книги из ГПНТБ / Явления нестационарности и звездная эволюция

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.

4.Усиленный континуум. У двойных WR эквивалент­ ные ширины ярких линий в среднем должны быть меньше. Однако дисперсия этих величин у «одиночных» звезд WR

впределах одного спектрального класса также велика.

5.Абсолютное распределение энергии в спектре. Вестерлунд (1966) показал, что на двуцветной диаграмме для континуума известные двойные и одиночные WR хорошо разделяются. К сходному выводу пришел Кухи (1966а) на основе анализа распределения энергии в континуумах этих звезд. Однако, в силу большого меж­ звездного покраснения и отсутствия сведений о нормаль­ ных показателях цвета звезд WR, такие «средние» резуль­ таты нельзя признать вполне надежными в индивидуаль­ ном смысле.

6.Переменность отдельных линий в спектрах WR. Монтигудо и Сахаде (1970) считают признаком спектраль­ ной двойственности квазипериодическую переменность ин­ тенсивности абсорбционной компоненты 3888 Не I, пос­

кольку она, по-видимому, образуется в общей оболочке и чувствительна к возмущающему действию спутника. Соответственно, двойными должны быть HD 119078 и HD 50896. Спектральная переменность, однако, может быть связана и с собственной активностью звезды WR.

Для дополнительного выявления двойных звезд WR важно исследовать их в далекой ультрафиолетовой и, особенно, инфракрасной областях спектра. Подобные ис­ следования только начинают развиваться (Стечер и Мил­ лиган, 1962; Вульф, 1969). Отметим, что исследования в ближней инфракрасной области iM, 7000—11000 А) не выявили новых двойных WR (Андрийа, 1957а, Ь; Кухи, 1966а, Ь).

§ 3. Доля двойных среди звезд WR

Среди звезд WR, ярче 9'!15—10 ", 36—37% достоверно отождествлены как двойные (Робертс, 1962; Андерхилл, 1963), в основном по признакам 1, 2, 3. Для типов WN и WC эта доля одинакова. В каталоге Смит (1968а), из 127 звезд WR Галактики 38 двойных (отождествлены как по прямым, так и по косвенным признакам); среди звезд WR, ярче 10 1двойных 55%. Истинную их долю устано­ вить трудно из-за наблюдательной селекции. Известно,

что на главной последовательности в каждом из спект­ ральных классов от А до М ~ 30% звезд — двойные (Яшеки, 1957). Вероятное число пар в классах А — К составляет ~ 50% (Аллен, 1960; Мартынов, 1971). Та­ ким образом, формально мы не имеем оснований считать, что у звезд WR доля двойных существенно выше, чем у обычных звезд ранних классов. Однако, учитывая специ­ фические трудности обнаружения спутников (см. § 2), можно подозревать, что процент двойных среди звезд WR выше, чем среди обычных звезд.

§ 4. Особенности пространственного распределения

Все двойные WR (несомненные и гипотетические) при­ надлежат к плоской составляющей Галактики. Они зна­ чительно чаще, чем одиночные, проектируются на ас­ социации и области Н II (Смит, 1968Ь; Крамптон, 1971b). 41% двойных WR проектируется на молодые рассеянные скопления (для всех звезд WR эта доля составляет 21 % — см. Микулашек, 1969). Следует отметить, однако, что для надежных статистических выводов число двойных WR недостаточно. Кроме того, совпадение по лучу зре­ ния не гарантирует пространственной близости; расстоя­ ния же до основного числа звезд WR известны плохо.

У двойных WR не обнаружены оболочки типа туман­ ностей (Джонсон и Хогг, 1965), связанные с одиночными

кольку лишь они могут сбрасывать значительный изли­ шек массы в межзвездное пространство). Отметим, однако, что звезда HD 50896 (WN5-B), несомненно, связанная с туманностью (RCW11), заподозрена в спектральной двойственности (Монтигудо и Сахаде, 1970; Кухи, 1966а, b; 1968b).

