Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Климишин И.А. -> "Ударные волны в оболочках звезд" -> 74

Ударные волны в оболочках звезд - Климишин И.А.

Климишин И.А. Ударные волны в оболочках звезд — М.: Наука, 1984. — 216 c.
Скачать (прямая ссылка): udarnievolnivobolochkahzvezd1984.djvu
Предыдущая << 1 .. 68 69 70 71 72 73 < 74 > 75 76 77 78 79 80 .. 95 >> Следующая

на уровне формирования линий металлов, однако скорость ее здесь еще
невелика, вероятно, порядка 10 км/с. Относительное смещение фиолетовой и
красной компонент линий поглощения на уровне Н и К кальция равно А ил -
76 км/с, на уровне формирования линии Н а - А ип = 112 км/с (рис. 58).
Для перехода от лучевых скоростей к радиальным учитывается эффект
24
потемнения диска к краю, так что иг - ил. Скорость движения ударной
волны можно найти из закона сохранения массы (D-ul0) = = р2 (D-u2о), где
ию, и2о и D - соответственно скорости газа до и за фронтом и самого
фронта по отношению к центру звезды. Если принять, что скорость движения
газа вверх непосредственно за фронтом волны и20 равна скорости его
падения вниз перед фронтом и10, то в конечном итоге получим
D =¦
24 А ил 1 + т?!
17
1 -Th
(27.1)
где т?! =-=- в адиабатическом и = 0 в изотермическом сл*у-Р 2 4
чае.
1
Принимая т?! =-,находи^, что скорость движения ударной волны на 4
уровне И и К кальция D - 89 км/с, а на уровне формирования линии HQ D =
132 км/с. Более вероятно, что за фронтом ударной волны, происходят
процессы ионизации и высвечивания, так что скачок плотности достигает 1
величины т?! = - .Тогда скорость фронта волны на этих уровнях равна
соответственно 65 и 96 км/с. Зная среднюю скорость движения ударной волны
между уровнями и запаздывание во времени эффекта расщепления спектральных
линий, можно рассчитать и протяженность хромосферы звезды: расстояние
порядка 4 • Ю10 см ударная волна проходит за время
400 с.
175
Особенности движения газодинамических разрывов в атмосферах звезд типа W
Девы изучены несколько меньше. Расщепление линий в спектрах упомянутых
типов звезд наблюдается около максимума блеска. Во время этой фазы одна
из компонент указывает на расширение фотосферы со скоростью около 25
км/с. В это время еще существует длинноволновая компонента,
соответствующая движению слоя вниз примерно с той же скоростью. Вскоре
после максимума блеска длинноволновая компонента исчезает,
коротковолновая же медленно передвигается вправо, занимая к очередному
максимуму место первой.
Расщепление линий с амплитудой радиальных скоростей порядка 40 км/с
наблюдается и у звезд типа RV Тельца. Не исключено, что слабые ударные
волны формируются и в атмосферах классических цефеид (C.G. Davis,
1975).
Сам процесс образования ударной волны в пульсирующей атмосфере звезды
типа RR Лиры уже достаточно ясен (R.F. Christy, 1966). Известно, что
амплитуда колебаний лагранжева слоя тем больше, чем ближе он расположен к
поверхности звезды. Глубокие слои колеблются по синусоидальному закону,
чего, однако, нельзя сказать о поверхностных слоях. Обозначим через А
слой, начиная с которого деформация синусоиды становится заметной. Как
показали расчеты, параметры газа в этом слое имеют порядок 1СГ7 г/см3 и Т
" 60 ООО К. В момент все замедляющегося движения вниз слоя А на него при
падении наталкивается вышележащий, более разреженный слой В. В результате
происходит сжатие последнего, в нем образуется слабый ударный фронт. При
падении еще более высокого слоя С на слой В ударный фронт передвигается
вверх и т.д. В системе координат, связанной с центром звезды, ударный
фронт в момент его формирования движется вниз, немногим позже
останавливается, а потом начинает все ускоряющееся движение вверх по
падающему вниз потоку. Такое движение ударной волны поддерживается
пульсациями - расширением нижних, действующих как поршень более плотных
слоев звезды.
Двигаясь по направлению от центра звезды, ударная волна увлекает за собой
газ, составляющий атмосферу звезды. В нижних слоях атмосферы скорость
волны значительно меньше параболической. Поэтому в движении каждого
элемента газа можно отметить три существенных момента: толчок по
направлению вверх при переходе через фронт ударной волны, достижение
наивысшего положения относительно начального уровня атмосферы и все
ускоряющееся падение на звезду до встречи с последующим ударным фронтом
(Ch. Whitney, 1956). В самих внешних, ненаблюдаемых слоях атмосферы
скорость волны, вероятно, превышает параболическую, что приводит к срыву
этой части атмосферы звезды и ее рассеянию в пространстве.
Одной из важных задач газодинамики пульсирующих атмосфер, решение которой
необходимо для правильной интерпретации спектральных наблюдений, является
распределение плотности в атмосфере, устанавливающееся здесь под
действием периодической ударной волны. В целом эта проблема относится к
числу самосогласованных задач: скорость ударной волны здесь зависит от
распределения плотности в среде, но, с другой стороны, последнее в
определенной степени связано с величиной.этой скорости. Задача трудно
поддается исследованию даже при численном интегрировании уравнений
газодинамики. Так как поток вещества перед 4>Р он том волны
нестационарен, то его характеристики - плотность и скорость движения -
меня-
Э р! Ьих
ются в каждой точке со временем и поэтому Ф 0 и Ф 0. К тому
Предыдущая << 1 .. 68 69 70 71 72 73 < 74 > 75 76 77 78 79 80 .. 95 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed