системы звезд карликов обладают мощными газовыми оболочками, состоящими преимущественно из ионизован­ ного водорода.

Перечислим главные вопросы, представляющие инте­ рес при интерпретации наблюдений рассматриваемых систем.

1.Механизмы образования оболочек; формы оболочек.

2.Факторы, обусловливающие ионизацию газа.

3.Причины, вызывающие специфическую форму эмис- . сионных линий и, в частности, их очень большую ширину.

4.Объяснение пологости бальмеровского декремента.

5.Причины периодических изменений профилей ли­ ний у систем с затмениями.

6.Причины, вызывающие модификацию формы кри­ вых блеска у затменных систем и, в частности, появления горба перед главным минимумом.

7.Природа малых флуктуаций блеска системы.

8.Причины вспышечной активности компонентов системы.

Все указанные вопросы тесно связаны между собой. Результаты теоретического исследования каждого из них составляют содержание последующих глав. Здесь же будет дана качественная картина взаимосвязи наблюдае­ мых явлений.

Начнем с вопроса о профилях линий. Большая ши­ рина эмиссионных линий, составляющая десятки анг­ стрем, свидетельствует о движениях газовых масс со ско­ ростями порядка 1000 км/сек. Такие движения могут, вообще говоря, иметь характер радиального расширения газовой оболочки (именно это и наблюдается при вспыш­ ках новых звезд), вращения газа вокруг звезды или воз­ никать при развитой турбулентности. Изменения профи­

лей — отношения с фазой у затменных систем — убе­

дительно показывают, что в этих случаях расширение линий вызвано именно быстрым вращением газа, состав­ ляющего оболочку звезды.

Эмиссионные линии в спектрах систем с затмениями состоят из двух компонент. Как неоднократно показыва­ лось разными авторами, эмиссионные линии, состоящие из двух компонент, характерны именно для вращающихся оболочек (колец). Подобная структура линий может воз­ никнуть и при радиальных движениях газа в специальных случаях распределения излучающего вещества. Однако изменений профилей линий, аналогичных наблюдаемым у затменных переменных, не должно быть ни в случае радиальиого расширения, ни при расширении турбулент­ ными движениями. Только эмиссионные линии, образую­ щиеся во вращающейся оболочке, характеризуются ос­ лаблением коротковолновой компоненты перед минимумом блеска и ослаблением длинноволновой после минимума

(рис. 10).

Расстояние между компонентами эмиссионной линии, выраженное в км/сек в том случае, когда линия образо­ вана во вращающейся оболочке, приближенно равно удвоенной скорости вращения. Оцениваемая таким путем по наблюдаемым профилям скорость вращения оболочек в изучаемых системах составляет 5-102 — 103 км/сек. При столь большой вращательной скорости центробежные силы придают оболочке форму сплющенного сфероида или диска.

26 гл. I. Ы 0В0П0Д0БНЫЕ И НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ

Газ, составляющий диск, вращается вокруг одной из звезд системы и затмевается другой звездой. Поэтому раз­ меры диска не могут превосходить размеров системы, т. е. радиус диска порядка 1010 см. При вращательном дви­ жении сила тяготения должна уравновешиваться цент­ робежной и движение газа в оболочке является прибли­ зительно круговым кеплеровским. Если масса цент­ ральной звезды порядка солнечной, то кеплеровская

Оболочка главной звезды

\

К наблюдателю

/ у\/А А А

---------------------------------- ------------------------------- 1

Рис. 10. Схема, поясшиощая изменения профилей эмиссионных линий при затмении.

скорость на периферии диска указанного радиуса полу­ чается соответствующей скорости, полученной по изме­ рению ширины линий. Тем самым подтверждается данная интерпретация профилей линий.

Оболочка звезды, которую в дальнейшем будем назы­ вать дискообразной, излучает и в непрерывном спектре, причем в ряде случаев это излучение сравнимо с общим излучением системы. Для того чтобы обеспечить излуче­ ние порядка Ю31 эрг/сек при объеме оболочки Ю30 — 1031 см3, средняя электронная концентрация пе в ней должна быть не менее 1013 см~3. Это значение велико по сравне­ нию с величиной пв, характерной для небулярных обо­ лочек.

Из расчетов бальмеровского декремента известно, что его крутизна должна убывать с возрастанием плотности

в излучающем слое газа. Это объясняется ролью столкновении в процессах возбуждения и ионизации атомов. Пологость бальмеровского декремента, харак­ терная для эмиссионного спектра бывших новых и иовоподобиых звезд, получает, таким образом, объяснение и является независимым свидетельством высокой элект­ ронной концентрации в дискообразных оболочках таких объектов.

