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

релаксации (установления равенства Те = Т{) занимает малое время по сравнению с характерным временем дви­ жения оболочки, а также использовалось выражение

5г/Е,

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

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

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

(9.5), определяющего закон изменения плотности в обо­

где щ ‘ — концентрация атомов в оболочке на расстоянии И1) от центра, т — средняя масса частицы (до ионизации) и а — множитель, учитывающий несферичность оболочки.

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

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

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

близкое к существующему в тесных системах карликов. Поэтому оказывается возможным при помощи той же ме­

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

m[,g — m(Pg связана со значениями гр и Тр следующим об­ разом;

где v — значение эффективной частоты для фотопла­ стинки.

Индексом (1) обозначены значения гр и Tv в тот мо­ мент, когда блеск звезды равен m(Pg, а индексом (2) —

при блеске, равном mPg.

Судя но характеру эмиссионного спектра Z And, в ко­ тором присутствуют линии с большим потенциалом воз­ буждения [6 ], степень ионизации водорода и гелия в про­ тяженной оболочке очень высока. Поэтому принимается, как и в случае протяженной оболочки новой звезды после вспышки [4], что непрозрачность протяженной оболочки в системе Z And в видимой области спектра обусловлена рассеянием излучения на свободных электронах. Тогда гр и величина электронной концентрации на границе фо­

В то же время из (9.5) следует:

где через пе0) обозначено значение электронной концентра­ ции на внутренней границе протяженной оболочки. При помощи (52.5) и (53.5) находится величина гр:

Поскольку из определения температуры Тр следует ра­ венство j

то для величины Тр при учете (54.5) получается соотно­ шение:

Значения наблюдаемой величины скачка интенсивно­ сти, определяемого по (2.4), Dw и D<-2>в соответствующие моменты времени зависят от гри Тр, а также от электрон­ ной температуры в оболочке Те. По относительным интен­ сивностям линий [О III] в спектре ZAnd величина Т„ определяется независимо и при учете протяженности обо­ лочки получается равной 10 000—12 000° К [92]. Таким

образом, для неизвестных величин гр\ гр{ \ Тр* и Тр* имеются три соотношения: (51.5) и выражения D<0 и D(2К При учете формул (54.5) и (56.5) вместо четырех неиз­ вестных остается три:

Использование для системы Z And данных о величинах

разности m(p2i — mjjg, Z>(1) и DW, приводимых в [93], дало три уравнения с тремя неизвестными. Из решения этих уравнений получено [92], что

А* = 1,3-103® эрг/сек.

Расстояние от Солнда до системы Z And при такой светимости горячей компоненты составляет около 600 пс и визуальная абсолютная величина холодной компоненты Му ~ + 2т -н -j- Зт . Следовательно, система Z And не яв­ ляется тесной двойной системой звезд карликов и отлича­ ется от новоподобных систем, рассматриваемых в этой книге.

Радиус горячей звезды г*, активность которой обуслов­ ливает вспышки, наблюдаемые в системе Z And, очень мал.

чит, горячая компонента по своим размерам близка к бе­ лым карликам. По характеру горячей компоненты си­ стема типа Z And аналогична бывшим новым и новоподоб­

ным системам звезд карликов.

Однако в настоящее время нет оснований для пред­ положения о том, что горячая компонента у ZAnd и дру­ гих подобных объектов сама по себе является тесной двойной системой. Быстрых флуктуаций блеска, кото­ рые возникают вследствие перетекания вещества в тес­ ной двойной системе, при фотоэлектрических наблюде­ ниях этих звезд не обнаружено. С другой стороны, обра­ щает на себя внимание сходство звезд типа Z And с пов­ торной новой Т G В. В этой довольно широкой паре одна из компонент — красный гигант, а вспыхивающий объект массой ^ 2,53R® [5], по-видимому, представляет собой тесную двойную систему. Возможно, что такое же строение имеет повторная новая RS Oph. Не зная про­ цессов, приводящих к образованию пар, содержащих красный гигант, трудно сказать, является ли это сход­ ство случайным пли нет.

Г Л А В А VI

*

Вспышки звезд — компонент тесных

двойных систем звезд карликов

§ 1. Локализация вспышек

Компоненты тесной двойной системы звезд карликов обычно сильно различаются по своим свойствам. Поэтому для теории происхождения вспышек новых и новоподоб­ ных звезд решение вопроса о том, какая из компонент тесной двойной системы испытывает вспышки, имеет фундаментальное значение. В случае вспышек новых получить информацию об этом непосредственно из наблю­ дений не удается. Через несколько минут после срыва внешних слоев звезды вся двойная система оказывается погруженной в мощную непрозрачную оболочку и ника­ кие фотометрические исследования самой системы в это время невозможны. Косвенную информацию о вспыхи­ вающем компоненте могут дать наблюдения через значи­ тельное время после вспышки, если считать, что актив­ ность звезды, связанная со вспышкой, затухает медленно. Наблюдения бывшей новой, являющейся в то же время компонентой затменной системы, должны были бы ука­ зать на источник вспышечной активности. Однако подоб­ ные наблюдения не производились систематически и, как отмечает Крафт [5], наблюдательных данных, которые по­ зволили бы с уверенностью говорить о том, какая из ком­ понент вспыхивает, сейчас нет.

Традиционно многие придерживаются мнения о том, что как новая вспыхивает компонента малого радиуса, относимая к белым карликам. В последнее время появи­ лись соображения теоретического характера, подтверж­ дающие эту точку зрения. Вспышка новой связывается с аккрецией богатого водородом вещества, перетекающего от спутника на главную звезду, и последующим быстрым развитием тепловой неустойчивости во внешних слоях белого карлика. Детально эта гипотеза рассматривается