Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА І. Явления звёздных ветров .
1.1. Наблюдательные проявления звёздных ветров в горячих звёздах 10
1.2. Теоретическая интерпретация явления звёздных ветров 14
1.3. Полуэмпирические модели звёздных ветров.. 22
ГЛАВА II. Исследование звёздных ветров по ультрафиолетовым спектрам .
2.1. Проявления звёздных ветров в ультрафиолетовых спектрах горячих звёзд 29
2.2. Исследование ветров в звёздах спектрального класса В по профилям ультрафиолетовых линий 38
2.3. Определение скоростей потери массы в звёздах спектрального класса В по ультрафиолетовым линиям 55
ГЛАВА III. Исследование звёздных ветров с помощью моделей
3.1. Определение физических характеристик звёздных ветров 69
3.2. Определение электронной температуры звёздных ветров в рамках модели "теплого" ветра 74
3.3. Определение меры эмиссии короны в рамках модели "корона+холодный ветер" 88
3.4. Определение электронной температуры звёздных ветров в рамках модели "тепловатого"ветра 102
3.5. Определение скоростей потери массы в рагжах полуэмпирических моделей звёздных ветров 122
Заключение 129
Литература 133
- Теоретическая интерпретация явления звёздных ветров
- Исследование ветров в звёздах спектрального класса В по профилям ультрафиолетовых линий
- Определение электронной температуры звёздных ветров в рамках модели "теплого" ветра
- Определение электронной температуры звёздных ветров в рамках модели "тепловатого"ветра
Введение к работе
Развитие внеатмосферных ультрафиолетовых наблюдений привело к открытию истечения вещества в звёздах ранних спектральных классов, которое получило название звёздных ветров. Изучение этого вида нестационарности в звёздах представляет собой в настоящее время одну из наиболее интенсивно развивающихся областей астрофизики. Актуальность такого изучения обусловлена важной ролью, которую звёздные ветры, приводящие к высоким темпам потери массы в звёздах, должны играть как в эволюции звёзд (см.например труды симпозиума й 83 MAC "Потеря массы и эволюция звёзд типа 0" (1979) и коллоквиума J& 59 MAC "Эффекты потери массы в звёздной эволю-щи" (1982)),так и в эволюции и динамике межзвёздной среды (см. например обзор Конти, Мак Кри (1980), Шалл (1982) ). К сожалению, до сих пор не выяснена природа'механизмов, вызывающих потерю массы в горячих звёздах и определяющих специфические условия в звёздных ветрах. Неясным остаётся также, какие свойства звёзд определяют действие этих механизмов. В связи с этим выяснение связи между параметрами звёзд и звёздных ветров (например, температурой вещества и скоростью потери массы) представляет собой важную проблему, которой и посвящена настоящая работа.
Особый интерес к звёздным ветрам обусловлен рядом наблюдательных фактов, которые свидетельствуют о специфических условиях в них и о существовании некоторых дополнительных механизмов нагрева вещества звёздных ветров. Эти факты сводятся к следующим: I) существование в ультрафиолетовых спектрах звёзд ранних спектральных классов резонансных линий так называемых сверхионизован-ных ионов, которые не образуются в большом количестве при температурах, близких к эффективным температурам звёзд в условиях тер- модинамического равновесия (см.Сноу,Мортон,1976); 2) открытие рентгеновского излучения с энергией 0.1 - 4 Кэв от звёзд (Палла-висини и др.,1981). Такое мягкое рентгеновское излучение может быть сформировано только во внешних слоях звёздных атмосфер, и, следовательно, неизбежно должно быть связано со звёздными ветрами.
