Содержание
1 Введение 4
1.1 Краткая характеристика объектов исследования ........................... 4
1.1.1 Наблюдательные характеристики..................................... 5
1.1.2 Звезды ранних спектральных классов в нашей и других галактиках . 7
1.1.3 Массы, химический состав, звездный ветер ......................... 7
1.1.4 Эффективная температура, светимость............................... 9
1.1.5 Эволюционные сценарии............................................ 10
1.1.6 Модели атмосфер.................................................. 11
1.1.7 Возможные механизмы ускорения звездного ветра ................... 11
1.1.8 Неоднородность атмосфер звезд ранних спектральных классов .... 14
1.2 Содержание работы...................................................... 18
1.2.1 Основные положения, выносимые автором на защиту:................. 23
1.2.2 Научная новизна.................................................. 23
1.2.3 Теоретическая и практическая ценность работы .................... 23
1.2.4 Апробация работы................................................. 24
1.2.5 Публикации....................................................... 24
2 Фотопроцессы в атмосферах звезд ранних спектральных классов 26
2.1 Введение .............................................................. 26
2.2 Скорости фотоионизации и фоторекомбинации.............................. 27
2.2.1 Фотоионизация.................................................... 27
2.2.2 Фоторекомбинация................................................. 33
2.3 Нагрев электронного газа............................................... 38
2.3.1 Фотоионизационный нагрев электронного газа....................... 38
2.3.2 Масштабные соотношения для скоростей фотоионизации и фотонагрева 43
2.4 Рекомбинационные потери энергии........................................ 44
2.4.1 Охлаждение при спонтанных фоторекомбинациях...................... 44
2.4.2 Охлаждение при вынужденных фоторекомбинациях .................... 45
2.4.3 Полные скорости рекомбинационного охлаждения..................... 48
2.4.4 Масштабные соотношения для скоростей рекомбинационного охлаждения .................................................................. 48
2.5 Сравнение с результатами других авторов................................ 50
3 Ионизационная и тепловая структура атмосфер звезд типа
Вольфа-Райе 51
3.1 Модель атмосферы....................................................... 51
3.1.1 Пространственная структура и кинематика.......................... 51
3.1.2 Основные обозначения. Элементарные процессы ..................... 53
3.1.3 Уравнения стационарности и поле излучения........................ 55
3.1.4 Полная система уравнений......................................... 58
3.2 Ионизационная структура атмосфер....................................... 60
3.2.1 Метод решения уравнений стационарности .......................... 60
3.2.2 Ионизация в сфсричсски-симмстричных оболочках с монотонно убывающей плотностью газа.................................................. 61
3.2.3 Ионизационная структура неоднородных атмосфер звезд типа \УЇІ . . 61
3.3 Тепловая структура атмосфер звезд типа Вольфа-Райе .................... 64
2
3.3.1 Чисто гелиевая атмосфера............................................. 64
3.3.2 Распределение электронной температуры в атмосфере.................... 68
3.3.3 Влияние немонотонности распределения электронной температуры в
атмосфере на ионизационную структуру атмосфер........................ 71
3.4 Рать облачной компоненты атмосферы в формировании спектров звезд типа
..................................................................... 75
4 Рентгеновское излучение одиночных звезд ранних спектральных классов
и звезд типа Вольфа-Райе 77
4.1 Излучение и поглощение рентгеновского излучения атмосферами звезд спектральных классов О и В ......................................................... 77
4.1.1 Формальное решение уравнения переноса для оболочки, расширяющейся с постоянной скоростью............................................... 78
4.1.2 Экзосферное приближение.............................................. 80
4.1.3 Особенности рентгеновских спектров ОВ звезд...........................81
4.1.4 Соотношение между рентгеновской и болометрической светимостями 85
4.1.5 Экзосферное приближение для /3-закона изменения скорости............. 87
4.1.6 Выводы............................................................... 88
4.2 Рентгеновское излучение звезд типа Вольфа-Райе.............................. 89
