Астронет > Движущиеся оболочки звезд

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

мне Движущиеся оболочки звезд << 1.4 О прозрачности среды для излучения в линиях | Оглавление | Глава II. Звезды ранних классов с яркими линиями >>

1.5 Сравнение с наблюдениями

Имеется много наблюдательных работ, в которых содержатся данные о бальмеровском декременте в спектрах звезд с яркими линиями. Обычно наблюдатели сравнивают свои результаты с бальмеровским декрементом, вычисленным Cillie [1]. Они забывают, однако, что вычисления Cillie относятся лишь к оболочкам, которые прозрачны для излучения в линиях субординатных серий. Так как оболочку малого радиуса (т. е. оболочки новых и новоподобных звёзд в ранней стадии, звезд типов WR, Р Cygni, Be и т. д.) этому условию не удовлетворяют, то такое сравнение лишено основания.

Неудивительно поэтому, что между теорией Cillie и наблюдениями, как правило, обнаруживаются большие расхождения. Вообще надо заметить, что бальмеровский декремент, вычисленный Cillie, зависит только от одного параметра (от температуры) и для всех допустимых значений этого параметра является практически постоянным ( $\frac{H_{\alpha}}{H_{\beta}}=3.0,\, \frac{H_{\gamma}}{H_{\beta}}=0.5$ ). Наблюдения же показывают значительные вариации в бальмеровском декременте.

На самом деле наблюдения необходимо сравнивать с теорией, построенной для непрозрачных оболочек. Мы сейчас сравним наблюдения с нашими результатами, полученными выше.

а) Звезды типов P Cygni, Be и Новые

Табл. IX содержит значения бальмеровского декремента звезды Р Cygni, по Beals [3], звезд типов Вое-Взе, по Karpov [4] (в таблице приведены средние значения для шести звезд), и Новой Геркулеса 1934, по Greaves и Martin [5] (в таблице приведены средние значения для первых трех месяцев после вспышки). Температуры всех этих объектов можно считать близкими к 20000°; .

Таблица VIII
Наблюдательный бальмеровский декремент

Тип P Cygni Be N Here, 1934

H_α 2.45 2.25 1.90

H_β 1.00 1.00 1.00

H_γ 0.52 0.47 -

H_δ - 0.33 0.31

Сравнивая таблицы IV и VII, мы видим, что при значениях х, близких к 0,1, можно добиться удовлетворительного согласия между теорией и наблюдениями.

Для звезд типа Be, указанных в табл. VIII, Karpov определил также отношение интенсивности бальмеровского континуума к интенсивности линии H_α. Он нашел, что это отношение равно в среднем 5,6, и констатировал крупное расхождение между наблюдениями и теорией Cillie (по Cillie это отношение должно быть около единицы). Так как в предыдущем параграфе мы получили, что при x = 0,1 бальмеровский континуум в 4 раза ярче линии H_α, то мы снова убеждаемся в удовлетворительном согласии наших результатов с наблюдениями.

б) Звезды типа WR

Как известно, в спектрах звезд типа Вольфа-Райе широкие эмиссионные полосы водорода и ионизованного гелия накладываются друг на друга. Чтобы сравнить теорию с наблюдениями, необходимо эти полосы разделить. Для звезды HD 192163 Beals [3] произвел это разделение, принимая бальмеровский декремент, даваемый теорией Сillie. При этом он получил необычное распределение интенсивностей среди линий серии Пиккеринга (с максимумом интенсивности для линии λ 4861). Если же пиккеринговский декремент считать "нормальным", то мы получим приблизительно одинаковые интенсивности линий Н_α, Н_β, Н_γ.

Результаты такого разделения даны в табл. IX.

