Непрерывные спектры - Спектральная классификация звезд типа Вольфа-Райе

Спектры типа WR в видимой области заполнены яркими 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, 1966b). Все это наряду с трудностями учета межзвездного покраснения осложняло решение вопроса об истинном распределении энергии в континуумах 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 критического анализа этих определений даны в табл. 9 (Рублев, 1963, 1965а, 1972b). Градиенты (фи) редуцированы к некоторой "средней манере" обозначения континуума и усреднены; поправки дельта фи за покраснение соответствуют Е1 табл. 7; у двойных с известными относительными яркостями континуумов их компонент (HD 193576, 193793) суммарные градиенты разделялись. В последнем столбце табл. 9 даны температуры T0,43, заново полученные из материалов Кухи (см. далее). В согласии с ранней оценкой Воронцова-Вельяминова (1945), для одиночных звезд WR и двойных со слабыми спутниками получается T0,43 = 18000+- 2500?К, что соответствует звездам В8-- 9. Если в показатели (В--V)o табл. 7 ввести поправки за влияние ярких полос (Пайпер, 1966), то для одиночных звезд WR будет В -- V ~ -- 0,m09, что соответствует спектральному классу В8.

Кухи (1966а) исследовал для звезд WR распределение энергии в области 3200--11000 А при помощи скапнера; измерения велись в участках, свободных от сильных эмиссионных линий, с полосой =~40--70 А. Межзвездное покраснение находилось по двуцветной узкополосной диаграмме путем перехода вдоль линий покраснения к кривой непокрасненных звезд OВ V. Оказалось, что цветовые температуры звезд WR сильно меняются с длиной волны: от очень высоких при = 0,35 мк до сравнительно низких при = 0,95 мк. Качественно это согласуется с ранними результатами Андрийа (1957b); в целом же значения Тc получились в 2--3 раза выше, чем у ранних авторов. Выявилось удовлетворительное совпадение континуумов звезд WR и моделей класса О в видимой части спектра; в ИК - и УФ-областях обнаружились избытки энергии (см. также Кухи, 1968b). Подтвердилось, что у звезд WR отсутствует бальмеровский скачок. Был сделан вывод о том, что фотосферы здесь подобны фотосферам звезд О, и что эффективные температуры звезд WR должны быть порядка 40--50 тыс. градусов. Отличие этих результатов от более ранних связано с некорректностью методики учета межзвездного покраснения, использованной Кухи (см. Рублев, 1970а, 1972Ь). Оценивая избытки цвета звезд WR по двуцветной диаграмме звезд О, Кухи, по сути, допускал, что у тех и других в видимой области собственные цветовые характеристики одинаковы; примерное совпадение их континуумов было задано самой методикой, предрешавшей вопрос о цветовых температурах. Вместе с межзвездным здесь снималось собственное покраснение, обусловленное оболочками звезд WR. За единственным исключением (HD 193576; судя по всему, в 1962--64 гг. у звезды изменилась мощность оболочки -- см. Гусейнзаде, 1965а, b), они в среднем хорошо согласуются с первоначальными оценками.