4.2.1 Экзосферное приближение для звезд: конкретизация модели ... 90
4.2.2 Непрозрачность холодной компоненты ветра............................. 92
4.2.3 Анализ методом линейной регрессии данных наблюдений И-ОБАТ . . 94
4.2.4 Определение факторов заполнения горячим газом /х атмосфер звезд
тина \УЯ по наблюдениям Лобат........................................ 95
4.2.5 Сравнение свойств рентгеновского излучения О и звезд.................100
4.2.6 Минимальные значения факторов заполнения для атмосфер звезд типа \УЛ.................................................................... 104
4.2.7 Зависимость факторов заполнения от М/г^..............................105
4.3 Объяснение наблюдаемых особенностей рентгеновского излучения \УН. звезд 107
4.3.1 Объяснение различия наблюдаемых рентгеновских светимостей
и \УС звезд..........................................................109
4.3.2 Выводы...............................................................110
4.4 Переменность рентгеновского излучения в модели неоднородных атмосфер горячих звезд...................................................................112
4.4.1 Описание модели......................................................113
4.4.2 Фактор заполнения и входные параметры................................115
4.4.3 Результаты...........................................................116
5 Заключение 120
О Литература.....................................................................121
3
1 Введение
1.1 Краткая характеристика объектов исследования
Настоящее исследование посвящено изучению горячих звезд ранних спектральных классов: типа Вольфа-Райе (УУЫ) и спектрального класса О. Изучаемые объекты — звезды большой светимости с сильными и широкими (> 103км/с) эмиссионными линиями в оптическом и УФ спектрах, формирующимися в расширяющихся атмосферах этих звезд [202].
Исследование движущихся атмосфер (оболочек) звезд типа \У11 и звезд спектрального класса О существенно углубляет понимание природы расширяющихся атмосфер звезд ранних спектральных классов. Наиболее важной особенностью таких атмосфер является их неоднородность: наличие в атмосферах конденсаций (облаков) разных масс размеров. Изучение структуры таких атмосфер является ключом к пониманию не только механизмов формирования самих расширяющихся звездных атмосфер, но и процессов структурообра-зования в межзвездной и межгалактической среде. Как и сами звезды О и \У11. так и образующиеся в ходе их эволюции Сверхновые звезды I типа играют важную роль в формировании структуры нашей и других галактик и обогащении их тяжелыми элементам. Тем самым тема диссертации представляется весьма актуальной.
Звезды типа АУЛ представляют наиболее интересный класс объектов среди всех звезд ранних спектральных классов, как имеющие наибольшие скорости потери массы. Рассмотрим свойства этой группы звезд более подробно. Звезды АУЛ представляют собой довольно короткую по астрономическим масштабам стадию эволюции (% 105лет), поэтому полное число их невелико. В нашей Галактике известно около 200 звезд типа АУЛ, звезды типа Вольфа-Райе идентифицированы и в галактиках Местной группы [-50].
Звезды тина АУЛ образуют две основных последовательности [41]: АУ1АТ, в спектрах которой сильны линии гелия и азота, и УУС, спектры которых содержат линии углерода и кислорода, вместе с линиями гелия. Некоторые авторы считают необходимым выделять и подтип \УО, содержащий сильные линии ОVI, однако, необходимость выделения такого подтипа в настоящее время подвергается сомнению [200]. В спектрах некоторых АУК звезд линии водорода присутствует [35], но, в основном, спектры АУЛ. звезд характеризуются отсутствием линий этого элемента. Основная особенность оптического спектра \УК звезд — преобладание эмиссионных линий. Абсорбционные линии в спектрах АУЛ звезд практически не видны. Небольшое число линий в спектрах звезд АУЛ имеют профили типа Р Cygni. В спектрах нескольких АУИ звезд старшие члены бальмсровской серии являются абсорбционными [04].
Звезды типа Вольфа-Райе играют заметную роль в энергетике Галактики. В солнечной окрестности темп передачи кинетической энергии межзвездной среде ветром от этих звезд приблизительно равен 1.1 х 1038 эрг/с кпк2, что составляет около 50% полной энергии ветров от всех типов звезд. Вклад кинетической энергии ветра одной звезды АУЛ за время ее жизни в межзвездную среду сравним со вкладом кинетической энергии при взрыве сверхновой, который следует после фазы WR [30].
