 |
Астронет: Ю. П. Псковский/ГАИШ Новые и Сверхновые звезды http://variable-stars.ru/db/msg/1201870/04.html |
Глава III. Обыкновенные новые звезды | Оглавление | Глава V. Особые разновидности новых звезд
Глава IV. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛЕТОПИСИ НОВЫХ ЗВЕЗД
Три оптически важных слоя в оболочке новой звезды
Мы уже знаем, что спектральный анализ дает богатые сведения о физических условиях в оболочках звезд. Особенно плодотворно изучение спектров новых звезд. Каждая деталь их несет кроме обычных сведений еще и дополнительную информацию о событиях, происходящих в слоях, где эта спектральная деталь образуется. А весь спектр в целом дает для каждого момента многопанорамную картину явления, важнейшие детали которой астрофизики теперь умеют понимать.
В серии спектров новой звезды, сфотографированных на последовательных стадиях изменения ее блеска, перед исследователем, как в настоящем кинофильме, проходит развитие явления новой звезды от образования плотной расширяющейся оболочки после вспышки и до превращения ее в разреженную газовую туманность. Изучение спектров новых звезд дает также сведения о размерах и плотности оболочек на разных стадиях, их массах, тепловых режимах и химическом составе.
Важной особенностью спектров новых звезд является смещение в фиолетовую сторону линий поглощения. Согласно принципу Доплера, это означает, что газ, в котором они образуются, т. е. обращенная к нам часть оболочки, движется в нашу сторону. Следовательно, в целом газовая оболочка новой звезды расширяется. Как мы уже говорили, спустя некоторое время после вспышки новой это подтверждается прямыми наблюдениями расширяющейся туманности вокруг угасающей новой звезды.
Как и в обычных звездах, оболочка новой имеет фотосферу, непрозрачную для оптического излучения, которая создает непрерывный спектр оболочки, и обращающий слой, непрозрачный для излучения фотосферы только в спектральных линиях газов, образующих оболочку. Но кроме линий поглощения в спектре новой звезды вскоре после максимума блеска становятся заметны и яркие линии излучения. Такие линии обычно оттеняются с фиолетовой стороны темной линией поглощения, присутствовавшей в спектре новой еще до появления яркой линии. И та и другая линии образуются атомами одного и того же химического элемента, но яркие линии возникают в так называемой протяженной оболочке - разреженном и прозрачном для выходящего из фотосферы излучения слое. Этот слой называется протяженным потому, что его толщина может превосходить радиус фотосферы новой звезды.
Итак, в спектре новой звезды на некоторых стадиях мы встречаемся со спектральными деталями трех сортов, которым соответствуют разные части оболочки (рис. 10): фотосфера, обращающий слой и разреженная протяженная оболочка.
Следует заметить, что в отличие от линий поглощения яркие линии, соседствующие с ними, не смещены в фиолетовую сторону спектра. Это объясняется тем, что протяженная оболочка, в которой возникают яркие линии, прозрачна. Ее полусфера, обращенная к нам, создает фиолетовую сторону яркой линии, а обратная полусфера - красную сторону. С фиолетовой стороны яркая линия резко переходит в узкую линию поглощения.
При расширении звезды протяженная оболочка становится все больше и больше, тогда как фотосфера и обращающий слой, связанные с непрозрачными плотными областями оболочки, не увеличиваются после достижения звездой максимума блеска. Поэтому после максимума блеска линии излучения в спектре новой звезды продолжают усиливаться, а с линиями поглощения происходят необычные превращения: они распадаются на отдельные компоненты, в разной степени смещенные в фиолетовую часть спектра. В ходе расширения оболочки звезды наименее смещенные компоненты этих линий, возникшие в свое время первыми, первыми и исчезают, а самые смещенные временно усиливаются.
В самых разреженных частях оболочки новой звезды образуются особые яркие линии. В этих частях практически нет поглощения, и поэтому они не имеют темных компонент с фиолетовой стороны. Это появляются запрещенные линии, о которых мы уже упоминали в главе II. Они излучаются газами только в условиях крайне низкой плотности под воздействием горячего ультрафиолетового излучения новой.
Рис. 10. Образование линий излучения и
поглощения в спектре новой звезды.
Вверху - новая звезда с расширяющейся
главной оболочкой, внизу - вид спектральной линия на фотографии спектра
новой звезды и схема изменения величины почернения спектральной линии. Части
оболочки образуют разные участки линии, они обозначены на схемах одними и
теми же буквами. Важную роль в этом разъединении играет то, что оболочка
очень протяженна и имеет значительную скорость расширения (ее направление и
величина схематически отмечены стрелками), а проекции ее на луч зрения (т.
