ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 16.10.2024
Просмотров: 113
Скачиваний: 0
76 |
З В Е З Д Ы ВО ЛЬФ А — РАЙЕ |
1Гл. 2 |
При практических приложениях эти особенности чаще всего игнорируют либо ограничиваются учетом отдель ных «повышающих» или «понижающих» факторов. Соот ветствующий анализ для иона Не II (Рублев, 1964с; 1965а) выполнен в предположении, что ядро излучает подобно черному телу, а оболочка движется, стратифицирована, непрозрачна для Lc (Не П)-излучения и прозрачна для непрерывного излучения в видимой области.
Из условия стационарности полного числа фотоиони заций и рекомбинаций ионов Не II в атмосфере получает ся следующее обобщенное уравнение метода водорода (за писывается для любой линии Xjj (Не II)):
Фу = (Lv,/Lv)y |
exp 1(/~2 — г-2)^*] — 1 |
I’ |
хЫх |
|
(/-2 — £-2)3 ж3 |
■ ^ |
ех — 1 |
||
|
||||
|
* |
X |
|
W j j (Hell)
1 — " ’H e ll |
bjpSj i |
Xjj
Здесь x%= hvlc (He ll)/kT* — 631400/T*. Первый мно житель слева выделяет вклад, вносимый ядром в суммар
ный континуум в месте линии |
(А,у); он выражается через |
|||||
Г*, Те и Тс (см. |
Рублев, 1964с). F ^ |
1 — фактор, |
учи |
|||
тывающий роль |
ионизаций из |
возбужденных состояний |
||||
(в |
равновесных условиях F — 0, в небулярных — F ~ |
|||||
= |
1); Qn — известные |
числа |
(зависят только от |
Те); |
||
м^не п — средний |
фактор |
дилюции в |
зоне Не III |
(член |
||
1—w учитывает эффект экранирования ядром). Темпе
ратуру Г* |
нетрудно найти, если |
известны |
величины |
F!1—г^Не II |
и |
1965а), что |
влияние |
Исследование показало (Рублев, |
|||
ионизаций из возбужденных состояний незначительно
при |
высоких |
температурах |
(здесь |
F ~ 1) и |
становится |
существенным |
при Г* ^ 60 |
тыс. |
градусов. |
Для звезд |
|
WR |
поправка мала, и Fli—w ~ 1 |
[это подтверждает вы |
|||
вод Соболева (1947) и не согласуется с заключениями Горделадзе (1936) и Миямото (1952)].
Трудность с неизвестными величинами Ъ и р можно обойти, использовав переход к пределу серии. Положив
заранее = 1 и применив уравнение к различным ли ниям серии, получим последовательность х% (i), которая при %= 0 даст значение х*.
Функции Q u / Х а и |
Ф и при Т |
е = |
18000°, Т е = |
25000° |
|
|
|
Т а б л и ц а |
16 |
||||
|
|
|
|
|
|
||||||||
|
H i |
Xi |
|
|
|
|
|
Ф ц (х *) |
|
|
|
|
|
X |
Q u l%и |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
1 |
(Эй) |
х * = |
5,5 |
6,0 |
6,5 |
7,0 |
,48817.5 |
8,0 |
8,5 |
9,0 |
|
||
|
|
|
|||||||||||
|
|
|
|
|
|||||||||
7 |
5411 |
1,11 |
0,00329 |
2,71 |
1,625 |
0,973 |
0,586 |
0,354 |
0,2145 |
0,130 |
0,0791 |
|
|
9 |
4541 |
0,67 |
0,0119 |
1,843 |
1,101 |
0,662 |
0,400 |
0,243 |
0,1475 |
0,0895 |
0,0547 |
|
|
11 |
4200 |
