Astronet > Dvizhushiesya obolochki zvezd

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

mne Dvizhushiesya obolochki zvezd << 1.4 O prozrachnosti sredy dlya izlucheniya v liniyah | Oglavlenie | Glava II. Zvezdy rannih klassov s yarkimi liniyami >>

1.5 Sravnenie s nablyudeniyami

Imeetsya mnogo nablyudatel'nyh rabot, v kotoryh soderzhatsya dannye o bal'merovskom dekremente v spektrah zvezd s yarkimi liniyami. Obychno nablyudateli sravnivayut svoi rezul'taty s bal'merovskim dekrementom, vychislennym Cillie [1]. Oni zabyvayut, odnako, chto vychisleniya Cillie otnosyatsya lish' k obolochkam, kotorye prozrachny dlya izlucheniya v liniyah subordinatnyh serii. Tak kak obolochku malogo radiusa (t. e. obolochki novyh i novopodobnyh zvezd v rannei stadii, zvezd tipov WR, R Cygni, Be i t. d.) etomu usloviyu ne udovletvoryayut, to takoe sravnenie lisheno osnovaniya.

Neudivitel'no poetomu, chto mezhdu teoriei Cillie i nablyudeniyami, kak pravilo, obnaruzhivayutsya bol'shie rashozhdeniya. Voobshe nado zametit', chto bal'merovskii dekrement, vychislennyi Cillie, zavisit tol'ko ot odnogo parametra (ot temperatury) i dlya vseh dopustimyh znachenii etogo parametra yavlyaetsya prakticheski postoyannym ( $\frac{H_{\alpha}}{H_{\beta}}=3.0,\, \frac{H_{\gamma}}{H_{\beta}}=0.5$ ). Nablyudeniya zhe pokazyvayut znachitel'nye variacii v bal'merovskom dekremente.

Na samom dele nablyudeniya neobhodimo sravnivat' s teoriei, postroennoi dlya neprozrachnyh obolochek. My seichas sravnim nablyudeniya s nashimi rezul'tatami, poluchennymi vyshe.

a) Zvezdy tipov P Cygni, Be i Novye

Tabl. IX soderzhit znacheniya bal'merovskogo dekrementa zvezdy R Cygni, po Beals [3], zvezd tipov Voe-Vze, po Karpov [4] (v tablice privedeny srednie znacheniya dlya shesti zvezd), i Novoi Gerkulesa 1934, po Greaves i Martin [5] (v tablice privedeny srednie znacheniya dlya pervyh treh mesyacev posle vspyshki). Temperatury vseh etih ob'ektov mozhno schitat' blizkimi k 20000°; .

Tablica VIII
Nablyudatel'nyi bal'merovskii dekrement

Tip 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

Sravnivaya tablicy IV i VII, my vidim, chto pri znacheniyah h, blizkih k 0,1, mozhno dobit'sya udovletvoritel'nogo soglasiya mezhdu teoriei i nablyudeniyami.

Dlya zvezd tipa Be, ukazannyh v tabl. VIII, Karpov opredelil takzhe otnoshenie intensivnosti bal'merovskogo kontinuuma k intensivnosti linii H_α. On nashel, chto eto otnoshenie ravno v srednem 5,6, i konstatiroval krupnoe rashozhdenie mezhdu nablyudeniyami i teoriei Cillie (po Cillie eto otnoshenie dolzhno byt' okolo edinicy). Tak kak v predydushem paragrafe my poluchili, chto pri x = 0,1 bal'merovskii kontinuum v 4 raza yarche linii H_α, to my snova ubezhdaemsya v udovletvoritel'nom soglasii nashih rezul'tatov s nablyudeniyami.

b) Zvezdy tipa WR

Kak izvestno, v spektrah zvezd tipa Vol'fa-Raie shirokie emissionnye polosy vodoroda i ionizovannogo geliya nakladyvayutsya drug na druga. Chtoby sravnit' teoriyu s nablyudeniyami, neobhodimo eti polosy razdelit'. Dlya zvezdy HD 192163 Beals [3] proizvel eto razdelenie, prinimaya bal'merovskii dekrement, davaemyi teoriei Sillie. Pri etom on poluchil neobychnoe raspredelenie intensivnostei sredi linii serii Pikkeringa (s maksimumom intensivnosti dlya linii λ 4861). Esli zhe pikkeringovskii dekrement schitat' "normal'nym", to my poluchim priblizitel'no odinakovye intensivnosti linii N_α, N_β, N_γ.

Rezul'taty takogo razdeleniya dany v tabl. IX.

