Движущиеся оболочки звезд
<< Оглавление | Глава I. Однородная среда >>
Введение
Главный предмет современной астрофизики составляют звезды, в спектрах которых видны яркие линии. Такие спектры обнаруживают чрезвычайно быстрые изменения. В течение промежутков времени, сравнимых с продолжительностью человеческой жизни, иногда же буквально на наших глазах, линии меняют свое положение и интенсивность, появляются и исчезают. Все это свидетельствует о бурных явлениях, разыгрывающихся в звездных атмосферах, и знаменует собой скачкообразный переход звезды из одного состояния в другое.
Анализ спектрограмм показывает, что в такие периоды происходит мощное выбрасывание материи из звезд. В одних случаях этот процесс имеет характер взрыва. При этом от звезд отрываются оболочки, с большими скоростями удаляющиеся в мировое пространство. Таковы явления новых, сверхновых и новоподобных звезд. Особенно громадные количества материи выбрасываются при вспышках сверхновых. Планетарные туманности, обволакивающие некоторые из горячих звезд, являются, по-видимому, результатом этих вспышек. В других случаях выбрасывание материи происходит более или менее непрерывно в течение длительного времени. Этот процесс приводит к образованию звезд с протяженными атмосферами. Это - звезды типов Вольфа-Райе, Р Сygni, Be и другие звезды-сверхгиганты.
Физические явления, протекающие в оболочках, выбрасываемых звездами, представляют громадный интерес для астрофизики. Эти явления интересны, прежде всего, сами до себе, ибо условия, осуществляющиеся в оболочках, отличаются крайним своеобразием. С другой стороны, - и это еще более важно, - изучение этих явлений позволяет глубже проникнуть в природу звезд. Изучение свечения оболочек дает возможность судить об энергии, излучаемой звездой в разных участках спектра, изучение движения оболочек - о силах, действующих на оболочку со стороны звезды, и т. д. Все это, в конечном счете, близко подводит нас к выяснению вопроса о причинах, вызывающих такие гигантские космические катастрофы, и приоткрывает завесу над строением звездных недр с их таинственными источниками энергии. Исключительно важно также то обстоятельство, что при наблюдении этих звезд мы оказываемся непосредственными свидетелями явлений, имеющих большое космогоническое значение.
Необходимо, однако, констатировать крупный разрыв между теорией и наблюдениями в этой области. В то время как наблюдательная астрофизика накопила (и продолжает интенсивно накоплять) богатый фактический материал, теоретическая астрофизика заметно не справляется с интерпретацией этого материала.
Один из главных пробелов теоретической астрофизики состоит, по нашему мнению, в том, что до сих пор не была построена теория лучевого равновесия движущейся среды. Вследствие этого для объяснения явлений, происходящих в движущихся атмосферах, обычно применяется либо теория лучевого равновесия, данная для неподвижных атмосфер, либо результаты, полученные для газовых туманностей (т. е. для прозрачных сред). Понятно, что ни то, ни другое не может привести к надежным выводам. Правда, в работах некоторых авторов (Занстра, Герасимович и др.) были сделаны попытки решения ряда частных задач, связанных с теорией лучевого равновесия движущейся среды. Однако, к сожалению, эти работы содержат ошибки. Их появление не облегчило, а скорее затормозило появление правильной теории.
Цель настоящей работы - дать теорию лучевого равновесия движущейся среды и применить ее к движущимся оболочкам звезд. Ввиду грандиозности задачи, в работе даются лишь основы теории и ее наиболее непосредственные применения.
Остановимся сначала на сущности дела. Основной процесс, происходящий в звездных атмосферах, есть процесс переноса лучистой энергии. Поток излучения, поступающий из внутренних частей звезды в атмосферу, подвергается здесь значительным преобразованиям (в результате рассеяния, флюоресценции, перехода лучистой энергии в тепловую и т. д.), после чего частично отражается обратно, а частично выходит наружу и наблюдается нами в виде спектра звезды. Задача астрофизика состоит в том, чтобы по виду спектра судить о строении атмосферы и о протекающих в ней явлениях. Ясно, что для этого должна быть предварительно решена обратная задача: даны атмосфера и поток излучения, требуется определить поле излучения в атмосфере и, в частности, вид спектра. При решении этой задачи делается предположение, в большинстве случаев оправдывающееся, что каждый элемент объема излучает столько энергии, сколько он поглощает. Про атмосферу говорят, что она находится в состоянии лучевого равновесия, а решение этой задачи называют теорией лучевого равновесия.
Теория лучевого равновесия является важнейшей частью астрофизики. Для "обычных" звезд, благодаря работам Шварцшильда, Милна, Эддингтона и других астрофизиков, эта теория достигла значительных успехов, хотя не освободилась еще от ряда существенных ограничений (так, например, при решении фотосферных задач обычно предполагается, что коэффициент поглощения не зависит от частоты, а при нахождении контуров абсорбционных линий берутся атомы с двумя или, в лучшем случае, с тремя уровнями). Эти ограничения обусловлены главным образом математической сложностью теории, приводящей к системам нелинейных интегро-дифференциальных уравнений.
В оболочках, выбрасываемых звездами, процессы, связанные с переносом излучения, весьма специфичны. Излучение, поступающее от звезды в оболочку, обладает чрезмерно малой плотностью по сравнению с температурой, характеризующей относительное распределение энергии в спектре. В таких случаях взаимодействие излучения с материей ведет к уменьшению этого несоответствия. Точнее говоря, происходит переработка сильного коротковолнового излучения, идущего от звезды, в длинноволновое излучение оболочки (в частности, в излучение в видимой части спектра). Именно благодаря такого рода флюоресценции появляются яркие линии в спектрах звезд.
