ЯВЛЕНИЯ НЕСТАЦИОНАРНОСТИ И ЗВЕЗДНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ

1974 год

ГЛАВА 2

ЗВЕЗДЫ ВОЛЬФА - РАЙЕ

С. В. Рублев

ОДИНОЧНЫЕ ЗВЕЗДЫ WR, ПРИНАДЛЕЖАЩИЕ К НАСЕЛЕНИЮ I ТИПА

§ 5. Линейчатые спектры

Имеются подробные описания спектров WR с отождествлениями в фотографической, визуальной и инфракрасной областях (см., например, Билс, 1930; Свинге, 1942; Эдлен, 1956; Андерхилл, 1959, 1962; Свинге и Джозе, 1950; Андрийа, 1957Ь, 1964; Код и Блесс, 1964; Кухи, 1966b). Данные по далекому ультрафиолету есть лишь для гамма₂ Парусов, WC8 + 07 (Стечер, 1970 (1150—4000 А); Мортон и др., 1969 (1127 — 1193 А); см. также Вилсон, 1970].

Согласно Андерхилл (1968) в спектрах WN яркими линиями представлены: Н, Не I, Не II, N II (?) — N V, Si IV, О III (?) - О V, О VI (?), С IV, S III (?) (знак ? отмечает возможное присутствие). При разделении эмиссионных бленд в фотографической области подтверждается присутствие NII, OIII и SIII; выявляется эмиссия Mg II, TiIV, AlIII (?) (Рублев, 1971). У звезд WN наиболее сильны: Не II 3203, 4686, 8242, 10124 А; N III 4100, 4640 и N IV 7112 А.

У звезд WC основными являются спектры Н, Не I, Не II, С II - С IV, О III - О VI (?), N III, N IV (?), N V, S III, Al III, Ti IV, Mg II (?) и Si IV (?). При разделении бленд подтверждается присутствие линий Mg II и N IV; возможен вклад спектра О II. Наиболее сильны: С III 4650, 5696, 9710; С IV 4650, 5808, 7726; Не II 4686.

У звезд WN линии Не II кажутся более сильными, чем у звезд WC; из-за блендирования с пиккеринговскими линиями Не II серия Бальмера Н I отдельно не видна. Запрещенных линий у звезд WR нет.

Энергия, излучаемая звездами WR в ярких линиях, заметно влияет на их величины и показатели цвета. Соответствующие поправки дельта m^e к величинам m_pg определял Воронцов-Вельяминов (1935, 1946а, 1958). Позднее для оценки привлекались опубликованные данные об эквивалентных ширинах линий (Невский и Рублев, 1963 —значения дельта I^e_р, дельта I^e_V, дельта B^e, дельта V^e), а также результаты спектрофотометрии с умеренной дисперсией (Рублев, 1971, дельта B^e). Пайпер (1966) оценивала поправки дельта(B—V)_e и дельта(U—В)_e. Данные последних работ см. в табл. 11 (в некоторых результатах 1963 г. не полностью учтен вклад слабых линий). В табл. 12 для одиночных звезд приводится вклад эмиссии в энергию, излучаемую в инфракрасной области.

Эквивалентные ширины ярких линий измерялись по спектрам разной дисперсии и в разных интервалах длин волн (см., например, Билс, 1934; Свинге, 1942; Свинге и Джозе, 1950; Андерхилл, 1967; Кухи, 1966b, 1968b; Смит и Кухи, 1970; Рублев, 1971; Смит и Аллер, 1971). Из-за различного подхода к обозначению континуума и разделению бленд, а также из-за несовершенства фотографического метода регистрации, эквивалентные ширины у разных авторов иногда сильно расходятся.

Большинство ярких линий в спектрах WR возникает в результате рекомбинаций и каскадных переходов. Возможны также некоторые селективные процессы, ведущие к усилению отдельных линий. Так, 5696 С III усилена относительно 4647, 4651 С III, обладающих большими лабораторными интенсивностями. Согласно Андерхилл (1957b) повышенная заселенность уровня 2_S3d¹D₂ С III (верхний для 5696) вызвана тем, что кванты L_а (He II) ионизуют атомы С II из состояния 2s²3d²D, превращая их в ионы С III, находящиеся в требуемом состоянии возбуждения. Недавно действенность этого механизма была поставлена под сомнение: ввиду крайне малой заселенности обычного (и очень высокого) уровня ²D C II избыточная населенность состояния ¹D у С III должна быть незначительной (Никитин и Феклистовa, 1972b).

