ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 16.10.2024
Просмотров: 106
Скачиваний: 0
60 З В Е З Д Ы ВО ЛЬФ А — РА Й Е [Гл. 2
области были начаты Козыревым (1934) и Чандрасекха рой (1934, 1935), которые рассмотрели «серую» протяжен ную модель. Аналогичные «несерые» модели изучались Буславским (1962); непрерывное поглощение считалось чисто водородным. Недавно сходные расчеты для протя женных атмосфер сложного химического состава произвел Касинелли (1971а, Ь); качественно результаты оказались такими же, как у Буславского: выходящее излучение претерпевает сильные абсорбционные скачки в далеком
ультрафиолете и обратные |
(т. е. эмиссионные) |
скачки |
в ближнем ультрафиолете |
и в видимой области. |
Как в |
серой модели, при продвижении в инфракрасную область цветовые температуры понижаются, однако удовлетвори тельно согласовать их с наблюдениями не удается. Повидимому, любые модели, не учитывающие отклонений от ЛТР в протяженных атмосферах, окажутся для звезд WR неудовлетворительными. Более или менее адекват ная картина возможна здесь лишь для излучения, входя щего в атмосферу через ее нижнюю границу (при т ^ 1 отклонения от ЛТР не столь велики).
Попытки интерпретировать спектры WR при помощи плоской атмосферной модели опираются на простейшее допущение о том, что здесь на непрерывное излучение обычной звезды О накладывается линейчатый эмиссион ный спектр, возникающий во внешней прозрачной обо лочке (схема Андерхилл, 1957а, 1968). Эта оболочка долж на посылать также непрерывное излучение, возникающее при свободно-свободных переходах и рекомбинациях. Мощность его может быть большой. Распределение энер гии в суммарном континууме звезды и горячего газа отли чается от распределения, возникающего в звездной фо тосфере. Как показал Соболев (1947), при электронной
температуре газа Те его цветовая температура |
(env) ~ |
|
~ Т е Л 1 + (гГ.-Ю -4)-*,]'1 |
(Л — в микронах). |
Для лю |
бой Те и Л ~ 0,5 мк Т\ |
104; это значение заметно умень |
|
шается с ростом Л. Комбинируя такой «низкотемператур ный» континуум с излучением фотосферы, можно для заданного спектрального интервала получить распреде ление энергии, наблюдающееся у звезды WR. В случае оболочки, прозрачной в интервале (Лх, Л>) и характеризую щейся средней электронной температурой Те, и «ядра», у которого континуум в том же интервале поддается план-
§ 4 ] Н Е П Р Е Р Ы В Н Ы Е С П Е К Т РЫ 61
ковской аппроксимации при температуре Т*, получается следующее (Рублев, 1972Ь).
Реализация распределения энергии, наблюдаемого в
области (А,1? А2), |
возможна |
лишь при определенном соот |
ношении между |
температурами Те и Г*: |
|
Те = F (Т%, |
А2, Ti, Т2) |
|
(Тг и Т2— известные из наблюдений цветовые температу ры в длинах волн и А,,). Кривые Те(Т*) при Ах=0,385мк, %2 = 0,5 мк представлены для ряда звезд WR на рис. 17.
Te -W3
Рис. 17. Зависимости между температурами «ядер» одиночных звезд WR и средними электронными температурами Те их «оболочек», вытекающие из анализа непокрасненных континуумов этих звезд в интервале XX 0,385 — 0,5 мк (Рублев, 1972b).