0,45 |
0,0276 |
1,538 |
0,923 |
0,556 |
0,336 |
0,204 |
0,124 |
0,0757 |
0,0463 |
|
|
13 |
4026 |
0,32 |
0,0524 |
1,395 |
0,839 |
0,506 |
0,310 |
0,186 |
0,114 |
0,0690 |
0,0425 |
|
|
17 |
3857 |
0,19 |
0,1355 |
1,267 |
0,762 |
0,459 |
0,278 |
0,1695 |
0,103 |
0,0628 |
0,0385 |
|
|
19 |
3813 |
0,15 |
0,197 |
1,231 |
0,740 |
0,447 |
0,271 |
0,165 |
0,1003 |
0,0613 |
0,0375 |
|
|
21 |
3783 |
0,12 |
0,273 |
1,210 |
0,727 |
0,440 |
0,266 |
0,162 |
0,0987 |
0,0602 |
0,0368 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а |
17 |
|
Занстровские тем пературы «ядер» звезд W R , |
полученные по пиккеринговским линиям |
Не II методом |
|
||||||||||
перехода к |
пределу |
серии |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
HD |
|
Sp |
Т * (Не И)-Ю-> |
HD |
|
Sp |
|
Т , (Не П)-10_3 |
|
|||
191 765 |
WN6—В |
|
|
90,5 |
192 641 |
|
WC7 + В2 |
|
79,0 |
|
|
||
192 163 |
WN6—В |
|
|
99,5 |
184 738 |
|
WC9 |
|
74,0 (:) |
|
|||
193077 |
WN6—А |
|
|
83.5 |
164 270 |
|
WC9 |
|
75,5(:) |
|
|||
192 103 |
WC8p |
|
|
91.5 |
|
|
|
|
|
|
|
||
“
р е д я ы р у т а р е п м е Т » е и кС в о р т с н а з«
78 З В Е З Д Ы ВО Л ЬФ А — РАЙЕ [Гл. 2
В табл. 16 приводятся функции Фи и Qu (Тв)/1и , необходимые для таких определений по слабо блендиро-
ванным линиям |
Не II |
серии Пиккеринга (всюду при |
|||||||
нято Тс ~ 18000° К и |
Те = 25000° К). |
|
|
|
|
||||
Ход определения величин х% показан на рис. 22 (эк |
|||||||||
вивалентные |
ширины |
W |
аналитически |
сглаживались; |
|||||
|
|
|
см. Рублев, 1971); значения Т* |
||||||
|
|
|
даны в табл. 17 [дляНБ 184738 |
||||||
|
|
|
и 164270 использованы измере |
||||||
|
|
|
ния Смит и Аллера (1971)]. |
|
|||||
|
|
|
|
Для оценок Т* по спектро |
|||||
|
|
|
граммам низкой дисперсии пред |
||||||
|
|
|
почтительнее способ, |
опираю |
|||||
|
|
|
щийся на интенсивность какой- |
||||||
|
|
|
либо одной, легко наблюдаемой |
||||||
|
|
|
линии Не II—например, X 4686 |
||||||
|
|
|
(4 |
3). Трудность здесь в том, |
|||||
|
|
|
что величина Ъ$ 34 неизвестна. |
||||||
|
|
|
Ее, однако, можно оценить, |
||||||
|
|
|
опираясь на требование равен |
||||||
|
|
|
ства температур Т%, получае |
||||||
|
|
|
мых для |
одних |
и тех же звезд |
||||
|
|
|
по пиккеринговским линиям |
и |
|||||
|
|
|
по линии М686 (Рублев, |
1964с; |
|||||
|
|
|
1965а). Эта процедура являет |
||||||
|
|
|
ся, по сути, привязкой к более |
||||||
|
|
|
точному методу предельного пе |
||||||
|
|
|
рехода. |
Значения, полученные |
|||||
|
|
|
по двум звездам (HD 192163 и |
||||||
Рис. 22. К определению |
192103), |
мало |
отличаются |
от |
|||||
температур ядер по линиям |
результата прямой оценки |
по |
|||||||
серии Пиккеринга |
Не II |