В спектрах WN линия 4057 N IV сильнее, чем 3748, 3783 и 3785 N IV, имеющие большие лабораторные интенсивности. По допущению Андерхилл (1967) верхний уровень 4057 (52,98 эв) перенаселяется благодаря неупругим столкновениям с ионами Не II, возбужденными в седьмое состояние (ЕР 53,08 эв).

Согласно Боуэну (1935) в небулярных оболочках возможны процессы селективной флуоресценции: благодаря случайной близости длин волн свечение в линиях одного атома возбуждает излучение в линиях других атомов. Впрочем, при расширении с большой скоростью роль таких механизмов должна падать из-за дифференциального эффекта Доплера. По этой причине, например, не действует механизм селективного усиления 4686 Не II квантами Lа (Н I) (см. Слюсарев, 1955; часто допускают, что L_а-кванты производят добавочное заселение четвертого уровня Не II).

Для расчетов рекомбинационных спектров тяжелых элементов требуются значения атомных параметров, которые плохо известны. В последние годы произведен ряд оценок для ионов N III, N IV, С II, С III, С IV и OV (Никитин, 1962, 1971; Никитин и Феклистова, 1972а,b).

Лишь немногие линии в спектрах звезд WR не подвержены блендированию, что затрудняет изучение эмиссионных профилей. Можно, тем не менее, отметить некоторые особенности. В спектре каждой звезды профили линий одного иона подобны; их полуширины (в км/сек) примерно одинаковы. Это является свидетельством в пользу доплеровского механизма расширения. Штарковское расширение (Джонсон, 1954) здесь не подходит, так как при этом линии различных серий Не II должны были бы отличаться по форме и полуширине (см. также Кухи, 1968b).

Согласно Андерхилл (1968, 1969) яркие линии в спектрах звезд WR делятся на два типа: а) с округлыми вершинами и приблизительно гауссовскими профилями (например, линии Не II); они наиболее многочисленны и редко сопровождаются фиолетово-смещенной абсорбцией;

б) с уплощенными вершинами (подобные 5696 С III; иногда уплощены также сильные линии Не I, например, 5876, а у звезд WN-B – 4058 N IV).

В спектре HD 193793, изученном Галкиной (1970), у ионов с низкими потенциалами профили линий шире, уплощены и «почти прямоугольны»; у ионов с более высокими потенциалами они уже и «куполообразны» (рис. 18). Здесь можно говорить скорее о различиях в относительной мощности крыльев: при низких потенциалах линии обладают широкими ядрами и слабыми крыльями, при высоких — ядра уже, а крылья развиты сильно.

Рис. 18. Сравнение профилей ярких линий, приведенных к единичной центральной интенсивности, в спектре HD 193793: а) С III 5696; б) (Не I + С III) 5875; в) Не II 4686; г) С IV 5806 (Галкина, 1970).

Некоторые яркие линии в спектрах WR сопровождаются смещенными к фиолетовому концу абсорбционными компонентами (смещения — того же порядка, что полуширины уплощенных эмиссии). Все они резче и уже сопутствующих эмиссии. Смещения для ряда звезд даны в табл. 13 (Андерхилл, 1968). Наиболее сильны абсорбции с уровней, перенаселенных в силу эффектов дилюции; таковы Не I 10830, 3888, 3188, триплеты Не I и тройные бленды С III 4650 и N IV 3482. Сдвиги абсорбционных компонентов показывают иногда четкий ход с потенциалом ионизации: у HD 151932, например, по линиям N V, Не II и Не I соответственно получается V = — 300, —500 и —700 км/сек (Андерхилл, 1968). Эта особенность дополняет аналогичную корреляцию для полуширин, которые меньше у ярких линий более высоких потенциалов X_i (рис. 19).

