ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 16.10.2024
Просмотров: 104
Скачиваний: 0
§ 3 ] |
А БС О ЛЮ ТН Ы Е З В Е З Д Н Ы Е В Е Л И Ч И Н Ы |
55 |
|
Т а б л и ц а |
7 |
Избытки цвета, нормальные показатели цвета и расстояния звезд WR в Лебеде
I I D |
Sp |
d, кп- |
(Смит, 1968а) |
(CilHT, |
|
|
|
1068rt) |
190918 |
W N4,5 + 0 9 ,5 1 |
3,31 |
191765 |
WN6 |
3,02 |
192108 |
WC8(4 ОВ) |
5,50 |
192163 |
WN6 |
2,29 |
192641 |
\VC7+Be |
2,09 |
193077 |
WN5(+OB) |
2,88 |
193576 |
W N5+06 |
2,29 |
193793 |
W C7p+05 |
1,66 |
193928 |
W N6fO B |
2,88 |
PCyg |
В lq |
|
E,
|
5 |
|
|
© |
to |
|
|
* |
to |
|
0,17
0,19
0,18
0,21
0,26
0,35
0,31
0,52
0,25
c ; |
(IT - V)0 |
d, |
КПС |
||
—0"'21 |
—0m30 |
2,85 |
—0,14 |
- 0 ,3 3 |
3,lo |
—0,20 |
—0,34 |
3,lo |
—0,20 |
—0,37 |
2,6s |
—0,17 |
- 0 ,1 6 |
1,9s |
—0,23 |
—0,21 |
1,8s |
—0,24 |
- 0 ,2 1 |
1 ,7o |
—ft,24 |
- 0 ,2 4 |
2,4o |
—0,22 |
—0,25 |
1,7n |
—0,19 |
—0,09 |
1,7s |
соседним 0°,2—1°.0) звездам О - В (прямые опре деления затруднены тем, что для звезд WR неизвестны нормальные показатели цвета). Результаты приводятся в табл. 7 (включены также расстояния d, полученные Смит). Звезды WR, близкие по положению на небе, уве ренно отождествляются с известными пространственными
группировками (табл. 8; |
обозначения группировок — |
по Копылову, 1958в). |
|
Недавно Смит (1968с), опираясь на результаты по БМО, |
|
построила шкалу средних |
величин M v и собственных |
цветов (b—v)о одиночных звезд WR, а затем определила светимости и расстояния примерно сотни объектов этого типа в Галактике (Смит, 1968d). В качестве индивидуаль ной светимости галактической звезды бралось либо сред нее для соответствующего подкласса в БМО (одиночные звезды), либо сумма таких средних для компонентов WR
иОВ (двойные; двойственность часто постулировалась лишь по фотометрическим признакам). Аналогично полу чены собственные цвета, которые использовались при оцен ках избытков цвета и расстояний галактических звезд (табл. 7). Так как дисперсия светимостей велика (рис. 16
итабл. 7), то найденные описанным способом величины
одиночных звезд WR Галактики могут отклоняться
56 |
З В Е З Д Ы ВОЛЬФ А — РА Й Е |
[Гл. |
2 |
|
|
Т а б л и ц а |
8 |
Отождествления звезд WR с тесными пространственными ОВ-группировками в Лебеде
Группировки; звезды HU
Cyg ID; n(O B)=l 5 190918 191765 192108
Cyg VC; /г(ОВ)=12
193793
Cyg IIB-C; n(OB)=25 192641 193077 PCyg 193576 193928
Sp |
|
1Д |
d j K71C |
|
33°—41°, 8 |
0°—-1-3° |
2 ,8 - 3 ,2 |
WN 5,5-A |
41 |
+1 |
2,85 |
WN 6-B |
41 |
+ 1 |
3.10 |
W C8 |
41 |
0 |
3.10 |
WC6 |
45", 6—50° |
0°— 1-5° |
2 ,0 - 2 ,5 |
49 |
+ 3 |
2,40 |
|
WC7 |
41°,8—44°,2 —1°—+2° |
1 ,5 -2 ,4 5 |
|
42 |
0 |
1,95 |
|
WN 6-A |
43 |
0 |
1,85 |
Blq |
43 |
0 |
1,75 |
WN 6-A |
44 |
+ 1 |
1.70 |
WN 6-B |
43 |
—1 |
1.70 |
от |
истинных на 01*5—Р?0; сказанное справедливо и |
в |
отношении расстояний. |
|
Средние светимости одиночных и двойных звезд WR |
различаются мало; синтезируя светимость двойной из средних светимостей одиночных звезд WR и О, мы в боль шинстве случаев преувеличиваем результат. Отдельные звезды, которые Смит считает двойными, таковыми вряд ли являются; их светимости и расстояния получаются пре увеличенными. Результаты обсуждаемого исследования требуют пересмотра (Рублев, 1970b). К сходному выво ду пришел Крэмптон (1971а, Ь), оценивавший расстояния звезд WR, ассоциированных с областями Н II.
