6. Новые звёзды через много лет после вспышки.
Через несколько десятков лет после вспышки оболочка новой в значительной мере рассеивается и блеск звезды становится близким к тому, какой она имела до вспышки. Изучение звезды в этот период (возможное только с помощью самых крупных телескопов) привело к очень интересным результатам. Особенно большое значение имеет открытие двойственности некоторых новых, что даёт возможность определить их массы.
Впервые двойственность была обнаружена у Новой Геркулеса 1934 г. (Уокером в 1954 г.). Наблюдения показали, что звезда является затменной переменной с периодом 4 часа 39 минут. В главном минимуме блеска холодная звезда закрывает горячую звезду (которая, по-видимому, и вспыхивает в виде новой). Отсутствие сведений о холодной звезде не позволяет точно определить массы компонент; по всей вероятности, масса горячей звезды составляет около 0,25 массы Солнца.
В спектре Новой Геркулеса в рассматриваемый период наблюдаются эмиссионные линии, возникающие частично в очень разрежённой оболочке, выброшенной при вспышке 1934 г., и частично в более плотной оболочке, окружающей звезду. Спектр последней оболочки существенно меняется вместе с фазой затмения. Изучение изменений этого спектра показало, что упомянутую оболочку можно представить себе в виде «диска», вращающегося вокруг горячей звезды со скоростью порядка 500 км/с. По-видимому, этот «диск» образуется в результате истечения вещества из холодной звезды. По распределению энергии в непрерывном спектре было найдено, что температура горячей звезды около 80 000 K. Радиус звезды, определённый на основании температуры и светимости, оказывается близким к радиусам белых карликов. Удивительной особенностью горячей звезды является тот факт, что она испытывает небольшие колебания блеска с очень строгим периодом, равным приблизительно 71 секунде.
После обнаружения двойственности Новой Геркулеса 1934 г. были подробно исследованы и некоторые другие звёзды, вспыхивавшие в виде новых, и все они оказались входящими в двойные системы. На этом основании было высказано предположение, что двойственность звезды — необходимое условие вспышки (см. [10]).
В качестве конкретного механизма вспышки принимается аккреция вещества на белый карлик от холодной звезды. Так как в белых карликах содержится очень мало водорода, то в них почти не происходят ядерные реакции. Когда же на белый карлик падает вещество от холодной звезды, то у него образуется оболочка, богатая водородом. Постепенно масса оболочки возрастает, а с ней растёт и температура её глубоких слоёв. По достижении массой критического значения (порядка 10²⁹ г) в этих слоях начинаются ядерные реакции, преобразующие водород в гелий. В результате происходит взрыв, приводящий к отделению оболочки от звезды. После сбрасывания одной оболочки начинается наращивание другой, а затем и она сбрасывается. Так объясняется многократность вспышек звезды в виде новой.
Изложенная точка зрения на причину вспышек подтверждается детальным изучением бывших новых звёзд через много лет после вспышки, т.е. в период между вспышками. Так как некоторые из этих звёзд оказались затменными переменными, то по изменениям их блеска и спектра было сделано заключение о наличии в них газовых потоков. В первом приближении эти потоки имеют форму диска, подобного тому, который впервые был обнаружен в случае Новой Геркулеса 1934 г. По интенсивностям и профилям эмиссионных линий были определены плотности и скорости вещества в газовых потоках. Было также оценено количество вещества, переносимого потоком от холодной звезды к белому карлику за единицу времени. Оно оказалось порядка 10⁻⁸ M☉ в год, т.е. достаточным для образования оболочки критической массы за несколько тысяч лет (подробнее см. [11]).
§ 30. Движение и свечение оболочек
1. Энергия, выделяемая при вспышке.
В предыдущем параграфе мы занимались в основном интерпретацией изменений спектра новой звезды, вызванных удалением от звезды выброшенной оболочки. Теперь рассмотрим вопросы, связанные с выбрасыванием вещества и выделением энергии при вспышке.
Найдём сначала полную энергию, выделяемую при вспышке новой звезды. Эта энергия складывается из трёх частей: 1) лучистой, 2) кинетической энергии оболочки и 3) энергии отрыва ободочки от звезды.
Лучистая энергия определяется по формуле
𝐸
луч
=
∫
𝐿(𝑡)
𝑑𝑡
,
(30.1)
где 𝐿(𝑡) — светимость новой, а интегрирование распространяется на весь период вспышки. Для каждой новой интеграл (30.1) может быть вычислен с помощью кривой блеска. Оказывается, что 𝐸луч≈10⁴⁵—10⁴⁶ эрг.
Кинетическая энергия равна
𝐸
кин
=
1
2
𝑀𝑣²
.
(30.2)
Принимая для массы оболочки 𝑀 значение порядка 10²⁸-10²⁹ г, а для её скорости 𝑣 — значение порядка 1000 км/с, получаем, что 𝐸кин≈10⁴⁴—10⁴⁵ эрг.
Для вычисления энергии отрыва оболочки от звезды надо воспользоваться формулой
𝐸
отр
=
𝐺
𝑀∗𝑀
𝑟∗
,
(30.3)
где 𝐺 —постоянная тяготения, 𝑀∗ —масса звезды и 𝑟∗ — её радиус. Считая, что 𝑀∗≈𝑀☉ и 𝑟∗≈𝑟☉, находим: 𝐸отр≈10⁴⁴—10⁴⁵ эрг.
Таким образом, при вспышке новой выделяется весьма большое количество энергии (порядка 10⁴⁵—10⁴⁶ эрг). Для сравнения можно отметить, что Солнце излучает такую же энергию за время 10⁵—10⁶ лет.
Очень важен вопрос об источниках энергии, выделяемой при вспышке новой. Для решения указанного вопроса определим физические условия в слое отрыва оболочки от звезды. При этом будем считать известной массу оболочки 𝑀. Принимая, что оболочка состоит в основном из водорода, имеем
𝑀
=
4π
𝑟
∗
²
𝑚
𝐻
∞
∫
𝑟∗
𝑚
𝑑𝑟
,
(30.4)
где 𝑟∗ — радиус слоя отрыва и 𝑚 — концентрация водородных атомов в оболочке.
Для вычисления интеграла (30.4) нам надо знать зависимость 𝑛 от 𝑟. Эта зависимость даётся в теории фотосфер (см. § 4). Так как температура в оболочке очень высока, то для объёмного коэффициента поглощения мы возьмём выражение
α
=
𝐶
𝑛²
𝑇⁷/²
,
(30.5)
где 𝐶 — некоторая постоянная (порядка 10⁻²³). В таком случае из формул (4.51) и (4.52) следует, что
𝑛
=
𝑛
∗
⎛
⎜
⎝
𝑇
𝑇∗
⎞
⎟
⎠
¹³/₄
(30.6)
и
𝑑𝑇
𝑑𝑟
=-
2
17
𝑚𝙷𝑔
𝑘
,
(30.7)
где 𝑛∗ и 𝑇∗ — значения 𝑛 и 𝑇 в слое отрыва, 𝑔 — ускорение силы тяжести на поверхности звезды, 𝑘 — постоянная Больцмана. Подставляя (30.6) в (30.4) и пользуясь (30.7), получаем
𝑀
=
8π
𝑟
∗
²
𝑘
𝑔
𝑛
∗
𝑇
∗
