Glava III. Obyknovennye novye zvezdy | Oglavlenie | Glava V. Osobye raznovidnosti novyh zvezd
Glava IV. SPEKTRAL'NYE LETOPISI NOVYH ZVEZD
Tri opticheski vazhnyh sloya v obolochke novoi zvezdy
My uzhe znaem, chto spektral'nyi analiz daet bogatye svedeniya o fizicheskih usloviyah v obolochkah zvezd. Osobenno plodotvorno izuchenie spektrov novyh zvezd. Kazhdaya detal' ih neset krome obychnyh svedenii eshe i dopolnitel'nuyu informaciyu o sobytiyah, proishodyashih v sloyah, gde eta spektral'naya detal' obrazuetsya. A ves' spektr v celom daet dlya kazhdogo momenta mnogopanoramnuyu kartinu yavleniya, vazhneishie detali kotoroi astrofiziki teper' umeyut ponimat'.
V serii spektrov novoi zvezdy, sfotografirovannyh na posledovatel'nyh stadiyah izmeneniya ee bleska, pered issledovatelem, kak v nastoyashem kinofil'me, prohodit razvitie yavleniya novoi zvezdy ot obrazovaniya plotnoi rasshiryayusheisya obolochki posle vspyshki i do prevrasheniya ee v razrezhennuyu gazovuyu tumannost'. Izuchenie spektrov novyh zvezd daet takzhe svedeniya o razmerah i plotnosti obolochek na raznyh stadiyah, ih massah, teplovyh rezhimah i himicheskom sostave.
Vazhnoi osobennost'yu spektrov novyh zvezd yavlyaetsya smeshenie v fioletovuyu storonu linii poglosheniya. Soglasno principu Doplera, eto oznachaet, chto gaz, v kotorom oni obrazuyutsya, t. e. obrashennaya k nam chast' obolochki, dvizhetsya v nashu storonu. Sledovatel'no, v celom gazovaya obolochka novoi zvezdy rasshiryaetsya. Kak my uzhe govorili, spustya nekotoroe vremya posle vspyshki novoi eto podtverzhdaetsya pryamymi nablyudeniyami rasshiryayusheisya tumannosti vokrug ugasayushei novoi zvezdy.
Kak i v obychnyh zvezdah, obolochka novoi imeet fotosferu, neprozrachnuyu dlya opticheskogo izlucheniya, kotoraya sozdaet nepreryvnyi spektr obolochki, i obrashayushii sloi, neprozrachnyi dlya izlucheniya fotosfery tol'ko v spektral'nyh liniyah gazov, obrazuyushih obolochku. No krome linii poglosheniya v spektre novoi zvezdy vskore posle maksimuma bleska stanovyatsya zametny i yarkie linii izlucheniya. Takie linii obychno ottenyayutsya s fioletovoi storony temnoi liniei poglosheniya, prisutstvovavshei v spektre novoi eshe do poyavleniya yarkoi linii. I ta i drugaya linii obrazuyutsya atomami odnogo i togo zhe himicheskogo elementa, no yarkie linii voznikayut v tak nazyvaemoi protyazhennoi obolochke - razrezhennom i prozrachnom dlya vyhodyashego iz fotosfery izlucheniya sloe. Etot sloi nazyvaetsya protyazhennym potomu, chto ego tolshina mozhet prevoshodit' radius fotosfery novoi zvezdy.
Itak, v spektre novoi zvezdy na nekotoryh stadiyah my vstrechaemsya so spektral'nymi detalyami treh sortov, kotorym sootvetstvuyut raznye chasti obolochki (ris. 10): fotosfera, obrashayushii sloi i razrezhennaya protyazhennaya obolochka.
Sleduet zametit', chto v otlichie ot linii poglosheniya yarkie linii, sosedstvuyushie s nimi, ne smesheny v fioletovuyu storonu spektra. Eto ob'yasnyaetsya tem, chto protyazhennaya obolochka, v kotoroi voznikayut yarkie linii, prozrachna. Ee polusfera, obrashennaya k nam, sozdaet fioletovuyu storonu yarkoi linii, a obratnaya polusfera - krasnuyu storonu. S fioletovoi storony yarkaya liniya rezko perehodit v uzkuyu liniyu poglosheniya.