§ 4. Непрерывные спектры
Спектры типа WR в видимой области заполнены яр кими линиями; перекрываясь, они образуют бленды, затрудняющие обозначение континуума. В красной и инфракрасной областях у звезд WC эмиссионных бленд также очень много; в спектрах WN их меньше (см. Андрийа, 1957b; Кухи, 1966Ь). Все это наряду с трудно-
§ 4 ] Н Е П Р Е Р Ы В Н Ы Е С П Е К Т РЫ 57
стями уйета межзвездного покраснения осложняло реше ние вопроса об истинном распределении энергии в конти нуумах звезд WR. Оценки их спектрофотометрических температур приводили к противоречивым значениям (для фотографического интервала от 8 до 30 тыс. градусов; см. Воронцов-Вельяминов, 1945, 1958; Петри, 1947; Андрийа, 1957b; Долидзе, 1958). Результаты критичес кого анализа этих определений даны в табл. 9 (Рублев, 1963, 1965а, 1972Ь). Градиенты (ф) редуцированы к не которой «средней манере» обозначения континуума и усреднены; поправки Дф за покраснение соответствуют Ех табл. 7; у двойных с известными относительными яр костями континуумов их компонент (HD 193576, 193793) суммарные градиенты разделялись. В последнем столбце табл. 9 даны температуры заново полученные из материалов Кухи (см. далее). В согласии с ранней оцен кой Воронцова-Вельяминова (1945), для одиночных звезд
WB и |
двойных |
со |
слабыми |
спутниками получается |
Го,4 з = |
18000 + |
2500° К, что соответствует звездам В8— |
||
9. Если в показатели |
(В—F)0 |
табл. 7 ввести поправки |
||
за влияние ярких полос (Пайпер, 1966), то для одиноч
ных звезд WR будет В — V ~ — 0"г09, что соответствует спектральному классу В8.
Кухи (1966а) исследовал для звезд WR распреде ление энергии в области ЯД 3200—11000 А при помощи скаинера; измерения велись в участках, свободных от сильных эмиссионных линий, с полосой ДЯ ~ 40—70 А. Межзвездное покраснение находилось по двуцветной узко полосной диаграмме путем перехода вдоль линий покрас нения к кривой непокрасненных звезд OB V. Оказалось, что цветовые температуры звезд WR сильно меняются с
длиной волны: от очень высоких при К = 0,35 мк до срав нительно низких при К = 0,95 мк. Качественно это со гласуется с ранними результатами Андрийа (1957b); в целом же значения Тс получились в 2—3 раза выше, чем у ранних авторов. Выявилось удовлетворительное совпа дение континуумов звезд WR и моделей класса О в ви димой части спектра; в ИК- и УФ-областях обнаружи лись избытки энергии (см. также Кухи, 1968b). Под твердилось, что у звезд WR отсутствует бальмеровский скачок. Был сделан вывод о том, что фотосферы здесь
58 |
З В Е З Д Ы ВОЛЬФ А — РАЙЕ |
[Гл. 2 |
подобны фотосферам звезд О, и что эффективные тем пературы звезд WR должны быть порядка 40—50 тыс. градусов.
Отличие этих результатов от более ранних связано с некорректностью методики учета межзвездного покрас нения, использованной Кухи (см. Рублев, 1970а, 1972Ь). Оценивая избытки цвета звезд WR по двуцветной диа грамме звезд О, Кухи, по сути, допускал, что у тех и других в видимой области собственные цветовые характетеристики одинаковы; примерное совпадение их конти нуумов было задано самой методикой, предрешавшей вопрос о цветовых температурах. Вместе с межзвездным здесь снималось собственное покраснение, обусловленное оболочками звезд WR. В табл. 9 даны температуры ТйМ, полученные по измерениям Кухи, при учете покрасне ния в соответствии с избытками Е г из таблицы 7. За един ственным исключением (HD 193576; судя по всему, в 1962—64 гг. у звезды изменилась мощность оболочки — см. Гусейнзаде, 1965а, Ь), они в среднем хорошо согла суются с первоначальными оценками. В табл. 10 даны температуры Т\, заново полученные из наблюдательного материала Кухи (Рублев, 1972Ь).