Построение теоретических моделей звёздных ветров,которые могли бы объяснить эти наблюдаемые особенности,связано с большими трудностями,которые вызваны необходимостью совместного решения уравнений переноса излучения в расширяющейся среде и гидродинамических уравнений. На уровне современных знаний о динамических процессах в звёздных атмосферах горячих звёзд нужны дополнительные исследования, чтобы выделить среди возможных типов движений,таких как вращение,пульсации и т.д., те, которые оказывают основное влияние на формирование звёздных ветров, или даже выявить неизвестные пока динамические процессы (см. Томас, 1982).
По этим причинам изучение ветров горячих звёзд пока проводится с помощью полуэмпирических моделей, основанных на интерпретации наблюдательных проявлений звёздных ветров. В настоящее время сосуществуют три основных подуэмпирических модели звёздных ветров (см.обзор Каосинелли и др.,1978а),которые прежде всего различаются температурой вещества звёздных ветров. К сожалению, ни одна из этих моделей не в состоянии объяснить все наблюдаемые особенности звёздных ветров. С помощью этих полуэмпиричеоких моделей звёздных ветров разными авторами были исследованы отдельные звёзды и определены физические характеристики их звёздных ветров. В настоящей работе мы попытаемся провести сравнительшй анализ этих трёх предложенных моделей звёздных ветров на основе изучения ветров ряда звёзд спектральных классов 0 и В. - б -
Целью настоящей работы является выяснение характера механизмов, вызывающих звёздные ветры и их нагрев, на основе изучения зависимости значений характеристик звёздных ветров от значений основных параметров звёзд.
Для решения этой задачи в данной диссертации: исследованы ультрафиолетовые спектры звёзд спектральных классов 0 и В с целью уточнения пределов значений температур и све-тимостей,при которых в спектрах звёзд наблюдаются сверхионизо-ванные ионы; на основе сравнения наблюдаемых профилей спектральных линий, образованных в звёздных ветрах,с теоретическими получены значения параметров,определяющие оптическую толщину формирования этих линий и зависимости скорости расширения атмосфер звёзд класса В от расстояния до центра звезды; определены скорости потери массы для ряда звёзд класса В низкой светимости и установлена их зависимость от основных параметров звёзд; в рамках трёх полуэмпирических моделей звёздных ветров с помощью единой методики получены значения физических характеристик звёздных ветров разной температуры и светимости,и исследована их зависимость от значений основных параметров звёзд: температуры, светимости и ускорения силы тяжести.
Новизна работы: I) Определены более точно пределы температур звёзд спектральных классов 0 и В, при которых в их спектрах существуют линии сверхионизованных ионов.
2) Впервые у становлено, что скорость потери массы у В звёзд низкой светимости связана, со значениями основных звёздных параметров: светимости,массы и радиуса зависимостью,установ ленной другими авторами для более горячих звёзд.
При исследовании звёздных ветров с помощью полуэмпирических моделей использован статистический подход,который позволяет сделать качественные выводы о связи между значениями параметров звезд и механизмами нагрева звёздных ветров. При этом впервые определены значения физических характеристик звёздных ветров ряда звёзд спектральных классов 0 и В в рамках существующих полуэмпирических моделей звёздных ветров.
В рамках модели "тепловатого" ветра (Кастор в ст.Касси-нелли и др.,1978а)проведено определение населённостей квантовых состояний ионов,ответственных за формирование наблюдаемых спектральных линий, образующихся в звёздных ветрах.Результат получен путём решения системы уравнений стационарности в расширяющейся атмосфере в рамках метода Соболева (1947). Исследование звёздных ветров с помощью этой модели показало,что свойства звёздных ветров в горячих звёздах находятся в зависимости от эффективной температуры звёзд. диссертация состоит из введения, трёх глав и заключения.
В первой главе дан обзор основных наблюдаемых проявлений звёздных ветров .достижений в их теоретической интерпретации и описание разработанных до сих пор полу эмпирических моделей звёздных ветров.