Pri rasshirenii zvezdy protyazhennaya obolochka stanovitsya vse bol'she i bol'she, togda kak fotosfera i obrashayushii sloi, svyazannye s neprozrachnymi plotnymi oblastyami obolochki, ne uvelichivayutsya posle dostizheniya zvezdoi maksimuma bleska. Poetomu posle maksimuma bleska linii izlucheniya v spektre novoi zvezdy prodolzhayut usilivat'sya, a s liniyami poglosheniya proishodyat neobychnye prevrasheniya: oni raspadayutsya na otdel'nye komponenty, v raznoi stepeni smeshennye v fioletovuyu chast' spektra. V hode rasshireniya obolochki zvezdy naimenee smeshennye komponenty etih linii, voznikshie v svoe vremya pervymi, pervymi i ischezayut, a samye smeshennye vremenno usilivayutsya.
V samyh razrezhennyh chastyah obolochki novoi zvezdy obrazuyutsya osobye yarkie linii. V etih chastyah prakticheski net poglosheniya, i poetomu oni ne imeyut temnyh komponent s fioletovoi storony. Eto poyavlyayutsya zapreshennye linii, o kotoryh my uzhe upominali v glave II. Oni izluchayutsya gazami tol'ko v usloviyah kraine nizkoi plotnosti pod vozdeistviem goryachego ul'trafioletovogo izlucheniya novoi.
Ris. 10. Obrazovanie linii izlucheniya i
poglosheniya v spektre novoi zvezdy.
Vverhu - novaya zvezda s rasshiryayusheisya
glavnoi obolochkoi, vnizu - vid spektral'noi liniya na fotografii spektra
novoi zvezdy i shema izmeneniya velichiny pocherneniya spektral'noi linii. Chasti
obolochki obrazuyut raznye uchastki linii, oni oboznacheny na shemah odnimi i
temi zhe bukvami. Vazhnuyu rol' v etom raz'edinenii igraet to, chto obolochka
ochen' protyazhenna i imeet znachitel'nuyu skorost' rasshireniya (ee napravlenie i
velichina shematicheski otmecheny strelkami), a proekcii ee na luch zreniya (t.
e. luchevye skorosti uchastkov obolochki, otmechennye peresechennymi strelkami)
izmenyayutsya v zavisimosti ot polozheniya uchastka otnositel'no nablyudatelya. Sama
novaya zvezda obrazuet nepreryvnyi spektr (N). Ona prosvechivaet cherez
poluprozrachnuyu chast' obolochki (A), kotoraya obrazuet liniyu poglosheniya v
nepreryvnom spektre. Oblasti protyazhennoi obolochki B, V i G obrazuyut kryl'ya i
vershinu linii izlucheniya.
Pervymi v spektrah novyh zvezd poyavlyayutsya zapreshennye linii neitral'nogo kisloroda, horosho teper' izvestnye geofizikam po issledovaniyam nochnogo svecheniya zemnoi atmosfery i nazyvaemye avroral'nymi. Neskol'ko pozzhe poyavlyayutsya zapreshennye linii dvazhdy ionizovannogo kisloroda, kotorye tipichny dlya spektrov goryachih gazovyh tumannostei i nosyat v astronomii nazvanie nebulyarnyh (ot latinskogo "nebula"-"tumannost'"). V spektrah nekotoryh novyh zvezd vstrechayutsya takzhe zapreshennye linii vysokoionizovannyh atomov, harakternye dlya spektra solnechnoi korony ("koronal'nye").
Ran'she, kogda o sposobnosti izvestnyh gazov izluchat' osobye zapreshennye linii v usloviyah nizkoi plotnosti ne znali, linii v spektrah gazovyh tumannostei, ne otozhdestvlyavshiesya s liniyami spektrov obychnyh gazov, nablyudaemyh v laboratornyh usloviyah, nazyvali liniyami "nebuliya", a analogichnye linii v spektre solnechnoi korony - liniyami "koroniya". Razvitie spektral'nyh issledovanii pozvolilo razgadat' prirodu linii nebuliya i koroniya. Kak my teper' znaem, ih izluchayut gazy v neobychnyh usloviyah.
Teper' my poluchili predstavlenie o slozhnosti spektrov novyh. Nesmotrya na znachitel'nyi uspeh teorii novyh zvezd, poka izucheny i ob'yasneny lish' glavnye cherty etogo yavleniya. No dostignutye uspehi svidetel'stvuyut, chto astronomy idut po vernomu puti.
