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 -- N V; общей является эмиссия Не I и Не II. Резкой границы здесь нет: известны звезды WN-C (Смит, 1968а); слабые линии азота присутствуют в спектрах WC, линии С III, О IV, О V -- в спектрах WN. Есть также звезды, вообще не показывающие линий углеродных, кислородных и азотных ионов (например, у HD 6327 видна лишь эмиссия Не II). До недавнего времени была общепринятой классификация Билса (1938; о более ранних см. Воронцов-Вельяминов, 1948). Она определяла две последовательности, идущие, в смысле общего уровня возбужденности спектров, примерно параллельно друг другу. У звезд WN (WN 5 -- 8) основным критерием классификации является отношение 5875 Не I/ 5411 Не II; у звезд WC (WC 6-8) существенным дополнительным признаком служит ширина ярких полос (о деталях см. Воронцов-Вельяминов, 1948). Классификация Билса не вполне удовлетворительна для азотных звезд. Хилтнер и Шилд (1966) предложили новую классификацию, главной особенностью которой является введение двух параллельных последовательностей WN. Звезды WN-A имеют сравнительно узкие линии, сильный континуум и часто показывают линии поглощения, характерные для классов О -- В. Многие из них известны как спектрально-двойные. Для звезд WN-B характерны широкие и сильные эмиссионные линии; двойные среди них встречаются редко. Интервал ионизационных потенциалов в спектре WN-B шире, чем в спектре WN-A, но для последовательности в целом он уже (т. е. число подклассов WN-B меньше). Для звезд WC классификация осталась той же, что у Билса (добавлены лишь подклассы WC 5 и WC 9). Здесь, по сути развита старая гарвардская система, различавшая типы Оа (теперь WC), Ob (теперь WN-B) и Ос (WN-A: отличаются от звезд Оb меньшей шириной полос). Система Хилтнера и Шилда зафиксирована стандартными звездами (даны фотографии их спектров).

Заметим, что все звезды WC, включая и компоненты двойных, образуют, по-видимому, физически однородную группу; это характерно и для звезд WN-B. Звезды же WN-A (т. е., в основном, WN -- компоненты двойных) образуют, вероятно, особую группу, обладающую какими-то физическими отличиями от предыдущих. Классификация Смит (1968а) в группе WN (WN 3-8) опирается на относительные интенсивности линий азота; для звезд WC (WC 5-9) принципы остались теми же, что у Билса. Звезды, у которых наблюдался добавочный спектр поглощения раннего типа, а также все звезды с ослабленными (по отношению к континууму) яркими линиями, считались двойными (WR + OВ). Фотометрическая классификация Смит (1968с) основана на показателях цвета в шестицветной узкополосной системе; всего ею классифицировано 107 галактических звезд WR. Дана таблица, в которой практически всем типам WN-A соответствуют типы WN + OВ; в целом системы коррелируют довольно плохо (треть опорных звезд WN Хилтнера и Шилда редуцируется неудовлетворительно).

Похожие статьи




Спектральная классификация - Спектральная классификация звезд типа Вольфа-Райе

Предыдущая | Следующая