книги из ГПНТБ / Явления нестационарности и звездная эволюция

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

области были начаты Козыревым (1934) и Чандрасекха­ рой (1934, 1935), которые рассмотрели «серую» протяжен­ ную модель. Аналогичные «несерые» модели изучались Буславским (1962); непрерывное поглощение считалось чисто водородным. Недавно сходные расчеты для протя­ женных атмосфер сложного химического состава произвел Касинелли (1971а, Ь); качественно результаты оказались такими же, как у Буславского: выходящее излучение претерпевает сильные абсорбционные скачки в далеком

серой модели, при продвижении в инфракрасную область цветовые температуры понижаются, однако удовлетвори­ тельно согласовать их с наблюдениями не удается. Повидимому, любые модели, не учитывающие отклонений от ЛТР в протяженных атмосферах, окажутся для звезд WR неудовлетворительными. Более или менее адекват­ ная картина возможна здесь лишь для излучения, входя­ щего в атмосферу через ее нижнюю границу (при т ^ 1 отклонения от ЛТР не столь велики).

Попытки интерпретировать спектры WR при помощи плоской атмосферной модели опираются на простейшее допущение о том, что здесь на непрерывное излучение обычной звезды О накладывается линейчатый эмиссион­ ный спектр, возникающий во внешней прозрачной обо­ лочке (схема Андерхилл, 1957а, 1968). Эта оболочка долж­ на посылать также непрерывное излучение, возникающее при свободно-свободных переходах и рекомбинациях. Мощность его может быть большой. Распределение энер­ гии в суммарном континууме звезды и горячего газа отли­ чается от распределения, возникающего в звездной фо­ тосфере. Как показал Соболев (1947), при электронной

шается с ростом Л. Комбинируя такой «низкотемператур­ ный» континуум с излучением фотосферы, можно для заданного спектрального интервала получить распреде­ ление энергии, наблюдающееся у звезды WR. В случае оболочки, прозрачной в интервале (Лх, Л>) и характеризую­ щейся средней электронной температурой Те, и «ядра», у которого континуум в том же интервале поддается план-

§ 4 ] Н Е П Р Е Р Ы В Н Ы Е С П Е К Т РЫ 61

ковской аппроксимации при температуре Т*, получается следующее (Рублев, 1972Ь).

Реализация распределения энергии, наблюдаемого в

(Тг и Т2— известные из наблюдений цветовые температу­ ры в длинах волн и А,,). Кривые Те(Т*) при Ах=0,385мк, %2 = 0,5 мк представлены для ряда звезд WR на рис. 17.

Te -W3

Рис. 17. Зависимости между температурами «ядер» одиночных звезд WR и средними электронными температурами Те их «оболочек», вытекающие из анализа непокрасненных континуумов этих звезд в интервале XX 0,385 — 0,5 мк (Рублев, 1972b).

В случае одиночных звезд, а также двойных со слабы­ ми спутниками относительно позднего класса, получает­

лочках ниже цветовых температур фотосфер, ставит под сомнение адекватность «сверхтермических» схем и моде­ лей, которые требуют величин Те существенно больших,

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

Очень интересны первые результаты инфракрасной фотометрии звезд WR (Аллен и др., 1972). Измерения

межзвездного покраснения показали, что у всех звезд WR имеются большие инфракрасные избытки излуче­ ния. Для класса WN они меньше, чем для WC, а у звезд WC9 исключительно велики. Избытки у звезд WN и\УС5-8 могут быть одинаково хорошо объяснены «свободно-сво­ бодным» и «свободно-связанным» излучением горячей ио­

мому, лучше всего объяснены тепловым излучением околозвездной пыли при Т ~ 950 — 1200° К. Пылинки, веро­ ятно, конденсируются из вещества, выбрасываемого звез­ дами WR. Как отмечают авторы, оболочки звезд WC включают, возможно, богатые углеродом (графитовые?) частицы, интенсивно1 излучающие при указанных тем­ пературах.