Масса, поступающая в межзвездную среду от звезд АУЛ (скорость потери массы достигает 10”4А/@/год), сравнима с потерей массы от всех звезд спектральных классов О и В (ОВ-звезд), но примерно в 4 раза меньше, чем масса, теряемая звездами поздних типов и планетарными туманностями. Однако, звезды АУЛ обогащают межзвездную среду продуктами горения (в недрах массивных звезд) водорода и гелия. Таким образом, в соответствии с современными эволюционными моделями (см., например, т190]), именно звезды типа АУЛ во многом определяют присутствие в Галактике 4Не, 12С, 170, 22Ке, 141\т, 2б1У^.
4
25Mg, и 100. Расширяющиеся оболочки WR. звезд — важный источник межзвездной пыли. Считается, что пыль конденсируется в оболочках всех звезд спектрального подтипа WC8 и более поздних; в формировании пыли участвует около 15% теряемой ими массы [57, 69].
Взаимодействие между звездами Вольфа-Райе и межзвездной средой проявляется в формировании так называемых кольцевых туманностей. Наличие в Галактике заметного числа таких туманностей свидетельствуют о том, что переход звезды спектрального класса О в фазу WR происходит очень быстро [33].
1.1.1 Наблюдательные характеристики
Общепринята одномерная спектральная классификация звезд типа Вольфа-Райе: звезды типа WN классифицируются по степени возбуждения (ионизации), зависящей от соотношения интенсивностей линий ионов азота (AA4G34.4640 N111, А 4057 NIV, АА4603,4G10iW ). выделяются следующие подклассы звезд подтипа WN: WN3, WN4,- • • ,WN9. которые называются ''ранними" и "поздними’' подклассами соответственно по аналогии с гарвардской классификацией. Звезды подтипа WC классифицируются по относительным интенсивностям линий ионов Не и С. Выделены подклассы WC4, WC5,* • • .WC9.
Принадлежность звезды к тому или иному подклассу определяется относительными интенсивностями линии (А 5696 CIII; АА 5801, 5812 СIV) и (OUI А 5592). Звезды типа WN характеризуются аномально высокими содержаниями продуктов CNO-цикла с преобладанием гелия и азота; химический состав звезд подтипа WC определяется продуктами горения гелия, когда углерод и кислород производятся из ранее сформировавшегося гелия.
Сильнейшей в спектрах звезд типа WN является линия А4686 Hell с эквивалентной шириной свыше 400 А. В звездах подтипа WC сильнейшей является бленда линии CIII/Hell АА 4650/4686Â, с эквивалентной шириной свыше 2000 А. На рис. 1 представлен спектр типичной звезды подтипа WN4 - Вг 12. Важной особенность звезд типа WR является их переменность как в частотах континуума, так и в линиях. Звездные величины и цвета многих звезд типа WR переменны на уровне нескольких процентов.
Абсолютные звездные величины Mv могут быть определены для галактических звезд типа WH, входящих в состав скоплений и ассоциаций (наиболее полный список по данным наблюдений на спутнике Hipparchos содержится в работе [142]). Значения Mv для звезд типа WR в Большом Магеллановом Облаке (БМО) дают независимую калибровку. В настоящее время значения Мь в зависимости от подтипа могут быть оценены из комбинированных данных с точностью ±05т и лежат в пределах от —2,п до ~8т.
От большинства звезд типа Вольфа-Райе зарегистрировано рентгеновское излучение [66]. Предполагается, что газ, излучающий в рентгеновском диапазоне, нагрет до нескольких миллионов градусов и что мера эмиссии этого горячего газа составляет малую долю (~ 10“4) от меры эмиссии всего ветра. Наблюдаемое рентгеновское излучение формируется в далеких внешних слоях ветра, где поглощение мягкого рентгеновского излучения резко уменьшается. Звезды типа WR, у которых регистрируется рентгеновское излучение, чаще чем обычно входят в состав двойных систем, что заставляет предположить, что наличие спутника ведет к увеличению рентгеновского потока.
5
• 1?
л .VI
Фтк,
f -f.1-1 fl : МИ З I : '.і-* Vin П ^ *•* В f 1 2
t.\ - -І ІГ o-j-j t, s ‘r„û*m-î
id •
^ і ^U)
(WN4-S) 1
faauiv.r^;/!
