ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 16.10.2024
Просмотров: 102
Скачиваний: 0
50 |
З В Е З Д Ы ВО ЛЬФ А — РА Й Е |
1Гл. 2 |
§ 2. Спектральная классификация
По виду спектров звезды WR делят на углеродные (WC) и азотные (WN). У первых преобладают яркие линии
СII — С IV и О II — О V, у вторых — линии N III — N V; общей является эмиссия Не I и Не II. Резкой гра ницы здесь нет: известны звезды WN-C (Смит, 1968а); слабые линии азота присутствуют в спектрах WC, линии
СIII, О IV, О V — в спектрах WN. Есть также звезды, вообще не показывающие линий углеродных, кислород ных и азотных ионов (например, у HD 6327 видна лишь эмиссия Не II).
До недавнего времени была общепринятой классифи
кация Билса (1938; о более ранних см. Воронцов-Велья минов, 1948). Она определяла две последовательности, идущие, в смысле общего уровня возбужденности спек тров, примерно параллельно друг другу. У звезд WN (WN 5 — 8) основным критерием классификации является отношение к 5875 Не IA 5411 Не II; у звезд WC (WC 6—8)
существенным дополнительным признаком служит ширина ярких полос (о деталях см. Воронцов-Вельяминов, 1948). Классификация Билса не вполне удовлетворительна для азотных звезд.
Хилтнер и Шилд (1966) предложили новую классифи кацию, главной особенностью которой является введение двух параллельных последовательностей WN. Звезды WN-А имеют сравнительно узкие линии, сильный конти нуум и часто показывают линии поглощения, характерные для классов О — В. Многие из них известны как спек трально-двойные. Для звезд WN-В характерны широкие и сильные эмиссионные линии; двойные среди них встре чаются редко. Интервал ионизационных потенциалов в спектре WN-В шире, чем в спектре WN-А, но для по следовательности в целом он уже (т. е. число подклассов WN-В меньше). Для звезд WC классификация осталась той же, что у Билса (добавлены лишь подклассы WC5 и WC9). Здесь, по сути развита старая гарвардская сис тема, различавшая типы Оа (теперь WC), ОЬ (теперь WN-В) и Ос (WN-А: отличаются от звезд ОЬ меньшей шириной полос). Система Хилтнера и Шилда зафикси рована стандартными звездами (даны фотографии их рцектров).
§ 3] |
АБСОЛЮ ТНЫ Е ЗВ Е ЗД Н Ы Е В Е Л И Ч И Н Ы |
51 |
Заметим, что в с е звезды WC, включая и компоненты двойных, образуют, по-видимому, физически однородную группу; это характерно и для звезд WN-B. Звезды же WN-A (т. е., в основном, WN — компоненты двойных) образуют, вероятно, особую группу, обладающую каки ми-то физическими отличиями от предыдущих.
Классификация Смит (1968а) в группе WN (WN3—8) опирается на относительные интенсивности линий азота; для звезд WC (WC 5—9) принципы остались теми же, что у Билса. Звезды, у которых наблюдался добавочный спектр поглощения раннего типа, а также в с е звезды с ослабленными (по отношению к континууму) яркими линиями, считались двойными (WR + ОБ). Фотометри ческая классификация Смит (1968с) основана на пока зателях цвета в шестицветной узкополосной системе; всего ею классифицировано 107 галактических звезд WR. Дана таблица, в которой практически всем типам WN-A соответствуют типы WN + ОБ; в целом системы коррели руют довольно плохо (треть опорных звезд WN Хилтнера и Шилда редуцируется неудовлетворительно).
§ 3. Абсолютные звездные величины
Среднюю абсолютную звездную величину звезд WR в Галактике впервые оценил Фаас (1928), сравнив видимые величины звезд WR и соседних звезд О. Оказалось, что
первые на 17'“,1 слабее. |
Пользуясь сходным |
методом, |
Роман (1951) по девяти |
звездам WR в Лебеде нашла |
|
Jfy (W R )~ —4™9. Эти |
ранние результаты |
близки к |
современным. Позднейшие исследования приводили к более низким светимостям; их сводку дал Ондерличка (1958),
получивший Му (WR) ~ —3™5 ±2^0.
