Исследование быстрой переменности спектров горячих звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

ГГ5 оя

2 1 АЯГ Ш

Санкт-ПетербургскиМ государственный университет

На правах рукописи УДК 530.183

КОСТЕНКО Федор Валерьевич

Исследование быстрой переменности спектров горячих звезд

Специальность 01.03.02 — астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

САНКТ-ПЕТЕРБУРГ 2000

Работа выполнена в Санкт-Петербургском государственном университете

Научный руководитель: доктор физико-математических наук

профессор В.Г.Горбацкий

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

В.В.Витязев

кандидат физико-математических наук М.А.Погодин

Ведущая организация: Государственный Астрономический институт

им.Штернберга, Москва

Защита состоится года в 15мчас. на заседании

Диссертационного совета Д 063.57.39 по защите диссертаций на соискание ученой степени доктора физико-математических наук в Санкт-Петербургском государственном университете по адресу: 199034, г.Санкт-Петербург, Университетская наб., д.7/9, геологический факультет, ауд. 85.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке СПбГУ по адресу: 199034, г.Санкт-Петербург, Университетская наб., д.7/9.

Автореферат разослан 2000 г.

В€€1, гиганты}0Ъ

/И.о. Ученого секретаря Диссертационного Совета Д 063.57.39 д-р физ.-мат.наук, профессор В.А.Гаген-Торн

ВбЗ^.ёсЗ^ОЗ

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы. К настоящему времени получено много наблюдательных свидетельств переменности профилей линий в спектрах горячих звезд высокой светимости на шкале времени от десятков минут до нескольких суток. Несомненный интерес представляют быстрые изменения профилей, происходящие на временах меньших часа, и свидетельствующие о возникновении коротко живущих структур (неоднородностей) в протяженных расширяющихся атмосферах этих звезд. В последние годы было установлено, что наличие таких структур в атмосферах горячих звезд существенно влияет на скорость потери массы, а, следовательно, и па весь ход эволюции горячих сверхгигантов. Таким образом, наблюдательное и теоретическое изучение быстрых вариаций профилей линий в спектрах этих звезд представляется вполне актуальным.

Цель работы. Цель работы состоит в проведении и обработке наблюдений звезд указанных типов, поиске быстрой переменности в их спектрах и построении моделей атмосфер горячих звезд, учитывающих наличие неоднородных структур в их атмосферах, а также опенке параметров таких структур (концентрация вещества, размеры, дисперсия скоростей, температура и параметров ансамбля неоднородных структур в атмосферах звезд исследуемых типов (число, распределение по массам и положению в атмосфере).

Научная новизна. Данная работа является первым комплексным исследованием, в котором проведено построение неоднородных атмосфер горячих звезд, включающее в себя:

• сбор и расчет атомных констант;

• обработку наблюдений, проведенных специально для изучения быстрой переменности спектров горячих сверхгигантов и анализ результатов с помощью современных математических методов (вейвлет анализ);

• расчет профилей линий и населенностей уровней атомов и ионов С и Бц сравнение наблюдаемых и теоретических спектров и оценки на этой основе параметров неоднородных атмосфер звезд.

• построение общей картины переменности профилей линий в спектрах звезд типа Вольфа-Райе с использованием стохастической облачной модели атмосфер и определение характеристик ансамбля конденсаций в атмосферах.

Теоретическая и практическая ценность. Полученные в работе результаты могут использоваться для газодинамического моделирования атмосфер звезд рапних спек-

тральных классов. Предложенные методы выделения переменных деталей профилей могут быть использовапы и при анализе спектров звезд как рассматриваемых в настоящей работе звезд спектрального класа О, так и других спектральных классов.

Основные положения, выносимые на защиту:

• Составленный диссертантом атлас спектра звезды a Cam (09.51a) в оптическом диа-пазопе. Доказательство быстрой переменности профилей линий изучаемой звезды на шкалах времен 5-10 мипут и разделение вкладов структур разных масштабов в переменность профиля линии Hell Л 4686 с помощью методов вейвлет-апализа.

• Результаты расчетов ионизационной структура как однородных атмосфер звезд спектральных типов WR и О, так и атмосфер, включающих конденсации.

• Модель формирования дискретных абсорбционных компонент в профилях резонансных линий СIV, Si IV и других ионов, а также переменности фиолетового края атих линий. Оценки параметров конденсаций в атмосферах, формирующих указанные особенности профилей линий в спектрах звезд £ Per, к Cas и о Саш.

• Оценки параметров ансамбля облаков в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе.

Апробация работы. Основные результаты диссертации докладывались на 193 Симпозиуме MAC (Пуэрто Валларта, Мексика, 1998г.), на Международной Конференции по изучению ветров у горячих звезд (Тарту, Эстопия, 1999г.), на II межвузовском семинаре "Атомные данные для астрофизики" (СПб, 1997г.); на научных семинарах ГАО РАН и кафедры астрофизики СПбГУ.

Публикации. Основные результаты по теме диссертации опубликованы в работал автора [1]; автора и А.Ф.Холтыгина [2], в которых автору принадлежит составление программы расчета профилей линий в спектрах неоднородных атмосфер ОВ-сверхгигантов; автора и А.Ф.Холтыгина [3], А.Ф.Холтыгина, автора и Л.М.Оскиновой [4], где па основе разработанной автором программы определяется ионизационная структура атмосфер звезд WR.

Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, четырех основных глав, заключения, списка литературы и четырех приложений. Общий объем работы составляет 140 машинописных страниц, включая приложения на 32 страницах. Библиография содержит 112 наименовапий.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении обосновывается актуальность выбранной темы, ставятся задачи исследования, дается обзор соответствующей паучпой литературы и проводится краткая аннотация всех разделов диссертации.

В первой главе описываются методы расчета атомных параметров и процедура сбора или расчета тех параметров, которые необходимы для решения задач исследования спектров горячих сверхгигантов.