я ?
Я Я
? 4 зь
lüjj і' 'Al
я с
З В
а г-г-^
7
Г‘ 5
V*. ^
?4
•ч
V Я
ч—і—І—г—1—;—;—г
т
8
5
л
о
V—,/
ф|~
С» » V» • >n« fr ■ • W mLhJi
І wo
il
I . I . і ^ — ,.^.4-------——
14‘V
1W»fl
'•ад
I .: Д—._. ■ rf.JL.
.«oo it?w
?
о
~ .1. a: #•
j’f «.•
; і
■* V'W/: ^ ^ in Ц a I #\
J.t / -;4^V «v *Sf -^vVt '*■‘^4 ™ -
;h
î
j.i.1
-L
u_L
/ r A
»iw> ^ioi.i Г‘ /'Ш :і'ИУ* ЯЯОіІ
лД
Рис. 1. Спектр звезды Вг!2.
6
Считается, что в двойных системах значительная часть полного рентгеновского излучения системы образуется в горячем газе, находящемся на границе сталкивающихся звездных ветров звезды типа WR и ее спутника (обычно звезды спектрального класса О) [130]. Иногда наблюдается переменность рентгеновского потока, как короткопериодичес-кая, так и с периодом, совпадающим с периодом орбитального движения двойных систем. Упомянем обзоры рентгеновских наблюдений звезд типа WR и, в частности, данных, полученные обсерваторией Einstein в работах [164, 59].
1.1.2 Звезды ранних спектральных классов в нашей и других галактиках
Все звезды ранних спектральных классов принадлежат плоской составляющей населения Галактики. Распределение звезд типа Вольфа-Райе в Галактике аналогично распределению массивных 0-звезд, что заставляет предположить, что WR звезды - это прямые потомки массивных О-звезд. Массивные ОВ и WR-звезды расположены вдоль плоскости Галактики в узком слое ±100пк от галактической плоскости. В статье [65] исследуется возможная принадлежность звезд типа WR группам и ассоциациям, причем наиболее яркие звезды в этих группах - это голубые сверхгиганты. В то же время красные сверхгиганты не входят в одни ассоциации с WR звездами. Этот факт может явиться одним из ключевых в понимании эволюционного статуса WR звезд.
Звезды типа WR, как и звезды спектрального класса О, обнаружены и в других галактиках [43, 50, 69]). Список [49] содержит 101 звезду типа WR в БМО. С тех пор в БМО было открыто еще около десяти звезд типа WR. Большинство из них - звезды типа WN. Звезды типа WR обнаружены также в следующих галактиках Местной группы: ММО - 8 звезд, МЗЗ - 150, NGC6882 - 7, IC1613 - 5, М31 - 30 звезд. Доказано присутствие WR звезд и в « 10 более далеких галактик [15].
Согласно современным представлениям, в эволюции звезд тина Вольфа-Райе решающую роль играет их двойственность. Однако доля двойных среди звезд этого типа определена неуверенно. Согласно шестому каталогу галактических звезд типа WR, из 159 звезд I типа населения достоверно двойными признаны лишь 20, т.е. 12%. Очевидно, что это лишь нижний предел, определяемый из наблюдений. Вероятно, около 40% звезд WR могут быть двойными. Существуют эволюционные сценарии, согласно которым все WR должны быть двойными. В то же время наблюдения указывают на существование одиночных WR звезд. Особый интерес исследователей в настоящее время направлен на изучение систем типа WR + компактный объект (см., например, [47, 32, 44]). Такие системы являются источниками переменного рентгеновского и 7-излучения.
1.1.3 Массы, химический состав, звездный ветер
Как правило, в двойных системах со звездой типа WR второй компонент - это звезда класса ОВ. Спектроскопический анализ тесных двойных систем часто осложняется тем фактом, что исследуемая эмиссионная линия WR компонента, которая формируется в звездном ветре, сочетается с абсорбционной линией, возникающей в атмосфере звезды класса О. Скорости расширения атмосфер, определяемые по различным эмиссионным линиям часто отличаются весьма существенно. В большинстве случаев, линии с более высокими степенями возбуждения дают меньшие значения скоростей. Считается, что они образуются в более глубоких областях атмосферы.
