Движущиеся оболочки звезд
<< 5.2 Оптическая толщина оболочки за границами субординатных серий | Оглавление | Заключение >>
5.3 Общие соображения
В предыдущих параграфах была рассмотрена следующая модель: горячая звезда, окруженная оболочкой, находящейся на некотором расстоянии от звезды. Эта модель характеризуется тремя основными параметрами: температурой звезды, коэффициентом дилюции и плотностью оболочки. Выше было установлено, что при подходящем выборе этих трех параметров можно получить любой "комбинационный спектр".
Отсюда следует два важных вывода:
- Все объекты с эмиссионными линиями в спектрах (газовые туманности, звезды типов WR, P Cygni, Be, новые и новоподобные звезды, долгопериодические переменные и т. д.) отличаются друг от друга только разными значениями указанных параметров. Если, например, температура звезды достаточно высока и коэффициент дилюции достаточно мал, то с увеличением плотности оболочки, при неизменном характере эмиссии в линиях, должны появляться непрерывный спектр и абсорбционный спектр все более и более позднего типа. Таким образом все перечисленные объекты укладываются в общую теоретическую схему и являются, по-видимому, родственными по своей физической природе.
- Для объяснения изменений в спектре отдельного объекта достаточно допустить небольшие колебания указанных параметров. Так, например, при колебании температуры звезды в интервале 15000 - 20000°; светимость звезды должна меняться в 2 - 3 раза, а яркие водородные линии должны то появляться, то исчезать. Именно такого рода изменения характерны для долгопериодических переменных. Если изменения указанных параметров значительны, то объект одного рода должен перейти в объект другого рода.
Для суждения о правильности сделанных заключений обратимся к наблюдательным данным. Нам кажется, что эти данные дают веские свидетельства в пользу высказанной точсти зрения.
Остановимся сначала на спектрах долгопериодических переменных. Основной вопрос, нас интересующий, состоит в том, что Действительно ли яркие линии в этих спектрах возникают в результате флюоресценции. Как известно, бальмеровский декремент в спектрах звезд типа Me является весьма аномальным. Однако это не вызывается действием неизвестного нам механизма возбуждения, а объясняется экранированием бальмеровской эмиссии полосами окиси тирана. В спектрах звезд типа Se и Ne полосы окиси титана отсутствуют, и бальмеровский декремент вполне нормален (подробнее см. § 5 главы I). Вообще же замечено, что эмиссионный спектр долгопериодических переменных вблизи максимума блеска, т. е. когда экранирование молекулярными полосами минимальное, очень похож на эмиссионный спектр звезд типа Be и новых звезд в момент появления ярких линий. Уже один этот факт говорит о том, что эмиссионный спектр долгопериодических переменных возбуждается, по-видимому, тем же механизмом, что и эмиссионный спектр звезд типа Be и новых, т. е. фотоионизациями и рекомбинациями. К этому надо добавить, что в спектрах новых звезд также может быть отмечено некоторое несоответствие между эмиссионным спектром, принадлежащим к классу В, и абсорбционным спектром, принадлежащим обычно к классам А и F. Кроме того, в спектрах некоторых из Новых (например Nova Herculis 1934), наряду с яркими линиями, наблюдались полосы поглощения молекулярных соединений. Следовательно, спектры Новых в этот период являются некоторым подобием спектров звезд поздних классов с яркими линиями.
Из наблюдений также следует, что яркие линии в спектрах долгопериодических переменных возникают в более глубоких слоях, чем линии поглощения. Этот факт находится в полном соответствии с результатами, полученными в § 1 этой главы.