В п. 1.1. этой главы отмечается необходимость для астрофизических исследований предварительного нахождения различных атомных характеристик: сил осцилляторов и сечений фотоионизации и рекомбинации, сечений и скоростей возбуждения и ионизации атомов и ионов электронами, фотонами и другими частицами, сечений и скоростей перезарядки.

Наиболее сильными линиями в спектрах атмосфер горячих сверхгигантов являются линии атомов Н, Не и ионов Ile, CIII-IV, Si IV, NIV-V. Для теоретического расчета их иитенсивностей необходимо знать атомные характеристики указапных атомов и ионов с максимально возможной точностью. Например, в работе автора [1] показано, что для моделирования переменности спектров OD-сверхглгантов силы осцилляторов рассматриваемых линий должны быть известны с погрешностью не более 5%. Если для атомов и ионов H и Не достаточно легко найти в литературе необходимые данные, то в имеющихся в литературе каталогах не всегда можно найти эти данные для атомов и ионов более тяжелых элементов, поэтому при постановке задачи о моделировании звездных спектров встает вопрос о сборе и расчете атомных данных для этих ионов.

Собранные из различных источников атомные данные для расчетов спектров горячих сверхгигантов приведены в таблицах (приложение 1). Для каждого рассматриваемого атома или иона составлена своя таблица со значениями энергий ионизации с различных уровней, сил осцилляторов и вероятностей переходов, сечений радиационных и столкно-вительных процессов. В ряде случаев приведены не сами сечения, а коэффициенты для расчета сечения по соответствующей формуле. Приводится также источник данных. Некоторые копстапты были рассчитаны непосредственно (с помощью программы "АТОМ", других методов).

Во второй главе описываются результаты обработки полученных при проведении работы спектров звезды a Cam (09.5 la). Наблюдения проводились в феврале 1997 года в CAO РАН на 6-метровом телескопе (наблюдатель В.Г.Клочкова) с использованием эшелле-спектрометра красного диапазона "РЫСЬ" в фокусе Нэсмит-2 БТА.

В ходе выполнения программы были получены спектры с высоким (0.2 Â) разрешением с интервалами (3-10 мипут) между последовательными спектрами и отношением

сигнал/шум S/N>200 в области АА 4250 -8400 Ä, а также спектр звезды сравнения a CMi (F5IV).

Обработка спектров была выполнена с помощью пакета MIDAS. В результате обработки спектров звезды a Cam был составлен ее спектральный атлас в области АА4260 — 8250 Á. Для построения атласа был вычислен средний спектр звезды путем усреднения всех имевшихся двадцати спектров. В приложении II приводится список всех отождествленных линий у звезд о Cam и звезды сравнения a CMi. Для каждой отождествленной линии приводятся остаточные интенсивности в ее центре. Для некоторых линий спектра a Cam были определены эквивалентные ширины, которые также приведены в приложении II.

Составленный атлас представлен в приложении IV. Для удобства полный спектр звезды был разделен на участки по 100 А. Спектр звезды в каждом из таких участков представлен на отдельном рисунке. Полученный атлас дает первое детальное описание видимого спектра звезды a Cam с высоким спектральным разрешением (0.2 А) и может быть использован для решения многих задач изучения этой звезды, в частности, для получения содержаний элементов в ее атмосфере.

Оптические и УФ спектральные наблюдения ярких ОВ-сверхгигантов свидетельствуют о быстрых изменениях в их спектрах с характерыым временем переменности от долей часа до суток, указывающих на флуктуации 11лотности и скорости газа в их атмосферах. Изменения в спектрах с такими характерными временами являются квазипериодическими и связаны с вращением звезд и с нерадиальпыми пульсациями. Наиболее ярким проявлением подобных спектральных изменений является появление в фиолетовых частях профилей УФ резонансных линий ионов С, N, О, Si и других элементов дискретных абсорбционных компонентов (ДАК). Профили данных линий имеют форму Р Cyg. Наиболее характерный профиль типа Р Cyg в исследуемом участке спектра звезды a Cam имеет линия Hell А4686. Профили этой линии показывают наличие нерегулярной переменности малой амплитуды (до 2%) как в эмиссионной, так и в абсорбционной частях профиля.

Переменность профилей данной линии изучалась с помощью метод вейвлет преобразования, который описывается далее в этой главе. В одпомерпом случае вейвлет-преобразование, применяемое к действительной, квадратично-интегрируемой функции f(x) записывается следующим образом:

/<«.•> = 7 £>*(£Т^Ь W

где з-масштаб преобразования (действительное положительное число), /?-лормировоч-ный параметр (обычно полагают ß = 1/2, 1 или 2). В дальнейшем будем предполагать, что /3 = 1. Функция д(х) должна удовлетворять следующему условию:

/оо

g(x)dx = 0. (2)

•оо

В качестве функции д(х) часто используют вторую производную от функции Гаусса (е-1*/2), т.е. выражение:

ф) = ( l-x2)e-lV2- (3)

Такая функция д(х) называется "Mexican Hat". По функции д(х), называемой также "mother wavelet", можно построить семейство функций:

Тогда

f(v,s)= Г f(x)gu,,(x)dx. (5)

J — оо

Анализируемые с помощью аппарата теории вейвлет-преобразования профили линий в спектрах горячих звезд, имеют сложную многокомпонентную структуру. Выделение отдельных компонентов профиля является сложной процедурой и часто дает неоднозначные результаты, зависящие от заранее постулируемой формы этих компонент. Обычно предполагается, что эти компоненты являются функциями Гаусса с различными ширинами и положениями максимума, однако это предположение не имеет строгого теоретического обоснования. Предположение о том, что компоненты имеют другую форму (например треугольную) существенно мепяег результат анализа профилей. При большом количестве компонент (> 100) в исходном сигнале задача разделения его на отдельпые компоненты становится неразрешимой.

В то же время одной из важных задач анализа переменности профилей линий является выяснение вопроса о том, на каких частотах и с какой амплитудой происходят изменения профилей. Амплитуда компонентов различных масштабов в исходной функции f(x) определяется с помощью спектра мощности вейвлет-преобразования (Wavelet Power Spectrum) или WPS. Спектр мощности lVui,«2(^) произвольной функции f(x) на пространственном интервале [ul,u2] определяется следующим образом:

W.i.aW« Г[}(и,в)]Чи. (6)

Jul

Применение пейвлет преобразования к анализу переменности профилей линий в спектрах исследуемых звезд описывается в главах 3 и 4.