е. лучевые скорости участков оболочки, отмеченные пересеченными стрелками)
изменяются в зависимости от положения участка относительно наблюдателя. Сама
новая звезда образует непрерывный спектр (Н). Она просвечивает через
полупрозрачную часть оболочки (А), которая образует линию поглощения в
непрерывном спектре. Области протяженной оболочки Б, В и Г образуют крылья и
вершину линии излучения.
Первыми в спектрах новых звезд появляются запрещенные линии нейтрального кислорода, хорошо теперь известные геофизикам по исследованиям ночного свечения земной атмосферы и называемые авроральными. Несколько позже появляются запрещенные линии дважды ионизованного кислорода, которые типичны для спектров горячих газовых туманностей и носят в астрономии название небулярных (от латинского "небула"-"туманность"). В спектрах некоторых новых звезд встречаются также запрещенные линии высокоионизованных атомов, характерные для спектра солнечной короны ("корональные").
Раньше, когда о способности известных газов излучать особые запрещенные линии в условиях низкой плотности не знали, линии в спектрах газовых туманностей, не отождествлявшиеся с линиями спектров обычных газов, наблюдаемых в лабораторных условиях, называли линиями "небулия", а аналогичные линии в спектре солнечной короны - линиями "корония". Развитие спектральных исследований позволило разгадать природу линий небулия и корония. Как мы теперь знаем, их излучают газы в необычных условиях.
Теперь мы получили представление о сложности спектров новых. Несмотря на значительный успех теории новых звезд, пока изучены и объяснены лишь главные черты этого явления. Но достигнутые успехи свидетельствуют, что астрономы идут по верному пути.
Основные стадии изменения спектра новой звезды
Познакомимся теперь с последовательностью изменений вида спектров новой звезды и соответствующей ей последовательностью изменений блеска. Разобраться. в них удалось еще до объяснения - процессов, стоящих за этими изменениями.
Если не считать особых спектров до вспышки и после ее окончания, то новая звезда имеет пять основных спектральных стадий. Вот их названия: предмаксимальный спектр, "главный спектр", диффузно-искровой спектр, орионов спектр, небулярный спектр. Каждая из спектральных стадий начинается еще до завершения развития предшествующих и сначала существует одновременно с ней.
На рис. 7 была изображена схема кривой блеска новой звезды с указанием основных стадий развития спектра и блеска. Мы видели, что каждой спектральной стадии соответствует свой участок кривой блеска. Схема помогает понять очередность смен спектральных стадий. Достаточно сказать, что специалисты по виду спектра могут разобраться в характере кривой блеска новой звезды и установить, когда она имела максимум, если его не удалось наблюдать из-за позднего открытия звезды.
Проследим теперь основные черты каждой из спектральных стадий.
Предмаксимальный спектр, снятый за 1-2 суток до максимума, похож на спектры сверхгигантов классов A - F. Он сохраняется и в первые дни после максимума. Затем сходство спектров новых звезд с обычными звездными спектрами прекращается.
Сразу же после максимума блеска спектр новой резко преображается. Рядом с линиями поглощения исчезающего предмаксимального спектра с фиолетовой стороны появляются темные "дублеры", а с красной стороны - яркие линии излучения. Это возник "главный спектр". Среди ярких линий сильнейшие - линии водорода и некоторых металлов, а позже, в ходе развития спектра, появляются также запрещенные линии ряда элементов.
Появление запрещенных линий в спектре происходит очень эффектно. Например, авроральные линии нейтрального кислорода появляются вскоре после максимума блеска и сначала равномерно усиливаются, но потом вдруг ярко вспыхивают. В действительности же в этот момент звезда вступила в стадию быстрого падения блеска, что спектрально соответствует ослаблению ее непрерывного спектра, и на фоне его быстрого ослабления усиление запрещенных линий выглядит "вспышкой".
"Главный спектр" пребывает в непрерывном изменении: одни линии исчезают, другие появляются, некоторые линии поглощения перед исчезновением раздваиваются и т. д. Общая тенденция заключается в том, что усиливаются линии, характерные для горячей газовой оболочки, становящейся все более разреженной. Постепенно линии поглощения "главного спектра" слабеют и эта стадия заканчивается. Яркие же линии некоторых атомов еще продолжают свое существование и после окончания стадии.