Индивидуальные абсолютные величины М у 18 галакти ческих звезд WR найдены модифицированным методом кальциевых параллаксов (Рублев, 1963; 1965; 1970а). Применялись средние эмпирические зависимости между интенсивностями межзвездных линий и видимым модулем расстояния (ту — Му) (а не расстоянием d); Му для исследуемой звезды получалась сразу же (пространст венное поглощение здесь учитывается автоматически). Результаты приводятся в табл. 4 (п — числа использован ных рядов интенсивностей). Для у2 Парусов (HD 68273)
52 |
З В Ё З Д Ы ВОЛЬФ А — РА Й Е |
1Гл. 2 |
Т а б л и ц а 4*)
Абсолютные звездные величины галактических звезд WR
|
Спектральный класс |
|
|
IID |
Билс |
Хилтнер, |
т у - М у л (п) |
|
Шилд |
|
|
4004 |
WN6 |
WN5-B |
13т 55^НГ08(2) |
9974 |
WN5(+?) |
WN4-A |
1 4 ^ 1—0*36(4) |
16523 |
WC6 |
WC6 |
14,6ч -0,10(2) |
50896 |
WN5,5 |
WN5-B |
11,75-ЬО, 18(2) |
68273 |
W C8+07—8 |
WC8 |
8,0 |
68273 |
WC8 |
WC6 |
14,34t 0 ,03(2) |
165763 |
WC6 |
||
186943 |
WN5,5-)-? |
WN5-A |
14,65- 4), 25(2) |
187282 |
WN5 |
VVN5-A |
14,3- :0,20(2) |
190918 |
W N 5+09,5 I |
WN5.5-A |
13^64=0,15(11) |
190918 |
WN5 |
WN6-B |
13,5+0,12(7) |
191765 |
WN6 |
||
192103 |
WC7 |
WC8 |
13,65+0,14(9) |
192163 |
WN6 |
WN6-B |
13,25+0,17(10) |
192641 |
WC7+B2 |
WC7 |
12,75+0,19(6) |
192641 |
WC7 |
WN6-A |
12,95+0,18(8) |
193077 |
W N5(+0?) |
||
193576 |
W N 5,5+06 |
WN6-A |
13,25+0,47(4) |
193576 |
\VN5,5 |
(WC6) |
13,8+0,06(11) |
193793 |
W C6+05 |
||
193793 |
WC6 |
WN6-B |
14,35+0,18(2) |
193928 |
WN5+? |
||
211853 |
W N6+B0I: |
WN6.5-A |
14,8+0,29(4) |
211853 |
WN6 |
WN7-A |
13,9+0,19(4) |
214419 |
W N6+07 |
||
214419 |
WN6 |
|
|
ТОу М у
10т 2 |
S |
|
со 1 |
|
10,7 |
- 3 ,9 |
10,0 |
- 4 ,6 |
6,9 |
- 4 ,9 |
1,8 |
- 6 ,2 |
|
- 4 ,4 |
7.8- 6 ,5 10,2 - 4 ,4 10,5 - 3 ,8
6.8—6,8 - 5 ,2 :
8,0 - 5 ,5
8.05- 5 ,6
7.5- 5 ,7 7,9 - 4 ,8
8,0 |
—4,6: |
- 5 ,0 |
|
8,0 |
- 5 ,3 |
6,9 |
- 3 ,5 |
- 6 ,9 |
|
9,8 |
- 6 ,0 |
- 4 ,6 |
|
9,0 |
—5,8 |
8,8 |
—4,3: |
- 5 ,1 |
|
|
- 4 ,3 |
|
По модулям расстояния Грахама (1965) |
|
|
||
92740 |
WN7+OB |
WN7-A |
13,1 |
6,4 |
—6,7 |
92740 |
WN7 |
WN7-A |
12,8 |
6,5 |
- 6 ,3 : |
93131 |
WN7+OB |
- 6 ,3 |
|||
93131 |
WN7 |
(VVN7-A)? |
14,2 |
8,1 |
—5,6: |
93162 |
W N 7+07 |
- 6 ,1 |
|||
93162 |
WN7 |
WN7-A |
12,9 |
6,5 |
- 5 ,2 |
151932 |
WN7 |
- 6 ,4 |
|||
152270 |
W C7+08 |
WC7 |
12,4 |
6,7 |
- 5 ,7 |
152270 |
WC7 |
|
|
|
- 4 ,8 |
|
*) Недавно Конти и Смит (1972), взяв для HD |
68273 модуль т у —М у = |
|||||
= |
1YI |
ТО |
ТО. |
8 ±0 |
ТО |
3, что очень близко к’на- |
|
8 |
3, нашли М у = — 6 4 а М у |
= —4 |
|
||||
шей оценке. Шилд и др. (1969) получили для HD |
151932 значение М у = |
||||||
= |
_ 6 m35 и для HD 152270 М у = - |
6m28. |
|
|
|
|
|
§ 3] |
АБС О ЛЮ ТН Ы Е |
З В Е З Д Н Ы Е |
В Е Л И Ч И Н Ы |
53 |
|
модуль |
оценен |
по |
ух Парусов, В2 IV, |
ту = 4™3 |
|
Му (В 2 IV) = |
—3’"7 |
(Копылов, |
1958а). При разделении |
||
пары учтено отношение яркостей непрерывных спектров
компонентов (Башек и Шольц, |
1971). Внизу таблицы при |
||||||||||
ведены |
оценки, |
основанные |
|
|
|
||||||
на данных |
Грахама |
(1965) |
|
|
|
||||||
и Смит (1968с). |
|
|
|
|
|
|
|||||
Получены также светимо |
|
|
|
||||||||
сти звезд WR в БМО (Вестер- |
|
|
|
||||||||
лунд и Смит, 1964; Смит, |
|
|
|
||||||||
1968с); их средние значения |
|
|
|
||||||||
приводятся в таблице 5. На |
|
|