В третьей главе описывается методика расчетов профилей линий в спектрах ОВ-сверхгигантов. Как показывает анализ наблюдений, переменность профилей линий в спектрах ОВ-сверхгигантов связана, вероятнее всего, с двумя основными факторами: активностью на поверхности звезды и наличием неоднородностей в ветре от нее.

Наиболее подходящим способом описания движения вещества в атмосферах горячих сверхгигантов является, по нашему мнению, построение облачной модели звездных атмосфер. Предложенная первоначально для звезд WR облачная модель подходит и для описания структуры атмосфер всех звезд ранних спектральных классов. В облачной модели

предполагается, что атмосферы состоят из мпожсства плотных сгустков газа (облаков), погруженных в более разреженную межоблачную среду. При этом число круппых облаков, вызывающих спектрально обнаружимые изменения в профилях линий, не превышает одного - двух десятков. Влияние каждого из них па детали спектра, формируемые всеми остальными из этой группы облаков незначительно, поэтому каждое из них можно в первом приближении рассматривать независимо от других.

Для расчетов ионизационной структуры, распределения атомов и ионов по уровням и профилей линий в спектрах расширяющихся атмосфер, необходимо самосогласованное решение уравнений переноса, движения, статистического и лучистого равновесия. Эта задача является чрезвычайно сложпой, поэтому вводятся существенно упрощающее ее решение предположение о том, что распределение температуры и поле скоростей в атмосфере известно. Тогда задача сводится к совместному решепия уравнений переноса и статистического равновесия в газе.

В спектрах ОВ-сверхгигантов наиболее сильными являются резонансные дублеты СIV (АА1548,1550) и Si IV (АА1393,1402). В работе рассчитаны профили этих линий для широкого интервала параметров, описывающих распределение атомов по уровням и скорость газа в облаках и межоблачной среде. На основании сравнения рассчитанных профилей с наблюдаемыми сделаны оценки параметров атмосфер и неоднородных структур в пих для звезд a Cam, £ Per и к Саз.

Результаты расчета вейвлег спектра мощности профилей линии Не II А 4686 в спектре звезды a Cam показали, что спектр мощности имеет два максимума, которые соответствуют различным компонентам: шумовая компонента и мелкомасштабные неоднородности (max fa 0.25/1), средне и крупномасштабные неоднородности (max ss Ah).

Поскольку исходные спектры имеют разрешение 0.2А, анализ структуры атмосферы рассматриваемой звезды ограничен деталями с дисперсией скоростей соответствующей этому разрешению: ДV = 12км/с (для рассматриваемой линии). По этой причине возможно изучение неоднородностей в атмосфере с дисперсией скоростей только большей этой величины.

Наибольший интерес представляет компонент вейвлет спектра мощности профиля с максимумом на длинах волп т 4А. Этот компонент прослеживается в интервале 0.5—ЮЛ, которому соответствует доплеровские скорости 30 — 600 км/с. Наиболее естественной представляется интерпретация этого компонента как обусловленного образованием и разрушением неоднородностей (облаков) с таким значением дисперсии скоростей. Приближенно дисперсию скоростей в облаке можно представить в виде

AVvAR^, (7)

где R и V - среднее расстояние облака до центра звезды и среднее значения скорости расширения на этом расстоянии соответственно, а Д V = V+ — V_, где V+ и К- - скорости

движения газа в атмосфере па передней и задней границах облака, определяемые законом скорости движения газа в атмосфере. Здесь мы предполагаем, что дисперсия скоростей в облаке не отличается от дисперсии скоростей в однородной части атмосферы. Положим, что неоднородности в ветре образуются вблизи уровня фотосферы. Примем для оценки для значения R величину 1.5 Я., где Я. - радиус фотосферы. Подставляя приведенные выше значения дисперсий скоростей оценим размеры структур, связанных с неоднород-ностями рассматриваемых масштабов переменности: /Смля = 0.08 — 1.5Л,, что сходно с оценками, сделанными по нашим результатам теоретического моделирования спектров звезды а Сат.

Рассматриваемые неоднородности являются, вероятно, суперпозицией неоднородно-стей двух масштабов: стохастического ансамбля мелкомасштабных неоднородностей 0.08— 0.5Д,, ответственных за нерегулярную перемеппость па масштабах 0.5—3.5А и крупномасштабных неоднородностей ДА > 4Ä, связанных с регулярной переменностью профилей, характерной для ОВ-сверхгигантов.

В четвертой главе описывается методика моделирования быстрой спектральной переменности звезд типа Вольфа-Райе. В отличие от ОВ-сверхгигантов, в атмосферах которых присутствуют неоднородные структуры больших масштабов, для атмосфер звед WR характерно наличие в них неоднородностей малых масштабов. Это связано с тем, что звезды WR обладают гораздо меньшим угловым моментом, чем ОВ-сверхгиганты, а появление неоднородных структур в звездных атмосферах связывается, главным образом, с вращением звезды.

Для детального исследования переменности линий в спектрах звезд WR была выбрана линия СШЛ5С96 , так как наблюдаемая переменность профилей именно этой линии исследована с наибольшей полнотой.

Данная линия, как и большинство сильных линий в спектрах WR звезд имеет эмиссионный плосковершинный профиль с переменностью до 5% интенсивности. Появляющийся в центре линии узкий эмиссионный пик смещается со временем в красную или фиолетовую часть профиля, при этом становясь шире и сохраняя неизменной эквивалентную ширину. Доходя (или почти доходя) до края профиля, данный пик исчезает. При этом смещение пиков происходит как в фиолетовую, так и в красную часть профиля с одинаковой частотой, а общая картина переменности состоит из суперпозиции множества движущихся пиков (общее число которых пожег достигать 104).