Вывод о наличии плотных дискообразных оболочек в тесных двойных системах звезд карликов дает возмож­ ность объяснения и вопросов, связанных с изменениями блеска систем (пп. 6—8).

Движение в оболочке близко к круговому коплеровскому и поэтому угловая скорость в ней должна умень­ шаться с расстоянием от центра. В результате различные слои оболочки движутся с разными скоростями и проис­ ходит передача момента количества движения вдоль ра­ диуса. Главную роль в оболочке при очень больших ско­ ростях и малой (по земным масштабам) плотности должна играть не молекулярная, а турбулентная вязкость. Вслед­ ствие внутреннего трения кинетическая энергия газа, составляющего оболочку, дисснпирует, частично пре­ вращаясь в энергию турбулентного движения, и, в конеч­ ном, счете, в тепло.

В результате диссипации энергии элемент газа в дискообразной оболочке должен постепенно приближать­ ся к поверхности звезды — он движется, в среднем, не по окружности, а по спирали с большим числом витков. Если оболочка не пополняется газом, то все вещество, составляющее ее, должно выпасть на поверхность звез­ ды, причем за очень короткое время. Как следует из расчетов (см. гл. III), среднее время пребывания элемен­ та газа в диске порядка суток. Наблюдения же показы­ вают, что дискообразные оболочки квазистационарны, так как эмиссионный спектр в большинстве случаев существует очень долгое время — годами. Следовательно, оболочки непрерывно пополняются газом. Единствен­ ным источником, способным обеспечить постоянный при­ ток газа в оболочку, является другая звезда системы. Таким образом, мы приходим к важному выводу о том, что в тесных двойных системах звезд карликов должно осу­ ществляться квазистационариое перетекание вещества

28 ГЛ. I. НОВОПОДОЕНЫЕ П НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ

от спутника к оболочке главной звезды. Перетекание происходит в форме газовых струй пли потоков (рис. 11).

В том случае, когда излучение потока достаточно интенсивно, опо может сказываться и в общем спектре системы в форме дополнительной компоненты эмиссион­ ной линии. Направление скорости в потоке по отношению к наблюдателю непрерывно меняется (см. рис. 11) и со­ ответствующая потоку компонента линии должна перио­

ходимым, можно полагать, что газовый поток формиру­ ется в окрестности критической точки Лагранжа Lx. Условия для перетекания газа к другой компоненте в этой области наиболее благоприятны. Для газа, находяще­ гося в точке ЬХл достаточно даже малого возмущения со скоростью, направленной к другой звезде, для того чтобы он стал ускоряться, двигаясь в ту же сторону. Так как движение происходит под действием тяготения, то его можно приближенно рассматривать как падение на звез­ ду. Центробежная и кориолисова силы вызывают неко­ торое искривление траектории. Поэтому область встречи

«вперед» (в сторону вращения диска). При столкновении газ, движущийся со скоростью в несколько сотен км/сек, тормозится, и около половины его кинетической энергии должно переходить в тепло и затем в излучепие. Поэтому на периферии диска образуется нагретая н излучающая сильнее, чем другие его части, область — ее называют «горячим пятном».

Если расход газа в струе настолько велик, что кине­ тическая энергия газа сравнима с общей энергией, излу­ чаемой системой, то во время положения пятна напротив наблюдателя воспринимаемое им излучение системы максимально. На кривой блеска появляется горб, а за­ тмение горячего пятна обусловливает главный минимум блеска. В фазе 0,5 Р и близких к ней горячее пятно рас­ положено на удаленной от наблюдателя стороне диска, его излучение поглощается диском и не сказывается в это время на кривой блеска. Описанная картина соот­ ветствует системе U Gem (и сходным с ней наличием горба на кривой блеска). Если же излучение самого диска

Вионизации вещества диска играют роль два фактора. Во-первых, ионизация происходит в результате непре­ рывного нагрева газа налетающей на диск струей. Так как период обращения элемента газа даже на периферии диска мал по сравнению с орбитальным периодом систе­ мы, то нагревается вся периферическая область. Во-вто­ рых, возможна ионизация во внутренних областях за счет энергии, выделяющейся при притяжении вещества диска к поверхности звезды. И в том и в другом случаях энергия ионизации и энергия, излучаемая диском,— это преобразованная потенциальная энергия газа, текущего от спутника к главной звезде.

Всоответствии с рассматриваемой моделью быстрые флуктуации блеска системы следует связывать с областью горячего пятна. Нет оснований считать газовый поток совершенно однородным и стационарным. Наоборот, имеющиеся наблюдательные данные, например, о системе WZ Sge, показывают, что он имеет турбулентную струк­ туру и скорость в нем флуктуирует. Всякая иеоднород-