Т а б л и ц а 9
Цветовые температуры звезд WR в фотографической области
(К = 0,43 |
м к ; Т АО = 16000° |
К) |
|
|
|
|
|
|
|
|
т о,<.з-Ю-1 |
HD |
Sp (Билс) |
*0,43 |
Дер |
Рублев |
Из данных |
|
|
|
(1963, |
Кухи |
|
|
|
|
|
1972b) |
(1966а) |
190918 |
09,51+W N 5 |
1,38 |
- 0 ,7 8 |
47 |
40,2 |
191765 |
WN6 |
1,44 |
—0,60 |
22 |
16,3 |
192103 |
WC7 |
1,51 |
- 0 ,6 7 |
22 |
21 |
192163 |
WN6 |
1,63 |
—0,64 |
16,9 |
23 |
192641 |
WC7+B2 |
1,80 |
- 0 ,7 5 |
15,5 |
15,5 |
193077 |
W N5(+09) |
1,95 |
—0,92 |
16 |
17,7 |
193576 |
06+W N 5,5 |
1,92 |
- 1 ,2 4 |
33,6 |
18,4 |
193576 |
WN5,5 |
— |
— |
(15) |
— |
193793 |
05+W C6 |
1,86 |
—1,10 |
26,5 |
24,6 |
193793 |
WC6 |
— |
— |
(12) |
— |
193928 |
W N5+? |
3,12 |
- 1 ,8 1 |
11,6 |
16,1 |
§ 4] |
|
Н Е П Р Е Р Ы В Н Ы Е С П Е К Т РЫ |
59 |
|||
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а 10 |
Цветовые температуры девяти звезд WR |
|
|
||||
(Рублев, |
1972b; в скобках — первоначальные результаты Кухи) |
|||||
|
|
|
IV го-» |
|
|
|
HD |
X = |
0,25 мк |
X = 0,5 мк |
X — 0,675 мк |
X = 0,95 мк |
|
|
||||||
190918 |
50 |
(51) |
41,5(23,9) |
25,9 |
(22,3) |
16,8(14,5) |
191765 |
22.3 |
(>100) |
12,2(27,4) |
8,7(16,6) |
6,0(10,7) |
|
192103 |
34.0 |
(65) |
16,9(20,2) |
13,3(16,6) |
11,2(15,3) |
|
192163 |
36.0 |
(>100) |
16,6(30,3) |
12,2 (22,3) |
9,5(14,5) |
|
192641 |
21.8 |
(48) |
12,2(19,6) |
9,7(15,2) |
7,5(13,2) |
|
193077 |
27.3 |
(30) |
16,0(25,5) |
15,0(23,0) |
9,7(15,3) |
|
193576 |
24.0 |
(35) |
22,4(28,2) |
13,2(26,6) |
12,9(19,6) |
|
193793 |
37.0 |
(38) |
'20,4(17,6) |
12,9(13,2) |
13,8 (13,7) |
|
193928 |
22.8 |
(40) |
11,5(21,6) |
9,6(19,4) |
8,3(14,5) |
|
Смит и Кухи (1970) также нашли, что поправки за покраснение требуют пересмотра. В переисправленные континуумы галактических звезд ими было внесено до
полнительно среднее собственное покраснение A E b - v = = 0,16 (см. табл. 3 цитированной работы); это привело к результатам, верным в с р е д н е м, но не дало правиль ного распределения энергии в континуумах отдельных
звезд |
(см. Рублев, 1972b). |
интервале |
|
1050— |
В |
далеком ультрафиолете, в |
XX |
||
3000 |
А, из звезд WR наблюдалась лишь у2 Парусов, |
|||
07 + |
WC8 (Стечер и Миллиган, |
1962; А. |
Смит, |
1967; |
Каррузерс, 1968, 1970; Мортон и др., 1969; Стечер, 1970; см. также Вилсон, 1970). Непрерывный спектр в районе Lx (А1100 — 1300 А) сходен со спектром £ Кормы, 05f; в обоих случаях он здесь менее ярок, чем предсказывают модели атмосфер.
В последнее время при анализе излучения звезд WR часто применяется метод моделей; при помощи моделей равновесных атмосфер делались оценки эффективных тем ператур. Неприемлемость такого подхода очевидна: ат мосферы WR отличаются как большой геометрической протяженностью, требующей учета кривизны слоев, так и значительными отклонениями от условий локального термодинамического равновесия. Исследования в этой