С целью получения близкого к наблюдаемому профиля линии С III Л 5696 для однородной атмосферы были произведены расчеты таких профилей для некоторых звезд. Оказалось, что в рамках предположения об однородности атмосферы воспроизвести наблюдаемые профили линии невозможно. Ни для одной из рассмотренных звезд согласия рассчитанных и наблюдаемых профилей достигнуто не было. У рассчитанных профилей величина потока в линии из-за низкого содержания иона СШ оказалась малой.

В то же время при паличиц в атмосфере хотя бы одного облака погок в линии CIIIA5696 резко увеличивается. Это увеличение объясняется тремя факторами. Во-первых, из-за высокой платности облака, оптическая толщина его в частоте, соответствующей порогу ионизации иона СIV мпого больше единицы, поэтому в облаке степень ионизации этого иона быстро падает, а концентрация самого иона СIV возрастает. Во-вторых, полная электронная концентрация пс в облаке существенно выше, чем в ыежо-блачной среде, а интенсивность рекомбинационной линии С III Л 5696 прямо пропорциональна величине пе. В-трегьих, из-за высокой плотности вещества электронная температура в облаке существенно ниже, чем в окружающей межоблачпой среде, а скорость рекомбинации растет с уменьшением температуры.

Очевидно, что при наличии в атмосфере достаточного числа облаков возможно согласовать наблюдаемые и рассчитанные в облачной модели профили линии С III Л 5696 . К сожалению, в настоящее время полный расчет ионизационной структуры и спектра излучения, выходящего из атмосферы, содержащей сотни и тысячи облаков различных размеров не представляется возможным из-за его крайней сложности. В то же время очевидно, что вклад каждого облака в полный профиль рассматриваемый линии определяется главным образом его массой и положением в атмосфере. Это означает, что для расчета полного вклада в профиль линии всей совокупности облаков достаточно зпать функцию распределения облаков ио массам и положениям в атмосфере и зависимость вклада облака в полный поток излучения в линии от его массы.

Наблюдения показывают, что переменность профилей линий в спектрах звезд типа WR представляет собой случайный процесс. Это означает, что процесс образования ансамбля облаков в атмосфере в большинстве случаев также является случайным процессом, и для его моделирования следует использовать статистические методы.

Нами была разработана стохастическая модель звездного ветра, в которой сделало согласующееся с расчетами предположение, что полный поток в линии может быть представлен как сумма вклада в поток излучения газа в межоблачном пространстве и вклада излучения от всей совокупности облаков в атмосфере.

Были выполнены расчеты профилей линий, формируемых ансамблем облаков, в широком интервале параметров. Для сравнения с наблюдениями кроме индивидуальных профилей вычислялись средние за наблюдаемый период 7'тсап профили линии, а также разностные профили (индивидуальные минус средние), относящиеся к определенному моменту времени. При сравнении рассчитанных спектров с наблюдаемыми величина Гщеап бралась соответствующей полному времени наблюдений.

Рассчитанные профили оказались близкими к наблюдаемыми и при надлежащем выборе параметров оказалось возможным описать как средние профили линий, так и характер их временной эволюции соответствующей наблюдаемым профилям. Следует однако отметить, что профиль липии, формируемый ансамблем облаков является случайной

функцией частоты, поэтому рассчитанные профили уникальны для каждого численного эксперимента. Такими же случайными функциями являются и наблюдаемые профили, поэтому сравнение профилей может быть выполнено только с погрешностью, определяемой статистическими флуктуациями.

Из сравнения рассчитанных и наблюдаемых профилей линий, а также их вейвлет спектров мощности, были сделаны оценки параметров облаков для восьми звезд VVR.

Заключение содержит основные результаты, полученные в ходе работы над диссертацией.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Ф.В. Костенко. Влияние ошибок атомных параметров на расчеты спектров астрофизических объектов// Материалы II семинара "Атомные данные для астрофизики", СПб,

1998, С.9-12.

2. Ф.В. Костенко, А.Ф. Холтыгип. Неоднородности звездного ветра горячих сверхгигантов. Астрофизика, 1998, Т. 41, С.423-441.

3. Ф.В. Костенко, А.Ф.Холтыгип. Ионизационная структура и профили линий »спектрах атмосфер звезд Вольфа-Райе. Астрофизика, 1999, Т. 42, С.373-398.

4. A.F. Kholtygin, F.V. Kostenko, L.M. Oskinova. Inhomogeneities in wind of the Wolf-Rayet stars: spectra and scaling relations for line fluxes. Proceedings of IAU Symp. -VI93,

1999, P.528.

ЛР№ 040815 от 22.05.97.

Подписано к печати 12.05.2000 г. Формат бумаги 60X90 1/16. Бумага офсетная. Печать ризографнчсская. Объем 1 п.л. Тираж 100 экз. Заказ 1378. НИИ химии СПбГУ. Отпечатано в отделе оперативной полиграфии НИИХ СПбГУ с оригинал-макета заказчика. 198904, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр. 2.

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА 1. Атомные данные.

1.1. Атомные данные, необходимые для анализа звездных спектров.

1.2? Радиационные и столкновительные характеристики атомов и ионов.

1.3. Процессы нагревания и охлаждения плазмы. Установление ионизационного и теплового равновесия.

1.4. Каталоги и базы атомных данных.

ГЛАВА 2. Наблюдательное исследование переменности профилей линий в спектрах ярких OB - сверхгигантов.

2.1. Программа исследования быстрой переменности профилей линий спектров ярких сверхгигантов.

2.2. Предварительная обработка спектров, отождествление линий.

2.3. Атлас спектра звезды a Cam.

2.4. Переменность профилей линий в спектрах a Cam.

2.5. Использование вейвлет-преобразования для анализа переменности спектров звезд.

2.6. Непрерывное вейвлет-преобразование. Использование сплайн-интерполяции для нахождения вейвлет-образов одномерных функций.

2.7. Спектр мощности вейвлет-преобразования.

2.8. Теорема восстановления. Разделение исходного сигнала на крупно-масштабные и мелко-масштабные компоненты.

