§ 2. Другой способ оценки массы выброшенной оболочки основывается на определении момента, когда эмиссионная полоса Не+ X 4686 достигает максимума своей яркости.

Обыкновенно в спектрах Новых тотчас после максимума их яркости появляются эмиссионные полосы атомов с низким потенциалом ионизации (Н и Fe+) и лишь через некоторое время наблюдается полоса К 4686 Не+, яркость которой быстро растет и позже начинает уменьшаться. Это явление может быть интерпретировано в согласии с теорией свечения туманностей следующим образом.

Температура ядра Новой растет очень быстро. Излучение ядра за границей главной серии Не+ (230 А) будет полностью поглощаться оболочкой и создавать в последней ионизацию Н+-ИОНОВ. При рекомбинациях возникает между прочим линия

х4686. Когда повышается температура, возрастает также интенсивность ультрафиолетового излучения по ту сторону от 230 а и вместе с ней яркость х4686. Однако это возрастание яркости происходит лишь до тех пор, пока оптическая толща слоя ионизованного гелия в соответствующих частотах будет оставаться больше единицы и ультрафиолетовое излучение (к <с 230 а) почти полностью будет поглощаться.

Однако при диссипации оболочки наступает момент, когда она становится прозрачной для длин волн, меньших, чем 230 а, и тогда, несмотря на высокую температуру ядра, линия х4686 начинает слабеть.

Следовательно, когда оптическая толща оболочки почти равна единице, линия я4686 достигает своей максимальной интенсивности. Согласно Шугиура коэффициент поглощения Не+ иона в области от х = 230 а равен 0,12- Ю-17, т. е. при оптической толще, равной единице, цилиндр с поперечным сечением 1 см2 должен содержать в себе 8- 1017 Не+-ионов.

Мы не располагаем никакими точными фотометрическими наблюдениями максимума этой или иной линии в спектрах Новых. Однако кажется, что в случае Новой Живописца этот максимум наступил через три года после вспышки. Так как скорость расширения наиболее интенсивной оболочки Новой Живописца была 300 км/с, то радиус оболочки в момент максимума м686 должен был быть порядка 3- 1015 см. Отсюда следует, что общее число Не+-ионов в оболочке было порядка 3- 1049. *

Для определения всей массы гелиевой оболочки следует сюда добавить число атомов Не и Не++ (а-частиц). Число атомов Не очень мало и можно им пренебречь. Число а-частиц может быть вычислено из формулы ионизации. Для этого должно быть известно число свободных электронов в единице объема. Однако, как в случае звезд типа Вольфа—Райе, спектры Новых указывают на то, что в их оболочках гелий присутствует в значительно больших количествах, чем водород. Это говорит о том, что в первом приближении все свободные электроны могут считаться оторванными от атомов гелия, и легко понять, что дважды ионизованные атомы гелия будут находиться в большинстве. Поэтому

где па — число а— частиц в кубическом сантиметре. Тогда формула ионизации примет вид

где пне+ — число Не+-ионов в 1 см3 и W—множитель дилюции:

Согласно вышеизложенному мы имеем

Кроме того, при г, = 10й см (звезда карлик!) W = 0,25 X хю"9.

Если принять Т = 62 000°, что соответствует звездам Вольф-Райе с яркой полосой х4686, то из (5) получится na=l,8- 105.

Следовательно число Не+-ионов действительно мало по сравнению с числом а-частиц.

Полное число атомов Не (в различных состояниях ионизации) во всей оболочке будет jV = 1052, что в 25 раз больше, чем число, найденное первым способом.

Недостаток этого метода состоит в том, что момент максимальной яркости линии х4686, испускаемой оболочкой, определяется недостаточно точно не только из-за переменности непрерывного спектра, с которым обыкновенно сравнивается яркость, но также вследствие того, что звезда через некоторое время после вспышки превращается в звезду Вольфа—Райе с относительно яркой линией х4686. Как раз в случае Новой Живописца наблюдения не дают возможности отделить друг от друга эти два максимума. Поэтому вышеприведенное число следует значительно уменьшить. Весьма вероятно, что действительная масса оболочки порядка  ^qq qqq ®-

Метод § 2 был уже применен, по существу, Занстра к планетарным туманностям, и их массы оказались равными 0,01 солнечной массы. Следовательно, массы планетарных туманностей в несколько тысяч раз больше масс оболочек, выброшенных Новыми. Кажется, что основное различие между этими двумя объектами состоит как раз в их массах.

В заключение можно упомянуть, что оба равновесные состояния Новой до и после ее вспышки отличаются друг от друга по своей массе незначительно.