Добавил:
Опубликованный материал нарушает ваши авторские права? Сообщите нам.
Вуз: Предмет: Файл:

книги из ГПНТБ / Горбацкий, В. Г. Новоподобные и новые звезды

.pdf
Скачиваний:
13
Добавлен:
19.10.2023
Размер:
6.44 Mб
Скачать

н о

ГЛ. IV. ИЗЛУЧЕНИЕ ОТ ГАЗОВЫХ ПОТОКОВ

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

 

A L ~ 10одл"1фл ,

 

 

(54.4)

и при

Д/Ифл£^0,1, амплитуда изменений

J

в струе не

больше

10%. Так

как Р к

J~4‘,

то

изменения

периода автоколебаний

вследствие неоднородности струи

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

щество через

внешние точки Лагранжа Ьг и L 3 (см.

рис. 12).

в которую погружена двойная система —

.Оболочка,

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-

§ 1. ПОТЕРЯ ВЕЩЕСТВА ДВОЙНЫМИ СИСТЕМАМИ

И З

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

рcvXZ = const.

(1.5)

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:

 

Ли

у у о

(2.5)

 

(A'Zv)Y_1

&

 

 

Л.

Ло

z

 

(XZv)y~x

'

 

 

 

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

жение которой определяется уравнениями:

 

dx2

II QjCD

+ 2 dx

 

dzxu

 

dy»

 

d-у

dQ

9 dxо

(4.5)

dx'1

ду

dx

 

где Q — потенциал, выражаемый формулой

(26.2).

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

d-x

r>

dy

 

0Q

.

(5.5)

d t3

^

dx

~

дх

iVx’

 

dbj

dx

_

dQ

.

(6.5)

dt3

 

dx

dy

 

d'2z

dQz_

,

д

(7.5)

dx3

a .

П Г

л г,

 

 

 

 

 

где Ax, Av и Az принимаются no

(2.5).

рассчитывается

При помощи системы

(5.5)

— (7.5)

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:

2

Лр

const,

(8.5)

7?

 

(XZv)1t I M

t )’ -

 

 

 

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

Рис. 32. Схематическое пред­ ставление сечения струи между первым и вторым этапами дви­ жения.

§ 2. ВЛИЯНИЕ ОКОЛОЗВЕЗДНОЙ ОБОЛОЧКИ

115

в рассмотренной газодинамической задаче является воз­ растание скорости в далеких от звезды частях струи при ее расширении, обусловленное давлением газа. Поэтому газодинамический эффект расширения струи в вакуум необходимо учитывать при всех расчетах потери вещества системой. Действие давления, как показывают вычисления, заканчивается в основном на первом этапе движения. Если к концу этого этапа частица газа приобрела достаточно большую скорость, то она уходит из системы.

Количество теряемого си­ стемой вещества и его ско­ рость при уходе из нее силь­ но зависят от отношения масс а, радиуса'дискообразной обо­

лочки и начальной скорости течения в точке Lv Из рас­ четов [76] следует, что при q = 1 и малой начальной скорости струи лишь очень небольшая доля вещества струи может покинуть систему. Если же SRcn 9КГл и R d ^ 0,3а, то масса теряемого вещества максимальная и может достичь 20—40% всей массы, содержащейся в потоке.

Асинхронность вращения спутника с его обращением по орбите также сильно влияет на потерю газа систе­ мой [76].

Газ может, вообще говоря, уходить в пространство не только из окрестности точки Ь2, но и из других областей критической поверхности. Вычисление полной потери газа не производилось, но есть основания считать, что вне вспышек основная доля вещества уходит из системы через окрестность Ь2.