ГЛАВА 3. Моделирование переменности спектров О -сверхгигантов.

3.1. Основные характеристики звезд.

3.2. Наблюдательные данные о переменности профилей. Модели переменности.

3.3. Модели атмосфер и теория звездного ветра. Облачная модель атмосфер.

3.4. Методы расчета профилей линий. SEI - метод.

3.5. Ионизационная структура атмосфер. Распределение атомов по уровням.

3.6. Моделирование дискретных абсорбционных компонент в спектрах звезд спектрального класса О. Параметры атмосфер ярких сверхгигантов.

3.7. Вейвлет спектр мощности профилей линий в спектре сверхгиганта a Cam.

ГЛАВА 4. Быстрая спектральная переменность звезд типа Вольфа-Райе.

4.1. Общие характеристики звезд. Переменность профилей линий.

4.2. Ионизационная структура однородных и неоднородных атмосфер. Уравнения стационарности.

4.3. Ионизация атомов в неоднородностях (облаках). Вклад облачной компоненты в профили линий.

4.4. Масштабное соотношение для потоков в линиях, образуемых облаками.

4.5. Стохастическая модель атмосфер. Расчет профилей линий в стохастической модели.

4.6. Результаты расчетов профилей линий в рамках стохастической модели.

Сравнение с наблюдаемыми профилями. Параметры облаков в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе.

Актуальность темы. К настоящему времени получено много наблюдательных свидетельств переменности профилей линий в спектрах горячих звезд высокой светимости на шкале времени от десятков минут до нескольких суток. Несомненный интерес представляют быстрые изменения профилей, происходящие на временах меньших часа и свидетельствующие о возникновении коротко живущих структур (неоднородностей) в протяженных расширяющихся атмосферах этих звезд. В последние годы было установлено, что наличие неоднородностей в атмосферах горячих звезд существенно влияет на скорость потери массы, а, следовательно, и на весь ход эволюции горячих сверхгигантов. Таким образом, наблюдательное и теоретическое изучение быстрых вариаций профилей линий в спектрах этих звезд представляется вполне актуальным.

Краткая характеристика изучаемых объектов

Настоящая работа посвящена исследованию горячих звезд: О В -сверхгигантов и звезд типа Вольфа-Райе (WR) — звезд большой светимости с сильными и широкими 103км/с) эмиссионными линиями в оптическом диапазоне, формирующимися в мощных расширяющихся атмосферах этих звезд.

К образованию звезд WR приводит эволюция звезд с начальной массой превосходящей ~ 40М@ — массивных звезд спектрального класса О. Эти звезды характеризуются мощным истечением вещества на стадии горения водорода в ядре. Значительную роль в процессе эволюции массивных звезд играют процессы перемешивания вещества в их атмосферах [77]. Вследствие интенсивного звездного ветра звезда быстро теряет внешние слои, содержащие, в основном, водород. Внутренние, обедненные водородом слои, "обнажаются" в процессе эволюции.

Общепринятая схема эволюции массивных звезд (см., напр., [106]) выглядит так:

О —> Of —* BSG (или Я - rich WN) —►

LBV —>• WN—► WC—> SN 1.

Здесь Of - звезды сп. класса Of, BSG - голубые сверхгиганты, LBV - яркие голубые переменные, SN - сверхновые звезды, WN и WC - подтипы звезд WR (у первых в спектре сильны линии Не и N, у вторых - Не, С и О).

В статье [70] предложен механизм образования звезд LBV и WR через стадию красного сверхгиганта (RSG) при учете интенсивной потери вещества звездой на ранних стадиях горения гелия в ядре.

О^ Of —► RSG LBV —* —► WC(1) —SN 2.

В современной литературе предполагается, что при начальной массе ~ 60 — 90М@ звезда эволюционирует по схеме (1), а при начальной массе ~ 30 — 60М® - по схеме (2).

Таким образом, изучаемые в настоящей работе объекты - это массивные звезды на различных стадиях эволюции с начальной массой > 30. Их подробные характеристики приведены в главах 3 и 4. Выбор именно этих объектов обусловлен тем, что для них, в отличие от объектов промежуточных стадий эволюции, собран достаточный наблюдательный материал, позволяющий исследовать быструю переменность профилей линий в их спектрах и делать оценки параметров структур, ответственных за появление такой переменности.

Цель работы. Цель работы состоит в проведении и обработке наблюдений звезд указанных типов, поиске быстрой переменности в их спектрах и построении моделей атмосфер горячих звезд, учитывающих наличие неоднородных структур в их атмосферах, а также оценке параметров таких структур (концентрация вещества, размеры, дисперсия скоростей, температура и параметров ансамбля неоднородных структур в атмосферах звезд исследуемых типов (число, распределение по массам и положению в атмосфере).

Содержание работы и используемые методы

Анализ причин переменности профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов требует наличия спектров изучаемых объектов с высоким спектральным и временным разрешениями. Для получения таких спектров необходимо проведение наблюдений на крупнейших телескопах. Такие наблюдения были, в частности, выполнены в рамках международного проекта MUSICOS (многоместная непрерывная спектроскопия, [39]). Подробное описание и результаты наблюдений, проведенных по нашей программе в CAO РАН, приводятся в главе 2. Обработка полученных спектров была выполнена с помощью пакета программ обработки спектров MIDAS. Описание используемой процедуры обработки изложено в главе 2 и приложении III.

Получение и обработка высококачественных спектров исследуемых звезд является базисом для анализа структуры их атмосфер. Стандартным методом теоретического анализа структуры неоднородных атмосфер горячих нестационарных звезд ранних спектральных классов является построение моделей их атмосфер, учитывающих наличие в них не-однородностей. Это осуществляется путем сравнения спектров, получаемых в моделях, с наблюдаемыми. Атмосферы изучаемых звезд рассматривались в рамках так называемой "облачной" модели атмосфер (см., напр., [2, 1, 28, 60, 13]).

