Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

«выравнивающим» действием слабых электронных уда­ ров (Рублев, 1965а; Кастор и Ван Клерком, 1970), благодаря которым равенство Ь = 1 реализуется задолго До границы континуума. Поведение факторов {1 анало­ гично: с продвижением к границе серии сила осциллятора убывает и осуществляется переход к условиям оптически тонкого слоя, когда р = 1. Такое просветление усугуб­ ляется в случае расширения атмосферы с большой ско­

стра и Винен, 1950) опираются па ряд упрощающих

ют друг друга, причем преобладание линий углеродных ионов в спектрах WC и азотных в спектрах WN связано лишь с различием эффективных температур (принимается, что звездыWC холоднее). У равновесных фотосферных моде­ лей формы непрерывного спектра таковы, что благоприят­ ствуют возбуждению при Teff ss 50000° только углеродных либо (при Те1! ^ 62000° К) только азотных ионов. В этой связи заметим, что по имеющимся оценкам (см. далее) температуры звезд WN и WC в среднем не различаются; о неприложимости равновесных моделей атмосфер к звез­ дам WR уже говорилось.

§ 7. Температуры оболочек

Сведения о температуре вещества в оболочках звезд WR существенны для понимания механизма их возбуж­ дения.

Аллер (1943) ввел понятие «температур возбуждения» (Тех), которые получались при попарном сравнении интен­ сивностей ярких линий одного и того же иона на основе формулы Больцмана. Так были найдены Тех довольно большого числа звезд (см. также Нейбауэр и Аллер, 1948; Аллер и Фолкнер, 1964); обнаружилась тенденция их роста с потенциалом ионизации, что сочли свидетельст­ вом стратификации излучения. Винен (1950) пытался ис­ пользовать для таких оценок все наблюдаемые линии иона и нашел, что при этом по Не II получаются отрицательные Тех. Здесь не были учтены: межзвездное покраснение, искажающее отношения интенсивностей линий (после его

WR не годится); самопоглощение в линиях.

Баппу (1958) оценивал электронные температуры (Те) в оболочках по отношениям эквивалентных ширин (сле­ довало брать интенсивности) линий С IV, излучаемых при водородоподобных переходах. Влияние отклонений от ЛТР было нейтрализовано тем, что рассматривались переходы с высоких уровней, для которых такие отклоне­ ния уже малы. Межзвездное покраснение не учитыва­ лось. Недавно Баппу и Гэнеш (1968) применили этот ме­

ний Не II). Вскоре, однако, выяснилось (Ван Блерком и Кастор, 1969), что в обеих работах допущена ошибка в основной формуле; после ее исправления все Те стано­ вятся отрицательными.

Для оценки температур Те использовался также метод «предельного декремента» (Рублев, 1964а, 1965а, 1972с). Он не требует априорных допущений о механизме засе­ ления уровней и каких-либо модельных расчетов, но сталкивается с иными трудностями: в случае высоко­ температурных объектов предъявляются очень большие требования к точности наблюдательного материала; в

74 З В Е З Д Ы В О Л ЬФ А — РА Й Е [Гл. 2

низкотемпературной области результаты вполне надеж­ ны (Рублев, 1964b, 1970с); в целом ситуация здесь та­ кая же как и при определениях спектрофотометрических температур.

—> 0) lg (&,P/ri) —> 0; допускается, что в области малых %, ко­ торые соответствуют еще наблюдающимся линиям, произ­

водная lg (Ьр) мала и стремится к нулю, так что 0 е

можно получить как предельное значение углового коэф­ фициента кривой F (%)•

Результаты оценок Те приведены в табл. 15. Данные Нугиса и Лууда (1971) получены по линиям Не II, для

Недавно Кастор и Нуссбаумер (1972), построив серию грубых моделей для аппроксимации наблюдаемых интен­

тыс. градусов. Черепащук и Халиуллин (1972с), анали­

звезд WR не слишком высоки, является отсутствие у них запрещенных линий: согласно расчетам Канно и др. (1958), заметная интенсивность линий [О III] и [N V] получается здесь лишь при Те ^ 40 000°. Таким образом, можно считать, что у звезд WR электронные температуры атмосфер лежат в пределах от ~ 20 до ~ 50 тыс. градусов.

§ 8. «Занстровские» температуры ядер

Степень возбуждения в атмосферах WR очень высока: видны линии ионов с потенциалами — 100 эв, что может быть связано с высокой температурой ионизующего из­ лучения.

К звездам WR неоднократно применялся «метод во­ дорода», разработанный Занстра для ядер планетарных туманностей (см. Амбарцумян, 1932; Билс, 1934; Ворон­ цов-Вельяминов, 1946, и др.). Оценка температуры ос­ нована здесь на допущении, что яркие линии возникают при переработке Ьс-континуума ядра. В атмосферах звезд WR условия отличаются от небулярных, в связи с чем требуются специфические модификации (см. Соболев, 1947, 1952; Рублев, 1964с; 1965а; 1972d).

В принципе такая методика сводится к сопоставлению числа переходов в яркой линии с числом Ьс-квантов «ядра», поглощенных в «оболочке»— и к последующему сравнению энергий, наблюденных в данной линии и в близлежащем континууме ядра. Сравнение числа кван­

заться меньше общего числа фотоионизаций (и рекомби­ наций) в атмосфере;

оценка той доли общего числа рекомбинаций, которая соответствует числу переходов в линии, затруднительна (распределение атомов по состояниям не известно);

в связи с самопоглощением нарушается пропорцио­ нальность между числом переходов и интенсивностью линии;

на континуум ядра в видимой области накладывается непрерывное излучение оболочки.