Osnovnye stadii izmeneniya spektra novoi zvezdy
Poznakomimsya teper' s posledovatel'nost'yu izmenenii vida spektrov novoi zvezdy i sootvetstvuyushei ei posledovatel'nost'yu izmenenii bleska. Razobrat'sya. v nih udalos' eshe do ob'yasneniya - processov, stoyashih za etimi izmeneniyami.
Esli ne schitat' osobyh spektrov do vspyshki i posle ee okonchaniya, to novaya zvezda imeet pyat' osnovnyh spektral'nyh stadii. Vot ih nazvaniya: predmaksimal'nyi spektr, "glavnyi spektr", diffuzno-iskrovoi spektr, orionov spektr, nebulyarnyi spektr. Kazhdaya iz spektral'nyh stadii nachinaetsya eshe do zaversheniya razvitiya predshestvuyushih i snachala sushestvuet odnovremenno s nei.
Na ris. 7 byla izobrazhena shema krivoi bleska novoi zvezdy s ukazaniem osnovnyh stadii razvitiya spektra i bleska. My videli, chto kazhdoi spektral'noi stadii sootvetstvuet svoi uchastok krivoi bleska. Shema pomogaet ponyat' ocherednost' smen spektral'nyh stadii. Dostatochno skazat', chto specialisty po vidu spektra mogut razobrat'sya v haraktere krivoi bleska novoi zvezdy i ustanovit', kogda ona imela maksimum, esli ego ne udalos' nablyudat' iz-za pozdnego otkrytiya zvezdy.
Prosledim teper' osnovnye cherty kazhdoi iz spektral'nyh stadii.
Predmaksimal'nyi spektr, snyatyi za 1-2 sutok do maksimuma, pohozh na spektry sverhgigantov klassov A - F. On sohranyaetsya i v pervye dni posle maksimuma. Zatem shodstvo spektrov novyh zvezd s obychnymi zvezdnymi spektrami prekrashaetsya.
Srazu zhe posle maksimuma bleska spektr novoi rezko preobrazhaetsya. Ryadom s liniyami poglosheniya ischezayushego predmaksimal'nogo spektra s fioletovoi storony poyavlyayutsya temnye "dublery", a s krasnoi storony - yarkie linii izlucheniya. Eto voznik "glavnyi spektr". Sredi yarkih linii sil'neishie - linii vodoroda i nekotoryh metallov, a pozzhe, v hode razvitiya spektra, poyavlyayutsya takzhe zapreshennye linii ryada elementov.
Poyavlenie zapreshennyh linii v spektre proishodit ochen' effektno. Naprimer, avroral'nye linii neitral'nogo kisloroda poyavlyayutsya vskore posle maksimuma bleska i snachala ravnomerno usilivayutsya, no potom vdrug yarko vspyhivayut. V deistvitel'nosti zhe v etot moment zvezda vstupila v stadiyu bystrogo padeniya bleska, chto spektral'no sootvetstvuet oslableniyu ee nepreryvnogo spektra, i na fone ego bystrogo oslableniya usilenie zapreshennyh linii vyglyadit "vspyshkoi".
"Glavnyi spektr" prebyvaet v nepreryvnom izmenenii: odni linii ischezayut, drugie poyavlyayutsya, nekotorye linii poglosheniya pered ischeznoveniem razdvaivayutsya i t. d. Obshaya tendenciya zaklyuchaetsya v tom, chto usilivayutsya linii, harakternye dlya goryachei gazovoi obolochki, stanovyasheisya vse bolee razrezhennoi. Postepenno linii poglosheniya "glavnogo spektra" slabeyut i eta stadiya zakanchivaetsya. Yarkie zhe linii nekotoryh atomov eshe prodolzhayut svoe sushestvovanie i posle okonchaniya stadii.
No eshe do znachitel'nogo oslableniya "glavnogo spektra" poyavlyaetsya tret'ya sistema linii poglosheniya, smeshennaya v fioletovuyu storonu bol'she, chem sistema linii "glavnogo spektra". Novye linii otlichayutsya bol'shoi shirinoi, razmytost'yu (diffuznost'yu) i po sostavu napominayut spektr moshnoi elektricheskoi iskry. Za eti osobennosti astronomy dali ei nazvanie diffuzno-iskrovogo spektra.