Tablica IX
Intensivnost' linii zvezdy 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

Chtoby ot ekvivalentnyh shirin, poluchaemyh iz nablyudenii, pereiti k otnositel'nym intensivnostyam linii, neobhodimo zadat' zakon raspredeleniya energii v vidimoi chasti spektra zvezdy. Beals prinimal, chto eto raspredelenie sootvetstvuet temperature T'=70000°;. Odnako iz teorii protyazhennyh fotosfer sleduet, chto eta temperatura dolzhna byt' gorazdo nizhe, i po nedavnemu opredeleniyu B. A. Voroncova-Vel'yaminova [6] ona ravna T'=15000°;. Tabl. IX sostavlena dlya dvuh ukazannyh znachenii temperatury T'.

Takoi bal'merovskii dekrement my opyat' mozhem schitat' soglasnym s nashimi vychisleniyami, tak kak u vysokotemperaturnyh zvezd v ves'ma shirokom intervale izmeneniya parametra h intensivnosti linii H_α, H_β i H_γ blizki drug k drugu (tabl. V).

Dlya toi zhe zvezdy HD 192163, soglasno Beals [3], otnositel'nye intensivnosti linii ionizovannogo geliya ravny $\frac{E_{43}}{E_{74}}\approx 5$ i $\frac{E_{64}}{E_{74}}\approx 1$ . Iz tabl. VI, pomeshennoi v konce § 3, my vidim, chto pri x = 0,1 eti znacheniya udovletvoritel'no soglasuyutsya s rezul'tatami vychislenii. Otmetim, chto dlya drugih zvezd tipa WR, izuchennyh Beals, otnoshenie $\frac{E_{43}}{E_{74}}$ takzhe poryadka neskol'kih edinic. Esli zhe schitat', chto obolochka prozrachna dlya izlucheniya v liniyah subordinatnyh serii, to my poluchim $\frac{E_{43}}{E_{74}}= 15$ i $\frac{E_{64}}{E_{74}}= 1.6$ . Eti znacheniya rezko protivorechat nablyudeniyam.

Sleduet otmetit', chto obychno issledovateli zvezd tipa WR (naprimer pri izuchenii konturov emissionnyh linii) delayut gipotezu o tom, chto obolochki etih zvezd prozrachny dlya izlucheniya v liniyah. Pri etom oni ssylayutsya na slabost' ili otsutstvie absorbcionnyh linii. Nashi rezul'taty, kasayushiesya zvezd tipa WR, ukazyvayut na to, chto eta gipoteza dolzhna byt' ostavlena. V deistvitel'nosti emissionnye linii, po-vidimomu, "zapolnyayut" linii poglosheniya (sm. § 3 glavy II).

Zametim eshe, chto iz fakta nalozheniya drug na druga emissionnyh polos N i Ne⁺ vytekaet, chto pri strogom rassmotrenii voprosa ob intensivnosti polos sistemy uravnenii (9) dlya vodoroda i ionizovannogo geliya sleduet reshat' sovmestno.

v) Dolgoperiodicheskie peremennye

Izvestno, chto v spektrah dolgoperiodicheskih peremennyh okolo maksimuma bleska nablyudayutsya yarkie linii serii Bal'mera. Ocenki intensivnostei etih linii, vzyatye iz knigi Merrill [7], dayutsya v tabl. X.

Tablica X
Bal'merovskii dekrement v spektrah dolgoperiodicheskih peremennyh

Tip Me Se Ne

H_α 2 15 10

H_β 2 12 10

H_γ 20 5 5

H_δ 30 3 2

My vidam, chto v spektrah zvezd tipa Me bal'merovskni dekrement yavlyaetsya v vysshei stepeni anomal'nym. Etot fakt dolgoe vremya byl zagadkoi dlya astrofizikov. Odnako v 1935 g. G. A. Shain [8] vpolne ubeditel'no pokazal, chto prichinoi, vyzyvayushei anomalii v bal'merovskom dekremente, yavlyaetsya pogloshatel'noe deistvie okisi titana. Pozdnee V. A. Ambarcumyan i M. A. Vashakidze [9] podtverzhdaya zaklyuchenie G. A. Shaina, teoreticheski pokazali, chto "nikakoi sposob vozbuzhdeniya vodorodnyh atomov ne mozhet privesti k nablyudaemomu v spektrah zvezd tipa Me bal'merovskomu dekrementu, esli tol'ko vse izluchenie vodorodnyh atomov dohodit do nablyudatelya". Odnako sleduet dumat', chto obolochki dolgoperiodicheskih peremennyh neprozrachny dlya izlucheniya v liniyah subordinatnyh serii. Poetomu vyvod V. A. Ambarcumyana i M. A. Vashakidze nuzhdaetsya v obobshenii. Vprochem, nashi rezul'taty takzhe podtverzhdayut zaklyuchenie G. A. Shaina (hotya slaboe neravenstvo tipa H_α< H_β < H_γ okazyvaetsya vpolne osushestvimym).