Обратим еще внимание на то, что в настоящей главе, как и во всей этой работе, мы предполагаем, что оболочки движутся. Это предположение несомненно справедливо по отношению к долгопериодическим переменным. И вообще, как замечает Г. А. Шайн [4], эмиссия всегда связана с движением. Представляет интерес подробное выяснение характера движения верхних слоев долгопериодических переменных. К сожалению, наблюдательные данные на этот счет весьма скудны. Только для одной из этих звезд, Mira Ceti, были определены Joy [5] смещения спектральных линий для всего цикла. Joy установил, что кривые лучевых скоростей, найденные по ярким и по темным линиям, сильно смещены друг относительно друга. При этом в момент максимума блеска первая кривая имеет минимум, а вторая максимум. О первой из этих кривых вообще можно сказать, что она похожа на зеркальное отображение кривой блеска. В отношении других долгопериодических переменных мы должны довольствоваться статистическими данными. Эти данные таковы: 1) разность лучевых скоростей, найденных по ярким и по темным линиям, всегда отрицательна (ve - va < 0); 2) К-эффект, определенный по ярким линиям, около - 15 км/сек; 3) К-эффект, определенный по темным линиям, около нуля (см. работы Merrill [6] и Allen [7]). Из этих данных вытекает, что слой, в котором возникают яркие линии, движется по направлению к наблюдателю. Другими словами, из долгопериодических переменных происходит истечение материи. Впервые такой вывод, насколько нам известно, был сделан Г. А. Шайном [4], Некоторые сомнения возникают при этом вследствие того факта, что Кa &cong 0. Однако этот результат является весьма ненадежным, так как скорости va определяются не непосредственно, а по скоростям ve около максимума блеска. В этот же период смещения темных линий являются, по-видимому, алгебраически наибольшими (см. цитированную работу Joy). Поэтому указанное выше значение Кa &cong 0 следует, вероятно, считать близким к верхней границе К-члена по абсорбционным линиям. Если это так, то гипотеза о выбрасывании материи из долгопериодических переменных кажется довольно правдоподобной. При этом процесс выбрасывания материи должен иметь не стационарный, а переменный характер. Сама же выброшенная материя должна испытывать значительное торможение.
Особый интерес представляют те объекты с эмиссионными линиями в спектрах, которые претерпевают быстрое превращение из одного класса в другой. Такие превращения наиболее убедительно свидетельствуют в пользу взгляда о родственности всех объектов с яркими спектральными линиями. Дадим несколько примеров подобных объектов.
- Т Coronae Borealis. Эта звезда вспыхнула как Новая в 1866 г., после чего превратилась в гиганта класса М с эмиссионными линиями в спектре. В 1946 г. звезда снова вспыхнула в виде Новой [8].
- Z Andromedae. Эта звезда, обладающая типичным "комбинационным спектром" (поздний спектр типа М и ранний спектр типа WR), в 1933 г. внезапно превратилась в звезду типа Р Cygni. Через некоторое время звезда вернулась в свое обычное состояние [9].
- R Aquarii. Спектр этой звезды типичен для долгопериодических переменных. Однако от времени до времени появляется накладывающийся спектр высокой температуры с яркими линиями водорода, гелия и некоторых других элементов [3].
Согласно Berman, все эти звезды являются на самом деле двойными, состоящими из холодного гиганта и горячего спутника. Для звезды R Aquarii Berman [3] дал подробную интерпретацию такого рода. При этом гипотетическому спутнику пришлось приписать главную роль в изменении блеска звезды. В таком же положении находятся и другие звезды этой группы. Вообще при внимательном рассмотрении эта гипотеза кажется довольно искусственной. Согласно же нашей точке зрения, звезды типа Z Andromedae являются одиночными горячими звездами, окруженными оболочками, дающими спектр позднего типа. При этом яркость непрерывного спектра оболочки сравнима с яркостью непрерывного спектра звезды. Вследствие этого наблюдения и обнаруживают два налагающихся друг на друга спектра. Согласно нашей интерпретации, красный конец непрерывного спектра принадлежит оболочке, а фиолетовый - звезде. Колебаниями яркости непрерывного спектра оболочки можно объяснить то появление, то исчезновение спектра звезды.
Заканчивая эту главу, мы можем отметить, что наблюдения в общем подтверждают теоретические соображения, изложенные выше. Несомненно, что эти соображения нуждаются еще в уточнении и развитии. В частности, не вполне ясен вопрос, имеет ли рассмотренная нами модель реальное существование или она является только первым приближением к звезде с протяженной атмосферой. Для выяснения этого и многих других вопросов необходим также рост наблюдательных данных.
<< 5.2 Оптическая толщина оболочки за границами субординатных серий | Оглавление | Заключение >>
|
Публикации с ключевыми словами:
оболочки звезд - перенос излучения
Публикации со словами: оболочки звезд - перенос излучения | |
|
См. также:
| |