|
||||||||
рис. 16 показана зависимость |
|
|
|
||||||||
величин Му звезд WN Галак |
|
|
|
||||||||
тики и БМО от спектра (в |
|
|
|
||||||||
системе Хилтнера и .Шилда; |
|
|
|
||||||||
Mv — узкополосные |
вели |
|
|
|
|||||||
чины). |
|
|
|
коррелируют |
|
|
|
||||
Светимости |
|
|
|
|
|||||||
со |
спектральным |
классом, |
|
|
|
||||||
причем существенных разли |
|
|
|
||||||||
чий |
между - типами WN-A |
|
|
|
|||||||
и WN-B нет. Для наблюда |
|
|
|
||||||||
емой |
«смеси» одиночных и |
|
|
|
|||||||
двойных |
звезд |
корреляция, |
Рис. 16. Зависимость Sp—M v |
||||||||
как |
кажется, является да |
||||||||||
для звезд WN пашей Галакти |
|||||||||||
же |
более тесной, |
чем для |
ки (а, б) и БМО (в). |
На рис. |
|||||||
одиночных звезд WN и WN- |
(а, б) темные |
точки — звезды |
|||||||||
компонентов |
|
двойных |
(ср. |
WN-А, светлые |
WN-B; |
||||||
рис. 16, а и б); |
в первом слу |
скобками отмечены несомнен |
|||||||||
ные двойные |
(рис. а), |
стрел |
|||||||||
чае |
дисперсия |
зависимости |
ками (рис. б) |
— двойные, не |
|||||||
Sp—Му примерно такая же, |
подвергшиеся |
разделению. |
|||||||||
как |
у |
звезд |
05 — В2 V |
Для звезд БМО (рис. «) даны |
|||||||
(±0"15-0™7). У |
звезд WC |
узкополосные |
величины М „; |
||||||||
скобками отмечены члены ком |
|||||||||||
подобной корреляции |
нет. |
плекса 30 Dor. |
|
||||||||
Все |
результаты |
сведены |
|
|
|
||||||
в табл. 6 (для класса WN брались средние по зависи |
|||||||||||
мостям рис. 16, |
а —в), |
из которой следует: |
|
|
|||||||
а) Галактика и БМО отличаются по составу звезд |
|||||||||||
WR; |
в |
БМО |
представлены лишь классы WN5 и WN7-8, |
||||||||
а также WC5; многочисленные в Галактике звезды WN6 |
|||||||||||
и WC6-8 в |
БМО |
отсутствуют. |
|
|
|||||||
54 |
З В Е З Д Ы |
ВО ЛЬФ А — РА Й Е |
|
[Гл. |
2 |
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а 5 |
|
|
Средние абсолютные величины М г звезд WR в Боль |
|
|||||
шом Магеллановом Облаке |
|
|
|
|
||
(в скобках — числа объектов; Вестерлунд п Смит, 1964) |
|
|||||
Звезды |
Ноле |
В ОВ-ассоциа- |
В комплексе |
|
||
циях |
|
30 Dor |
|
|||
WN |
—474(21) |
—5т 2(9) |
|
—6™4(7) |
|
|
WC |
- 5 ,2 (3) |
—5,5 (5) |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а |
6 |
Средние абсолютные величины звезд WR |
|
|
|
|
||
|
Галактика (Му) |
БМО (М„; |
Смит, 1Я68Ь) |
|
||
Спектральный |
|
|
|
|
Кроме WR в |
|
класс |
Bee WR |
Одиночные |
Все WR |
|||
|
Зи Dor |
|
||||
WN4 |
- З т 4 |
-373 |
-3™ 9 |
—3m9 |
|
|
WN5 |
—4,3 |
- 4 ,1 |
- 4 ,7 |
- 4 ,5 |
|
|
WN6 |
- 5 ,2 |
- 4 ,8 |
- 6 ,3 |
- 5 ,8 |
|
|
WN7 |
- 6 ,2 |
—5,6 |
|
|||
WN8 |
? |
± 0 ,9 |
± 1 ,1 |
—6,3 |
|
|
Дисперсия |
+ 0 ,6 5 |
± 0 ,7 |
|
|||
VVC5 |
|
|
Двойные |
Одиночные |
|
|
- 6 ,0 |
- 5 ,7 |
- 6 ,6 |
—4,4 |
|
||
WC6 |
|
|
— |
|
||
WC7 |
—5,3 |
- 4 ,7 |
|
— |
— |
|
WC8 |
- 6 ,0 |
- 5 ,0 |
|
— |
— |
|
Все VVC |
- 5 ,8 |
—5,2 |
- |
0,6 |
- 4 ,4 |
|
Дисперсия |
+ 1 ,0 |
± 0 ,9 5 |
± 1 ,3 |
± 0 ,7 |
|
|
б) Звезды WR Галактики и БМО — однотипные объ екты; различия в светимостях незначительны (галакти ческие звезды WN в среднем, возможно, чуть слабее, а звезды WC — ярче, чем в БМО).
Индивидуальные определения расстояний имеются, вообще говоря, лишь для девяти звезд WR в Лебеде (Руб лев, 1963, 1965а); необходимые избытки цвета получены из средних зависимостей «Е — (т—М)ъ, построенных по