Абсолютные звездные величины - Спектральная классификация звезд типа Вольфа-Райе

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 lm,1 слабее. Пользуясь сходным методом, Роман (1951) по девяти звездам WR в Лебеде нашла MV (WR) ~ - 4,m9. Эти ранние результаты близки к современным. Позднейшие исследования приводили к более низким светимостям; их сводку дал Ондерличка (1958), получивший MV (WR) ~ -3,m5±.2,m0. Индивидуальные абсолютные величины MV 18 галактических звезд WR найдены модифицированным методом кальциевых параллаксов (Рублев, 1963; 1965; 1970а). Применялись средние эмпирические зависимости между интенсивностями межзвездных линий и видимым модулем расстояния (тV -- MV) (а не расстоянием d); MV для исследуемой звезды получалась сразу же (пространственное поглощение здесь учитывается автоматически). Для гамма2 Парусов (HD 68273) модуль оценен по гамма1Парусов, В2 IV, тV = 4,m3 MV (В 2 IV) = --3,m7 (Копылов, 1958а). При разделении пары учтено отношение яркостей непрерывных спектров компонентов (Башек и Шольц, 1971). Внизу таблицы приведены оценки, основанные на данных Грахама (1965) и Смит (1968с).

Получены также светимости звезд WR в БМО (Вестерлунд и Смит, 1964; Смит, 1968с); их средние значения приводятся в таблице 5. На рис. 16 показана зависимость величин MV звезд WN Галактики и БМО от спектра (в системе Хилтпера и Шилда; Мv -- узкополосные величины). Светимости коррелируют со спектральным классом, причем существенных различий между типами WN-A и WN-B нет. Для наблюдаемой "смеси" одиночных и двойных звезд корреляция, как кажется, является даже более тесной, чем для одиночных звезд WN и WN-компонентов двойных (ср. рис. 16, а и б); в первом случае дисперсия зависимости Sp--MV примерно такая же, как у звезд O5 -- В2 V (+-0,m5--0,m7). У звезд WC подобной корреляции нет.

Все результаты сведены в табл. 6 (для класса WN брались средние по зависиостям 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. б) Звезды WR Галактики и БМО -- однотипные объекты; различия в светимостях незначительны (галактические 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 (Рублев, 1963, 1965а); необходимые избытки цвета получены из средних зависимостей "Е -- (т--M)", построенных по соседним (<~0°,2---1°,0) звездам О--В (прямые определения 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, уверенно отождествляются с известными пространственными группировками (табл. 8; обозначения группировок -- по Копылову, 1958в).

Недавно Смит (1968с), опираясь на результаты по БМО, построила шкалу средних величин Mv и собственных цветов (b--v)0 одиночных звезд WR, а затем определила светимости и расстояния примерно сотни объектов этого типа в Галактике (Смит, 1968d). В качестве индивидуальной светимости галактической звезды бралось либо среднее для соответствующего подкласса в БМО (одиночные звезды), либо сумма таких средних для компонентов WR и 0В (двойные; двойственность часто постулировалась лишь по фотометрическим признакам). Аналогично получены собственные цвета, которые использовались при оценках избытков цвета и расстояний галактических звезд (табл. 7). Так как дисперсия светимостей велика (рис. 16 и табл. 7), то найденные описанным способом величины одиночных звезд WR Галактики могут отклоняться от истинных на 0,m5-1,m0; 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 большинстве случаев преувеличиваем результат. Отдельные звезды, которые Смит считает двойными, таковыми вряд ли являются; их светимости и расстояния получаются преувеличенными. Результаты обсуждаемого исследования требуют пересмотра (Рублев, 1970b). К сходному выводу пришел Крэмптон (1971а, b), оценивавший расстояния звезд WR, ассоциированных с областями Н II.

Похожие статьи




Абсолютные звездные величины - Спектральная классификация звезд типа Вольфа-Райе

Предыдущая | Следующая