В облачной модели атмосфера звезды представляется совокупностью плотных мелкомасштабных неоднородностей (облаков), находящихся в относительно разреженной межоблачной среде с монотонно убывающей наружу плотностью газа. Межоблачное вещество сильно ионизовано, в то время как в облаках сохраняются ионы более низких стадий ионизации. Использование облачной модели позволяет рассчитывать реалистичные ионизационную и тепловую структуры атмосфер и профили линий, формирующихся в неоднородной атмосфере [1, 60, 93]. Предложенная первоначально для звезд типа Вольфа-Райе, облачная модель пригодна и для описания структуры атмосфер всех звезд ранних спектральных классов [13, 14, 61].

Как уже указывалось, быстрая переменность профилей линий в спектрах атмосфер горячих звезд высокой светимости является наблюдательным свидетельством облачной структуры атмосфер данных звезд. Имеется и другие независимые аргументы в пользу справедливости облачной модели атмосфер, появившихся еще до обнаружения переменности профилей линий в спектрах рассматриваемых звезд (см. [28]):

• В двойных системах \¥11+ОВ (в частности, У444 Су§) из анализа атмосферных затмений следует, что непрозрачность оболочки звезды \¥К в инфракрасном диапазоне аномально велика по сравнению с оптическим. При предположении об облачной структуре атмосферы звезды ее непрозрачность в ИК-диапазоне возрастает из-за квадратичной зависимости свободно-свободного поглощения от плотности, что может объяснить данный эффект.

• При расчете ионизационной структуры атмосферы звезды в предположении об ее однородности оказывается, что из-за быстрого падения плотности вещества с расстоянием в атмосфере звезды \¥К не образуется резкой границы между зонами ионизации различных ионов, и атмосфера при небольших изменениях эффективной температуры звезды становится то полностью ионизованной, то полностью нейтральной. Это противоречит наблюдениям - в спектрах звезд \¥К, всегда наблюдается одновременное существование линий элементов различных стадий ионизации. При предположении об облачной структуре атмосферы можно получить устойчивые профили линий элементов различных стадий ионизации, так как из-за различия плотностей в облаках и межоблачной среде в них, как уже указывалось, будут присутствовать элементы различных стадий ионизации.

• В двойных системах \¥!1+ОВ с Р < 20й в предположении об однородной структуре атмосферы звезды \У11 теоретические рентгеновские светимости на один-два порядка выше наблюдаемых. Согласия теории с наблюдениями можно достичь, если предположить, что при сверхзвуковом обтекании спутника ОВ в формировании ударной волны и рентгеновского излучения за ее фронтом принимает участие лишь 20% от потока массы оболочки звезды WR, обтекающего звезду ОВ. Остальные 80% массы могут содержаться в облаках, которые практически беспрепятственно достигают фотосферы звезды ОВ и отдают ей свою кинетическую энергию, которая перерабатывается в излучение в оптическом диапазоне. Ударная волна формируется лишь непрерывной компонентой звездного ветра звезды WR, которая и принимает участие в формировании рентгеновского излучения. В системах с Р > 20d все 100% массы оболочки звезды WR принимают участие в формировании рентгеновского излучения, что можно объяснить тем, что на больших расстояниях от звезды облака "рассасываются" и звездный ветер становится однородным.

Для анализа быстрых изменений профилей нами использовался математический аппарат преобразования малых волновых пакетов (Wavelet transform). Использование этого аппарата (см., напр., [73, 46, 102]) позволяет разделить вклады деталей различных спектральных ширин, соответствующих неоднородностям разных пространственных масштабов, в полные профили линий. Описание метода и его реализация для обработки спектров приводятся в главе 2.

Для расчета спектров изучаемых звезд в рамках облачной модели необходимо провести самосогласованное решение уравнений переноса, движения, статистического и лучистого равновесия. Эта задача является чрезвычайно сложной, поэтому мы вводим существенно упрощающее задачу предположение о том, что распределение температуры и поле скоростей в атмосфере известно. Тогда ионизационная структура атмосферы и распределение атомов по уровням могут быть определены из совместного решения уравнений переноса и уравнений статистического равновесия в газе.

Для решения поставленной задачи требуется знание различных атомных характеристик. В главе 1 описана методика сбора и расчета необходимых для проведения расчетов атомных характеристик. Методы решения задачи определения ионизационной структуры атмосфер звезд рассматриваемых типов описываются в главе 3.

Однако, описанная в главе 3 методика применима только для однородных атмосфер или атмосфер с небольшим числом неоднородностей простой формы. Это является неплохим приближением для атмосфер звезд спектрального класса О, которые обладают большим угловым моментом. Неоднородные структуры зарождаются, по-видимому, около поверхности звезды (см., напр., [64]), вследствие чего в атмосферах звезд класса О преобладают крупномасштабные неоднородности, число которых не слишком велико. В то же время для звезд WR из-за малости их углового момента характерны мелкомасштабные неоднородности в их атмосферах [58]. На подобное разделение масштабов неоднородных структур указывают и наблюдательные данные о переменности профилей линий в спектрах атмосфер звезд рассматриваемых типов (как сама структура переменности, так и вейвлет анализ спектров, см. главы 3 и 4).

Для моделирования структуры атмосфер звезд WR необходим полный расчет ионизационной структуры и спектра выходящего излучения атмосферы, содержащей сотни и тысячи неоднородностей (облаков) с различными размерами и положениями в атмосфере. Прямой расчет спектров атмосфер звезд WR методом, применимым для 0В-сверхгигантов, является нереальным из-за его крайней сложности в этом случае. В то же время проведенный в данной работе анализ показывает, что вклад каждого облака в полный профиль рассматриваемый линии определяется главным образом его массой и положением в атмосфере. Это означает, что для расчета полного вклада в профиль линии всей совокупности облаков достаточно знать функцию распределения облаков по м:ассам и положениям в атмосфере и зависимость вклада облака в полный поток излучения в линии от его массы. Эта зависимость рассмотрена в главе 4.

Наблюдения показывают, что переменность профилей линий в спектрах звезд типа WR можно рассматривать как случайный процесс. Следовательно, можно предположить, что для его моделирования следует использовать статистические методы. Использование этих методов для построения процедуры статистического моделирования ансамбля облаков также рассмотрено в главе 4.