§ 5. Спутники у двойных WR

Согласно Смит (1968а), спутники у двойных WR имеют спектральные классы 0 5 —ВО и классы светимости 1а—V (классификация здесь трудна и часто ненадежна). Таким образом, абсолютные звездные величины спутников

(Аллен, 1960); он практически совпадает с интервалом светимостей «одиночных» звезд WR, для которых Му ^ ~ —3 ? 4 ------6Д*5 (Рублев, 1970а). Последнее наводит на мысль о том, что ранние спектральные классы спутников звезд WR, отождествленных как двойные, связаны с боль­ шими светимостями звезд WR (наблюдательная селек­ ция). В обычном случае редко удается наблюдать линии спутника, если он на 1"‘ слабее главной звезды (Марты­ нов, 1971). В еще большей мере это справедливо для звезд WR, сложный эмиссионный спектр которых может маскировать линии спутника. Например, если взять «одиночную» звезду сравнительно малой светимости,

спутника наверняка] останутся здесь незамеченными, поскольку АМ = 2™5. Отметим также, что большая ширина эмиссионных линий и их блендирование зат­ рудняют измерение лучевых скоростей. У спутников в системах HD 211853 (WN6 + ВО : 1:) и HD 94546 (WN4 + + В0П : :) наблюдается быстрое (~ 200 км/сек) осевое вращение (Хилтнер, 1945а; Смит, 1968а).

§6. Эффекты близости компонент

Вдвойных WR неоднократно наблюдались явления нестационарности, переноса масс и газовые потоки (см., например, Билс, 1944; Сахаде, 1958Ь). Описание эффек­ тов взаимодействия компонент у ряда двойных WR дано в монографии Воронцова-Вельяминова (1948) и в обзоре Стэмпеня (1964). Сахаде (1958b), например, отмечает, что линии Не I Я 3888, Я 4472 и Я 5876 триплетной серии об­ разуются, скорее всего, в общей расширяющейся обо­ лочке. В случае затменной V 444 Cyg на яркую линию

Не II Я 4686 накладывается узкая эмиссия. Из анализа ее смещений следует, что в системе У 444 Cyg существует поток вещества от звезды WR к спутнику. Согласно Са­ хаде можно говорить о наличии оболочки и вокруг спут­ ника. Мюнч (1950) отмечает усиление фиолетовых абсорб­ ций у эмиссионных линий N IV Я 3483, NV Я 4603 и 4619 в спектре V 444 Cyg в соединениях, когда звезда WR

прерывного излучения звезды WR в системе V 444 Cyg порождается спутником (радиация, рассеянная в оболоч­ ке WR). Черепащук (1969b; 1971с) в системе CVSer на­ ряду с селективными затмениями обнаружил значитель­

Хилтнер (1950) нашел, что в системе CQ Сер интенсив­ ность эмиссии Не II А, 4686 имеет максимумы в соедине­ ниях и минимумы в элонгациях; то же обнаружено и у других линий (Баппу и Синвал, 1959; Халиуллин, 1972). Эти результаты подтверждены Халиуллиным и Черепащуком (1970). CQ Сер обладает селективно поглощающей оболочкой, общей для обеих компонент (Халиуллин, 1972).

Отмечалось, что в двойных WR при обтекании спут­ ника газовым потоком может возникать рентгеновское из­ лучение ~ 1036 эрг1сек, при температуре ~ 107 град (Че­ репащук, 1967; Валлерстейн, 1968). Звезды WR — да­ лекие объекты, и рентгеновский поток от них, поддаю­ щийся регистрации, должен составлять не менее 1037— 1038 эрг/сек. Корреляция между звездами WR и рентге­ новскими источниками не найдена (Амнуэль и Гусейнов,

1971).

Вилсон (1942) ввел представление об «эффекте орби­ тального отставания»: радиально истекающая оболочка должна отставать в движении по орбите от центра звезды WR. Согласно Кастору (1970b) этот эффект должен быть пренебрежимо мал. Расчет деформации оболочки звезды WR в двойной системе, при ускоренном движении вещест­ ва и синхронности ее осевого и орбитального вращений, выполнил Лимбер (1971). Наблюдения показывают, что в системе V 444 Cyg оболочка, светящаяся в линиях, де­ формирована и, по-видимому, возмущена ультрафиоле­ товым излучением спутника. Есть указания на то, что ее форма медленно меняется (характерное время ^ 1 год)

*) Подобное усиление фиолетовых абсорбций, возможно, свя­ зано с «селективным» атмосферным затмением спутника оболочкой WR, аналогично тому, как это имеет место в системе CVSer (см. ниже).

