Курс теоретической астрофизики

Пусть оптическая толщина оболочки за пределом лаймановской серии в начальный момент времени гораздо больше единицы, т.е. (r,0)>>1. Пусть, далее, излучение звезды настолько сильное, что оно способно создать в оболочке степень ионизации, значительно превосходящую единицу (n/n>>1). В таком случае для каждого момента времени оболочка может быть разделена на две области: «ионизованную» (n>>n) и «неионизованную» (n) с очень резкой границей между ними, и процесс постепенного усиления ионизации в оболочке может рассматриваться как перемещение границы между указанными областями. Приблизительно упомянутая граница находится там, где в данный момент 1. Такой результат вполне понятен, так как до тех пор, пока для рассматриваемого слоя >>1, ионизующее излучение звезды до него не доходит. Только тогда, когда благодаря ионизации ближайшей к звезде части оболочки её оптическая толщина становится порядка единицы, начинается ионизация в этом слое.

Указанный результат позволяет легко найти, как меняется с течением времени общее число ионизованных атомов в оболочке, т.е. величина

N

=

n

dV

.

(29.18)

Проинтегрируем обе части уравнения (29.17) по всему объёму оболочки. Обозначая через H полное число квантов, излучаемых звездой за границей лаймановской серии в 1 с, получаем

dN

dt

=

H

-

Nn

2

C

_i

.

(29.19)

Последний член в этом уравнении написан на основании соотношения

n

_e

n

dV

=

nN

,

(29.20)

которое следует из того, что в ионизованной области n_en а в неионизованной области n_e0.

Решение уравнения (29.19), удовлетворяющее начальному условию N(0)=0, имеет вид

N(t)

=

H

t

_*

1

-

e

^-t/t_*

,

(29.21)

где

t

_*

n

2

C

_i

=

1

.

(29.22)

Величину t_*, определённую формулой (29.22), можно рассматривать как время установления лучистого равновесия. Как видно, оно тем больше, чем меньше плотность вещества в оболочке.

Чтобы оценить величину t_*, заметим, что для водорода

2

C

_i

3·10^1^3

(при T_e=10 000 K). Это значит, что когда n10^1 см^3 величина t_* оказывается порядка нескольких минут. В оболочках новых в первый период после максимума блеска n10^1 см^3. Поэтому можно считать, что установление лучистого равновесия в данном случае непосредственно следует за изменением физических условий в оболочке. Однако в случае Новой Геркулеса 1934 г. температура звезды внезапно возросла тогда, когда плотность вещества в оболочке была уже весьма малой. Именно поэтому установление лучистого равновесия в оболочке Новой Геркулеса затянулось приблизительно на месяц.

С помощью полученных формул можно найти изменение с течением времени полного количества энергии, излучаемой оболочкой в любой бальмеровской линии. Как мы знаем, количество энергии E_k излучаемой оболочкой при переходе k->2, даётся формулой (28.30). Пользуясь соотношениями (29.20) и (29.21), вместо (28.30) находим

E

_k

=

A

_k

h

_k

z

_k

n

H

t

_*

1

-

e

^-t/t_*

.

(29.23)

Из наблюдений Новой Геркулеса были определены значения величин E_k для ряда бальмеровских линий. Эти величины меняются со временем примерно так же, как блеск звезды (что вполне понятно, так как возрастание блеска и обусловлено в основном возрастанием энергии, излучаемой в линиях). Наблюдаемое изменение величин E_k довольно хорошо представляется формулой (29.23). При этом для концентрации атомов в оболочке надо принять значение n=3·10 см^3.

Представляет интерес также изменение профилей эмиссионных линий в спектре Новой Геркулеса после апрельского минимума блеска. Как уже говорилось, эмиссионные линии в спектре этой новой были раздвоёнными, что вызвано наличием в оболочке двух сгустков материи, обладавших разными лучевыми скоростями. Наблюдения показали, что во время появления эмиссионных линий их красные компоненты были гораздо слабее фиолетовых компонент и обе компоненты сравнялись по интенсивности лишь во время вторичного максимума блеска. Такое поведение эмиссионных линий сначала казалось загадочным и для его объяснения было высказано несколько гипотез. Однако оно может быть легко объяснено на основе изложенного представления о свечении оболочки при отсутствии лучистого равновесия (точнее говоря, при помощи формулы (29.23)). Из наблюдений следует, что интенсивность фиолетовой компоненты росла быстрее интенсивности красной компоненты. Это значит, что лучистое равновесие в сгустке материи, приближавшемся к нам, устанавливалось быстрее, чем в удалявшемся от нас. Как мы уже выяснили, так обстоит дело тогда, когда плотность материи в сгустках различна (больше — в приближавшемся к нам и меньше — в удалявшемся от нас). Приведённое выше значение концентрации атомов в оболочке является некоторым средним значением для двух сгустков.

Знание концентрации атомов n и объёма оболочки V даёт возможность определить массу оболочки по формуле (29.13). Однако такой способ определения массы связан с некоторой неуверенностью вследствие возможных ошибок при оценке объёма оболочки. Чтобы избежать оценки объёма, можно поступить следующим образом. Умножим обе части соотношения (29.22) на n и проинтегрируем по всему объёму оболочки. В результате находим

t

_*

n

_e

n

2

C

_i

dV

=

n

dV

,

(29.24)