известным параметрам W R -kom- |
|||||||
методом предельного |
пере |
поненты V 444 Лебедя. Пользу |
|||||||
хода. |
|
ясь средним значением, можно |
|||||||
|
|
|
рассчитать зависимость W468e от |
||||||
Г* (табл. 18). Результаты определений по величине |
П/4686 |
||||||||
даны в табл. |
19 (1Е4686 взяты у разных авторов; |
для боль |
|||||||
шинства звезд они редуцировались в систему эквивалентных ширин Билса (1934) и усреднялись). Как видно из рис. 23, температуры Г* заключены в пределах от ~70 до ~ 110 тыс. градусов и не показывают зависимости от спектраль ного класса. Между значениями Г* звезд WN и WC нет
I 8] |
«ЗАНСТРОВСКИЕ» |
Т ЕМ П ЕРА Т У РЫ |
Я Д Е Р |
79 |
||||
|
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а 18 |
|
Зависимость эквивалентной |
ширины |
ТГ^вав (в А) |
от температуры |
|||||
ядра Т* |
при Э?е = |
25 000°, |
Г о 18 000° |
и н’Нец = |
0»1 |
|
||
Г..10-» |
lg vy„„. |
T t -io-з |
ig w™ , |
Г..10-» |
lg W ,m |
|||
125 |
2,90 |
90 |
2,05 |
65 |
1,05 |
|||
115 |
2,70 |
85 |
1,88 |
60 |
0,80 |
|||
105 |
2,47 |
80 |
1,70 |
55 |
0,52 |
|||
100 |
2,34 |
75 |
1,50 |
50 |
0,26 |
|||
95 |
2,21 |
70 |
1,28 |
45 |
0,00 |
|||
заметных различий. Звезды WN-A в среднем, возможно, несколько «холоднее»; окончательное суждение здесь за труднительно.
Найденные температуры в ~1,5 раза выше полу чавшихся по линиям Не II ранее. Благодаря крутой за висимости W от Г*, вероятные погрешности сравнитель но невелики 10%); возможная неточность Те слабо сказывается на результатах.
Т а б л и ц а 19
Тем пературы ядер звезд |
W R по 14686 Н е II |
|
|
||||
HD |
Sp |
|
Т.-10-» HD |
Sp |
w mt 7Y10-» |
||
211 564 |
WN4-A |
49 |
79,5 |
50 896 |
WN5-B |
350 |
107,5 |
187 282 |
WN5-A |
170 |
95,5 |
191 765 |
WN6-B |
260 |
102,5 |
190918 |
WN5.5-A |
>100 |
> 8 8 ,5 |
192 163 |
WN6-B |
230 |
100,5 |
219 460 |
WN5.5-A |
43 |
78 |
193 928 |
WN6-B |
> 20 > 7 0 ,5 |
|
193 077 |
WN6-A |
> 6 8 |
> 8 3 ,5 |
193 793 |
WC6 |
280 |
103,5 |
193 576 |
WN6-A |
370 |
109 |
192641 |
WC7 (+В ) |
> 46 > 79 |
|
211853 |
WN6.5-A |
> 46 |
>79- |
192 103 |
WC8 |
130 |
92 |
214419 |
WN7-A |
105 |
89 |
168 206 |
WC8 (+В0) |
> 17 > 69 |
|
92 740 |
WN7-A |
> 20 |
> 7 0 ,5 |
68 273 |
WC8 |
177 |
96,5 |
93131 |
WN7-A |
> 25 |
> 7 2 ,5 |
184 738 |
WC9 |
20 |
70,5 |
151 932 |
WN7-A |
28 |
74 |
164270 |
WC9 |
32 |
75 |
177 230 |
WN8-A |
> 42 |
> 78 |
45166 |
WN5 (+В?) |
>21 >71 |
|
П р и м е ч а н и е . |
У двойных звезд HD 193 576, 193 793, 214 419 и 68 273 |
||||||
учтено влияние второй компоненты на W4e8e и значения Т» найдены для WR-KOMHOHeHT в отдельности; для других двойных получаются лишь
иижние границы ^температур W R -компонент (отмечаны знаком неравенства).