Но еще до значительного ослабления "главного спектра" появляется третья система линий поглощения, смещенная в фиолетовую сторону больше, чем система линий "главного спектра". Новые линии отличаются большой шириной, размытостью (диффузностью) и по составу напоминают спектр мощной электрической искры. За эти особенности астрономы дали ей название диффузно-искрового спектра.
Четвертая система линий поглощения - орионов спектр - появляется в момент полного развития диффузно-искрового спектра. В орионовом спектре преобладают линии, характерные - для звезд спектрального класса В, которых много в созвездии Ориона. Отсюда и родилось в свое время название звезд этого спектрального класса - орионовы звезды, давшее затем название и стадии спектра новой звезды.
В орионовом спектре новой звезды самыми заметными яркими деталями являются широкие линии дважды ионизованного азота.
Пятая стадия спектра новой звезды - небулярная. Она начинается рано, с появлением первых запрещенных линий, и достигает полного развития, когда исчезают последние линии поглощения. К этому времени спектр новой очень похож на спектры горячих газовых туманностей и состоит из ярких линий водорода, гелия и ряда запрещенных линий.
Когда туманность вокруг звезды рассеется, спектр новой оказывается близким к спектру звезды класса О. Интересно, что когда чисто случайно перед самой вспышкой был получен спектр Новой Орла 1918 г., он оказался похожим на спектр этой новой, зарегистрированный через несколько лет после вспышки. Важные сведения о спектрах новых звезд в период между вспышками дали исследования тех новых, которые повторяют свои вспышки. О них мы будем говорить позже.
Спектр информирует о температуре новой звезды
Разнообразие спектральных стадий и сложность некоторых из них потребовали глубоких исследований. В первую очередь были установлены физические условия, существующие в новой звезде, т. е. ее температура и плотность ее оболочки.
Точной характеристикой была бы эффективная температура новой звезды, вычисляемая по полному излучению, но у горячих звезд подавляющая часть световой энергии, согласно закону излучения, выделяется в ультрафиолетовой части спектра, недоступной до последнего времени прямым измерениям. Лишь спектрографы, устанавливаемые на ракетах и искусственных спутниках, дали такую возможность для самых ярких звезд и для вспышек новых.
Но уже давно были найдены обходные пути определения температур оболочек новых звезд. Один из них, предложенный голландским астрофизиком Г. Занстрой в 1930 г., основан на свойствах самого распространенного в газовых туманностях и в новых звездах элемента - водорода. Спектр водорода состоит из нескольких серий линий; каждая из серий сгущается в фиолетовую сторону и переходит в непрерывный спектр. Напомним, что, чем больше порция энергии, полученная атомом водорода, тем в более коротковолновой области спектра расположена линия, где он излучит эту порцию; если же атом ионизуется, то мы видим его последующее излучение в непрерывном спектре за пределом серии. В далекой ультрафиолетовой области спектра расположена серия Лаймана со своим непрерывным спектром, в оптической области - серия Бальмера и ее непрерывный спектр, а остальные спектральные серии водорода располагаются в инфракрасной области.
Свечение в линиях водорода и других элементов в спектрах газовых туманностей происходит вследствие того, что атомы в них поглощают мощное ультрафиолетовое излучение горячей звезды в области непрерывного спектра серии Лаймана, а потом эта энергия излучается уже более мелкими порциями в бальмеровской и других сериях спектра. Занстра показал, что из каждого кванта непрерывного спектра серии Лаймана газовая туманность образует только один квант в бальмеровском участке спектра. Поэтому, измерив силу линий излучения водорода и его непрерывного спектра в оптически наблюдаемой области спектра, можно вычислить и величину энергии в ненаблюдаемом непосредственно ультрафиолетовом участке спектра, а по ней найти соответствующую температуру центральной звезды.
Другие способы отыскания температуры центральных звезд в газовых туманностях и новых звездах были предложены в 1932 г. советским астрофизиком В.А. Амбарцумяном. Так, сопоставляя интенсивность излучения в линиях водорода и ионизованного гелия, расположенных рядом в спектре, можно найти наивысшую оценку температуры звезды, а по сравнению энергий, излучаемых в запрещенных линиях дважды ионизованного кислорода,- наинизшую оценку. Этот способ основан на знании причин свечения запрещенных линий.
