Dvizhushiesya obolochki zvezd << 5.2 Opticheskaya tolshina obolochki za granicami subordinatnyh serii | Oglavlenie | Zaklyuchenie >>

---

5.3 Obshie soobrazheniya

V predydushih paragrafah byla rassmotrena sleduyushaya model': goryachaya zvezda, okruzhennaya obolochkoi, nahodyasheisya na nekotorom rasstoyanii ot zvezdy. Eta model' harakterizuetsya tremya osnovnymi parametrami: temperaturoi zvezdy, koefficientom dilyucii i plotnost'yu obolochki. Vyshe bylo ustanovleno, chto pri podhodyashem vybore etih treh parametrov mozhno poluchit' lyuboi "kombinacionnyi spektr".

Otsyuda sleduet dva vazhnyh vyvoda:

1. Vse ob'ekty s emissionnymi liniyami v spektrah (gazovye tumannosti, zvezdy tipov WR, P Cygni, Be, novye i novopodobnye zvezdy, dolgoperiodicheskie peremennye i t. d.) otlichayutsya drug ot druga tol'ko raznymi znacheniyami ukazannyh parametrov. Esli, naprimer, temperatura zvezdy dostatochno vysoka i koefficient dilyucii dostatochno mal, to s uvelicheniem plotnosti obolochki, pri neizmennom haraktere emissii v liniyah, dolzhny poyavlyat'sya nepreryvnyi spektr i absorbcionnyi spektr vse bolee i bolee pozdnego tipa. Takim obrazom vse perechislennye ob'ekty ukladyvayutsya v obshuyu teoreticheskuyu shemu i yavlyayutsya, po-vidimomu, rodstvennymi po svoei fizicheskoi prirode.
2. Dlya ob'yasneniya izmenenii v spektre otdel'nogo ob'ekta dostatochno dopustit' nebol'shie kolebaniya ukazannyh parametrov. Tak, naprimer, pri kolebanii temperatury zvezdy v intervale 15000 - 20000°; svetimost' zvezdy dolzhna menyat'sya v 2 - 3 raza, a yarkie vodorodnye linii dolzhny to poyavlyat'sya, to ischezat'. Imenno takogo roda izmeneniya harakterny dlya dolgoperiodicheskih peremennyh. Esli izmeneniya ukazannyh parametrov znachitel'ny, to ob'ekt odnogo roda dolzhen pereiti v ob'ekt drugogo roda.

Dlya suzhdeniya o pravil'nosti sdelannyh zaklyuchenii obratimsya k nablyudatel'nym dannym. Nam kazhetsya, chto eti dannye dayut veskie svidetel'stva v pol'zu vyskazannoi tochsti zreniya.

Ostanovimsya snachala na spektrah dolgoperiodicheskih peremennyh. Osnovnoi vopros, nas interesuyushii, sostoit v tom, chto Deistvitel'no li yarkie linii v etih spektrah voznikayut v rezul'tate flyuorescencii. Kak izvestno, bal'merovskii dekrement v spektrah zvezd tipa Me yavlyaetsya ves'ma anomal'nym. Odnako eto ne vyzyvaetsya deistviem neizvestnogo nam mehanizma vozbuzhdeniya, a ob'yasnyaetsya ekranirovaniem bal'merovskoi emissii polosami okisi tirana. V spektrah zvezd tipa Se i Ne polosy okisi titana otsutstvuyut, i bal'merovskii dekrement vpolne normalen (podrobnee sm. § 5 glavy I). Voobshe zhe zamecheno, chto emissionnyi spektr dolgoperiodicheskih peremennyh vblizi maksimuma bleska, t. e. kogda ekranirovanie molekulyarnymi polosami minimal'noe, ochen' pohozh na emissionnyi spektr zvezd tipa Be i novyh zvezd v moment poyavleniya yarkih linii. Uzhe odin etot fakt govorit o tom, chto emissionnyi spektr dolgoperiodicheskih peremennyh vozbuzhdaetsya, po-vidimomu, tem zhe mehanizmom, chto i emissionnyi spektr zvezd tipa Be i novyh, t. e. fotoionizaciyami i rekombinaciyami. K etomu nado dobavit', chto v spektrah novyh zvezd takzhe mozhet byt' otmecheno nekotoroe nesootvetstvie mezhdu emissionnym spektrom, prinadlezhashim k klassu V, i absorbcionnym spektrom, prinadlezhashim obychno k klassam A i F. Krome togo, v spektrah nekotoryh iz Novyh (naprimer Nova Herculis 1934), naryadu s yarkimi liniyami, nablyudalis' polosy poglosheniya molekulyarnyh soedinenii. Sledovatel'no, spektry Novyh v etot period yavlyayutsya nekotorym podobiem spektrov zvezd pozdnih klassov s yarkimi liniyami.