Chto kasaetsya bal'merovskogo dekrementa v spektrah zvezd tipov Se i Ne, v kotoryh polosy okisi titana otsutstvuyut, to my opyat' vidim, chto nablyudennyi dekrement ne soglasuetsya s vychisleniyami Cillie i nahoditsya v soglasii s nashimi vychisleniyami. Zametim, chto, delaya eto sravnenie, my predpolagaem, chto bal'merovskaya emissiya v spektrah dolgoperiodicheskih peremennyh voznikaet v rezul'tate fotoionizacii i rekombinacii. Takoi vzglyad ne yavlyaetsya obsheprinyatym, odnako v glave V my ukazhem veskie soobrazheniya v pol'zu etogo vzglyada.

g) Novye zvezdy v pozdnih stadiyah

V spektrah nekotoryh novyh zvezd cherez neskol'ko mesyacev posle vspyshki nablyudalsya sleduyushii svoeobraznyi bal'merovskii dekrement: pri bolee ili menee normal'nyh otnosheniyah intensivnostei $\frac{H_{\gamma}}{H_{\beta}}$ i $\frac{H_{\delta}}{H_{\beta}}$ otnoshenie intensnvnostei $\frac{H_{\alpha}}{H_{\beta}}$ bylo ochen' bol'shim. Tak, naprimer, po dannym Popper [10], v spektre Nova Lacertae 1936 otnoshenie intensivnostei $\frac{H_{\alpha}}{H_{\beta}}$ ravnyalos' 5-6, a, po dannym Sayer [11], v spektre RS Oph 1933 eto otnoshenie dohodilo do 10-12.

Ob'yasnenie etogo yavleniya bylo dano v konce predydushego paragrafa. Ono sostoit v tom, chto v te periody, kogda proizvodilis' nablyudeniya, obolochki etih zvezd (ili chasti obolochek) byli neprozrachnymi dlya izlucheniya v liniyah dvuh pervyh serii i prozrachnymi dlya izlucheniya v liniyah posleduyushih serii.

Zakanchivaya etot paragraf, napomnim, chto pri vychislenii intensivnostei yarkih linii my sdelali sleduyushie dva predpolozheniya: 1) obolochki yavlyayutsya neprozrachnymi dlya izlucheniya v liniyah vseh (ili neskol'kih pervyh) serii i 2) obolochki dvizhutsya s gradientom skorosti. Neprozrachnost' obolochek est' nablyudatel'nyi fakt: v bol'shinstve sluchaev yarkie linii soprovozhdayutsya absorbcionnymi komponentami. Sleduet podcherknut', chto i dvizhenie obolochek s gradientom skorosti takzhe yavlyaetsya nablyudatel'nym faktom. Spektrogrammy opredelenno govoryat o dvizhenii obolochek, a raz eto tak, to dvizhenie ne mozhet proishodit' bez gradienta skorosti. Nezavisimo ot togo, imeetsya li gradient skorosti vdol' radiusa, obyazatel'no imeetsya - iz-za krivizny sloev - gradient skorosti vdol' drugih napravlenii.

Ne predstavlyaet truda ocenit' velichinu gradienta skorosti, a takzhe velichinu parametra h, vhodyashego v nashi uravneniya. Esli obolochka obrazovana vybrasyvaemoi iz zvezdy materiei, to my imeem $\frac{dv}{ds}\approx \frac{v}{s}$ , gde v - skorost' vybrasyvaniya i r - rasstoyanie ot centra zvezdy. Dlya velichiny x poluchaem

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

Tak kak my mozhem prinyat' α_1cr ≈ 1, v/u ≈ 10 i W ≈ 10^-3, to formula (33) daet x ≈ 0,1. Eta velichina sovpadaet po poryadku s temi, kotorye ran'she nami prinimalis' dlya ob'yasneniya nablyudatel'nyh dannyh.

<< 1.4 O prozrachnosti sredy dlya izlucheniya v liniyah | Oglavlenie | Glava II. Zvezdy rannih klassov s yarkimi liniyami >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: obolochki zvezd - perenos izlucheniya Publikacii so slovami: obolochki zvezd - perenos izlucheniya
Sm. takzhe: Sbrasyvayushaya massivnuyu obolochku zvezda G79.29+0.46 Obnaruzhenie goryachego vodyanogo para v obolochke uglerodnoi zvezdy. Obolochki v tumannosti Yaico Osveshennost' Planetarnye tumannosti

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Tip	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