Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
У большинства "классических" и повторных новых после возвращения звезды в состояние минимума блеска в конце вспышки (см. далее рис. 53г) наблюдается горячий непрерывный спектр (континуум) с заметными, более или менее широкими, эмиссионными линиями водорода, Hei, Hell, и Call, при этом линии HeI часто бывают очень слабы. Кроме того, на хороших спектрограммах обнаруживаются линии дважды ионизованного азота и углерода (группа линий N111 - ClII у X = 465 нм). В спектрах некоторых новых виден континуум без эмиссионных линий, это случается при использовании малоинформативных спектров низкой дисперсии.
Некоторые повторные новые имеют "симбиотический" спектр (на спектр с эмиссионными линиями накладывается спектр гиганта класса G, К или M с абсорбционными линиями). На спектр "классической" новой GK Per накладывается спектр звезды плавной последовательности или субгиганта класса KZ. Можно предположить, что все новые (на возможные исключения мы укажем в конце раздела 3.1.5) имеют слабого холодного спутника, просто era линии поглощения чаще всего заливаются горячим непрерывным спектром.
Подробное описание спектральных характеристик в минимуме блеска и во время вспышки с указанием многочисленных литературных ссылок для каждого объекта дано в публикациях Уорнера (1976) и Пейн-Гапош-киной (19776).
Спектры некоторых слабопеременных объектов похожи на спектры новьгх звезд. Например, спектр звезды V Sge очень напоминает спектр U Sco (см. Барлоу и др.. 1981). Возможно, мы в этих случаях имеем дело с новыми звездами, вспыхивавшими в доисторическое время, которые, быть может, вспыхнут снова в ближайшем или далеком будущем. Звезда AM CVn (см. раздел 3.1.3) является, быть может, окончательно потухшей новой, которая, согласно Уорнеру и Робинсону (1972), истратила на вспышки весь "запас горючего".
4* 99
До сих пор мы описывали спектры бывших новых звезд. Так как вспышка новой всегда является непредсказуемым событием, не удивительно, что только для трех классических новых известны спектры до их вспышки: новой V603 AqI (1918) по Кеннон (1920); новой V533 Her (1963) по Стефенсону и Герру (1963) и Гётиу (1965); новой HR De] (1967) по Стефенсону (1967) яГётцу (1968). Нив одном из спектров не обнаружено эмиссионных линий, континуум соответствует спектру более или менее голубой звезды.
Таким образом, спектры большинства бывших новых звезд отличаются от до сих пор известных спектров трех предновых. Однако необходимо учесть следующее. Во-первых, остается неясным, являются ли эти три объекта показательными для всех предновых. Далее, все спектры предновых получены с объективными призмами, при этом спектральные детали могли быть потеряны уже только вследствие недостаточной дисперсии. Вспомним, что в спектрах некоторых бывших новых, снятых тоже с низкой дисперсией, также не обнаружено эмиссионных линий.
Остается надеяться, что в будущем мы станем располагать более качественными спектрами предновых; это важно для понимания физических Процессов, происходящих в новых звездах в период до взрыва.
Спектральное поведение во время вспышки. Маклафлин обнаружил, что спектральное развитие вспышки у всех новых приблизительно одинаково. Это привело к введению для новых спектрального класса Q, разные стадии развития обозначались от QO до Q9. Одновременно с падением блеска звезды ее спектр претерпевает серию изменений, при которых группы эмиссионных линий сменяются другими, с более высоким потенциалом ионизации, и эта картина спектрального развития довольно тесно связана с ходом кривой блеска (рис. 44). Перед описанием от-
Время
Рис. 44. Схематическая кривая блеска новой с указанием спектральной стадии согласно Псковскому (1978): а - иредновая, б - подъем, в - naysa перед максимумом; г - окончание подъема, д - начинающийся спад, е - переходная стадия, ж - окончательный спад, з - бывшая новая 100
ме *?
fSSS (Прд
Февр.28. 4,9
t
і*
У f::
1 f
г Cj
9 »f«»'
- *Ш І
—І—і—ІГ" ош нш ош
на
/т*ф7г2. 5,5
14. 5,5
Май 22 7,7
Май 19. 7,9
Июнь 22 8,3
Сент. 7. 9,5
Рис. 45. Спектральное развитие новой V 533 Her (1963) по Гітцу, 'Зоннеберг. Обратите внимание на сложный профиль водородных линий (абсорбционных и эмиссионных) н на запрещенные линии ионов кислорода и азота
Дельных стаций спектрального развития новой звезды, различаемых в Настоящее время (рис. 45), укажем, что каждая из последующих стадий начинается еще до окончания предыдущей, так что в конечном счете Могут сосуществовать несколько спектральных состояний (Пейн-Га-чошкина, 1957 иМаклафлин. 1965).
1. Предмаксимальный спектр. В эпоху, начинающуюся примерно за J*oe суток до максимума и заканчивающуюся через несколько суток
1Ot
после него, спектр новой звезды соответствует спектру нормальной звезды спектрального класса В, Л или F. Линии поглощения в спектре почти всегда широкие, диффузные, наблюдается ультрафиолетовое смещение линий, которое можно обьяснить эффектом Доплера: прозрачная газовая оболочка, окружающая новую, расширяется с большой скоростью. Части оболочки, видимые в проекции на излучающую непрерывный спектр горячую поверхность звезды, движутся на нас со скоростями около 100 -1000 км/с и проявляются в спектре в виде линий, смещенных на соответствующую величину в фиолетовую сторону. Линии поглощения обычно вначале становятся глубже и уже, доштеровский сдвиг в некоторых случаях увеличивается, в других уменьшается. Предмаксимальный спектр сохраняется, быстро ослабевая, и небольшое время после достижения максимума блеска.