Большая часть вопросов относительно физической структуры звезд WR возникает при анализе их линейчатого спектра. Концепция стационарно истекающей атмосферы, перерабатывающей излучение горячего ядра и стратифицированной в обычной «небулярной» последовательности (Билс), позволяет увязать в одно целое все основные особенности спектров WR; она является, на наш взгляд, наилучшей.

Рис. 19. Зависимость между полуширинами ярких линий и потенциалами ионизации (Смит и Аллер, 1971).

Вертикальные отрезки — интервалы энергий ионизации от минимальной до граничной для следующей стадии ионизации данного элемента; горизонтальные отрезки дают разброс полуширин различных линий соответствующих ионов.

Согласно Соболеву (1947, 1952) многие яркие линии, возникающие в расширяющихся оболочках малого paдиуса, отягощены значительным самопоглощением и состоят из эмиссионной и абсорбционной компонент, которые формируются приблизительно в одних и тех же слоях.

Даже очень схематическая теория профилей, опирающаяся на эту модель (Рублев, 1960, 1962, 1963; Лыу Baн Лонг, 1967), оказывается качественно удовлетворительной: вычисленные профили не только похожи на наблюдаемые (рис. 20), но помогают также интерпретировать линейчатые спектры.

Рис. 20. Представление наблюдаемого профиля 3889 Не I в спектре HD 192163 (Билс, 1934) элементарной теорией профилей при полной непрозрачности протяженного «обращающего слоя», формирующего линию, и скорости истечения, не зависящей от расстояния (Рублев, 1962).

Главными возражениями против концепции Билса были следующие. Протяженность истекающей атмосферы звезды WR не может быть большой, так как иначе в затменно-двойных системах наблюдалось бы запаздывание кривой лучевых скоростей по ярким линиям относительно кривой блеска («эффект орбитального отставания»; Вилсон, 1942). С другой стороны, протяженность такой атмосферы не может быть малой, так как иначе из-за экранирования ее тыльной части ядром звезды яркие линии — если они возникают в расширяющихся слоях — получались бы заметно срезанными с красной стороны (Чандрасекхар, 1934).

Как недавно показал Кастор (1970b), «эффект орбитального отставания» очень мал, т. е. протяженность оболочек WR может быть большой. Из элементарной теории контуров следует, что абсорбционная компонента яркой линии занимает с фиолетовой стороны такой же интервал длин волн, как эффект экранирования — с красной. В итоге «фиолетовый сдвиг» линии может не наблюдаться и она выглядит примерно симметричной; при большой дисперсии лучевых скоростей и сильной эмиссии фиолетовая абсорбция может быть не резкой. Это справедливо и тогда, когда линия возникает в слое небольшой протяженности, примыкающем к ядру. У таких линий (согласно Билсу, принадлежащих ионам высоких потенциалов) эффект экранирования максимален. Здесь, однако, должно существенно сказываться электронное рассеяние, ведущее к перераспределению энергии внутри линии (т. е. к сглаживанию ее асимметрии, уширению за счет развития крыльев и замыванию фиолетовой абсорбции). Зависимость между полушириной линии, развитием у нее крыльев и потенциалом ионизации (см. рис. 19) можно истолковать, приняв, что в стратифицированной оболочке со значительным электронным рассеянием скорость течения растет наружу (при постоянной скорости эмиссионные линии должны иметь параболическую форму; с падением степени самопоглощения, а также при возрастании скорости их вершины уплощаются). Заметим, что при замедленном истечении и существенном самопоглощении контуры эмиссионных компонентов получаются, как правило, трехвершинными, а фиолетовые абсорбции раздваиваются (Рублев, 1963). В спектрах WR подобные линии не наблюдаются, что ставит под сомнение гипотезу о замедленном расширении с «обратной» стратификацией, О небулярном типе стратификации свидетельствуют также сопоставления спектров планетарных туманностей и их ядер типа WR: они дополняют друг друга таким образом, что зоны излучения оказываются расположенными в единой последовательности, соответствующей ходу ионизационных потенциалов (Занстра и Винен, 1950; Ван Пелт, 1957).