Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Спектры и околоэвеэдные оболочки. Звезды "типа T Тельца", как сказано выше, выделяются по спектральным признакам. Спектральные классы могут быть G-М, классы светимости - IV-V. Большое число эмнея сионных линий низкой степени ионизации, иногда со сложными профвЗ л ями (HQ и другие члены бальмеровской серии, линии H и К CaII и линии других нейтральных и ионизованных металлов, например 1-е), указывают на существование околозвездной оболочки с хромосфероподоб-ными свойствами (рис. 100). Наличие в окрестностях звезд высокотемпературных областей было подтверждено спектральными наблюдениями в далеком ультрафиолете со спутника IUE ("Интернациональный ультрафиолетовый спутник-исследователь"), см., например,Гам, 1980а.
Со спутников "Эйнштейн" и европейского рентгеновского спутника-обсерватории (EXOSAT) были проведены поиски рентгеновского излучения у звезд типа T Тельца (см., например, Гам, 19806). Обнаруженное рентгеновское излучение, видимо, возникает в не слишком протяженной короне, расположенной между звездой и околозвездной оболочкой, и в разной степени поглощается оболочкой. Вследствие этого у переменных с более массивными оболочками наблюдается самое слабое рентгеновское излучение (Уолтер и Кухи, 1981). гість и другие попытки объяснения этого эффекта.
Особенно характерным для спектра является наличие эмиссий железа FeI у 406,3 и 413,2 нм. Они, согласно Хербигу, встречаются только у звезд типа T Тельца и образуются благодаря механизму флуоресцен-пии. А именно, энергия, поглощаемая линией FeI 396,9 нм из длинноволновой эмиссионной компоненты линии H (Call, 396.8 нм). персизлуча-ется в других длинах волн, в том числе и в названных выше линиях. Профиль линии Н, так же как и К. На и других линий, в основном определяется истечением газа из звезды в околозвеэдное пространство, что, согласно Кухи (1964), имеет место, по крайней мере временно, на ранних стадиях звездной эволюции.
Существуют, конечно, и объекты, у которых временно наблюдается не вытекание, а віекание газа. Спектральные линии показывают так называемые обратные профили типа P Лебедя. Прототипом считается звезда
182
і і 11 ti n n і ні 11 і и
JM •1¦1H till ItMUOIMrMMMiIJMlMl 1 ___
I- 'I ' ' ! (f H U- Ul 'IH>4I' (/I ;"П
* •
).-.( . ' 4 11 U -t MUM! I Ml - I ,
Hill 1 I I I 11 Il Ii I ній I Ii
(HtI!K Il I I Il Il Il I III 11 I Ii
11111*« ІІ1ММГІІ ІШ iWIIIIIIHti ¦I«Ніш 1 UH
-----: "---*-^—у і і., '¦.¦A^. ¦f ~i
IHIt«« ИГіМ»<іі»і HIIWHIIIlHIi *m?I(.I і ,ml
ftjc. 'I'" Спектры очень молодых переменных в разные моменты времени (По Джою, 19451. RW Аиг: а - 2 ноября 19dl г.. б - 25 сентября 1944 г.: UZ Таи со спутником електрильного класса UMe (внизу), в - 23 сентября 1944 г.. й - 4 января 1944 г., d-R января 1945 г., с - 28 декабря 1942 г. Обратите внимание на большое количество эмиссионных линий; линии у 423,3 нм принадлежат однократно ионизованному желеэу С обеих сторон кажлого звездного спектра расположены эмиссионные спект-рьі і]ї:іпнєіі ия дли привязки по длинам волн
VY Оп; М.Ф. Уокер посвятил ей целый ряд работ (например, 1978). Ярким представителем можно назвать CQ Lup (Аппенцеллер и др., 1978 и содержащиеся гам ссылки).
r-iue одна важная оеобенноегь спектра зволюшіонно очень молодых звези связана с линией поглощения нейтрального лития (7Li) 670,7 им. Ее анализ показал избыток лития в сто раз по сравнению с Солнцем. Из-быпж лития такого же порядка найден в пробах камней вулканического происхождения и в метеоритах - хондритах и силикатах. В этих реликтах ранней эволюции Солнца и окружавшей его "солнечной туманности" со.чранился литий, Произведенный в свое время Солнцем (а "недавно" — и эподами ыпа T Тельца) и исчезающий из звездных атмосфер за время в мн-члпярлы лет. Теории д/ія объяснения этого явления пока еще многочисленный противоречивы.
Другими проявлениями газовых оболочек вокруг звезд типа T Тельца являются избытки излучения я ультрафиолетовой, синей и инфракрасном областях непрерывного спектра. Инфракрасный избыток, правда, можно также объяснить тепловым излучением пылевых частиц п около-зволной пылевой оболочке. Существуют разные мнения о том, какие пршкесы преобладаю!. В этой связи назовем іаких исследователей, как Alu«, Ay*:и, Мендазз, Ридгрен п Стром, Вполне возможно, что оба эффекта - газовый н пылевой - играют роль у разных звезд в разном соя і ношении.
I S3
*~ ~ < I I Il M il і III I I I Il
11111,h ні ; і inn 41' и inn її і і и ¦ і hi
щи* и 'it її tut- 'tu »i4tinMH>. iiiutr і ,in
mm шліи mam >м» мямшпінзпмі і* -fi*nsi - wh
і
Радиоизлучение, открытое у нескольких объектов в области сантиметровых волн, по-видимому, возникает, хотя бы частично, в околозвезд, ном газе. Из плотности потока этого излучения, механизм воэникнов$-ния которого в результате свободно-свободных переходов хорошо цз-вестей, Берту (1984) смог оценить скорость упомянутой выше потери вещества (звездного ветра). По его оценкам потери составляют около 10~8-10"6 ЗК41/год. Это меньше, чем получено по профилям линий в оц. тической части спектра, но все же достаточно много. Надо учитыватц что скорость потери вещества может сильно отличаться оі звезды к зве» де и что по крайней мере ее значения, лежащие у верхней границы наВ-людаемого диапазона, действуют только короткое время — иначе звезды уже потеряли бы большую часть своей массы. Очень высокие скорости потери массы, вероятно, имеют звезды в описанной ниже фазе типа FU Ориона.