§ 2. Влияние околозвездиой оболочки на динамику главной оболочки новой

Внешние слои новой звезды, отрывающиеся от нее при вспышке, образуют так называемую главную оболоч­ ку. Главная оболочка расширяется со скоростью в сотни км/сек. Если вокруг системы, в которой произошла вспыш­ ка, имеется околозвездная оболочка, то составляющее ее

8*

116

ГЛ. V. ОКОЛОЗВЕЗДНЫЕ ОБОЛОЧКИ НОВЫХ

вещество захватывается главной оболочкой при расшире­ нии. Когда захваченная масса сравнима с первоначаль­ ной массой главной оболочки, скорость" расширения последней должна быть заметно меньшей, чем сразу после вспышки, так как количество движения ее сохра­ няется.

Уменьшение скорости главной оболочки наблюдалось у повторной новой RS Oph при вспышке 1958 г. Сразу после вспышки ширина эмиссионных линий в спектре

Рис. 33. Изменение скорости расширения оболочки RS Oph со вре­ менем (треугольники) [77]. Сплошной линией представлена теоре­ тическая кривая при значении (5 = 1,7-10—6 сек~г [80].

этой звезды соответствовала скорости расширения около 2000 км/сек, а в течение следующих 90 дней она монотонно уменьшалась (рис. 33). Это явление было интерпретиро­ вано Поташем [77] как результат возрастания массы глав­ ной оболочки при захвате ею вещества околозвездной обо­ лочки.

Аналогичное уменьшение скорости главной оболочки было отмечено при вспышке новой Т СгВ в 1946 г. [78], новой CP Pup 1942 г. [79], а также и у некоторых других.

По наблюдаемому изменению скорости движения глав­ ной оболочки, захватывающей газ околозвездной оболоч­ ки, можно получить данные о потере вещества тесными двойными системами вне вспышек. Для этого нужно пред­ варительно теоретически рассмотреть вопрос о зависимо­ сти от времени скорости оболочки, масса которой возра­ стает по тому или иному закону.

§ 2. ВЛИЯНИЕ ОКОЛОЗВЕЗДНОЙ ОБОЛОЧКИ

Ц 7

Масса главной оболочки может увеличиваться не толь­ ко вследствие захвата газа из околозвездной оболочки, но и вследствие присоединения к ней вещества, выбрасывае­ мого из звезды после вспышки (подробнее об этом см. в [4]). В случае повторных новых, а также быстрых новых звезд, к которым относится, в частности, CP Pup 1942 г., непрерывное выбрасывание вещества из звезды продол­ жается недолго, всего в течение нескольких дней после отрыва главной оболочки [4]. Расширение главной оболочки после того как все выброшенное вещество к ней присоединилось, можно считать происходящим при по­ стоянном количестве движения, пока ее скорость сущест­ венно превосходит скорость околозвездной оболочки.

Согласно существующим представлениям околозвездная оболочка образуется в результате потери вещества тесной двойной системой; эта потеря происходит глав­ ным образом путем истечения со скоростью несколько десятков км/сек (§ 1). На тех расстояниях от системы, которые проходятся истекающим газом за несколько лет, тяготение звезд практически не сказывается и движение газа можно считать инерционным. Поэтому в том случае, когда околозвездная оболочка сферическая, распределе­ ние плотности р0 (г) в ней определяется соотношением

Ро (г) = Ро (г0) ■ (9.5)

Если истечение газа из системы происходит преиму­ щественно в орбитальной плоскости, то распределение плотности в околозвездной оболочке зависит не только от г, но и от угла, образуемого направлением из центра оболочки на данную точку с орбитальной плоскостью. Этот случай будет подробно рассмотрен нами несколько

ниже.

Для нахождения закона движения главной оболочки при сферической симметрии как ее, так и околозвездной оболочки, использован закон сохранения количества дви­ жения и соотношение (9.5) [80]. При этом не учитывались га­ зодинамические эффекты, т. е. пренебрегалось внутренней энергией газа по сравнению с его кинетической энергией. Если главная оболочка с массой т (г) и скоростью рас­ ширения v (г) захватывает вещество околозвездной обо­ лочки, распределение плотности в которой определяется

118

ГЛ. V. ОКОЛОЗВЕЗДНЫЕ ОБОЛОЧКИ

НОВЫХ

 

(9.5), то зависимость т (г) имеет вид:

 

 

 

т (г) = 4ят*оРо (г0) (г — г0) +

т (г0).

