Курс теоретической астрофизики

Следует, однако, отметить, что в начале небулярной стадии линии 𝙽₁ и 𝙽₂. оказываются слабее линии λ 4336 Å. Объясняется это тем, что во время появления запрещённых линий в спектре новой роль ударов второго рода ещё велика. Допустим, например, что удары второго рода преобладают над спонтанными переходами. Тогда населённости энергетических уровней атома определяются формулой Больцмана и отношение интенсивностей рассматриваемых линий даётся формулой (25.24). Из этой формулы видно, что линии 𝙽₁ и 𝙽₂ будут действительно слабее линии λ 4336 Å, если только температура оболочки не очень мала.

Интересные сведения об оболочках новых звёзд можно получить на основании изучения профилей эмиссионных линий в их спектрах. В небулярной стадии оболочка прозрачна для излучения в линиях, вследствие чего анализ профилей линий существенно упрощается. Так как скорости расширения оболочек гораздо больше средней скорости теплового движения атомов, то профили эмиссионных линий определяются в основном движением оболочки. Как было показано в § 28, в том случае, когда оболочка обладает сферической симметрией и все её слои движутся с одинаковой скоростью, профиль эмиссионной линии является прямоугольным. Подобные профили линий действительно наблюдаются у ряда новых, что говорит о приблизительной сферичности их оболочек. Однако обычно эмиссионные линии в спектрах новых имеют весьма сложную структуру. В частности, в некоторых случаях (например, в спектре Новой Геркулеса 1934 г.) эмиссионные линии как бы раздваиваются, т.е. имеют седлообразный вид. Как мы уже знаем, такие профили не могут быть объяснены дисперсией скоростей в сферически-симметричной оболочке. Поэтому надо заключить, что оболочки некоторых новых не обладают сферической симметрией, т.е. выбрасывание вещества из звезды происходит с неодинаковой интенсивностью в разных направлениях.

Указанное заключение подтверждается фотографиями оболочек новых, на которых видны отдельные сгустки вещества в оболочках. Первоначально такие сгустки были обнаружены в оболочке Новой Живописца 1925 г. (и на основании этого была сделана не оправдавшаяся потом гипотеза об образовании кратных звёзд при вспышках новых). Два ярких сгустка наблюдались также в оболочке Новой Геркулеса 1934 г. Движением этих сгустков с разными лучевыми скоростями объясняется раздвоение эмиссионных линий в спектре новой.

Для интерпретации отклонений от сферичности оболочек новых звёзд Э. Р. Мустелем было высказано предположение о сильных магнитных полях этих звёзд. Если, например, считать, что поле имеет характер диполя, то выброшенный из звезды ионизованный газ будет испытывать наименьшее торможение в полярных направлениях, где газ движется примерно по силовым линиям. Поэтому количество выброшенного вещества в полярных направлениях будет наибольшим.

Можно также думать, что отклонение оболочек новых звёзд от сферичности вызывается вхождением этих звёзд в тесные двойные системы. Согласно В. Г. Горбацкому, выброшенная при вспышке оболочка взаимодействует с веществом, которое непрерывно истекает из системы и концентрируется в орбитальной плоскости. В результате этого взаимодействия оболочка тормозится в орбитальной плоскости и расширяется без заметного торможения в перпендикулярном направлении.

5. Новая Геркулеса 1934 г.

Одной из наиболее интересных и хорошо изученных новых является Новая Геркулеса 1934 г. Её нужно отнести к «особенным» новым, так как по изменениям блеска и спектра она значительно отличается от большинства новых звёзд.

Рис. 40

Кривая блеска Новой Геркулеса 1934 г. изображена на рис. 40. Блеск звезды, возросший сначала с 14—15^𝑚 до 1^𝑚,3 (22 декабря), затем медленно убывал в течение трёх с лишним месяцев. В это время спектр звезды принадлежал к классу F с эмиссионными линиями 𝙷, 𝙵𝚎 II, 𝙲𝚊 II и др. В апреле 1935 г. блеск новой быстра упал до 13^𝑚,1, затем поднялся приблизительно на 7^𝑚, после чего стал снова медленно убывать. После апрельского минимума спектр новой стал типичным для газовых туманностей. Увеличение интенсивностей линий этого спектра и обусловило возрастание блеска новой на семь звёздных величин.