Chetvertaya sistema linii poglosheniya - orionov spektr - poyavlyaetsya v moment polnogo razvitiya diffuzno-iskrovogo spektra. V orionovom spektre preobladayut linii, harakternye - dlya zvezd spektral'nogo klassa V, kotoryh mnogo v sozvezdii Oriona. Otsyuda i rodilos' v svoe vremya nazvanie zvezd etogo spektral'nogo klassa - orionovy zvezdy, davshee zatem nazvanie i stadii spektra novoi zvezdy.
V orionovom spektre novoi zvezdy samymi zametnymi yarkimi detalyami yavlyayutsya shirokie linii dvazhdy ionizovannogo azota.
Pyataya stadiya spektra novoi zvezdy - nebulyarnaya. Ona nachinaetsya rano, s poyavleniem pervyh zapreshennyh linii, i dostigaet polnogo razvitiya, kogda ischezayut poslednie linii poglosheniya. K etomu vremeni spektr novoi ochen' pohozh na spektry goryachih gazovyh tumannostei i sostoit iz yarkih linii vodoroda, geliya i ryada zapreshennyh linii.
Kogda tumannost' vokrug zvezdy rasseetsya, spektr novoi okazyvaetsya blizkim k spektru zvezdy klassa O. Interesno, chto kogda chisto sluchaino pered samoi vspyshkoi byl poluchen spektr Novoi Orla 1918 g., on okazalsya pohozhim na spektr etoi novoi, zaregistrirovannyi cherez neskol'ko let posle vspyshki. Vazhnye svedeniya o spektrah novyh zvezd v period mezhdu vspyshkami dali issledovaniya teh novyh, kotorye povtoryayut svoi vspyshki. O nih my budem govorit' pozzhe.
Spektr informiruet o temperature novoi zvezdy
Raznoobrazie spektral'nyh stadii i slozhnost' nekotoryh iz nih potrebovali glubokih issledovanii. V pervuyu ochered' byli ustanovleny fizicheskie usloviya, sushestvuyushie v novoi zvezde, t. e. ee temperatura i plotnost' ee obolochki.
Tochnoi harakteristikoi byla by effektivnaya temperatura novoi zvezdy, vychislyaemaya po polnomu izlucheniyu, no u goryachih zvezd podavlyayushaya chast' svetovoi energii, soglasno zakonu izlucheniya, vydelyaetsya v ul'trafioletovoi chasti spektra, nedostupnoi do poslednego vremeni pryamym izmereniyam. Lish' spektrografy, ustanavlivaemye na raketah i iskusstvennyh sputnikah, dali takuyu vozmozhnost' dlya samyh yarkih zvezd i dlya vspyshek novyh.
No uzhe davno byli naideny obhodnye puti opredeleniya temperatur obolochek novyh zvezd. Odin iz nih, predlozhennyi gollandskim astrofizikom G. Zanstroi v 1930 g., osnovan na svoistvah samogo rasprostranennogo v gazovyh tumannostyah i v novyh zvezdah elementa - vodoroda. Spektr vodoroda sostoit iz neskol'kih serii linii; kazhdaya iz serii sgushaetsya v fioletovuyu storonu i perehodit v nepreryvnyi spektr. Napomnim, chto, chem bol'she porciya energii, poluchennaya atomom vodoroda, tem v bolee korotkovolnovoi oblasti spektra raspolozhena liniya, gde on izluchit etu porciyu; esli zhe atom ionizuetsya, to my vidim ego posleduyushee izluchenie v nepreryvnom spektre za predelom serii. V dalekoi ul'trafioletovoi oblasti spektra raspolozhena seriya Laimana so svoim nepreryvnym spektrom, v opticheskoi oblasti - seriya Bal'mera i ee nepreryvnyi spektr, a ostal'nye spektral'nye serii vodoroda raspolagayutsya v infrakrasnoi oblasti.
Svechenie v liniyah vodoroda i drugih elementov v spektrah gazovyh tumannostei proishodit vsledstvie togo, chto atomy v nih pogloshayut moshnoe ul'trafioletovoe izluchenie goryachei zvezdy v oblasti nepreryvnogo spektra serii Laimana, a potom eta energiya izluchaetsya uzhe bolee melkimi porciyami v bal'merovskoi i drugih seriyah spektra. Zanstra pokazal, chto iz kazhdogo kvanta nepreryvnogo spektra serii Laimana gazovaya tumannost' obrazuet tol'ko odin kvant v bal'merovskom uchastke spektra. Poetomu, izmeriv silu linii izlucheniya vodoroda i ego nepreryvnogo spektra v opticheski nablyudaemoi oblasti spektra, mozhno vychislit' i velichinu energii v nenablyudaemom neposredstvenno ul'trafioletovom uchastke spektra, a po nei naiti sootvetstvuyushuyu temperaturu central'noi zvezdy.