Во второй главе приведены результаты исследования ультрафиолетовых спектров звёзд спектральных классов 0 и В по установлению пределов существования сверхионизованных ионов в ветрах звёзд разной температуры и светимости,результаты определения предельных скоростей расширения звёздных ветров в В-звёздах низкой светимости. Для ряда звёзд спектрального класса В представлены результаты определения значений параметров оптических глубин формирования спектральных линий и значений параметров,определяющих зависимость скоростей расширения звёздных ветров от расстояния до поверхности звезд. Проведено определение скоростей потери массы М в В-звёздах низкой светимости и их сравнение со значениями, полученными по известным эмпирическим зависимостям М от параметров звёзд.
В третьей главе с помощью предложенного Ламерсом и Мортоном (1976) метода проведено определение значений физических характеристик звёздных ветров у 14 звёзд спектральных классов 0 и В,принадлежащих к разным классам светимости,в рамках трёх полу эмпирических моделей.
В заключении перечислены выводы, по лученные на основе всего исследования и отмечены задачи по дальнейшему изучению звёздных ветров. Указано,что для дальнейшего изучения физических условий в звёздных ветрах необходимо привлечение новых наблюдательных данных, прежде всего в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах.
На защиту выносятся следующие основные положения:
Свойства звёздных ветров в горячих звёздах определяются главным образом эффективной температурой звёзд. При этом динамические процессы в атмосферах звёзд,способствующие нагреву звёздных ветров,могут определяться глубиной залегания зоны полной ионизации гелия.которая зависит от температуры и ускорения силы тяжести звезды.
В рамках трёх полуэмпирических моделей звёздных ветров определены значения параметров звёздных ветров у ряда ОВ-звёзд разной эффективной температуры и класса светимости.
Скорости потери массы в В-звёздах низкой светимости определяются светимостью,массой и радиусом звёзд и согласуются с эмпирической зависимостью .полученной в согласии с флуктуационной теорией потери массы (Андриессе,1979).
4. В ветре звезды |3 иґі (Б8 la) отсутствуют сверхионизо-ванные ионы, и звёздный ветер в этой звезде является "холодным".
Результаты изложенные в диссертации, опубликованы в следующих статьях:
Портнова И.Н., Бекеева Н.К. О линиях в спектрах горячих звёзд.- Казань,1982,- 23 с- Рукопись представлена Казан, ун-том. Деп.в ВИНИТИ 3 мая 1982, Л> 2137-82.
Сахибуллин Н.А., Портнова И.Н. Определение потери массы в четырёх В-звёздах.- Труды Каз.гор.астрон.обс.,1983,т.47,с.13-23.
Портнова И.Н., Хусаинов Е.И. Потеря массы в звёздах низкой светимости.- Казань, 1983,- 17 с- Рукопись представлена Казан, ун-том. Деп.в ВИНИТИ 9 сентября 1983, В 5154-83.
Портнова И.Н., Сахибуллин Н.А. О свойствах звёздных ветров в горячих звёздах.- Астрофизика,1983,т.19, с.697-709.
Портнова И.Н. Зависимость свойств звёздных ветров от температуры и светимости горячих звёзд,- Казань, 1983 - 16 с- Рукопись представлена Казан.ун-том. Деп.в ВИНИТИ 28 октября 1983,
В 5874-83.
Теоретическая интерпретация явления звёздных ветров
Впервые идея о том,что ускорение вещества в оболочках горячих звёзд может вызываться давлением излучения, была высказана в работах Джонсона (1925) и Милна (1926). їїикельнер (1947) исследовал случай селективного лучистого давления на атомы С, /v , и , О в горячих звёздах. Горбацким и Мининым (1963) был сделан вывод о возможности возникновения ускоренного движения под действием светового давления в атмосферах звёзд Вольфа-Райе. Рублёв (1965) рассмотрел в приложении к звёздам Вольфа-Райе влияние на ускорение оболочки лучевого давления,связанного с рассеянием на электронах. Он получил,что такой механизм может обеспечить разгон вещества до наблюдаемых скоростей расширения и объяснить наблюдаемые скорости потери массы в этих звёздах. Однако Малов (1974) позднее показал,что томпсоновское рассеяние излучения в оболочках звёзд Вольфа-Райе не способно разогнать вещество в них до сверхзвуковых скоростей.
