Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

Интересен вопрос об отношении величин Г* к другим разновидностям температуры. Использование планковской аппроксимации есть, разумеется, слабое место всей методики. Однако до построения моделей протяженных гелиевых фотосфер это является, по-видимому, «наимень­ шим злом». Температура Т* опирается па очень широкий интервал длин волн и, вероятно, не слишком уклоняется

Рис. 23. Диаграмма спектральный класс — температура ядер; точ­ ки — звезды WN-A, кружки — WN-B, треугольники — WC; стрел­ ками отмечены неразделенные двойные.

от эффективной температуры «ядра». Обнадеживает здесь недавний результат Черепащука и Халиуллина (1972с): при анализе затмений в системе V 444 Лебедя ими была произведена прямая оценка в области К 5000 А спектро­

чил недавно Мортон (1970). Использовался метод, разра­

§ 91 БО Л О М Е ТРИ Ч Е С К И Е СВЕТИМ ОСТИ И РА ДИ У С Ы Я Д Е Р 81

ботанный для звезд О и основанный на сопоставлении потока теплового радиоизлучения туманности с видимой визуальной величиной звезды. При этом спектры WR аппроксимировались с помощью моделей равновесных ат­ мосфер нормального химического состава.

Сильное неравенство Те < Т%, по-видимому, реально; вопрос о его природе требует изучения охлаждающих факторов в оболочках звезд WR. В частности, может ока­ заться существенным перекрытие полос фотоэлектричес­ кой абсорбции различных ионов (оно ведет к понижению средней энергии, получаемой электронами при иониза­ циях).

Различия между температурами, полученными раз­ ными способами, иногда считают свидетельством непри­ годности для звезд WR того или иного метода определе­ ния температур. В действительности же они являются следствием необычной природы самих изучаемых объектов.

§ 9. Болометрические светимости и радиусы ядер. Положение на диаграмме Г — Р

При выводе болометрических светимостей звезд WR следует учитывать, что величина Му имеет здесь иное, чем у обычных звезд, энергетическое содержание: конти­ нуум собственно звезды (ядра) усиливается в видимой области непрерывным и линейчатым излучением оболочки, трансформирующей УФ-излучение той же звезды (Руб­ лев, 1965Ь; 1968). Для вычисления с помощью планковских температур Г* болометрических поправок по фор­ муле Планка надо вычесть вклад, вносимый в Му яркими линиями и непрерывным излучением оболочки (иначе эта энергия будет учтена дважды):

ВС = (ВС)о+ Amv - 2,5 lg (Ly/Ly).

Здесь(ВС)0— планковская поправка, соответствующая

Т*; Ату — эффект ярких линий; последний член — по­ правка за непрерывное излучение оболочки — рассчиты­ вается длят визуальной области по известным Тс., Те и 71*. Результаты для'11 звезд (одиночных, WR-компонент двойных систем и двойных со слабыми спутниками) показаны на рис. 23; сглаженные значения даны в табл. 2Q,

лики у звезд WC (достигают О’Т'в — 0^9); вклад оболочки в общее непрерывное излучение в области V составляет 20—40%. б) Значения \ВС\ для звезд WR заметно меньше, чем планковские поправки (у звезд WC различие

от хода планковской кривой.

Привлекая гипотезу черного тела, можно вычислить также радиусы ядер (Рублев, 1965b) — по планковской

температуре Т% и величине Му собственно ядра:

Му == Му -f- АШу — 2,5 lg Ly/Ly,

lg д* = 0,008 - 0,2Му + 5740/Г* + 0,5 lg (1 - Ю-^оо/г,).

Результаты даны в табл. 21.

Как видно из рис. 24 и 25, звезды WR имеют огромные светимости (—9т —12т ) и ядра умеренных раз­ меров (/t* = 2—1Rq), в среднем растущие со светимостью. Между классами WC и WN (в целом) систематических

Рис. 26. Звезды WR на диаграмме Рессела — Герцшпрунга. Обоз­ начения те же, что на рис. 25; точки — звезды ОВ, квадратики — Of. Показаны также: а) исходная главная последовательность (ИГП) массивных звезд нормального химического состава (X — 0,70; Стозерс, 1966); 6) ИГП гелиевых звезд (X = 0,0; Дейнцер и Солпитер, 1964); в, г) — последовательности массивных звезд с гелиевы­ ми ядрами и оболочками, со слабой примесью водорода (X = 0,05 (в), X = 0,10 (г) — Симон и Стозерс, 1969). Штриховая кривая — эволюционный трек сверхмассивной звезды в случае потери массы, «оптимальной» в смысле вибрационной неустойчивости (Симон и Стозерс, 1970). Числа вдоль последовательностей — значения масс

в долях солнечной. См. также текст, разд. III.

различий нет. Можно заподозрить такие различия (в пер­ вую очередь в значениях М ь) между звездами WN-A, с одной стороны, и звездами WN-B и WC,—с другой.

На диаграмме Г—Р в координатах lgТ—М ь (рис. 26) звезды WR располагаются значительно левее и выше верх­ ней части главной последовательности; эволюционные аспекты диаграммы будут обсуждаться позднее (см. раз­ дел III).

§ iol ДИ Н А М И ЧЕСК О Е СОСТОЯНИЕ 85

§10. Динамическое состояние и физические параметры атмосфер

Приняв для звезд WR гипотезу Билса, естественно считать причиной истечения вещества силу светового дав­ ления. Попытки количественного обоснования этой кон­ цепции, начиная с самых ранних (Джонсон, 1925), приво­ дили к разноречивым результатам. Пикельнер (1947; 1948) рассмотрел селективное лучевое давление и нашел, что связанное с ним ускорение атомов С, N и О больше ускорения силы тяжести в атмосферах звезд WR. Ми­

звезд WR не существенна также сила, связанная с рассея­ нием на свободных электронах; основную роль должно

нили Люси и Соломон (1967; 1970). Оказалось, что такой механизм может давать потерю массы лишь до 10“6 —

— 10'7 солнечной в год; для звезд WR этого недостаточно. Возможность- «разгона» вещества селективным поглоще­ нием рассматривал также Малов (1971); он пришел к вы­ воду, что эта причина не может обеспечить истечения с наблюдающимся расходом массы.

Опираясь на уточненные значения папаметров звезд WR, можно подвергнуть гипотезу Билса количественной проверке и интерпретации (Рублев, 1964d; 1965с)*).

Болометрическая светимость горячей звезды, опреде­ ляющая градиент лучевого давления в ее наружных слоях, соответствует некоторой массе, еще способной удержи­ вать атмосферу. Такие равновесные массы получаются заметно большими реальных масс звезд WR, входящих в спектрально-двойные системы. Избыточная сила лучевого давления должна вызвать истечение вещества.

Рассмотрим этот вопрос подробнее. В табл. 22 приво­ дятся массы WR-компонент спектрально-двойных систем.

*) Андерхилл (1968) подвергла эти работы жестокой критике, можно думать, что она, в главной своей части, является следствием недоразумения.