Таблица IX
Интенсивность линий звезды HD 192163

λ T'=70000°; T'=15000°;

H+He⁺ H He⁺ H+He⁺ H He⁺

6563 34 5 29 44 9 35

5711 28 - 28 31 - 31

4861 34 8 26 34 7 27

4541 24 - 24 23 - 23

4340 23 7 16 20 5 15

3923 6 - 6 5 - 5

Чтобы от эквивалентных ширин, получаемых из наблюдений, перейти к относительным интенсивностям линий, необходимо задать закон распределения энергии в видимой части спектра звезды. Beals принимал, что это распределение соответствует температуре Т'=70000°;. Однако из теории протяженных фотосфер следует, что эта температура должна быть гораздо ниже, и по недавнему определению Б. А. Воронцова-Вельяминова [6] она равна Т'=15000°;. Табл. IX составлена для двух указанных значений температуры Т'.

Такой бальмеровский декремент мы опять можем считать согласным с нашими вычислениями, так как у высокотемпературных звезд в весьма широком интервале изменения параметра х интенсивности линий H_α, H_β и H_γ близки друг к другу (табл. V).

Для той же звезды HD 192163, согласно Beals [3], относительные интенсивности линий ионизованного гелия равны $\frac{E_{43}}{E_{74}}\approx 5$ и $\frac{E_{64}}{E_{74}}\approx 1$ . Из табл. VI, помещенной в конце § 3, мы видим, что при x = 0,1 эти значения удовлетворительно согласуются с результатами вычислений. Отметим, что для других звезд типа WR, изученных Beals, отношение $\frac{E_{43}}{E_{74}}$ также порядка нескольких единиц. Если же считать, что оболочка прозрачна для излучения в линиях субординатных серий, то мы получим $\frac{E_{43}}{E_{74}}= 15$ и $\frac{E_{64}}{E_{74}}= 1.6$ . Эти значения резко противоречат наблюдениям.

Следует отметить, что обычно исследователи звезд типа WR (например при изучении контуров эмиссионных линий) делают гипотезу о том, что оболочки этих звезд прозрачны для излучения в линиях. При этом они ссылаются на слабость или отсутствие абсорбционных линий. Наши результаты, касающиеся звезд типа WR, указывают на то, что эта гипотеза должна быть оставлена. В действительности эмиссионные линии, по-видимому, "заполняют" линии поглощения (см. § 3 главы II).

Заметим еще, что из факта наложения друг на друга эмиссионных полос Н и Не⁺ вытекает, что при строгом рассмотрении вопроса об интенсивности полос системы уравнений (9) для водорода и ионизованного гелия следует решать совместно.

в) Долгопериодические переменные

Известно, что в спектрах долгопериодических переменных около максимума блеска наблюдаются яркие линии серии Бальмера. Оценки интенсивностей этих линий, взятые из книги Merrill [7], даются в табл. X.

Таблица X
Бальмеровский декремент в спектрах долгопериодических переменных

Тип Me Se Ne

H_α 2 15 10

H_β 2 12 10

H_γ 20 5 5

H_δ 30 3 2

Мы видам, что в спектрах звезд типа Me бальмеровскнй декремент является в высшей степени аномальным. Этот факт долгое время был загадкой для астрофизиков. Однако в 1935 г. Г. А. Шайн [8] вполне убедительно показал, что причиной, вызывающей аномалии в бальмеровском декременте, является поглощательное действие окиси титана. Позднее В. А. Амбарцумян и М. А. Вашакидзе [9] подтверждая заключение Г. А. Шайна, теоретически показали, что "никакой способ возбуждения водородных атомов не может привести к наблюдаемому в спектрах звезд типа Me бальмеровскому декременту, если только все излучение водородных атомов доходит до наблюдателя". Однако следует думать, что оболочки долгопериодических переменных непрозрачны для излучения в линиях субординатных серий. Поэтому вывод В. А. Амбарцумяна и М. А. Вашакидзе нуждается в обобщении. Впрочем, наши результаты также подтверждают заключение Г. А. Шайна (хотя слабое неравенство типа H_α< H_β < H_γ оказывается вполне осуществимым).