(10.5)

При условии, что скорость расширения околозвездной оболочки пренебрежимо мала, из закона сохранения количества движения следует:

 

т (г) v (г) = т (r0) v (г0).

(11.5)

Из (10.5) и (11.5) получается выражение v (г):

 

v(r) = ________ т (/’о) у (го)_______

(12.5)

 

4лг* Ро (го) (г— го) + т (го)

 

Так как у (г) =

, то, разделяя переменные в уравнении

(12.5), находим зависимость г (t) и, далее, функцию v (t):

v (0

1

 

(13.5)

 

(fo)

V l + P ( J - ? o )

 

 

Здесь через (5 обозначена величина:

 

 

_

8nrgpp (гр) у

(го)

(14.5)

 

^ —

т (г0)

 

 

 

 

и t0 — некоторый

произвольно

фиксированный

момент

времени.

 

 

 

 

Радиус главной оболочки при t = tQравен г0. Сравне­

ние скорости v (t),

определяемой согласно (13.5),

с наблю­

даемой скоростью

расширения оболочки, дает

возмож­

ность определения р. Скорость расширения принимается соответствующей полуширине эмиссионных линий, обра­

зуемых главной оболочкой. Для

RS Oph (1958 г.) (3 =

= 1,7• 10—в, для CP Pup 1942 г.

р = 10~в и! в | случае

Т СгВ значение Р;=7-10~в (при ta, близком к моменту максимума блеска). Заметим, что к очень хорошему со­ гласию с наблюдениями (см. рис. 33) приводит только представление плотности в виде (9.5). При другой форме зависимости р0 (г0) согласия с наблюдениями v (t) полу­ чить не удается и, следовательно, выражение (9.5) дает правильное представление о распределении плотности в околозвездных оболочках реальных’двойных систем.

Обратимся теперь к исследованию дискообразных обо­ лочек, образованных при истечении вещества лишь в ор-

§ 2. ВЛИЯНИЕ ОКОЛОЗВЕЗДНОЙ ОБОЛОЧКИ

119

битальыой плоскости системы. Газ, истекающий из си­ стемы, одновременно с движением с постоянной скоростью а0 вдоль орбитальной плоскости, расширяется в вакуум. Толщина слоя вследствие этого возрастает со скоростью Мрлзл,' определяемой формулой (14.2). При двустороннем разлете плоского слоя одноатомного газа толщиной 21 и начальной плотпостыо р„, распределение плотности в пем в момент t определяется выражением [81]:

(15.5)

где h — расстояние данной точки до плоскости симметрии слоя и А — некоторая постоянная. Выражение (15.5) применимо при l <^ upa3n’i- Найдем при помощи (15.5) распределение плотности в околозвездной облочке [82].

Для расстояний от двойной системы, больших по срав­ нению с ее размерами, можно считать, что источник газа

точечный

и ввести сферическую

систему |’ координат

(г;й;ср) с

центром в точке выброса.

Орбитальной плоско­

сти системы соответствует значение ф = я/2. Предпола­ гаем, что в околозвездной оболочке существует осевая

симметрия.

пройденное частицей газа за время

Расстояние гц,

t в направлении,

параллельном орбитальной плоскости,

равно: гц = u0t. Поскольку при больших значениях t рас­ ширение газа перпендикулярно к орбитальной плоскости можно считать инерциальным, то смещение со скоростью и0 должно приводить лишь к изменению масштаба плот­ ности ри. Поэтому принимаем:

 

(16.5)

Так как имеют место равенства

 

г и = г sin й; h = г cos ■&,

(17.5)

то при посредстве (15.5) распределение плотности в около­ звездной оболочке р (г;тЭ1) получается в виде

где обозначено:

— = tg

(19.5)

U.разл

 

Соседние файлы в папке книги из ГПНТБ