Особенной простотой отличаются эти процессы в планетарных туманностях. Малая плотность материи (порядка 10-20 г на см3) и малая плотность излучения (идущее от звезды излучение ослаблено в 1013 - 1015 раз) приводят к крайне малой степени возбуждения в туманностях, вследствие чего туманности являются прозрачными для излучения в субординатных сериях. Процесс флюоресценции сводится в случае туманностей к тому, что под действием излучения, идущего от звезды, происходит фотоионизация атомов из основного состояния, за ней следуют захваты электронов ионами и затем "каскадные" переходы с уровня на уровень, не прерываемые ни излучением, ни столкновениями. В этом случае только для Lc и Lα-излучения (если говорить о водородном атоме) должна быть дана теория лучевого равновесия. Благодаря простоте этих процессов детальная разработка теории свечения туманностей не представляет труда. Основные успехи в этой области связаны с именами Занстра (методы для определения температур центральных звезд), Амбарцумяна (теория лучевого равновесия для Lc и Lα -излучения) и Силлие (теория бальмеровского декремента).
Гораздо сложнее обстоит дело в случае оболочек малого радиуса, В этом случае ионизация происходит не только из основного, но и из возбужденных состояний, и оболочки являются непрозрачными для излучения в линиях субординатных серий. Понятно, что к таким оболочкам результаты, полученные для туманностей, не применимы. Между тем очень распространено применение результатов Занстра и Силлие к оболочкам звезд типов WR, Be, новых и др. Вычисляются также контуры эмиссионных линий при предположении о прозрачности этих оболочек для излучения в линиях и делаются отсюда далеко идущие выводы. В других работах, напротив, к этим оболочкам применяются результаты, полученные для обычных атмосфер (например формула Больцмана).
На самом деле для движущихся оболочек звезд должна быть построена особая теория лучевого равновесия. Эта теория должна учитывать тот факт, что в среде, движущейся с градиентом скорости, на излучении в линиях сказывается эффект Доплера.
Наличие градиента скорости приводит к серьезным трудностям для теории. Однако, с другой стороны, как будет показано в этой работе, при этом возникают весьма существенные упрощения. Эти упрощения связаны с тем обстоятельством, что при наличии градиента скорости излучение в линиях доходит до наблюдателя не только из пограничных областей среды, но также - благодаря эффекту Доплера - и из внутренних областей. Вследствие этого в разработке теории лучевого равновесия для движущейся среды можно пойти значительно дальше, чем для неподвижной. В частности, для движущейся среды оказывается вполне осуществимым построение теории полихроматического лучевого равновесия (т. е. для атомов с большим числом уровней).
В этой работе мы не занимаемся формальным решением задачи в общем виде, а рассматриваем - в порядке возрастающей сложности - отдельные случаи теории. Каждому из этих случаев соответствует определенный класс наблюдаемых объектов. Этим облегчаются астрономические применения полученных результатов.
Содержание настоящей работы следующее. В первой главе рассматривается среда, в которой плотность материи, плотность ионизирующего излучения и градиент скорости являются постоянными. Значение этой модели состоит в том, что проблема сводится к системе алгебраических (а не интегро-дифференциальных, как в общем случае) уравнений. В результате находится степень возбуждения и ионизации реальных атомов в этой среде, а также - впервые для непрозрачной среды - относительные интенсивности эмиссионных линий.
Во второй главе эти результаты применяются к атмосферам звезд ранних классов с яркими линиями. При этом степень возбуждения и излучательная способность в линиях определяются в виде функций от расстояния до центра звезды. Дается также элементарная теория контуров спектральных линий для основных типов движущихся атмосфер.
В следующих главах рассматриваются оболочки, оптическая толщина которых за границей основной серии превосходит единицу. В этих оболочках плотность ионизирующего излучения уже не может считаться заданной. Сначала (в главе III ) допускается, что поглощение света за границами субординатных серий не играет роли, затем (в главе IV) это поглощение принимается во внимание. Первый из указанных случаев осуществляется в планетарных туманностях, второй - в оболочках новых звезд.
В этих главах выводятся уравнения переноса излучения в спектральных линиях, учитывающие эффект Доплера, и дается решение получающихся при этом уравнений теории лучевого равновесия. В результате находятся формулы, определяющие степень возбуждения и ионизации в оболочках в виде функций от оптической глубины. При этом, как и в предыдущих главах, выясняется огромная роль градиента скорости.
Полученные результаты применяются к нахождению основных физических характеристик рассматриваемых объектов. Дается метод для определения температур оболочек, уточняются методы Занстра для определения температур звезд, выясняется вопрос о световом давлении в оболочках и т. д.
В последней главе рассматриваются оболочки, оптическая толщина которых велика по сравнению с единицей не только за границей основной серии, но и за границами субординатных серий. В сущности говоря, это уже фотосферная задача. Рассмотрение этой задачи ведет к выяснению одного из труднейших вопросов астрофизики - вопроса о возникновении и поведении ярких линий в спектрах звезд поздних классов.
Настоящая работа касается ряда важных астрофизических вопросов. История этих вопросов и их современное состояние даны в курсах теоретической астрофизики и в многочисленных обзорных статьях. Поэтому здесь излагаются исключительно результаты, полученные автором.
Частично эти результаты уже были опубликованы в виде отдельных журнальных статей (в "Докладах Академии Наук СССР", "Астрономическом журнале" и в "Ученых записках ЛГУ"). Эти статьи с некоторыми изменениями вошли составными частями в настоящее исследование.
<< Оглавление | Глава I. Однородная среда >>
|
Публикации с ключевыми словами:
оболочки звезд - перенос излучения
Публикации со словами: оболочки звезд - перенос излучения | |
|
См. также:
| |