§ 5. Линейчатые спектры

Имеются подробные описания спектров WR с отож­ дествлениями в фотографической, визуальной и инфра­ красной областях (см., например, Билс, 1930; Свинге, 1942; Эдлен, 1956; Андерхилл, 1959, 1962; Свинге и Джо-

зе, 1950; Андрийа, 1957b, 1964; Код и Блесс, 1964; Кухи, 1966b). Данные по далекому ультрафиолету есть лишь для у2 Парусов, WC8 + 07 (Стечер, 1970 (ЯЯ1150—4000 А);

нии эмиссионных бленд в фотографической области под­ тверждается присутствие N II, О III и S III; выявляется эмиссия Mg II, Ti IV, А1 III (?) (Рублев, 1971). У звезд WN наиболее сильны: Не II ЯЯ 3203, 4686, 8242, 10124 А; N III ЯЯ 4100, 4640 и N IV Я 7112 А.

С III М 4650, 5696, 9710; С IV П 4650, 5808, 7726; Не II

к4686.

Узвезд WN линии Не II кажутся более сильными, чем у звезд WC; из-за блендирования с пиккеринговскими линиями Не II серия Бальмера Н I отдельно не видна. Запрещенных линий у звезд WR нет.

Энергия, излучаемая звездами WR в ярких линиях, заметно влияет на их величины и показатели цвета. Соот­ ветствующие поправки JSme к величинам mpg определял Воронцов-Вельяминов (1935, 1946а, 1958). Позднее для оценки привлекались опубликованные данные об экви­ валентных ширинах линий (Невский и Рублев, 1963 —

значения АГр, Ы у, tSBe, АVе), а также результаты спек­ трофотометрии с умеренной дисперсией (Рублев, 1971, tSB'). Пайпер (1966) оценивала поправки А (В—V)e и

Т а б л и ц а И

Поправки к звездным величинам и показателям цвета звезд WR, обусловленные яркими линиями

которых результатах 1963 г. не полностью учтен вклад слабых линий). В табл. 12 для одиночных звезд приво­ дится вклад эмиссии в энергию, излучаемую в инфрак­ расной области.

Эквивалентные ширины ярких линий измерялись по спектрам разной дисперсии и в разных интервалах д л и н волн (см., например, Билс, 1934; Свинге, 1942; Свинге и Джозе, 1950; Андерхилл, 1967; Кухи, 1966b, 1968b;

Смит и Кухи, 1970; Рублев, 1971; Смит и Аллер, 1971). Из-за различного подхода к обозначению континуума и разделению бленд, а также из-за несовершенства фотогра­ фического метода регистрации, эквивалентные ширины у разных авторов иногда сильно расходятся.

Большинство ярких линий в спектрах WR возникает в результате рекомбинаций и каскадных переходов. Воз­ можны также некоторые селективные процессы, ведущие к усилению отдельных линий. Так, X 5696 С III усилена относительно XX 4647, 4651 С III, обладающих большими лабораторными интенсивностями. Согласно Андерхилл

возбуждения. Недавно действенность этого механизма была поставлена под сомнение: ввиду крайне малой

у ионов с низкими потенциалами профили линий шире, уплощены и «почти прямоугольны»; у ионов с более вы­ сокими потенциалами они уже и «куполообразны» (рис. 18). Здесь можно говорить скорее о различиях в относительной

АК,км/сен

Рис. 18. Сравнение профилей ярких линий, приведенных к единич­ ной центральной интенсивности, в спектре HD 193793: а) С III X

5696; б) (Не I + С III) X 5875; в) Не II X 4686; г) С IV А, 5806 (Гал­ кина, 1970).

мощности крыльев: при низких потенциалах линии обла­ дают широкими ядрами и слабыми крыльями, при высо­ ких — ядра уже, а крылья развиты сильно.

Некоторые яркие линии в спектрах WR сопровож­ даются смещенными к фиолетовому концу абсорбцион­ ными компонентами (смещения — того же порядка, что полуширины уплощенных эмиссий). Все они резче и уже сопутствующих эмиссий. Смещения для ряда звезд даны в табл. 13 (Андерхилл, 1968). Наиболее сильны абсорб­ ции с уровней, перенаселенных в силу эффектов дилюции; таковы Не I XX 10830, 3888, 3188, триплеты Не I и трой­ ные бленды С III X 4650 и N IV Я 3482. Сдвиги абсорб­ ционных компонентов показывают иногда четкий ход с потенциалом ионизации: у HD 151932, например, по ли­

§ 51 Л И Н Е Й Ч А Т Ы Е С П Е К Т РЫ 67

особенность дополняет аналогичную корреляцию для по­ луширин, которые меньше у ярких линий более высоких потенциалов %г (рис. 19).