Iz nablyudenii takzhe sleduet, chto yarkie linii v spektrah dolgoperiodicheskih peremennyh voznikayut v bolee glubokih sloyah, chem linii poglosheniya. Etot fakt nahoditsya v polnom sootvetstvii s rezul'tatami, poluchennymi v § 1 etoi glavy.

Obratim eshe vnimanie na to, chto v nastoyashei glave, kak i vo vsei etoi rabote, my predpolagaem, chto obolochki dvizhutsya. Eto predpolozhenie nesomnenno spravedlivo po otnosheniyu k dolgoperiodicheskim peremennym. I voobshe, kak zamechaet G. A. Shain [4], emissiya vsegda svyazana s dvizheniem. Predstavlyaet interes podrobnoe vyyasnenie haraktera dvizheniya verhnih sloev dolgoperiodicheskih peremennyh. K sozhaleniyu, nablyudatel'nye dannye na etot schet ves'ma skudny. Tol'ko dlya odnoi iz etih zvezd, Mira Ceti, byli opredeleny Joy [5] smesheniya spektral'nyh linii dlya vsego cikla. Joy ustanovil, chto krivye luchevyh skorostei, naidennye po yarkim i po temnym liniyam, sil'no smesheny drug otnositel'no druga. Pri etom v moment maksimuma bleska pervaya krivaya imeet minimum, a vtoraya maksimum. O pervoi iz etih krivyh voobshe mozhno skazat', chto ona pohozha na zerkal'noe otobrazhenie krivoi bleska. V otnoshenii drugih dolgoperiodicheskih peremennyh my dolzhny dovol'stvovat'sya statisticheskimi dannymi. Eti dannye takovy: 1) raznost' luchevyh skorostei, naidennyh po yarkim i po temnym liniyam, vsegda otricatel'na (v_e - v_a < 0); 2) K-effekt, opredelennyi po yarkim liniyam, okolo - 15 km/sek; 3) K-effekt, opredelennyi po temnym liniyam, okolo nulya (sm. raboty Merrill [6] i Allen [7]). Iz etih dannyh vytekaet, chto sloi, v kotorom voznikayut yarkie linii, dvizhetsya po napravleniyu k nablyudatelyu. Drugimi slovami, iz dolgoperiodicheskih peremennyh proishodit istechenie materii. Vpervye takoi vyvod, naskol'ko nam izvestno, byl sdelan G. A. Shainom [4], Nekotorye somneniya voznikayut pri etom vsledstvie togo fakta, chto K_a &cong 0. Odnako etot rezul'tat yavlyaetsya ves'ma nenadezhnym, tak kak skorosti v_a opredelyayutsya ne neposredstvenno, a po skorostyam v_e okolo maksimuma bleska. V etot zhe period smesheniya temnyh linii yavlyayutsya, po-vidimomu, algebraicheski naibol'shimi (sm. citirovannuyu rabotu Joy). Poetomu ukazannoe vyshe znachenie K_a &cong 0 sleduet, veroyatno, schitat' blizkim k verhnei granice K-chlena po absorbcionnym liniyam. Esli eto tak, to gipoteza o vybrasyvanii materii iz dolgoperiodicheskih peremennyh kazhetsya dovol'no pravdopodobnoi. Pri etom process vybrasyvaniya materii dolzhen imet' ne stacionarnyi, a peremennyi harakter. Sama zhe vybroshennaya materiya dolzhna ispytyvat' znachitel'noe tormozhenie.