Основные положения, выносимые автором на защиту:

• Результаты обработки спектров звезды a Cam (09.51а) и атлас ее спектра в оптическом диапазоне. Доказательство быстрой переменности профилей линий изучаемой звезды на шкалах времен 5-10 минут и разделение вкладов структур разных масштабов в переменность профиля линии Не IIА 4686 с помощью методов вейвлет-анализа.

• Результаты расчетов ионизационной структура как однородных атмосфер звезд спектральных типов WR и О , так и атмосфер, включающих конденсации.

• Модель формирования дискретных абсорбционных компонент в профилях резонансных линий СIV, Si IV и других ионов, а также переменности фиолетового края этих линий. Оценки параметров конденсаций в атмосферах, формирующих указанные особенности профилей линий в спектрах звезд £ Per, к Cas и a Cam.

• Исследования мелкомасштабной переменности профилей линий спектров звезд типа WR с использованием стохастической облачной модели атмосфер горячих звезд. Оценки параметров ансамбля облаков в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе на основании сравнения наблюдаемых и рассчитанных спектров, а также их вейвлет спектров мощности профилей линии США.

Научная новизна. Данная работа является первым комплексным исследованием, в котором проведено построение неоднородных атмосфер горячих звезд, включающее в себя:

• сбор и расчет атомных констант;

• обработку наблюдений, проведенных специально для изучения быстрой переменности спектров горячих сверхгигантов и анализ результатов с помощью современных математических методов (вейвлет анализ);

• построение общей картины переменности профилей линий в спектрах звезд типа Вольфа-Райе с использованием стохастической облачной модели атмосфер и определение характеристик ансамбля конденсаций в атмосферах.

Теоретическая и практическая ценность. Полученные в работе результаты могут использоваться для газодинамического моделирования атмосфер звезд ранних спектральных классов. Предложенные методы выделения переменных деталей профилей могут быть использованы и при анализе спектров звезд как рассматриваемых в настоящей работе звезд спектрального класса О, так и других спектральных классов.

Апробация работы. Основные результаты диссертации докладывались на 193 Симпозиуме MAC (Пуэрто Валларта, Мексика, 1998г.), на Международной Конференции по изучению ветров у горячих звезд (Тарту, Эстония, 1999г.), на II межвузовском семинаре "Атомные данные для астрофизики" (СПб, 1997г.); на научных семинарах ГАО РАН и кафедры астрофизики СПбГУ.

Публикации. Основные результаты по теме диссертации опубликованы в работах автора [12]; автора и А.Ф.Холтыгина [13, 63], в которых автору принадлежит составление программы для расчета профилей линий в спектрах неоднородных атмосфер 0В-сверхгигантов; автора и А.Ф.Холтыгина [14], А.Ф.Холтыгина, автора и Л.М.Оскиновой [61], А.Ф.Холтыгина, автора, Н.А.Кудряшовой и Л.М.Оскиновой [62], в которой на основе разработанной автором программы определяется ионизационная структура атмосфер звезд WR.

Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка литературы и приложений. Общий объем работы составляет 140 машинописных страниц, включая приложения на 32 страницах. Библиография содержит 112 наименований.

Заключение

В настоящей работе изучается влияние присутствия в атмосферах горячих звезд конденсаций различных масс и размеров на профили линий в спектрах этих звезд. Выполнена обработка спектров сверхгиганта а Саш и исследована переменность профилей линий в спектрах.

Работа состояла из следующих этапов:

• сбора и расчета атомных параметров элементов, профили линий которых имеются в спектрах атмосфер горячих звезд;

• обработки спектров звезд горячих сверхгигантов, отождествления линий и вычисления их эквивалентных ширин;

• составления программ совместного решения уравнения стационарности и уравнения переноса излучения в неоднородных атмосферах горячих звезд с использованием SEI-приближения;

• разработки метода статистического моделирования быстрой переменности профилей линий в спектрах атмосфер звезд WR;

• составления программ анализа переменных профилей линий в наблюдаемых и теоретических спектрах на основании теории вейвлет анализа.

• построения моделей атмосфер горячих звезд, сравнения рассчитанных и наблюдаемых спектров, и определения параметров конденсаций в атмосферах, ответственных за переменность профилей.

В работе получены следующие результаты:

• Проведена обработка спектров звезды a Cam (09.5 la) и составлен ее спектральный атлас в оптическом диапазоне. С помощью методов вейвлет-анализа разделены переменные детали профиля линии Hell А 4686 различных масштабов.

• Рассчитана ионизационная структура атмосфер звезд спектральных типов WR и О как для однородных атмосфер, так и для атмосфер с плотными конденсация в них.

• В рамках облачной модели рассчитаны профили УФ резонансных линий СIV # (АА 1548.195, 1550.770/lA) и Si IV (АА 1396.747,1402.770АА) в спектрах OB - сверхгигантов при различных значениях параметров атмосфер и неоднородностей в них.

Показано, что в рамках предложенной модели можно объяснить переменность профилей резонансных УФ линий СIV и Si IV и приведена оценка параметров неоднородных оболочек для звезд ( Per, к Cas и a Cam.

• Исследована мелкомасштабная переменность профилей линий спектров звезд типа WR в рамках стохастической облачной модели атмосфер горячих сверхгигантов. Показано, что в рамках этой модели можно объяснить общий характер временной эволюции профилей. На основании сравнения наблюдаемых и рассчитанных спектров, а также их вейвлет спектров мощности сделаны оценки параметров ансамбля облаков в атмосферах звезд Вольфа-Райе.

Таким образом, показано, что в рамках предложенной модели можно объяснить образование и общий характер временной эволюции профилей. Сделан вывод, что рассмотренная модель неоднородных оболочек в атмосферах может быть использована для моделирования дискретных абсорбционных компонент, наблюдаемых в профилях резонансных линий СIV, Si IV и других ионов в спектрах горячих звезд.