В случае одиночных звезд, а также двойных со слабы ми спутниками относительно позднего класса, получает
ся Те < Т* |
(независимо от механизма нагрева). Вывод |
о том, что у |
звезд WR электронные температуры в обо |
лочках ниже цветовых температур фотосфер, ставит под сомнение адекватность «сверхтермических» схем и моде лей, которые требуют величин Те существенно больших,
чем Trad (см., |
например, Томас, 1949, 1968; Кастор и |
Ван Блерком, |
1970). |
62 З В Е З Д Ы ВО ЛЬФ А — РА Й Е [Гл. 2
Очень интересны первые результаты инфракрасной фотометрии звезд WR (Аллен и др., 1972). Измерения
величин Н (Я, = |
1,5 — 1,75 |
мк; Я = 1,6 мк) и К (Я = |
= 2,0 — 2,4 мк; |
Я, = 2,2 мк) |
после приближенного учета |
межзвездного покраснения показали, что у всех звезд WR имеются большие инфракрасные избытки излуче ния. Для класса WN они меньше, чем для WC, а у звезд WC9 исключительно велики. Избытки у звезд WN и\УС5-8 могут быть одинаково хорошо объяснены «свободно-сво бодным» и «свободно-связанным» излучением горячей ио
низованной оболочки |
или |
(и) присутствием |
оптически |
||
тонкого излучающего |
пылевого |
слоя |
с температурой |
||
Т ~ 1500° К; у звезд |
WC9 |
они |
могут |
быть, |
по-види |
мому, лучше всего объяснены тепловым излучением околозвездной пыли при Т ~ 950 — 1200° К. Пылинки, веро ятно, конденсируются из вещества, выбрасываемого звез дами WR. Как отмечают авторы, оболочки звезд WC включают, возможно, богатые углеродом (графитовые?) частицы, интенсивно1 излучающие при указанных тем пературах.
§ 5. Линейчатые спектры
Имеются подробные описания спектров WR с отож дествлениями в фотографической, визуальной и инфра красной областях (см., например, Билс, 1930; Свинге, 1942; Эдлен, 1956; Андерхилл, 1959, 1962; Свинге и Джо-
зе, 1950; Андрийа, 1957b, 1964; Код и Блесс, 1964; Кухи, 1966b). Данные по далекому ультрафиолету есть лишь для у2 Парусов, WC8 + 07 (Стечер, 1970 (ЯЯ1150—4000 А);
Мортон и др., 1969 (ЯЯ 1127 ч- 1193 |
А); |
см. также Вил- |
||
сон, |
1970]. |
|
|
|
Согласно Андерхилл (1968) в спектрах WN яркими |
||||
линиями |
представлены: Н, Не I, |
Не |
II, N II (?) — |
|
N V, |
Si |
IV, О III (?) - О V, О VI |
(?), |
С IV, S III (?) |
(знак |
? |
отмечает возможное присутствие). При разделе |
||
нии эмиссионных бленд в фотографической области под тверждается присутствие N II, О III и S III; выявляется эмиссия Mg II, Ti IV, А1 III (?) (Рублев, 1971). У звезд WN наиболее сильны: Не II ЯЯ 3203, 4686, 8242, 10124 А; N III ЯЯ 4100, 4640 и N IV Я 7112 А.
§ 5] |
|
Л И Н Е Й Ч А Т Ы Е |
С П Е К Т РЫ |
'63 |
У звезд WC основными являются спектры Н, Не I, |
||||
Не II, |
С II |
- С IV, О III - |
О VI (?), N III, |
N IV (?), |
N V, S III, |
А1 III, Ti IV, Mg II (?) и Si IV (?). При разде |
|||
лении |
бленд подтверждается присутствие линий |
Mg II и |
||
N IV; |
возможен вклад спектра О II. Наиболее сильны: |
|||
С III М 4650, 5696, 9710; С IV П 4650, 5808, 7726; Не II
к4686.
Узвезд WN линии Не II кажутся более сильными, чем у звезд WC; из-за блендирования с пиккеринговскими линиями Не II серия Бальмера Н I отдельно не видна. Запрещенных линий у звезд WR нет.