После открытия ветров в звёздах спектральных классов 0 и В первая теоретическая интерпретация механизма ускорения вещества в их атмосферах была дана Люси и Соломоном (1970). Опираясь на предшествующие работы,они показали,что сила давления излучения в резонансных линиях самых обильных ионов может вызвать ускорение, превышающие ускорение силы тяжести на поверхности звёзд.Скорость потери масоы, вызванная действием такого механизма ускорения ве-щества,должна достигать значений М ІСГ0 MQ/ГОД в горячих сверхгигантах. Однако как показал Малов (1972), с помощью такого механизма нельзя объяснить наблюдаемых значений скоростей потери массы в сверхгигантах спектральных классов 0 и В и звёздах типа Вольфа-Райе.
Кастор, Абботт и Клейн (1975,1976) показали, что учёт давления излучения в субординатных линиях повышает силу давления в линиях в 100 раз,и скорость потери массы при таком ускорении должна достигать в о звёздах значений Ю 5 MQ/ГОД. ИМИ была создана модель, которая является в настоящее время единственной теоретической моделью звёздного ветра. Теория КАК, как её часто называют,является модификацией теории солнечного ветра Паркера (1958).Основное различие между ними состоит в том,что Кастор и др. при решении гидродинамических уравнений учитывали силу лучистого давления в линиях. Теоретическая модель КАК построена при следующих предположениях: - расширяющаяся оболочка сферически-симметрична; - поток является стационарным; - производился учёт силы тяжести и силы давления излучения вызванной рассеянием на свободных электронах и в линиях ионов.Сила давления излучения представлялась параметрической зависимостью от оптической глубины линий в рамках приближения Соболева (1947); - механическое нагревание не учитывалось. Позднее Абботт (1982) повторил расчёты полной силы лучистого давления во всех линиях спектра,наблюдаемых в звёздах классов 0-различной светимости,температуры и химического состава. Согласно его вычислениям,моде ль вызванного излучением звёздного ветра может быть построена для любой звезды спектрального класса 0 - и вне зависимости от её светимости и содержания металлов в атмосфере.
Согласно теории КАК,скорость потери массы должна зависеть от светимости звезды и числа линий,в которых действует давление излучения; при этом предельная скорость расширения должна быть пропорциональна параболической скорости звезды. Температура газа в ветре пропорциональна эффективной температуре звезды T 0.9»Ta , и ветер находится в лучистом равновесии (модель "холодного" ветра).
Модель КАК,не объясняет различий в скоростях потери массы в звёздах 0 и о одинаковой светимости (Конти,Гармани, 1980). При этом полученные в рамках теории КАК теоретические значения скороетей потери массы в 0 - звездах достаточно хорошо согласуются с полученными из наблюдений радиопотока и ИК избытка (см.напр. Абботт и др.,1980).
Предсказанная в рамках теории КАК зависимость скорости расширения от расстояния в оболочке даёт хорошо совпадающие с наблюдениями значения предельных скоростей расширения (Абботт,1978), однако при малых расстояниях от поверхности звезды скорость нарастает слишком быстро. Причиной крутой зависимости скорости от расстояния,как считает Кастор (1979),является слишком упрощённый подход к описанию динамики звёздных ветров.В частности,он показал, что учёт вращения приводит к более медленному росту скорости с расстоянием,не изменяя скорости потери массы,при этом предельная скорость расширения достигает меньших значений.
Панагиа и Макчетто (1982) показали,что учёт многократного рассеяния фотонов с энергией,соответствующей длинам волн 200-500 А, может обеспечить дополнительное ускорение в ветрах звёзд ранее В2 до предельных скоростей 2000 - 4000 км/с.