Drugie sposoby otyskaniya temperatury central'nyh zvezd v gazovyh tumannostyah i novyh zvezdah byli predlozheny v 1932 g. sovetskim astrofizikom V.A. Ambarcumyanom. Tak, sopostavlyaya intensivnost' izlucheniya v liniyah vodoroda i ionizovannogo geliya, raspolozhennyh ryadom v spektre, mozhno naiti naivysshuyu ocenku temperatury zvezdy, a po sravneniyu energii, izluchaemyh v zapreshennyh liniyah dvazhdy ionizovannogo kisloroda,- nainizshuyu ocenku. Etot sposob osnovan na znanii prichin svecheniya zapreshennyh linii.
Istochnik energii svecheniya zapreshennyh linii v konechnom schete tot zhe samyi, chto i dlya razreshennyh linii,- sil'noe ul'trafioletovoe izluchenie zvezdy. Ono ionizuet atomy vodoroda. Pri ionizacii chasti energii ul'trafioletovogo kvanta rashoduetsya na osvobozhdenie elektrona i vozvrashaetsya v vide svecheniya linii vodoroda. A ostal'naya chast' ee unositsya elektronom. Chem vyshe temperatura zvezdy, tem bol'she kineticheskaya energiya etih svobodnyh elektronov. Kogda atom ionizovannogo kisloroda stalkivaetsya v obolochke novoi zvezdy so svobodnym elektronom, poslednii peredaet emu chast' svoei kineticheskoi energii, kotoroi okazyvaetsya dostatochno dlya svecheniya etogo atoma v zapreshennoi linii. Konechno, esli by gazovaya sreda byla plotnee, atom kisloroda ne uspel by izluchit' etu energiyu v zapreshennoi linii, tak kak eshe ran'she stolknulsya by s drugim: elektronom i peredal emu energiyu. No v razrezhennoi srede stolknoveniya redki i vse obhoditsya bez priklyuchenii: svechenie v zapreshennoi linii poyavlyaetsya.
Otnoshenie energii zapreshennyh linii dvazhdy ionizovannogo kisloroda i vodoroda harakterizuet opredelennym obrazom otnoshenie energii v ul'trafioletovom uchastke spektra zvezdy, nahodyashemsya za predelom serii Laimana. Po etomu otnosheniyu mozhno, sledovatel'no, tozhe rasschitat' temperaturu. Poskol'ku prichina svecheniya kisloroda v zapreshennyh liniyah, kak my tol'ko chto videli,- kineticheskaya energiya elektronov, to temperaturu, vychislennuyu takim putem, nazyvayut "elektronnoi" ili "kineticheskoi" temperaturoi tumannosti ili obolochki novoi zvezdy.
| Tablica 6. Temperatury obolochki Novoi Yashericy 1936 g., naidennye razlichnymi sposobami v period vspyshki zvezdy | ||||||
| Vremya v sutkah schitaemoe ot maksimuma | Zvezdnaya velichina novoi, m | Temperatura, K | Spektral'nye stadii, prisutstvuyushie v spektre novoi | |||
| cvetovaya | ionizacionnaya | elektronnaya | ||||
| po vodorodu | po dvazhdy ionizirovannomu azotu | |||||
| 0 | 2 | 10250 | - | - | - | Predmaksimal'naya |
| 2 | 3 | 7800 | - | - | - | Predmaksimal'naya i glavnaya |
| 5 | 4 | 10500 | - | - | - | Glavnaya, diffuzno-iskrovaya, orionova |
| 13 | 5 | 12500 | 32500 | 63000 | - | To zhe |
| 26 | 6 | 14000 | 32500 | 66000 | 9200 | Glavnaya, nebulyarnaya |
| 39 | 6,5 | - | 34000 | 67500 | 9200 | Nebulyarnaya |
| 46 | 7 | 34000 | 33500 | 71000 | 9200 | Nebulyarnaya |
| 66 | 8 | 14300 | 39500 | 75000 | 9200 | Nebulyarnaya |
V tabl. 6 privedeny temperatury novoi zvezdy, poluchennye raznymi sposobami dlya vazhneishih spektral'nyh stadii. Oni znachitel'no razlichayutsya pri izmereniyah raznymi sposobami. Takoe v astrofizike sluchaetsya dovol'no chasto. Eto ne obyazatel'no svyazano s priblizhennost'yu izmerenii ili nesovershenstvom metodov, a mozhet ukazyvat' na slozhnost', neodnorodnost' uslovii v zvezde. Imenno tak obstoit delo s novymi zvezdami.