Энергия, излучаемая звездами WR в ярких линиях, заметно влияет на их величины и показатели цвета. Соот ветствующие поправки JSme к величинам mpg определял Воронцов-Вельяминов (1935, 1946а, 1958). Позднее для оценки привлекались опубликованные данные об экви валентных ширинах линий (Невский и Рублев, 1963 —
значения АГр, Ы у, tSBe, АVе), а также результаты спек трофотометрии с умеренной дисперсией (Рублев, 1971, tSB'). Пайпер (1966) оценивала поправки А (В—V)e и
Т а б л и ц а И
Поправки к звездным величинам и показателям цвета звезд WR, обусловленные яркими линиями
|
|
д в е |
|
|
Пайпер, |
1966 |
|
HD |
(1003 г.) |
(1071 г.) |
ДУе |
д (U - В )е |
Л ( В - V ) e |
||
|
|
(1063 г.) |
|||||
177230 |
|
> 0 т 03 |
|
0™ 06 |
—0 ”г0 9 : |
+ 0 ™1 0 : |
|
187282 |
|
— |
— |
0 , 0 4 |
— 0 , 0 6 : |
+ |
0 , 0 9 : |
1 9 1 7 6 5 |
|
0 , 4 0 |
0 , 5 4 |
0 , 1 2 |
- 0 , 2 1 |
+ 0 , 2 7 |
|
1 9 2 1 0 3 |
|
0 , 6 4 |
0 , 6 4 |
0 , 6 1 |
— 0 , 2 5 |
+ 0 , 0 8 |
|
1 9 2 1 6 3 |
|
0 , 5 3 |
0 , 5 3 |
0 , 1 3 |
- 0 , 2 9 |
+ 0 , 3 3 |
|
192641 |
|
0 , 2 |
0 , 3 3 |
0 , 2 2 |
— 0 , 1 1 |
+ |
0 , 0 7 |
193077 |
|
0 , 1 3 |
0 , 1 6 |
— |
— 0 , 0 6 |
+ |
0 , 0 9 |
1 9 3 5 7 6 |
|
0 , 1 2 |
— |
0 , 0 3 |
- 0 , 0 3 |
+ 0 , 0 7 |
|
1 9 3 5 7 6 |
(W R ) |
(0 , 56) |
— |
(0 , 1.) |
— |
|
— |
1 9 3 7 9 3 |
|
0 , 2„ |
— |
0 , 3 1 |
— 0 , 1 2 |
+ 0 , 0 5 |
|
1 9 3 7 9 3 (W R ) |
(0 , 8б) |
— |
(0 , 9 ) |
— |
|
— |
|
1 8 4 7 3 8 |
|
> 0 , 1 2 |
— 0 , 4 4 |
— |
|
— |
|
64 |
|
З В Е З Д Ы ВО ЛЬФ А — РАЙЕ |
|
£Гя. 2 |
|||
|
|
|
|
|
|
Таблица 12 |
|
Д оля полной энергии и з |
интервала XX 0,8 — 1,1 м к , излучаем ая |
||||||
в яр ки х линиях |
|
|
|
|
|
||
(Кухи, |
1968b; |
в скобках — числа звезд) |
|
|
|
||
Sp |
3 |
4 |
5 |
с |
7 |
8 |
9 |
(Смит) |
|||||||
VVN |
0,09(1) |
0,10(1) |
0,26(3) |
0,29(3) |
0,21(1) |
0,17(1) |
0,30(2) |
WC |
|
|
0,52(3) |
0,50(2) |
0,35(1) |
0,49(1) |
|
Д (U—В)е. Данные последних работ см. в табл. И |
(в не |
||||||
которых результатах 1963 г. не полностью учтен вклад слабых линий). В табл. 12 для одиночных звезд приво дится вклад эмиссии в энергию, излучаемую в инфрак расной области.
Эквивалентные ширины ярких линий измерялись по спектрам разной дисперсии и в разных интервалах д л и н волн (см., например, Билс, 1934; Свинге, 1942; Свинге и Джозе, 1950; Андерхилл, 1967; Кухи, 1966b, 1968b;
Смит и Кухи, 1970; Рублев, 1971; Смит и Аллер, 1971). Из-за различного подхода к обозначению континуума и разделению бленд, а также из-за несовершенства фотогра фического метода регистрации, эквивалентные ширины у разных авторов иногда сильно расходятся.
Большинство ярких линий в спектрах WR возникает в результате рекомбинаций и каскадных переходов. Воз можны также некоторые селективные процессы, ведущие к усилению отдельных линий. Так, X 5696 С III усилена относительно XX 4647, 4651 С III, обладающих большими лабораторными интенсивностями. Согласно Андерхилл
(1957b) повышенная |
заселенность уровня 2s3d1D2 С III |
|
(верхний для X 5696) |
вызвана тем, что кванты L* (Не II) |
|
ионизуют атомы С II |
из состояния 2s2 3d2D, |
превращая |
их в ионы С III, находящиеся в требуемом |
состоянии |
|
возбуждения. Недавно действенность этого механизма была поставлена под сомнение: ввиду крайне малой
заселенности |
обычного |
(и очень |
высокого) |
уровня |
|
2D |
СП избыточная |
населенность |
состояния |
гБ у |
|
С III должна |
быть незначительной (Никитин и Феклис- |
||||
това, |
1972b). |
|
|
|
|