Скорости, определяемые по эмиссионным линиям, часто отличаются от определяемых по абсорбционным. Последние формируются в двойных системах WR+OB и их положс-
7
лия отражают орбитальное движение компонент. Некоторые звезды типа \У11 входят в состав контактных двойных систем, в которых взаимодействие между двумя звездными ветрами ведет к очень сложной и зависящей от фазы орбитального движения переменности. Это препятствует точному определению кривых лучевых скоростей и, следовательно, масс звезд. Определенные к настоящему времени массы звезд типа \УЛ лежат в пределах от б.4М0 до 60М&. Почти во всех двойных системах \УЛ компонент менее массивен. Выраженной зависимости массы от спектрального подтипа не существует.
Химический состав \У11 звезд известен не достаточно точно, но его отличия от среднекосмического столь сильны, что могут быть сделаны определенные выводы на основании уже имеющихся оценок содержания химических элементов. Предполагается, что атмосферы звезд типа WN сильно обогащены гелием и азотом и бедны водородом, или не содержат его совсем, а содержание углерода и кислорода близко к среднекосмическому. В атмосферах звезд типа УУС гелий, углерод и кислород находятся в большом количестве, но нет свидетельств присутствия ни водорода, ни азота. Для иллюстрации приведем в Табл. 1 данные из работы (15) об относительном содержании самых обильных элементов в атмосферах звезд типа ХУЛ некоторых спектральных подклассов в сравнении с содержаниями этих элементов на Солнце.
Таблица X.
Отношения содержаний (по числу атомов) самых обильных элементов в
атмосферах звезд типа Вольфа-Райе
ЩНе)А(Н) N(.N/N(116) ^С)Ат(Не)
\УШ \УМ УУМ5 \УГч6 \Vtt7 \УШ \УС5 \УС7 \УС8 \УС9 Солнце >10 > 5 3- 10 1.5- 10 2-6 0.5 - 3 > 1 > 10 > 10 > 6 0.1 0.005 - 0.02 0.010 - 0.05 0.005 - 0.03 0.005 - 0.03 0.005 - 0.02 0.005 - 0.02 0.001 0.0001 - 0.001 0.0001 - 0.001 0.0001 - 0.001 0.0001 - 0.001 0.0001 - 0.001 0.0001 - 0.001 0.3 - 1.0 0.2 - 0.5 0.1 - 0.3 0.1-0.3 0.004
Самой важной особенностью звезд ранних спектральных классов и, в частности, О-звезд и звезд типа УУЛ является наличие у них протяженных расширяющихся атмосфер, теряющих массу в виде звездного ветра. Так как оптические толщины многих линий в спектрах этих звезд велики, можно достаточно надежно определить темп потери массы М и асимптотическую (терминальную) скорость ветра г>ос по профилям этих линий в спектрах. Звезды типа Вольфа-Райе имеют наибольшие из известных темпы потери массы среди звезд всех типов (10"5 -г 10~4 Мф/год), тогда как скорости потери массы у звезд спектрального типа О на порядок и более меньше [16].
Терминальная скорость истечения вещества ^оо прямо измеряется по максимальному доплсровскому смещению, наблюдаемому в спектральных линиях в УФ, ИК и оптической областях спектра. При измерении по УФ линиям, необходимо следить за тем, чтобы линия не блендировалась. Более надежными являются скорости, полученные из анализа
8
ИК линий, так как эти линии формируются на больших расстояниях от центра звезды. Для звезд \УС последовательности обнаружена корреляция терминальной скорости и спектрального класса. Более высокие скорости наблюдаются у звезд с более высокими потенциалами возбуждения. У звезд, принадлежащих к \\^ последовательности, не наблюдается корреляции со спектральным классом, за исключением, возможно, самых ранних и самых поздних типов. Более того, существует значительная дисперсия в терминальных скоростях внутри спектрального типа \УМ.
