Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

случае зоны Не III из уравнения стационарного течения

следует:

V (г) = F* / 1 + Я ( 1 - З Д ,

где

ьНе

(L,5Sl и R* — в солнечных единицах, скорости V — в кн/сек). При Вне = 0,8 для внешней границы зоны полу­ чается следующая порядковая оценка:

На рис. 28 сопоставлены значения <Fx>, вычисленные для нескольких звезд табл. 21 (принято 9R = 103R®, и по­ луширины V (Не II), полученные по данным разных ав­ торов. Видно, что значения близки. Поэтому допускаем.

8 8 З В Е З Д Ы ВО ЛЬФ А — РА Й Е [Гл. 2

что наблюденные полуширины V (Не II) и V (Не I) соот­ ветственно дают скорости течения на внешней границе зоны Не III и на периферии атмосферы (заметим что обе эти скорости коррелируют с болометрической свети­ мостью). Из совместного решения уравнений стационар­ ного истечения вещества, пе^

реноса Lc-излучения и иони­

Не II получаются три соотношения, устанавливающие связь между величинами R 9Й, L, V (Не II), V (Не I), Т* и вне, которые с той или иной точностью даются наб­ людениями. Соотношения включают также скорость те­ чения и электронную концентрацию на поверхности ядра

(V* и гй ), и относительную протяженность зоны Не III (RJR*)- Их значения получаются при решении указанных уравнений (Рублев, 1965с); попутно находятся: фактор- К распределения скорости и плотности вещества в зоне

Не II, годичный расход массы —9К(®/год), оптическая толщина оболочки, обусловленная электронным рассея­ нием, и оптические толщины за ионизационными пределами

иЗК = 2Ш© (при М ь = — И).

Видно, что мощность оболочки увеличивается со све­ тимостью (растут оптические толщины, скорость истече­ ния, расход массы).. Зоны нейтрального гелия у звезд WR нет (т, ( H e l ) < 1); зона Не II очень мощна; зона Не III, примыкающая к ядру, сравнительно тонка. Го­ дичный расход массы составляет 10-в—10-4 солнечной. Эти результаты получены на основе схематичной модели, при значительной неопределенности величин Ж (кото­

интенсивностям ярких линий, выполненные для четырех звезд WR (Занстра и Винен, 1950), дали RJR.M= 1,1; 1,2; 1,6; 3. Для двух таких звезд из анализа профилей некоторых линий получается RJR* ^ 1,2 и 2,6 (Рублев, 1962; Лыу Ван Лонг, 1967), т. е. во всех случаях зоны Не III тонки. Можно думать, что значения табл. 23 до­ вольно близки к действительности.

Опираясь на иные физические предпосылки, анализ атмосфер двух звезд WN выполнили недавно Кастор и Ван Блерком (1970). Установив, что наблюдаемое отноше­ ние интенсивностей линий К 3203 и К 10124 Не II соответ­ ствует случаю оптически толстой атмосферы и приняв гру-

90 З В Ё З Д Ы ВО Л ЬФ А — РА Й Е I f л . 2

тую кинематическую модель однородной оболочки, авборы оценили относительные населенности возбужденных состояний Не II. При этом учитывалось, что заселенность высших уровней (г ^ 10) контролируется в основном элек­ тронными ударами, и что у соответствующих пиккеринговских линий самопоглощение уже мало. В рамках при­ нятой модели удовлетворительное представление отно­

нородной атмосфере. Учитывались как коллизионные, так и, приближенно, радиативные процессы. Зафиксиро­

вав значения Т* = 40000°, 7?*= 137?®, R — 407?® и V (Й) = = 1000 км/сек, авторы нашли населенности уровней Не II,

Для каждой модели найдены относительные интенсив­ ности пиккеринговских линий. Хорошее согласие с наб­ людениями получилось, вообще говоря, для Те = 200 000° и пе = 1012 (оно, по-видимому, оказалось бы еще лучшим при больших значениях Те и пе). Однако из дополнитель­

т. е. оболочки являются «сверхтермическими» ^охлаждающимися). Решающую роль в заселении уровней Не II играют здесь электронные удары; однако роль радиативных процессов не мала, и их тоже надо учитывать. Как отметили авторы, вопросы о причине выброса вещества и о механизме поддержания высокой температуры в обо­ лочке остаются открытыми. По нашему мнению, главным недостатком этой «гибридной» модели, совмещающей кон­ цепции Билса и Томаса, является априорное задание слиш­ ком низкой радиационной температуры ядра Г* и высо­ кой температуры оболочки Те.