Большая часть вопросов относительно физической структуры звезд WR возникает при анализе их линей­ чатого спектра. Концепция стационарно истекающей ат­ мосферы, перерабатывающей излучение горячего ядра и

П олуш ирина л и н и й , н м /с е н

Рис. 19. Зависимость между полуширинами ярких линий и потен­ циалами ионизации (Смит и Аллер, 1971). Вертикальные отрезки — интервалы энергий ионизации от минимальной до граничной для следующей стадии ионизации данного элемента; горизонтальные от­ резки дают разброс полуширин различных линий соответствующих

ионов.

стратифицированной в обычной «небулярной» последо­ вательности (Билс), позволяет увязать в одно целое все основные особенности спектров WR; она является, на наш взгляд, наилучшей.

Согласно Соболеву (1947, 1952) многие яркие линии, возникающие в расширяющихся оболочках малого ра-

3*

диуса, отягощены значительным самопоглощением и со­ стоят из эмиссионной и абсорбционной компонент, кото­ рые формируются приблизительно в одних и тех же слоях. Даже очень схематическая теория профилей, опи­ рающаяся на эту модель (Рублев, 1960, 1962, 1963; Лыу

F

Рис. 20. Представление наблюдаемого профиля к 3889 Не I в спект­ ре HD 192163 (Билс, 1934) элементарной теорией профилей при пол­ ной непрозрачности протяженного «обращающего слоя», форми­ рующего линию, и скорости истечения, не зависящей от расстояния

(Рублев, 1962).

Ван Лонг, 1967), оказывается качественно удовлетвори­ тельной: вычисленные профили не только похожи на наб­ людаемые (рис. 20), но помогают также интерпретиро­ вать линейчатые спектры.

Главными возражениями против концепции Билса бы­ ли следующие. Протяженность истекающей атмосферы

55] Л И Н ЕЙ Ч А ТЫ Е С П Е К Т РЫ 69

звезды WR не может быть большой, так как иначе в зат- менно-двойных системах наблюдалось бы запаздывание кривой лучевых скоростей по ярким линиям относитель­ но кривой блеска («эффект орбитального отставания»; Вилсон, 1942). С другой стороны, протяженность такой атмосферы не может быть малой, так как иначе из-за экранирования ее тыльной части ядром звезды яркие ли­ нии — если они возникают в расширяющихся слоях — получались бы заметно срезанными с красной стороны (Чандрасекхар, 1934).

Как недавно показал Кастор (1970b), «эффект орбиталь­ ного отставания» очень мал, т. е. протяженность оболо­ чек WR может быть большой. Из элементарной теории кон­ туров следует, что абсорбционная компонента яркой ли­ нии занимает с фиолетовой стороны такой же интервал длин волн, как эффект экранирования — с красной. В итоге «фиолетовый сдвиг» линии может не наблюдать­ ся и она выглядит примерно симметричной; при большой дисперсии лучевых скоростей и сильной эмиссии фиоле­ товая абсорбция может быть не резкой. Это справедливо и тогда, когда линия возникает в слое небольшой протя­ женности, примыкающем к ядру. У таких линий (соглас­ но Билсу, принадлежащих ионам высоких потенциалов) эффект экранирования максимален. Здесь, однако, долж­ но существенно сказываться электронное рассеяние, ве­ дущее к перераспределению энергии внутри линии (т. е. к сглаживанию ее асимметрии, уширению за счет разви­ тия крыльев и замыванию фиолетовой абсорбции). За­ висимость между полушириной линии, развитием у нее крыльев и потенциалом ионизации (см. рис. 19) можно ис­ толковать, приняв, что в стратифицированной оболочке со значительным электронным рассеянием скорость те­ чения растет наружу (при постоянной скорости эмис­ сионные линии должны иметь параболическую форму; с падением степени самопоглощения, а также при возрас­ тании скорости их вершины уплощаются). Заметим, что при замедленном истечении и существенном самопоглощении контуры эмиссионных компонентов получаются, как правило, трехвершинными, а фиолетовые абсорбции раздваиваются (Рублев, 1963). В спектрах WR подобные линии не наблюдаются, что ставит под сомнение гипотезу о замедленном расширении с «обратной» стратификацией.