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
-
Звезды типа Вольфа-Райе - Спектральная классификация звезд типа Вольфа-Райе
К звездам WR, открытым более ста лет назад (Вольф и Райе, 1867), относят звезды, у которых в спектрах видны яркие линии Не I, Не II, а также дважды,...
-
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,...
-
Механизмы поглощения и испускания в непрерывном спектре - Звезды в фокусе телескопа
Звезд внеатмосферный спектр поглощение Фотоны рождаются и гибнут при взаимодействии с заряженными частицами, прежде всего с электронами. Фотон...
-
Спектральная классификация - Спектральная классификация звезд типа Вольфа-Райе
По виду спектров звезды WR делят на углеродные (WC) и азотные (WN). У первых преобладают яркие линии С II -- С IV и О II -- О V, у вторых -- линии N III...
-
Классификация звездных спектров - Образование и эволюция звезд
Класс Особенности спектров Темп-ра, К Типичные звезды O Линии HI, HeI, HeII многократно ионизованных Si, C, N, O (SiIV, CIV, CIII, NIII и др.) 40-28 тыс....
-
ПОКАЗАТЕЛЬ ЦВЕТА, СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ - Цвет и температура звезд
Спектр звезды и ее температура тесно связаны с показателем цвета, т. е. с отношением яркостей звезды в желтом и голубом диапазонах спектра. Закон Планка,...
-
Классификация Сверхновых, кривые блеска и спектры - Сверхновые звезды
Звездообразование астрономия телескоп Прежде чем делать какие-то выводы о физической природе явления, необходимо иметь полное представление о его...
-
Поглощение в звездах различных спектральных классов (разных температур) - Звезды в фокусе телескопа
Поглощение фотонов, подобное описанному выше, свойственно не только атомам водорода, но и атомам др. элементов. Только расположение энергетич. уровней у...
-
ВВЕДЕНИЕ, ЦВЕТ И СПЕКТР ЗВЕЗД - Цвет и температура звезд
Звезды - небесные тела, в которых идут термоядерные реакции. Это наиболее распространенные объекты Вселенной. Более 98% массы видимого космического...
-
Линии поглощения в спектрах звезд - Звезды в фокусе телескопа
Рис. 8. Участок спектра звезды с линией поглощения для центра ее диска (а) и для края диска (б) До сих пор говорилось о непрерывном спектре звезды....
-
Спектры звезд и их химический состав - Основные звездные характеристики. Рождение звезд
Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность...
-
Спектры звезд и их химический состав - Рождение и жизнь звезд
Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность...
-
Спектры и химический состав звезд - Природа звезд
Важнейшие сведения о природе звезд астрономы получают, расшифровывая их спектры. Спектры большинства звезд, как и спектр Солнца, представляют собой...
-
Другие приборы., Типы спектров - Измерение количественных и качественных характеристик звезд
Также в астрономии используются приборы, позволяющие разложить свет на спектр (спектрограф), измерить яркость звезды (фотометры) и измерить тепло,...
-
Звезды среднего размера - Эволюция звезд
При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в ее ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза...
-
Конечные стадии эволюции звезд
Конечные стадии эволюции звезд Сверхновые звезды - это массивные звезды, светимость которых внезапно увеличивается до огромной величины, а затем...
-
Эволюция звезд - Рождение и эволюция звезд
Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газопылевой...
-
Эволюция на основе ядерных реакций - Эволюция и строение звезд
При температуре в ядрах ~ 106 К начинаются первые ядерные реакции - выгорают дейтерий, литий, бор. Первичное количество этих элементов настолько мало,...
-
Образование звезд, стадия гравитационного сжатия - Эволюция и строение звезд
Согласно наиболее распространенной точке зрения, звезды образуются в результате гравитационной конденсации вещества межзвездной среды. Необходимое для...
-
Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность...
-
Спектральная характеристика звезд - Особенности теории конца жизни звезд
Более полную информацию о природе излучения звезд дает спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического...
-
Спектры звезд - Звезды. Их рождение, жизнь и смерть
Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Сейчас принята так называемая гарвардская спектральная классификация. В ней десять...
-
Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность...
-
Солнце как звезда - Физика солнечных явлений
Рис. 1. Фотография диска Солнца. Заметно потемнение диска к краю, видны пятна Солнце - газовый, точнее плазменный, шар (рис. 1). Радиус Солнца R _ =...
-
Сверхновые. - Эволюция и типы звезд
Около семи тысяч лет назад в отдаленном уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно...
-
Звезды среднего размера - Современное представление о возникновении эволюции звезд
При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта, ее внешние слои продолжают расширяться, ядро сжиматься, и...
-
"Разновидности масс тел", Молодые звезды малой массы - Особенность эволюции звезд
Молодые звезды малой массы Это еще по сути протозвезды, в центре которых только начинаются ядерные реакции, и все излучение происходит, в основном, из-за...
-
Основные характеристики и эволюция звезд
В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд,...
-
Солнце как звезда - Особенности нашего Солнца
Солнце - газовый, точнее плазменный, шар. Радиус Солнца R = 6,96.1010 см, т. е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; масса Солнца = 1,99.1033...
-
РОЖДЕНИЕ ЗВЕЗД - Звездное небо
Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой...
-
Спектральный анализ небесных тел - Астрономия наших дней
Могучим оружием о исследовании Вселенной стал для астрономов спектральный анализ - изучение интенсивности излучения в отдельных спектральных линиях, в...
-
КАК УСТРОЕНА ЗВЕЗДА И КАК ОНА ЖИВЕТ - Рождение и жизнь звезд
Звезды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звезды, а старые умирают. Чтобы понять, как...
-
Звезды среднего размера - Происхождение и эволюция звезд
Туманность Кошачий Глаз -- планетарная туманность, сформировавшаяся после гибели звезды, по массе приблизительно равной солнечной При достижении звездой...
-
Процессы формирования и развития большинства космических тел и их систем протекают чрезвычайно медленно и занимают миллионы и миллиарды лет. Однако...
-
Облако становится звездой - Рождение и жизнь звезд
Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах темных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики...
-
Теоретические модели - Сверхновые звезды
На основании всей совокупности наблюдательных данных исследователи пришли к выводу, что вспышка сверхновой должна быть последним этапом в эволюции...
-
Эволюция звезд - Светящиеся точки прикрепленные к огромному куполу
Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения, продолжающие сжиматься под действием собственного тяготения, получили названия протозвезд. По мере...
-
Рождение и эволюция отдельных типов звезд - Общие сведения о звездах и их типологии
Процесс звездообразования. Эволюция звезд -- это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд....
-
Эволюция звезд - Происхождение и эволюция звезд
"Строение звезды и источник ее энергии казались в какой-то степени выясненными, но возникли другие, не менее важные вопросы. Так, оказалось, что Солнце,...
-
Эволюция звезд - Происхождение Космоса и Солнечной системы
Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения, продолжающие сжиматься под действием собственного тяготения, получили название протозвезд. По мере...
Непрерывные спектры - Спектральная классификация звезд типа Вольфа-Райе