Фрэнд и Кастор (1983) на основе теории КАК построили самосогласованную модель вызванного излучением звёздного ветра с учётом углового распределения средней интенсивности идущего от звезды излучения в ветре и многократного рассеяния фотонов в ультрафиолетовых линиях.В этом случае выброс вещества из звезды под действием звёздного ветра должен происходить более эффективно.Ими получено, что с усилением перекрывания линий,т.е. с увеличением числа рассеяний фотонов,потеря массы повышается. Повышаются и значения предельных скоростей расширения,при этом зависимость скорости расширения от расстояния становится менее крутой.
Исследование ветров в звёздах спектрального класса В по профилям ультрафиолетовых линий
Изучение сформированных в звёздных ветрах линий позволяет получить информацию о структуре и свойствах расширяющейся области. Эта информация может быть полной только с привлечением наблюдений верхних,разреженных частей звёздных ветров.Поэтому только изучение сильных резонансных линий в ультрафиолетовой области спектра,которые сформированы в верхних слоях звёздных ветров дозволяет получить информацию о скорости,плотности и ионизационном состоянии вытекающего вещества.
Наиболее ярким наблюдательным проявлением звёздных ветров являются линии с профилями типа Р Лебедя, состоящие из эмиссионного компонента при лабораторной длине волны,наложеиного на сдвинутый в синюю область компонент поглощения.Сила эмиссии зависит от размеров и плотности расширяющейся оболочки,и в звёздах со сравнительно слабым ветром она отсутствует.Величина синего сдвига компонента поглощения зависит от скорости расширения.Поскольку области,где достигаются предельные скорости расширения,прозрачны для видимого излучения,значения предельных скоростей расширеная можно получить только из ультрафиолетовых линий. Если линии сильно насыщены, предельные скорости прямо определяются по величине сдвига коротковолнового края линии. Для звёзд со слабыми звёздными ветрами чётко выраженного края у линий нет, и из профиля получается нижнее значение предельной скорости расширения.
Изучение предельных скоростей расширения ТТех, звёздных ветров в 65 звёздах ранних спектральных классов было проведено Аббот-том (1978). Он нашел, что 0-% для 34 звёзд типов 0,В,А и здесь 1?е5с параболическая скорость на поверхности звезды. Прямо пропорциональная зависимость между V и Уе5с хорошо совпадает с предсказанием теории звёздного ветра КАК. Позднее Абботт (1982) показал, что в соответствии с теорией КАК предельные скорости расширения звёздных ветров в звёздах спектрального класса В низких светимостей должны быть co esc . Каррасцо (1979) проанализировал предельные скорости расширения в 70 0 и ранних В-звёздах, он получил, что где отношение светимости звезды к эддингтоновской светимости, 6е = 0.33 см2/г - сечение электронного рассеяния. Этот результат также не противоречит теории вызванных излучением звёздных ветров. Нами были определены предельные скорости расширения звёздных ветров в 15 В-звёздах ІІІ-У классов светимости с использованием ультрафиолетовых наблюдений этих звёзд с борта ИОЗ "Коперник" (Сноу, Дженкинс,1977). Для определения значений V измерялась величина максимального сдвига синего крыла линии С III ІГ75.67ДЛ от лабораторной длины волны линии Л0 в допплеровских единицах Приведённые в таблице 2.2 значения параболических скоростей для большинства звёзд взяты из работы Сноу и Мортона (1976), значения 7?esc в скобках взяты такими же, как для звёзд соответствующих спектральных классов из той же работы. Значения 2resc в двойных скобках вычислены нами с использованием средних радиусов и масс звёзд В, приведённых Андерхилл (1982). Величины M$QJl взяты из каталога Сноу и Дженкинса (1977). Отрицательные значения этой величины показывают, что полученное Каррасцо (1979) соотношение не выполняется для звёзд низких светимостей. Моделирование теоретических профилей линий, образованных в расширяющихся оболочках, и сравнение их с наблюдаемыми позволяет сделать заключения о зависимости скорости расширения звёздных ветров от радиального расстояния и о характере изменения оптической глубины линий с высотой. В настоящее время проделаны расчёты теоретических профилей линий на основе точного решения уравнения переноса в движущейся атмосфере (см.например, Кунасц,1979). Однако проведение таких расчётов связано с большими вычислительными трудностями, и в подавляющем большинстве случаев для расчётов образованных в расширяющейся атмосфере профилей используют метод вероятности выхода кванта, предложенный Соболевым (1947). Значительно более простой для вычислений, как известно, метод Соболева даёт точные результаты в тех случаях, когда скорость расширения намного больше тепловой скорости движения ионов.