Существуют различные методы диагностирования скорости (темпа) потери массы М. Наиболее часто эта величина измеряется по величине потока излучения звезды в радиодиапазоне. В установившемся, изотропном ветре темп потери массы может быть определен из измерения радиопотока, если *><*,, расстояние до звезды, а также средняя масса и заряд, приходящиеся на ион, известны. Последние измерения темпов потери массы у 24 звезд показали, что 0.8 х 10"3 < М < 8 х 1О~5М0/год со средним значением М(ЪУ11) ~2х 1О-5М0/год [86]. Не обнаружено корреляции между скоростью потери массы и химическим составом, стадией возбуждения, абсолютной визуальной величиной, терминальной скоростью или двойственностью звезд.
1.1.4 Эффективная температура, светимость
Для звезд типа \УЛ и звезд спектрального класса О не существует общепризнанного определения эффективной температуры. Обычно, следуя работе [30], за эффективную температуру звезды 'ДОЛ принимают величину = [1*/4тг<т(Я1>л)2]1/'4, где ЯрН - радиус, на котором росссландова средняя оптическая глубина равна единице. Обычно находится выше звуковой точки, так что определенная этим соотношением величина будет несколько меньше (около 0.5с1ех) значения эффективной температуры, используемого в моделях звездной эволюции, в которых используются гидростатические, плоско-параллельные модели атмосфер без учета влияния звездного ветра.
Часто утверждается, что температуры звезд типа \У11 определяются очень неуверенно. Действительно, в литературе нередко приводятся сильно различающиеся значения температур одной и той же звезды, хотя распределение энергии в непрерывном спектре для многих \УГ1 звезд известно уже достаточно точно в широком диапазоне длин волн. Этот факт указывает на сложную природу исследуемых объектов и на неприменимость простых методов анализа, разработанных для нормальных звезд и туманностей. Для звезд типа \УН. надо модифицировать методику Занстра таким образом, чтобы учесть ионизации с возбужденных уровней.
Добавочную информацию о температурах звезд типа "N^11 может дать применение метода Занстра для радиоэмиссии в кольцевых туманностях вокруг звезд. Существуют, однако, неопределенности, связанные с тем, что неизвестно, поглощает ли туманность все Ьс кванты, испущенные звездой, и с тем, что неизвестна калибровка между температурой, полученной по методу Занстра (плоско-нараллельная и гидростатическая атмосфера), и эффективной температурой.
Благодаря спутниковым УФ наблюдениям возможно оценить цветовые температуры звезд типа в конце наблюдаемой УФ области спектра, где коэффициент истинного поглощения оболочки в непрерывном спектре наименьший. Полученные разными методами оценки цветовых температур дают значения от 20000 К до 80 000 К для различных подтипов \УЯ звезд. Неопределенности в определении эффективных температур прямо влияют на определение светимостей £* и, соответственно, абсолютных звездных величин . Найденными разными методами значения находятся в диапазоне — 8 > Ы > —10, за
9
исключением поздних подтипов WN звезд, которые считаются более яркими.
1.1.5 Эволюционные сценарии
Массивные О-звезды, - предшественники звезд типа WR на стадии горения водорода в ядре, обладают протяженными расширяющимися оболочками и испытывают потерю массы. Значительную роль в процессе эволюции массивных звезд должны играть процессы перемешивания [132]. Таким образом, содержание водорода во внешних слоях звезды уменьшается, как при их перемешивании с веществом конвективного ядра звезды, так и в результате звездного ветра. На диаграмме Г-Р звезда движется горизонтально налево, так как ее эффективная температура уменьшается, а светимость остается почти постоянной. В силу быстрой потери звездой ее внешних слоев ее внутреннее ядро "обнажается'’. Как только поверхностное содержание водорода падает, звезда начинает двигаться по диаграмме в обратном направлении, в сторону высоких эффективных температур. Это состояние отождествляется с фазой эволюции WR, точнее со звездами WN - азотной последовательности, содержащими водород, хотя и в малом, по сравнению со срсднекосмичесхим, количестве. Возможно, что имеют место другие промежуточные стадии эволюции массивных звезд [200], представителями которых являются звезды типа S Doradus, Р Cygni или т/ Саг -яркие голубые переменные (LBV) 190].