96, З В Е З Д Ы ВО ЛЬФ А — РАЙЕ [Гл. 2

и что от 30 до 70% излучения в линиях связано с ядром WR; остальная часть его распределена в пространстве, окружающем систему (Черепащук, 1967; Кухи, 1968а; Черепащук и др., 1972). В то же время оболочка, светя­ щаяся в континууме, квазисферична, имеет меньшие раз­ меры и стабильно связана с ядром (Черепащук, 1967; Кухи, 1968а). Подобное же различие оболочек («непре­ рывной» и «линейчатой») обнаружено и в системе CV Ser (Черепащук, 1969Ь; 1971с).

Существенных изменений периодов у затменных звезд WR не найдено (Семенюк, 1968 — системы CQ Сер и V 444 Cyg). Кухи (1968Ь) заподозрил существование у двойных WN (тип WN-A) следующей корреляции: чем меньше пе­ риод, тем, в пределах каждого спектрального подкласса,

всреднем шире эмиссионные линии.

§7. Физическая переменность компонент

Исследования физической переменности звезд WR малочисленны. Бродская (1951) не нашла у HD192103 (WC8 + ОВ)) и HD192163 (WN6) флуктуаций, превышаю­ щих ~ 0"'01. Росс (1961) обнаружил у пяти из семи ис­ следованных «одиночных» звезд WR иррегулярные флук­ туации блеска ~ 0™03—0?05 от ночи к ночи (HD 50896 показала также медленные изменения 0™08 за время ~ 6 месяцев); обе изученные Россом двойные WR (HD 45166 и HD193793) не показали заметных изменений. Демерс и Ферни (1964) провели £ЛВР-фотометрию 11 звезд WR (6 двойных и 5 «одиночных»); ни одна из них, кроме затменных GV Ser и V 444 Cyg, не показала изменений в блеске и показателе цвета более, чем на несколько сотых звездной величины. Заметим, что для исследования физи­ ческой переменности звезд WR естественнее использо­ вать узкополосные фотометрические наблюдения пос­ кольку изменения континуума и эмиссионных линий не полностью коррелируют (Черепащук и Ерижоков, 1970).

В настоящее время трудно сказать, отличаются ли по масштабу физической переменности ядра одиночных звезд и звезд WR-компонент двойных систем. Вопрос этот ва­ жен в эволюционном отношении. Необходимы систематиче­ ские исследования на микропеременность в континууме двойных и «одиночных» звезд WR (Черепащук, 1967; 1972а;

Как выяснилось в последнее время, глубокий минимум 0™5) 1962 года соответствовал затмению звезды WC7 спутником ВО, а не атмосферному затмению (Черепащук, 1971а, Ь, с; Каули и др., 1971). Блеск и показатель цвета GV Ser с 1962 по 1970 г. оставались неизменными (Стемпень, 1970а; Кухи и Швейцер, 1970; Демерс и Ферни, 1964). Что привело к столь значительному падению блес­ ка в момент, когда затмевала «обычная» звезда ВО? Не

Фаза

Рис. 29. Узкополосные кривые блеска CVSer в континууме Я 4795 А, (ДА, = 90 А) и в эмиссионной области А, 4653 С II — С IV; /„ //с — интенсивности, взятые относительно звезды сравнения (Черепа­ щук, 1971с).

является ли это указанием на нестационарность спутни­ ка ВО? Почему с 1965 по 1971 г. в системе CV Ser регуляр­ но наблюдались затмения в эмиссионной области спектра А 4653(СП — CIV), с периодом 29?705 (Черепащук, 1971Ь),

прекрасно согласующимся с периодом лучевых скоростей для этой эмиссии (Каули и др., 1971), а в других линиях (тех же ионов!) такие затмения отсутствовали? Не под­ ходим ли мы здесь вплотную к разгадке механизма возбу-