Случай, когда окорость расширения атмосферы намного превышает тепловую скорость движения частиц, называют приближением Соболева. Довольно простой метод расчёта профилей линий в расширяющейся атмосфере в рамках приближения Соболева предложил Люси (1971) на основе упрощённого решения уравнения переноса в движущейся системе координат. Этот метод реализован нами на языке Фортран-4 ЕС ЭВМ (Сахибуллин, Портнова, 1983). Программа расчёта профилей занимает около 132 кбт оперативной памяти. Структура программы приведена на рис.2.4. В главной программе гь± и производится расчёт профиля линии в соответствии с методом Люси. Для расчета теоретического профиля необходимо знание закона расширения в оболочке и оптической глубины образования линии. Оптическая глубина образования линии в расширяющейся атмосфере, полученная в приближении Соболева (Люси, 1971):
Определение электронной температуры звёздных ветров в рамках модели "теплого" ветра
Наблюдаемые профили резонансных линий сравнивались с рассчитанными при разных значениях М. Значения скоростей потери массы, при которых достигалось наилучшее согласие между теоретическими и наблюдаемыми профилями линий, считались соответствующими данной звезде. Теоретические профили рассчитывались по программе При этом "фотосферные" компоненты линий вычислялись по программе с использованием моделей атмосфер Михаласа (1972), рассчитанных в предположении ЛТР с Щ д = 3 и Тэф= 25000, 22500, 15000 К для первых трёх звёзд из таблицы 2.4, и для звезды В иГІ с использованием модели Клинглесмита (1971) cuJ(J =2.5 и ТЭ =12000К При расчётах использовалась зависимость скорости от расстояния в виде (2.8) со значениями J3 от 0.5 до 4, а также зависимость, предложенная Люси (1970): со значением (X равным 0.9 .
Для "холодного" ветра принималось Т = Те = 0.8 Тэф. Содержание элементов в расширяющихся оболочках звёзд полагалось солнечным (Аллен, 1978). В рамках модели "холодного" ветра можно рассчитать только профили "несверхионизованных" ионов. Поэтому для определения М использовались резонансные линии для 60 и / l(J II для 0 ьЛ(ї и jBUrt . Значения М и параметров в законах расширения, при которых теоретические и наблюдаемые профили согласуются наилучшим образом, приведены в таблице 2.4. В этой таб-лице приведены также значения М , полученные Ламерсом (1981) на основе компиляции всех известных значений скоростей потери массы у ОВ - сверхгигантов, полученным по наблюдениям в разных диапазонах длин волн. Хорошее согласие полученного нами значения М для В (irt с усреднённым по многим независимым определениям может служить дополнительным доказательством того, что звёздный ветер в этой звезде является "холодным". Об этом же свидетельствует отсутствие в спектре этой звезды линий сверхионизованных ионов, на что указывалось в 2.2. Позднее мы повторили расчёты теоретических профилей резонансных линий МО II и Са II для ГІ с использованием полученного значения М. Для более точного определения содержания этих ионов, находящихся в невозбуждённых энергетических состояниях, были проведены расчёты по решению уравнений стационарности для системы уровней МО и Са по программе которая описана в 3.2. Система уравнений стационарности составлялась с учётом переходов между уровнями мд и Са, приведёнными в таблице 3.8. Все необходимые для расчётов скоростей радиативных переходов параметры взяты из работ Михаласа (1972,1973). "Холодный" ветер в Р и її при этом предполагался оптически тонким, так что средняя интенсивность излучения Jy vJ Jy , где W - фактор дилюции излучения, рассчитанный по формуле (2.4). и? - средняя интенсивность идущего от звезды излучения, рассчитана также, как описано в 3.2. Решение системы уравнений стационарности