Skorosti rasshireniya, razmery i plotnosti obolochek
Smeshenie linii poglosheniya v spektrah novyh zvezd svidetel'stvuet o rasshirenii ih obolochek. Izmerenie smesheniya linii v spektrah pokazyvaet, chto skorost' rasshireniya sloev, sozdayushih eti linii poglosheniya, ne ostaetsya postoyannoi, a razlichna dlya raznyh spektral'nyh sistem i dazhe vozrastaet inogda v techenie stadii.
V tabl. 7 pokazany skorosti rasshireniya medlennyh i bystryh novyh zvezd na raznyh spektral'nyh stadiyah. Prezhde vsego obnaruzhivaetsya, chto u ochen' stroi novoi skorosti rasshireniya veliki, a u medlennoi - znachitel'no men'she. Eto, mezhdu prochim, daet klyuch k ob'yasneniyu sushestvovaniya bystryh i medlennyh novyh. Zvezda s bystro rasshiryayusheisya obolochkoi bystro vzletaet k maksimumu bleska, a zatem bystro padaet do minimuma, forsirovanno probegaya vse spektral'nye stadii.
| Tablica 7. Skorosti rasshireniya obolochki novyh zvezd, vybroshennyh na raznyh stadiyah, km/s | ||||||
| Novaya, god vspyshki | Harakter izmeneniya bleska | Predmaksimal'nyi spektr | "Glavnyi spektr" | Diffuzno-iskrovoi spektr | Orionov spektr | Nebulyarnyi spektr |
| Orla 1918 | Ochen' bystryi | 1300 | 1600 | 2200 | 3000 | Linii poglosheniya dlya izmerenii skorostei ne imeetsya |
| Lebedya 1920 | Ochen' bystryi | 520 | 740 | 1400 | 2500 | To zhe |
| Yashericy 1936 | Ochen' bystryi | 1100 | 2300 | 2000 | 3300 | To zhe |
| Perseya 1901 | Ochen' bystryi | 700 | 1200 | 3500 | 3650 | To zhe |
| Bliznecov 1912 | Bystryi | 400 | 850 | 1500 | 1600 | To zhe |
| Yashericy 1950 | Bystryi | - | 900 | 1500 | 2500 | To zhe |
| Zhivopisca 1925 | Medlennyi | 100 | 300 | 700 | 1300 | To zhe |
| Gerkulesa 1934 | Medlennyi | 175 | 350 | 500 | 800 | To zhe |
V epohu maksimuma bleska - v predmaksimal'nom i glavnom spektre - skorosti rasshireniya sravnitel'no umerenny, no, kogda poyavlyayutsya linii pozdnih spektral'nyh stadii, oni ukazyvayut na znachitel'no bolee vysokie skorosti. Estestvennoe ob'yasnenie etogo yavleniya, kak my uvidim, zaklyuchaetsya v tom, chto diffuzno-iskrovoi i orionov spektry obrazuyutsya veshestvom, vybroshennym iz zvezdy uzhe posle glavnoi vspyshki.
Osnovnaya, glavnaya obolochka, kotoruyu vposledstvii udaetsya videt' na fotografiyah - eto ta, chto sozdaet "glavnyi spektr". Po skorosti glavnoi obolochki my mozhem, sledovatel'no, rasschitat' radius obolochki dlya kazhdogo momenta yavleniya novoi zvezdy. Dlya sravneniya s razmerami obychnyh zvezd radiusy obolochek udobno vyrazhat' v radiusah Solnca (700000 km). Eti dannye soderzhatsya v tabl. 8.