Что касается бальмеровского декремента в спектрах звезд типов Se и Ne, в которых полосы окиси титана отсутствуют, то мы опять видим, что наблюденный декремент не согласуется с вычислениями Cillie и находится в согласии с нашими вычислениями. Заметим, что, делая это сравнение, мы предполагаем, что бальмеровская эмиссия в спектрах долгопериодических переменных возникает в результате фотоионизаций и рекомбинаций. Такой взгляд не является общепринятым, однако в главе V мы укажем веские соображения в пользу этого взгляда.

г) Новые звезды в поздних стадиях

В спектрах некоторых новых звезд через несколько месяцев после вспышки наблюдался следующий своеобразный бальмеровский декремент: при более или менее нормальных отношениях интенсивностей $\frac{H_{\gamma}}{H_{\beta}}$ и $\frac{H_{\delta}}{H_{\beta}}$ отношение интенснвностей $\frac{H_{\alpha}}{H_{\beta}}$ было очень большим. Так, например, по данным Popper [10], в спектре Nova Lacertae 1936 отношение интенсивностей $\frac{H_{\alpha}}{H_{\beta}}$ равнялось 5-6, а, по данным Sayer [11], в спектре RS Oph 1933 это отношение доходило до 10-12.

Объяснение этого явления было дано в конце предыдущего параграфа. Оно состоит в том, что в те периоды, когда производились наблюдения, оболочки этих звезд (или части оболочек) были непрозрачными для излучения в линиях двух первых серий и прозрачными для излучения в линиях последующих серий.

Заканчивая этот параграф, напомним, что при вычислении интенсивностей ярких линий мы сделали следующие два предположения: 1) оболочки являются непрозрачными для излучения в линиях всех (или нескольких первых) серий и 2) оболочки движутся с градиентом скорости. Непрозрачность оболочек есть наблюдательный факт: в большинстве случаев яркие линии сопровождаются абсорбционными компонентами. Следует подчеркнуть, что и движение оболочек с градиентом скорости также является наблюдательным фактом. Спектрограммы определенно говорят о движении оболочек, а раз это так, то движение не может происходить без градиента скорости. Независимо от того, имеется ли градиент скорости вдоль радиуса, обязательно имеется - из-за кривизны слоев - градиент скорости вдоль других направлений.

Не представляет труда оценить величину градиента скорости, а также величину параметра х, входящего в наши уравнения. Если оболочка образована выбрасываемой из звезды материей, то мы имеем $\frac{dv}{ds}\approx \frac{v}{s}$ , где v - скорость выбрасывания и r - расстояние от центра звезды. Для величины x получаем

$\begin{eqnarray} x\approx \frac{10^{-5}}{\alpha_{1c} r}\, \frac{v}{u}\, \frac{1}{W}.\nonumber \end{eqnarray}$ (33)

Так как мы можем принять α_1cr ≈ 1, v/u ≈ 10 и W ≈ 10^-3, то формула (33) дает x ≈ 0,1. Эта величина совпадает по порядку с теми, которые раньше нами принимались для объяснения наблюдательных данных.

<< 1.4 О прозрачности среды для излучения в линиях | Оглавление | Глава II. Звезды ранних классов с яркими линиями >>

Публикации с ключевыми словами: оболочки звезд - перенос излучения Публикации со словами: оболочки звезд - перенос излучения
См. также: Сбрасывающая массивную оболочку звезда G79.29+0.46 Обнаружение горячего водяного пара в оболочке углеродной звезды. Оболочки в туманности Яйцо Освещённость Планетарные туманности

Обсудить эту публикацию

Версия для печати

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце

Тип	P Cygni	Be	N Here, 1934
H_α	2.45	2.25	1.90
H_β	1.00	1.00	1.00
H_γ	0.52	0.47	-
H_δ	-	0.33	0.31

λ	T'=70000°;			T'=15000°;
λ	H+He⁺	H	He⁺	H+He⁺	H	He⁺
6563	34	5	29	44	9	35
5711	28	-	28	31	-	31
4861	34	8	26	34	7	27
4541	24	-	24	23	-	23
4340	23	7	16	20	5	15
3923	6	-	6	5	-	5