проводилось в 70 точках расширяющейся оболочки. Массив полученных значений 71; (х) вводился в программу ГІЛІ7 , где рассчитывались теоретические профили линий. На рис. 2.8 приведены для сравнения наблвдаемые профили резонансных линий /1Q II и Са II в спектре В иГі и теоретические профили. Как видно из рисунка, теоретические профили, рассчитанные при значениях М = 0.8 10 6 М0/год и р =1, хорошо совпадают с профилями главных компонентов линий /10II и Са II. Для описания оболочечных компонентов линий/1 11 необходим, по-видимому, подбор более точной зависимости 1ї[і) Для устранения влияния модельного представления на определяв-мые по ультрафиолетовым линиям значения М Гатье и др. (1981) предложили полуэмпирический метод определения М по ультрафиолетовым линиям. Этот метод предполагает сравнение наблюдаемых профилей ультрафиолетовых линий с теоретическими для определения плотностей ионов. Затем из этих плотностей скорость потери массы находится калибровкой ультрафиолетовых параметров потери массы че-рез известные М у калибровочных звёзд. С помощью этого метода Гатье и др. определили значения скоростей потери массы в 25 звёздах спектрального класса 0 и ранних В звёздах, главныгл образом сверхгигантах. С использованием этого метода нами (Портнова,Хусаинов,1983) « были определены значения М у девяти звёзд типа В и ІІ-У классов светимости (таблица 2.5).
Определение электронной температуры звёздных ветров в рамках модели "тепловатого"ветра
Как видно из рисунка, в обоих случаях существует тенденция к понижению БМ0 с уменьшением М(3ол. Характер зависимости ЕМ0 от Мбод не позволяет объяснить различия в ионизационном составе ветров в звёздах близкой светимости, но различной температуры вследствие различий в рентгеновской светимости короны их ч Ж0# С другой стороны, полученные с помощью данной модели звёздного ветра результаты предполагают зависимость Lx от и боя, что не противоречит данным рентгеновских наблюдений, которые для горячих звёзд дают зависимость ЬхлуЮ"7«Ьбод (Паллависини, и др., 1981).
Отсюда можно сделать вывод, что различия в ионизационном составе звёздных ветров горячих звёзд с короной должны возникать из--за различий в температуре короны, которые определяют изменения в спектральном распределении потока рентгеновского излучения. В таком случае должны происходить изменения в корональних температурах у звёзд классов около ВІ и В6-В7, обуславливающие появление сверхионизованных ионов в звёздных ветрах. В таком случае механизм нагрева короны, в качестве которого, например, может действовать предложенный Хёрном (1975) процесс диссипации возникающих при взаимодействии газодинамических возмущений с излучением звезды ударных волн, должен претерпевать изменения в звёздах этих спектральных классов.
Исходя из вышесказанного, можно сделать вывод, что при интерпретации звёздных ветров с помощью моделей "тёплого" ветра или "корона + холодный ветер" необходимо предположить либо изменение условий действия механизма нагрева вещества в ветрах звёзд спектральных классов ВІ или В6-В7, либо появление дополнительных источников нагрева в этих звёздах. Если рассмотреть скачок в температуре ветра звёзд В ,то можно предположить,что в этих звёздах процесс нагревания ветров может измениться в связи с образованием зоны полной ионизации Не, которая формируется в атмосфере звёзд с Тэ 20000-25000 К. К такому же выводу о возможной важной роли зоны ионизации Не II в ускорении и нагревании звёздных ветров пришли Смит и Карп (IS79) при изучении фотосферных линий t ко . а также Смит и Эббетс (1981) при изучении вариаций профилей в линиях НЛ и 5І 11/ в j) Leo Асимметрию в фотосферных линиях V ко и L60 они объясняют конвективной турбулентностью в этой зоне.