Osobyi interes predstavlyayut te ob'ekty s emissionnymi liniyami v spektrah, kotorye preterpevayut bystroe prevrashenie iz odnogo klassa v drugoi. Takie prevrasheniya naibolee ubeditel'no svidetel'stvuyut v pol'zu vzglyada o rodstvennosti vseh ob'ektov s yarkimi spektral'nymi liniyami. Dadim neskol'ko primerov podobnyh ob'ektov.

1. T Coronae Borealis. Eta zvezda vspyhnula kak Novaya v 1866 g., posle chego prevratilas' v giganta klassa M s emissionnymi liniyami v spektre. V 1946 g. zvezda snova vspyhnula v vide Novoi [8].
2. Z Andromedae. Eta zvezda, obladayushaya tipichnym "kombinacionnym spektrom" (pozdnii spektr tipa M i rannii spektr tipa WR), v 1933 g. vnezapno prevratilas' v zvezdu tipa R Cygni. Cherez nekotoroe vremya zvezda vernulas' v svoe obychnoe sostoyanie [9].
3. R Aquarii. Spektr etoi zvezdy tipichen dlya dolgoperiodicheskih peremennyh. Odnako ot vremeni do vremeni poyavlyaetsya nakladyvayushiisya spektr vysokoi temperatury s yarkimi liniyami vodoroda, geliya i nekotoryh drugih elementov [3].

Soglasno Berman, vse eti zvezdy yavlyayutsya na samom dele dvoinymi, sostoyashimi iz holodnogo giganta i goryachego sputnika. Dlya zvezdy R Aquarii Berman [3] dal podrobnuyu interpretaciyu takogo roda. Pri etom gipoteticheskomu sputniku prishlos' pripisat' glavnuyu rol' v izmenenii bleska zvezdy. V takom zhe polozhenii nahodyatsya i drugie zvezdy etoi gruppy. Voobshe pri vnimatel'nom rassmotrenii eta gipoteza kazhetsya dovol'no iskusstvennoi. Soglasno zhe nashei tochke zreniya, zvezdy tipa Z Andromedae yavlyayutsya odinochnymi goryachimi zvezdami, okruzhennymi obolochkami, dayushimi spektr pozdnego tipa. Pri etom yarkost' nepreryvnogo spektra obolochki sravnima s yarkost'yu nepreryvnogo spektra zvezdy. Vsledstvie etogo nablyudeniya i obnaruzhivayut dva nalagayushihsya drug na druga spektra. Soglasno nashei interpretacii, krasnyi konec nepreryvnogo spektra prinadlezhit obolochke, a fioletovyi - zvezde. Kolebaniyami yarkosti nepreryvnogo spektra obolochki mozhno ob'yasnit' to poyavlenie, to ischeznovenie spektra zvezdy.

Zakanchivaya etu glavu, my mozhem otmetit', chto nablyudeniya v obshem podtverzhdayut teoreticheskie soobrazheniya, izlozhennye vyshe. Nesomnenno, chto eti soobrazheniya nuzhdayutsya eshe v utochnenii i razvitii. V chastnosti, ne vpolne yasen vopros, imeet li rassmotrennaya nami model' real'noe sushestvovanie ili ona yavlyaetsya tol'ko pervym priblizheniem k zvezde s protyazhennoi atmosferoi. Dlya vyyasneniya etogo i mnogih drugih voprosov neobhodim takzhe rost nablyudatel'nyh dannyh.

---

<< 5.2 Opticheskaya tolshina obolochki za granicami subordinatnyh serii | Oglavlenie | Zaklyuchenie >>

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