Общепринятая схема звездной эволюции выглядит так:
О —» О/ —+ BSG( Н — richWN) —>
LBV —> WN—> WC—> SN, (1)
где обозначено: О - звезды спектрального класса О, Of - Of-звезды, BSG - голубые сверхгиганты, SN - сверхновые (см., например, [96, 178]).
Lamers и др. [117] предложили сценарий образования LBV и WR через стадию красного сверхгиганта (RSG), протекающий при наличии большой потери вещества на ранних стадиях горения гелия в ядре.
О э Of —> RSG —> LBV —> WN WC(?) —)• SN. (2)
По современным представлениям предполагается, что при начальной массе ~ 60 - 90М© звезда эволюционирует по схеме (1), а при начальной массе ~ 30 - 60М© по схеме (2).
Очень большую роль в эволюции массивных О-звезд играет их двойственность. В работе [24] оценено, что 70% звезд типа WR возникли в двойных системах. Этот результат зависит от принятой начальной функции масс, от начального химического состава протозвезды и других факторов.
В настоящее время считается, что звезды типа WR могли возникнуть различными путями:
• при перетекании вещества в определенной фазе тесной двойной системы с массами 20Мф < М < 35М@ (при больших массах перетекания не происходит и эволюция определяется истечением вещества, как у одиночных звезд)
• при истечении вещества в виде звездного ветра и обнажения в результате значительной потери массы слоев, претерпевших ядерное горение. На такую возможность впервые указал Conti [63].
10
• через фазу быстрой потери верхних слоев звезды: предшествующей фазой является массивный красный сверхгигант. На такую возможность впервые было указано Бисноватым-Коганом и Зельдовичем [5]).
• в результате сильного перемешивания вещества (см., например, [131]). Предполагается, что эволюция звезды типа \У11 заканчивается взрывом сверхновой.
1.1.6 Модели атмосфер
Классические модели атмосфер абсолютно не годятся для звезд типа \\'11 из-за их больших отклонений от гидростатического равновесия и шюско-иараллельной геометрии. Модели атмосфер \У11 звезд должны учитывать следующие их особенности:
• поле излучения в континууме неизвестно заранее; оно зависит от изменения плотности и температуры вдоль радиуса.
• приближение чистого рассеяния не подходит для описания формирования излучения в линиях, а форма профиля линии чувствительна к ходу плотности и температуры в атмосфере.
• бланкетирование линий становится очень сильным в непрозрачных атмосферах звезд типа так что отдельные линии налагаются друг на друга вследствие донлеров-ского смещения.
Чтобы построить модель расширяющихся атмосфер звезд типа \ТО, необходимо самосогласованное решение уравнений переноса излучения, движения, статистического и лучистого равновесия. Эта задача является чрезвычайно сложной и в полном объеме не решенной, поэтому обычно вводятся существенно упрощающие задачу предположения, такие как предположения о заранее известных распределениях температуры и поле скоростей в атмосфере. Тогда ионизационная структура атмосферы и распределение атомов по уровням могут быть определены из совместного решения уравнений переноса и статистического равновесия.
1.1.7 Возможные механизмы ускорения звездного ветра
Несколько десятилетий назад Билс [38] предположил, что широкие эмиссионные линии в спектрах возникают в результате эффекта Доплера в веществе расширяющейся газовой оболочки. Движение оболочки поддерживается давлением излучения горячей звезды. Эта основная идея стала сейчас общепринятой, хотя существуют и альтернативные модели (см., например, [193]). Такой механизм потери вещества принят и для 0-звезд. Темп потери масс звездами спектрального класса О составляет 10-7 — 10~СМ® в год, а звезд типа \УД - в среднем на 1-2 порядка больше [16, 197]. Основной проблемой динамики расширяющихся атмосфер звезд ранних спектральных классов является вопрос о том, достаточно ли только давления излучения для обеспечения столь высокого темна потери массы.
Теория ветра, порождаемого излучением, утверждает, что поглощение и рассеяние излучения в спектральных линиях во внешних слоях атмосфер горячих звезд передает направленный наружу импульс и, следовательно, вызывает появление направленной наружу ускоряющей силы, которая превосходит силу гравитации звезды. В статье [126] показано,
11
- Киев+380960830922