Таким образом, энергия акустических волн, созданных конвекцией в зоне полной ионизации Не, может способствовать дополнительному нагреву вещества в ветрах звёзд горячее BI. Что касается скачка в температуре ветров звёзд В6-В7, то в литературе уже обсуждалась возможность смены механизмов вызывающих звёздные ветры,при температурах I2000-I4000 К (см.Розендаль,1973). В частности,Розендаль пришёл к такому выводу после изучения дифференциальных движений в атмосферах 62 звёзд спектральных классов 09.5-АЗ по Н и другим сильным линиям в видимой области спектра, обнаружив,что зависимость "градиент скорости - светимость" имеет скачок при таких эффективных температурах. Возможно,полученный нами скачок в температуре ветров у звёзд В6-В7 является следствием изменения механизма образования звёздных ветров.
В предложенной Кастором (Кассинелли и др. ,1978) модели "тепловатого" звёздного ветра предполагается,что в качестве механизма образования сверхионизованных ионов в звёздных ветрах может служить радиативная ионизация под действием поглощённого в лаймановском континууме Не II излучения.На основе приближённых оценок содержания ионов разных степеней ионизации в оптически толстом при «Л 228 А ветре он получил, что электронная температура звёздного ветра звезды J гіф должна быть порядка 60000 К.
Мы использовали описанный в 3.1 метод для определения электронной температуры звёздных ветров приведённых в таблице 3.1 звёзд в рамках модели "тепловатого" ветра. В общем случае определение населённостей ионов в расширяющейся оптически толстой среде, которая является источником диффузного теплового излучения, представляет собой сложную вычислительную задачу по совместному решению уравнения переноса излучения в расширяющейся среде и уравнений статистического равновесия. Задача существенно упрощается в том случае, когда скорость расширения намного превосходит тепловую скорость движения частиц. В этом случае возможно применение вероятностного метода Соболева (1947), который позволяет свести задачу определения населённостей к решению системы нелинейных уравнений без решения уравнения переноса. Метод Соболева многократно использовался для расчёта населённостей основных и возбуждённых энергетических уровней ионов в расширяющихся средах. Так, для получения теоретических бальмеровских декрементов в звёздах с расширяющимися атмосферами на основе метода Соболева сделаны расчёты населённостей водородных уровней с учётом ударных процессов возбуждения и ионизации Горбацким (1965) и Гершбергом и Шнолем (1974), с учетом радиативных процессов заселения уровней Боярчуком (1966). С учетом совместного действия ударных и радиативных механизмов заселения уровней водорода в движущихся средах решали уравнения стационарности Лууд и Ильмас (1971), а также Гринин и Катышева (1980). Для интерпретации линий в спектрах звёзд Вольфа-Райе Кастор и ван Блерком (1970) и Ильмас и Нугис (1973) решали уравнения стационарности с помощью метода Соболева в записи Кастора (1970) для случая многоуровенного атома для гелия, а Нугис и Феклистова (йльмас и др.1973) провели расчёты заселён-ностей уровней ионов азота и углерода.
Для получения отношений Q[ BHq в рамках рассматриваемой модели при решении уравнений стационарности мы использовали метод Соболева в записи Кастора (1970). При составлении системы уравнений стащонарности помимо основных уровней учитывались нижние возбужденные уровни в рассматриваемых ионах.Параметры всех учитываемых переходов приведены в таблице 3.8.