Источник энергии свечения запрещенных линий в конечном счете тот же самый, что и для разрешенных линий,- сильное ультрафиолетовое излучение звезды. Оно ионизует атомы водорода. При ионизации части энергии ультрафиолетового кванта расходуется на освобождение электрона и возвращается в виде свечения линий водорода. А остальная часть ее уносится электроном. Чем выше температура звезды, тем больше кинетическая энергия этих свободных электронов. Когда атом ионизованного кислорода сталкивается в оболочке новой звезды со свободным электроном, последний передает ему часть своей кинетической энергии, которой оказывается достаточно для свечения этого атома в запрещенной линии. Конечно, если бы газовая среда была плотнее, атом кислорода не успел бы излучить эту энергию в запрещенной линии, так как еще раньше столкнулся бы с другим: электроном и передал ему энергию. Но в разреженной среде столкновения редки и все обходится без приключений: свечение в запрещенной линии появляется.
Отношение энергий запрещенных линий дважды ионизованного кислорода и водорода характеризует определенным образом отношение энергий в ультрафиолетовом участке спектра звезды, находящемся за пределом серии Лаймана. По этому отношению можно, следовательно, тоже рассчитать температуру. Поскольку причина свечения кислорода в запрещенных линиях, как мы только что видели,- кинетическая энергия электронов, то температуру, вычисленную таким путем, называют "электронной" или "кинетической" температурой туманности или оболочки новой звезды.
| Таблица 6. Температуры оболочки Новой Ящерицы 1936 г., найденные различными способами в период вспышки звезды | ||||||
| Время в сутках считаемое от максимума | Звездная величина новой, m | Температура, K | Спектральные стадии, присутствующие в спектре новой | |||
| цветовая | ионизационная | электронная | ||||
| по водороду | по дважды ионизированному азоту | |||||
| 0 | 2 | 10250 | - | - | - | Предмаксимальная |
| 2 | 3 | 7800 | - | - | - | Предмаксимальная и главная |
| 5 | 4 | 10500 | - | - | - | Главная, диффузно-искровая, орионова |
| 13 | 5 | 12500 | 32500 | 63000 | - | То же |
| 26 | 6 | 14000 | 32500 | 66000 | 9200 | Главная, небулярная |
| 39 | 6,5 | - | 34000 | 67500 | 9200 | Небулярная |
| 46 | 7 | 34000 | 33500 | 71000 | 9200 | Небулярная |
| 66 | 8 | 14300 | 39500 | 75000 | 9200 | Небулярная |
В табл. 6 приведены температуры новой звезды, полученные разными способами для важнейших спектральных стадий. Они значительно различаются при измерениях разными способами. Такое в астрофизике случается довольно часто. Это не обязательно связано с приближенностью измерений или несовершенством методов, а может указывать на сложность, неоднородность условий в звезде. Именно так обстоит дело с новыми звездами.
Скорости расширения, размеры и плотности оболочек
Смещение линий поглощения в спектрах новых звезд свидетельствует о расширении их оболочек. Измерение смещения линий в спектрах показывает, что скорость расширения слоев, создающих эти линии поглощения, не остается постоянной, а различна для разных спектральных систем и даже возрастает иногда в течение стадии.
В табл. 7 показаны скорости расширения медленных и быстрых новых звезд на разных спектральных стадиях. Прежде всего обнаруживается, что у очень строй новой скорости расширения велики, а у медленной - значительно меньше. Это, между прочим, дает ключ к объяснению существования быстрых и медленных новых. Звезда с быстро расширяющейся оболочкой быстро взлетает к максимуму блеска, а затем быстро падает до минимума, форсированно пробегая все спектральные стадии.
| Таблица 7. Скорости расширения оболочки новых звезд, выброшенных на разных стадиях, км/с | ||||||
| Новая, год вспышки | Характер изменения блеска | Предмаксимальный спектр | "Главный спектр" | Диффузно-искровой спектр | Орионов спектр | Небулярный спектр |
| Орла 1918 | Очень быстрый | 1300 | 1600 | 2200 | 3000 | Линий поглощения для измерений скоростей не имеется |
| Лебедя 1920 | Очень быстрый | 520 | 740 | 1400 | 2500 | То же |
| Ящерицы 1936 | Очень быстрый | 1100 | 2300 | 2000 | 3300 | То же |
| Персея 1901 | Очень быстрый | 700 | 1200 | 3500 | 3650 | То же |
| Близнецов 1912 | Быстрый | 400 | 850 | 1500 | 1600 | То же |
| Ящерицы 1950 | Быстрый | - | 900 | 1500 | 2500 | То же |
| Живописца 1925 | Медленный | 100 | 300 | 700 | 1300 | То же |
| Геркулеса 1934 | Медленный | 175 | 350 | 500 | 800 | То же |
В эпоху максимума блеска - в предмаксимальном и главном спектре - скорости расширения сравнительно умеренны, но, когда появляются линии поздних спектральных стадий, они указывают на значительно более высокие скорости. Естественное объяснение этого явления, как мы увидим, заключается в том, что диффузно-искровой и орионов спектры образуются веществом, выброшенным из звезды уже после главной вспышки.