Смит и Кухи (1970) также нашли, что поправки за покраснение требуют пересмотра. В переисправленные континуумы галактических звезд ими было внесено дополнительно среднее собственное покраснение дельтаEB-V= 0,16 (см. табл. 3 цитированной работы); это привело к результатам, верным в с р е д н е м, но не дало правильного распределения энергии в континуумах отдельных звезд (см. Рублев, 1972b). В далеком ультрафиолете, в интервале 1050-- 3000 А, из звезд WR наблюдалась лишь гамма2 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 La (1100 -- 1300 А) сходен со спектром дзета Кормы, О5f;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 температур. Неприемлемость такого подхода очевидна: атмосферы WR отличаются как большой геометрической протяженностью, требующей учета кривизны слоев, так и значительными отклонениями от условий локального термодинамического равновесия. Исследования в этой области были начаты Козыревым (1934) и Чандрасекхаром (1934, 1935), которые рассмотрели "серую" протяженную модель. Аналогичные "несерые" модели изучались Буславским (1962); непрерывное поглощение считалось чисто водородным. Недавно сходные расчеты для протяженных атмосфер сложного химического состава произвел Касинелли (1971а, b); качественно результаты оказались такими же, как у Буславского: выходящее излучение претерпевает сильные абсорбционные скачки в далеком ультрафиолете и обратные (т. е. эмиссионные) скачки в ближнем ультрафиолете и в видимой области. Как в серой модели, при продвижении в инфракрасную область цветовые температуры понижаются, однако удовлетворительно согласовать их с наблюдениями не удается. По-видимому, любые модели, не учитывающие отклонений от ЛТР в протяженных атмосферах, окажутся для звезд WR неудовлетворительными. Более или менее адекватная картина возможна здесь лишь для излучения, входящего в атмосферу через ее нижнюю границу (при тау>~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 эмиссионный спектр, возникающий во внешней прозрачной оболочке (схема Андерхилл, 1957а, 1968). Эта оболочка должна посылать также непрерывное излучение, возникающее при свободносвободных переходах и рекомбинациях. Мощность его может быть большой. Распределение энергии в суммарном континууме звезды и горячего газа отличается от распределения, возникающего в звездной фотосфере. Как показал Соболев (1947), при электронной температуре газа Те его цветовая температура Tл(env)~Te х [1 + (2Teх 10-4)хЛ]-l. Для любой Те и Л~ 0,5 мк ТЛ< ~ 104; это значение заметно уменьшается с ростом К. Комбинируя такой "низкотемпературный" континуум с излучением фотосферы, можно для заданного спектрального интервала получить распределение энергии, наблюдающееся у звезды WR. В случае оболочки, прозрачной в интервале (Л1, Л2) и характеризующейся средней электронной температурой Те, и "ядра", у которого континуум в том же интервале поддается планковской аппроксимации при температуре T* получается следующее (Рублев, 1972b). Реализация распределения энергии, наблюдаемого в области (Л1, Л2) возможна лишь при определенном соотношении между температурами Те и Т*: Те = F (T*, Л1, Л2,T1,T2) (T1 и T2 -- известные из наблюдений цветовые температуры в длинах волн Л1 и Л2).

В случае одиночных звезд, а также двойных со слабыми спутниками относительно позднего класса, получается Те < T* (независимо от механизма нагрева). Вывод о том, что у звезд WR электронные температуры в оболочках ниже цветовых температур фотосфер, ставит под сомнение адекватность "сверхтермических" схем и моделей, которые требуют величин Те существенно больших, чем Trad (см., например, Томас, 1949, 1968; Кастор и Ван Блерком, 1970).

Очень интересны первые результаты инфракрасной фотометрии звезд WR (Аллен и др., 1972). Измерения величин Н (Л = 1,5 -- 1,75 мк; Л= 1,6 мк) и К (Л = 2,0 -- 2,4 мк; Л= 2,2 мк) после приближенного учета межзвездного покраснения показали, что у всех звезд WR имеются большие инфракрасные избытки излучения. Для класса WN они меньше, чем для WC, а у звезд WC9 исключительно велики. Избытки у звезд WN и HWC5-8 могут быть одинаково хорошо объяснены "свободно-свободным" и "свободно-связанным" излучением горячей ионизованной оболочки или (и) присутствием оптически тонкого излучающего пылевого слоя с температурой Т ~ 1500° К; у звезд WC9 они могут быть, по-видимому, лучше всего объяснены тепловым излучением околозвездной пыли при Т~ 950 -- 1200° К. Пылинки, вероятно, конденсируются из вещества, выбрасываемого звездами WR и включающими, возможно, богатые углеродом частицы.

Похожие статьи




Непрерывные спектры - Спектральная классификация звезд типа Вольфа-Райе

Предыдущая | Следующая