
книги из ГПНТБ / Горбацкий, В. Г. Новоподобные и новые звезды
.pdfн 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 |
.о |
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
§ 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 |
|