Основная, главная оболочка, которую впоследствии удается видеть на фотографиях - это та, что создает "главный спектр". По скорости главной оболочки мы можем, следовательно, рассчитать радиус оболочки для каждого момента явления новой звезды. Для сравнения с размерами обычных звезд радиусы оболочек удобно выражать в радиусах Солнца (700000 км). Эти данные содержатся в табл. 8.
| Таблица 8. Радиусы оболочки и фотосферы Новой Ящерицы 1950 г. (в радиусах Солнца) | ||||
| Стадия | Сутки после максимума | Абсолютная величина, M | Радиус фотосферы | Внешний радиус оболочки |
| Максимум | 0 | -7.5 | 150 | 150 |
| "Главный спектр" | 6 | -6.5 | 90 | 816 |
| Орионов спектр, минимум | 29 | -4.4 | 5.5 | 3372 |
| Орионов спектр, максимум | 31 | -5.0 | 9.6 | 3705 |
| Переходный спектр, минимум | 53 | -3.6 | 2.9 | 6149 |
| Переходный спектр, максимум | 60 | -5.0 | 9.8 | 6816 |
| Начало небулярной стадии | 112 | -2.9 | 1.7 | 12593 |
В этой же таблице приведены радиусы фотосфер новой звезды, т. е. радиусы
внутренней области оболочки новой звезды, которая непрозрачна для излучения
изнутри. Радиус фотосферы R зависит от ее температуры и абсолютной величины
звезды:
Важной физической характеристикой оболочки новой звезды является ее плотность. Способы определения плотности довольно разнообразны. Впервые ее удалось оценить в 1933 г. советским астрофизикам В.А. Амбарцумяну и Н.А. Козыреву. Они рассчитали плотность в фотосфере новой в момент максимума блеска, пользуясь температурой и размерами оболочки звезды, а также данными об интенсивностях некоторых ярких линий спектра новой в небулярной стадии.
Чаще всего теперь определяют плотность оболочки новой по интенсивности линий водорода. Разработанные для этого способы дают количество свободных электронов в кубическом сантиметре оболочки (так называемую электронную концентрацию). Поскольку оболочки новых звезд почти целиком состоят из ионизованного водорода, то свободные электроны в них появляются главным образом за счет ионизации водорода. Следовательно, электронная концентрация характеризует количество ионов водорода или практически в нашем случае - полное число атомов водорода в кубическом сантиметре. Если умножить его на массу протона (1.66*10-24 г), то мы найдем плотность вещества оболочки в слое, где возникает линия излучения водорода.
Наблюдения показали, что по мере расширения оболочки се плотность убывает, несмотря на то, что в оболочку продолжает непрерывно поступать вещество из звезды. Зная скорость расширения оболочки и изменение ее плотности с глубиной, можно вычислить массу оболочки новой, звезды на разных ее стадиях.
Советский астрофизик И. М. Копылов подсчитал массы (оболочек десяти новых звезд в небулярных стадиях. Они получились небольшими: от 0.00002 до 0.001 масс Солнца. Это указывает на то, что при вспышке от звезды отделяется небольшая масса газа, а сама звезда сохраняется в целости. Поэтому после вспышки она возвращается к своей нормальной звездной величине.
Что касается масс самих новых звезд, то их удается оценить в редких случаях, и мы будем говорить об этом позже, обычные новые оказались карликами с массами от одной солнечной до нескольких десятых солнечной.
Ознакомление с явлениями вспышки новой звезды и ее физическими характеристиками подводит нас к пониманию, что собой представляет эта вспышка и чем является сама новая звезда. Но прежде чем разобраться в этом, мы должны познакомиться с другими взрывными звездами, изучение которых оказалось очень полезным для объяснения явления новых звезд.
Глава III. Обыкновенные новые звезды | Оглавление | Глава V. Особые разновидности новых звезд