Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 45

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 39 40 41 42 43 44 < 45 > 46 47 48 49 50 51 .. 164 >> Следующая


2. Главный спектр. Он появляется с момента достижения максимума блеска, после того как быстро расширяющаяся новая достигнет радиуса, равного приблизительно ста солнечным. Спектр напоминает спектр гиганта класса от А до F. Самый ранний спектральный класс новой звезды в максимуме блеска был зарегистрирован у новой V1500Cyg (1975), это спектр B-звезды; самый же поздний, спектр К-эвезды, был зарегистрирован у новой Vl 148 Sgr (1943).

С фиолетовой стороны абсорбционных линий медленно исчезающего предмаксимального спектра появляются новые, резкие линии поглощения (соответствующие доплеровскому смещению от-200 до -2000 км/с); с красной же стороны (без сдвига) появляются яркие, широкие эмиссионные линии сначала водорода, позднее ионизованного кальция (Call) и железа (Fell). Эмиссионные линии широки, так как они образуются во всех частях ставшей между тем прозрачной расширяющейся оболочки: части, движущиеся на нас и от нас, образуют соответственно фиолетовую и красную половины линий, в то время как части, движущиеся перпендикулярно лучу зрения, создают центр линии. Через одни или двое суток после максимума оболочка, вследствие расширения, уже настолько разрежена, что в спектре появляются запрещенные эмиссионные линии, прежде всего [Ol], [NU], [Olli]. Вскоре после появления эти линии достигаюі большой интенсивности. Продолжительность видимости главного спектра сильно колеблется от звезды к звезде.

3. Диффузно-искровой спектр. Это состояние начинается еще перед значительным ослаблением главного спектра, после того как общий блеск упадет приблизительно на полторы звездных величины. Длительность состояния - от нескольких суток до нескольких недель. Эта третья система линий поглощения имеет еше больший фиолетовый сдвиг, чем предыдущие. Спектральные линии очень широки и очень размыты; вероятно, это признак сильной турбуленции в расширяющемся газовом облаке.

4. Орионов спектр. В орионовом спектре главенствуют линии поглощения, характерные для спектров "орионовых звезд" - звезд спектрального класса В в ассоциации Ориона. Видны линии Неї, ОН, N11, СП; бальмеров-ские линии водорода иногда отсутствуют. Смещение линий в фиолетовую сторону в большинстве случаев еще значительней, чем в циффузно-искровом спектре. Смещение часто квазипериодически меняется, отражая квазипериодические колебания скоросіи расширения, связанной, в свою очередь,

102

е колебаниями блеска. Наибольшая скорость всегда связана со вторичным минимумом кривой блеска. Орионов спектр содержит и эмиссионные кии - широкие и размытые. Они лучше всего видны во время вторично-минимума кривой блеска. 5. Небулярная стадия. После того как газовая оболочка, сброшенная ?вон. достаточно рассеется, постепенно исчезают последние абсорбцион-: линии предыдущих стадий. Спектр новой теперь очень похож на спектр планетарной туманности. Он состоит из ярких линий водорода, гелия ряда запрещенных линий. В спектре видны небулярные линии 386,9 и Ї6.8 нм [NIH], "линия полярного сияния" 436,3 нм [Olli], а также запрещенные линии ионизованного железа (Fell] — [FeVII]. В спектрах некоторых объектов, особенно у повторных новых, были обнаружены линии 13-кратно ионизованного железа ([FeXIV]; рис. 46)! Во время небулярной стадии у некоторых новых даже становится видимой расширяющаяся газовая туманность: расширение можно проследить оптически. В этих немногих случаях предоставляется возможность довольно надежного определения расстояния до объекта, поскольку, как уже указывалось, расширение туманности можно измерить не только вдоль луча зрения (лучевая скорость, км/с), но и в перпендикулярном направлении (тангенциальная скорость, угл. сек ./год). Надо, конечно, убедиться, что Измеряется действительно тангенциальное расширение туманности, а не распространение света в уже существовавшей туманности. Но и в случае измерения угловой скорости тангенциального распространения света (угол, сек ./год), соответствующей, как известно, линейной скорости

ms

MlJWi '«!IUI ' " rfflWIllWiH Xt?ua.

¦Mil" HfBl I ПИ t Il ' «1*1:,.

Нд Г FeIDTJ (FeJJ H1

Лг. 46. CiH-KiporpiiMMii повторной новой Г CrB вскоре после максимума (1946, 9 февраля). ООрлитс bhhmjhiio но "кирональмые" линии высокоионкэонанного же-леза (по Маклафлину)

3 - 10' км/с. получается довольно точный метод определения расстояния. До сих пор в пятнадцати случаях удалось наблюдать расширяющуюся оболочку, в четырех случаях - распространение света.

6. Стадия постовой. После возвращения новой в "нормальное" состояние минимума блеска завершается небулярная стадия и вид спектра соответствует уже описанной выше стации постновой. В этой стадии иногда, по крайней мере вначале, видны небулярные линии (или даже сама туманность), например у классических новых DO Her (1934). GK Per (1901) и RW UMi (1956), а также у повторных новых T CrB и KS Oph.

На рис. 47 схематично показан разрез быстрой новой через трое и Шестеро суток после визуального максимума вспышки. На рисунке указа-

103

HW отдельные части оболочки, ответственные за возникновение разни;, систем линий поглощения. Очень хорошее, подробное описание многочисленных спектров новых можно найти в сборнике "Novae, Supernovae, Novoides" (Centre National de la Recherche Seien tifique, Paris, 1965).
Предыдущая << 1 .. 39 40 41 42 43 44 < 45 > 46 47 48 49 50 51 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed