Курс теоретической астрофизики

Интересно отметить, что через несколько месяцев после начала вспышки в спектрах некоторых новых наблюдался совершенно необычный бальмеровский декремент. Так, например, в спектре Новой Ящерицы 1936 г. линия H была ярче линии H в 5—6 раз, а в спектре RS Змееносца 1933 г.— в 10—12 раз. Это явление объясняется тем, что в рассматриваемый период оболочка была непрозрачной для излучения в линиях лаймановской и бальмеровской серий и прозрачной для излучения в линиях других серий. Решение уравнений (28.18) для данного случая приводит именно к таким большим значениям отношения интенсивностей линий H и H. По мере расширения оболочки она становится прозрачной для излучения в линиях всех серий, кроме лаймановской, и бальмеровский декремент в спектре новой оказывается таким же, как в спектре газовой туманности.

4. Небулярная стадия.

С появлением запрещённых линий в спектре новой звезды начинается небулярная стадия её развития. С этого времени условия в оболочке становятся похожими на условия в газовых туманностях, и поэтому оболочки можно изучать методами, изложенными в гл. V. В частности, при помощи методов Занстра могут быть определены температуры новых звёзд (которые оказываются очень высокими — порядка 50 000 K). По свечению оболочки в линиях разных атомов можно найти концентрацию этих атомов в оболочке, её электронную температуру, массу и т.д. Здесь мы не будем останавливаться на всех этих вопросах, а рассмотрим только некоторые из них.

Как было установлено в § 25, для появления запрещённых линий в спектре какого-либо объекта необходимо, чтобы плотность излучения и плотность вещества были в нём достаточно малы. Можно показать, что в оболочках новых звёзд первое из этих условий (касающееся плотности излучения) начинает выполняться раньше, чем второе. Следовательно, запрещённые линии в спектре новой появляются при такой плотности вещества в оболочке, когда число спонтанных переходов в этих линиях становится сравнимым с числом ударов второго рода. Иными словами, в это время выполняется уравнение

A

n

_e

v

,

(29.12)

где A — эйнштейновский коэффициент спонтанного перехода в запрещённой линии, n_e — концентрация свободных электронов в оболочке, — эффективное поперечное сечение для ударов второго рода, v — средняя скорость свободного электрона.

Если для данной запрещённой линии величины A и известны, то, пользуясь формулой (29.12), можно найти концентрацию свободных электронов n_e в оболочке для того момента, когда эта линия появляется в спектре новой [до этого времени величина n_e больше значения, определённого формулой (29.12), а потом — меньше]. С другой стороны, для того же момента по скорости расширения оболочки и по промежутку времени, протёкшему от начала вспышки, может быть оценён объём оболочки V. Это даёт возможность определить массу оболочки по формуле

M

=

m

_H

V

n

_e

(29.13)

(так как число свободных электронов равно числу протонов, а водород находится в оболочке преимущественно в ионизованном состоянии).

Масса оболочки новой звезды может быть также найдена тем же способом, который применяется для определения масс газовых туманностей. Этот способ основан на использовании свечения оболочки в водородных линиях, возникающих, как мы знаем, в результате фотоионизаций и последующих рекомбинаций. В § 24, при использовании теоретических выражений для интенсивностей бальмеровских линий, была получена следующая формула для массы оболочки:

M

=

A

LV

,

(29.14)

где L — светимость оболочки в видимой части спектра и A — некоторая постоянная.

Применение указанных способов к определению масс оболочек новых звёзд "приводит к значениям порядка 10^2—10^2 г. Иными словами, при каждой вспышке новой выбрасывается масса порядка 10—10 массы Солнца.

В небулярной стадии новой звезды можно также легко определить электронную температуру оболочки. Наиболее простой путь для этого — использование наблюдённого отношения интенсивностей линий N+N и  4336 A, принадлежащих дважды ионизованному кислороду. Запрещённые линии в спектрах новых возбуждаются электронным ударом и их интенсивности зависят от электронной температуры T_e и электронной концентрации n_e. Однако когда плотность оболочки оказывается настолько малой, что спонтанные переходы совершаются гораздо чаще ударов второго рода, отношение интенсивностей указанных линий зависит только от T_e и, как показано в § 25, определяется формулой (25.22). В спектрах новых звёзд, как и в спектрах газовых туманностей, линии N и N обычно гораздо ярче линии  4336 A (примерно в 100 раз). Поэтому для электронных температур оболочек получаются значения порядка 10 000 K.