Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

у ионов с низкими потенциалами профили линий шире, уплощены и «почти прямоугольны»; у ионов с более вы­ сокими потенциалами они уже и «куполообразны» (рис. 18). Здесь можно говорить скорее о различиях в относительной

АК,км/сен

Рис. 18. Сравнение профилей ярких линий, приведенных к единич­ ной центральной интенсивности, в спектре HD 193793: а) С III X

5696; б) (Не I + С III) X 5875; в) Не II X 4686; г) С IV А, 5806 (Гал­ кина, 1970).

мощности крыльев: при низких потенциалах линии обла­ дают широкими ядрами и слабыми крыльями, при высо­ ких — ядра уже, а крылья развиты сильно.

Некоторые яркие линии в спектрах WR сопровож­ даются смещенными к фиолетовому концу абсорбцион­ ными компонентами (смещения — того же порядка, что полуширины уплощенных эмиссий). Все они резче и уже сопутствующих эмиссий. Смещения для ряда звезд даны в табл. 13 (Андерхилл, 1968). Наиболее сильны абсорб­ ции с уровней, перенаселенных в силу эффектов дилюции; таковы Не I XX 10830, 3888, 3188, триплеты Не I и трой­ ные бленды С III X 4650 и N IV Я 3482. Сдвиги абсорб­ ционных компонентов показывают иногда четкий ход с потенциалом ионизации: у HD 151932, например, по ли­

§ 51 Л И Н Е Й Ч А Т Ы Е С П Е К Т РЫ 67

особенность дополняет аналогичную корреляцию для по­ луширин, которые меньше у ярких линий более высоких потенциалов %г (рис. 19).

Большая часть вопросов относительно физической структуры звезд WR возникает при анализе их линей­ чатого спектра. Концепция стационарно истекающей ат­ мосферы, перерабатывающей излучение горячего ядра и

П олуш ирина л и н и й , н м /с е н

Рис. 19. Зависимость между полуширинами ярких линий и потен­ циалами ионизации (Смит и Аллер, 1971). Вертикальные отрезки — интервалы энергий ионизации от минимальной до граничной для следующей стадии ионизации данного элемента; горизонтальные от­ резки дают разброс полуширин различных линий соответствующих

ионов.

стратифицированной в обычной «небулярной» последо­ вательности (Билс), позволяет увязать в одно целое все основные особенности спектров WR; она является, на наш взгляд, наилучшей.

Согласно Соболеву (1947, 1952) многие яркие линии, возникающие в расширяющихся оболочках малого ра-

3*

диуса, отягощены значительным самопоглощением и со­ стоят из эмиссионной и абсорбционной компонент, кото­ рые формируются приблизительно в одних и тех же слоях. Даже очень схематическая теория профилей, опи­ рающаяся на эту модель (Рублев, 1960, 1962, 1963; Лыу

F

Рис. 20. Представление наблюдаемого профиля к 3889 Не I в спект­ ре HD 192163 (Билс, 1934) элементарной теорией профилей при пол­ ной непрозрачности протяженного «обращающего слоя», форми­ рующего линию, и скорости истечения, не зависящей от расстояния

(Рублев, 1962).

Ван Лонг, 1967), оказывается качественно удовлетвори­ тельной: вычисленные профили не только похожи на наб­ людаемые (рис. 20), но помогают также интерпретиро­ вать линейчатые спектры.

Главными возражениями против концепции Билса бы­ ли следующие. Протяженность истекающей атмосферы

55] Л И Н ЕЙ Ч А ТЫ Е С П Е К Т РЫ 69

звезды WR не может быть большой, так как иначе в зат- менно-двойных системах наблюдалось бы запаздывание кривой лучевых скоростей по ярким линиям относитель­ но кривой блеска («эффект орбитального отставания»; Вилсон, 1942). С другой стороны, протяженность такой атмосферы не может быть малой, так как иначе из-за экранирования ее тыльной части ядром звезды яркие ли­ нии — если они возникают в расширяющихся слоях — получались бы заметно срезанными с красной стороны (Чандрасекхар, 1934).

Как недавно показал Кастор (1970b), «эффект орбиталь­ ного отставания» очень мал, т. е. протяженность оболо­ чек WR может быть большой. Из элементарной теории кон­ туров следует, что абсорбционная компонента яркой ли­ нии занимает с фиолетовой стороны такой же интервал длин волн, как эффект экранирования — с красной. В итоге «фиолетовый сдвиг» линии может не наблюдать­ ся и она выглядит примерно симметричной; при большой дисперсии лучевых скоростей и сильной эмиссии фиоле­ товая абсорбция может быть не резкой. Это справедливо и тогда, когда линия возникает в слое небольшой протя­ женности, примыкающем к ядру. У таких линий (соглас­ но Билсу, принадлежащих ионам высоких потенциалов) эффект экранирования максимален. Здесь, однако, долж­ но существенно сказываться электронное рассеяние, ве­ дущее к перераспределению энергии внутри линии (т. е. к сглаживанию ее асимметрии, уширению за счет разви­ тия крыльев и замыванию фиолетовой абсорбции). За­ висимость между полушириной линии, развитием у нее крыльев и потенциалом ионизации (см. рис. 19) можно ис­ толковать, приняв, что в стратифицированной оболочке со значительным электронным рассеянием скорость те­ чения растет наружу (при постоянной скорости эмис­ сионные линии должны иметь параболическую форму; с падением степени самопоглощения, а также при возрас­ тании скорости их вершины уплощаются). Заметим, что при замедленном истечении и существенном самопоглощении контуры эмиссионных компонентов получаются, как правило, трехвершинными, а фиолетовые абсорбции раздваиваются (Рублев, 1963). В спектрах WR подобные линии не наблюдаются, что ставит под сомнение гипотезу о замедленном расширении с «обратной» стратификацией.