| Tablica 8. Radiusy obolochki i fotosfery Novoi Yashericy 1950 g. (v radiusah Solnca) | ||||
| Stadiya | Sutki posle maksimuma | Absolyutnaya velichina, M | Radius fotosfery | Vneshnii radius obolochki |
| Maksimum | 0 | -7.5 | 150 | 150 |
| "Glavnyi spektr" | 6 | -6.5 | 90 | 816 |
| Orionov spektr, minimum | 29 | -4.4 | 5.5 | 3372 |
| Orionov spektr, maksimum | 31 | -5.0 | 9.6 | 3705 |
| Perehodnyi spektr, minimum | 53 | -3.6 | 2.9 | 6149 |
| Perehodnyi spektr, maksimum | 60 | -5.0 | 9.8 | 6816 |
| Nachalo nebulyarnoi stadii | 112 | -2.9 | 1.7 | 12593 |
V etoi zhe tablice privedeny radiusy fotosfer novoi zvezdy, t. e. radiusy
vnutrennei oblasti obolochki novoi zvezdy, kotoraya neprozrachna dlya izlucheniya
iznutri. Radius fotosfery R zavisit ot ee temperatury i absolyutnoi velichiny
zvezdy:
Vazhnoi fizicheskoi harakteristikoi obolochki novoi zvezdy yavlyaetsya ee plotnost'. Sposoby opredeleniya plotnosti dovol'no raznoobrazny. Vpervye ee udalos' ocenit' v 1933 g. sovetskim astrofizikam V.A. Ambarcumyanu i N.A. Kozyrevu. Oni rasschitali plotnost' v fotosfere novoi v moment maksimuma bleska, pol'zuyas' temperaturoi i razmerami obolochki zvezdy, a takzhe dannymi ob intensivnostyah nekotoryh yarkih linii spektra novoi v nebulyarnoi stadii.
Chashe vsego teper' opredelyayut plotnost' obolochki novoi po intensivnosti linii vodoroda. Razrabotannye dlya etogo sposoby dayut kolichestvo svobodnyh elektronov v kubicheskom santimetre obolochki (tak nazyvaemuyu elektronnuyu koncentraciyu). Poskol'ku obolochki novyh zvezd pochti celikom sostoyat iz ionizovannogo vodoroda, to svobodnye elektrony v nih poyavlyayutsya glavnym obrazom za schet ionizacii vodoroda. Sledovatel'no, elektronnaya koncentraciya harakterizuet kolichestvo ionov vodoroda ili prakticheski v nashem sluchae - polnoe chislo atomov vodoroda v kubicheskom santimetre. Esli umnozhit' ego na massu protona (1.66*10-24 g), to my naidem plotnost' veshestva obolochki v sloe, gde voznikaet liniya izlucheniya vodoroda.
Nablyudeniya pokazali, chto po mere rasshireniya obolochki se plotnost' ubyvaet, nesmotrya na to, chto v obolochku prodolzhaet nepreryvno postupat' veshestvo iz zvezdy. Znaya skorost' rasshireniya obolochki i izmenenie ee plotnosti s glubinoi, mozhno vychislit' massu obolochki novoi, zvezdy na raznyh ee stadiyah.
Sovetskii astrofizik I. M. Kopylov podschital massy (obolochek desyati novyh zvezd v nebulyarnyh stadiyah. Oni poluchilis' nebol'shimi: ot 0.00002 do 0.001 mass Solnca. Eto ukazyvaet na to, chto pri vspyshke ot zvezdy otdelyaetsya nebol'shaya massa gaza, a sama zvezda sohranyaetsya v celosti. Poetomu posle vspyshki ona vozvrashaetsya k svoei normal'noi zvezdnoi velichine.
Chto kasaetsya mass samih novyh zvezd, to ih udaetsya ocenit' v redkih sluchayah, i my budem govorit' ob etom pozzhe, obychnye novye okazalis' karlikami s massami ot odnoi solnechnoi do neskol'kih desyatyh solnechnoi.
Oznakomlenie s yavleniyami vspyshki novoi zvezdy i ee fizicheskimi harakteristikami podvodit nas k ponimaniyu, chto soboi predstavlyaet eta vspyshka i chem yavlyaetsya sama novaya zvezda. No prezhde chem razobrat'sya v etom, my dolzhny poznakomit'sya s drugimi vzryvnymi zvezdami, izuchenie kotoryh okazalos' ochen' poleznym dlya ob'yasneniya yavleniya novyh zvezd.
Glava III. Obyknovennye novye zvezdy | Oglavlenie | Glava V. Osobye raznovidnosti novyh zvezd
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
novye zvezdy - Sverhnovye - ostatok Sverhnovoi - Pul'sar
Publikacii so slovami: novye zvezdy - Sverhnovye - ostatok Sverhnovoi - Pul'sar | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