В настоящее время работы по нахождению параметров звездных атмосфер с неод-нородностями ведутся как при проведении наблюдений на крупнейших телескопах (в частности в рамках программы MUSICOS), так и путем теоретического моделирования спектров и сравнения их с наблюдаемыми. Разработанные в ходе работы программы предполагается в дальнейшем использовать при построении моделей атмосфер, основанных на современных методах решения проблемы переноса излучения в линиях и континууме [104, 105, 52, 9], разрабатываемых в Астрономическом институте Санкт-Петербургского университета.

Рассмотренные методы исследования профилей линий в спектрах неоднородных атмосфер горячих звезд могут быть использованы для решения проблемы образования структур различных масштабов в их атмосферах. Эта проблема, в настоящее время еще плохо изучена, но она обещает быть одной из наиболее важных и интересных проблем в астрофизике в ближайшие годы.

Автор благодарит В.Г.Горбацкого за руководство работой. Особую признательность автор выражает А.Ф.Холтыгину за постоянную помощь при ее выполнении, а также за внимательное прочтение рукописи и сделанные замечания по ее содержанию. Автор благодарит Н.А.Кудряшову за помощь в обработке наблюдений.

1. И.И.Антохин, Т.Нугис, А.М.Черепащук 1992, Астрон.ж., 69, 516 |2] И.И.Антохин, А.Ф.Холтыгин, А.М.Черепащук 1988, Астрон.ж., 65, 558

2. Н.М.Астафьева 1996, Успехи физических наук, 166, 1145

3. Е.А.Барсукова, И.Л.Лебедева, К.Б.Чартишвили, Е.Л.Чендов, 1980, Астрофизика,16,34 ''.г / ■■.1 1

4. Л.А.Вайнштейн, В.П.Шевелько Структура и характеристики ионов в горячей плазме. М., Наука, 1986

5. Г.А.Галазутдинов DECH 2.0, Препринт CAO, 1996

6. В.В.Головатый, Т.Феклистова, А.Сапар, А.Ф.Холтыгин Каталог атомных данных для разреженной астрофизической плазмы, 1991, Таллинн, изд. АН Эстонии

7. В.Г.Горбацкий, Космическая газодинамика, М., Наука, 1977

8. С.И.Грачев, Докт. дисс., СПб, 199910. В.П.Гринин, Астрофизика,

9. В.В.Иванов Перенос излучения и спектры небесных тел. М., Наука, 1969

10. Ф.В.Костенко 1998, Материалы II семинара "Атомные данные для астрофизики", СПб, с.9

11. Ф.В.Костенко, А.Ф.Холтыгин 1998, Астрофизика, 41, 423

12. Ф.В.Костенко, А.Ф.Холтыгин 1999, Астрофизика, 42, 373

13. Н.А.Кудряшова, А.Ф.Холтыгин 2000, Астрофизика, в печати

14. Д.Михалас Звездные атмосферы. М., Мир, 1982. В 2 Т.

15. Т.Нугис 1988, Звезды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты,. Таллин, с.10

16. В.Е.Панчук, В.Г.Клочкова, И.Д.Найденов, Э.А.Витриченко, Н.А.Викульев, В.П.Романенко, 1999, Препринт CAO, №139

17. М.Погодин, 1990, Астрофизика, 32, 371

18. З.Б.Рудзикас, А.А.Никитин, А.Ф.Холтыгин Теоретическая атомная спектроскопия. Изд. ЛГУ, 1990

19. И.И.Собельман Введение в теорию атомных спектров. М., Наука, 1977

20. В.В.Соболев Движущиеся оболочки звезд. Изд. ЛГУ, 1947

21. А.Р.Стриганов, Н.С.Свентицкий Таблицы спектральных линий нейтральных и ионизованных атомов. М., Атомиздат, 1966

22. А.Ф.Холтыгин 1998, Материалы II семинара "Атомные данные для астрофизики", СПб, с.22

23. А.Ф.Холтыгин 1988, Публик.Тарт.Обс., 89, 105

24. А.Ф.Холтыгин 1988, Публик.Тарт.Обс., 89, 109 ■

25. А.Ф.Холтыгин Канд.дисс. Л., 1981

26. А.М.Черепащук 1990, Астрон. ж., 67, 955

27. D.C.Abbott 1982, Astrophys.J., 263, 723

28. H.Ando 1991, ESO Conference and Workshop proceedings №36, 303

29. D.Baade 1991, ESO Conference and Workshop proceedings №36

30. D.Baade, L.A.Balona 1994, Pulsation, Rotation and Mass Loss in Early-Type Stars, 311

31. R.H.Barba, V.S.Niemela, N.I.Morrell 1997, Luminous Blue Variables: Massive Stars in Transition, ASP Conf. Series., 120, 238

32. C.S.Beals 1929, Monthly Notices of R.A.S., 90, 202

33. J.Breysacher, et al. 1997, Astron.Astrophys., 326, 976

34. J.C.Brown, et al. 1995, Astron. Astrophys., 295, 725

35. J.I.Castor, D.C.Abbott, R.I.Klein 1975, Astroph.J., 195, 157

36. J.LCastor 1970, Monthly Notices of R.A.S., 149, 111

37. C.Catala, et al. 1993, Astron.Astrophys., 275, 245

38. E.L.Chentsov, F.A.Musaev, G.A.Galazutdinov 1996, Bull.Spec.Astrophys.Obs., 39, 101

39. M.J.Clement 1994, Pulsation, Rotation and Mass Loss in Early-Type Stars, 117

40. P.S.Conti, C.D.Garmany 1980, Astroph.J., 238, 190

41. P.S.Conti, V.S.Niemela 1979, Astroph.J., 228, 206

42. S.R.Cranmer, S.P.Owocki 1996, Astroph.J., 462, 469

43. M.J.Dalton, P.A.Crowther, A.J.Willis 1995, Proceedings IAU Symposium №163, 154

44. I.Daubechies, Ten lectures on Wavelet, SIAM, Philadelphia, 1992

45. J.E.Drew 1985, Monthly Notices of R.A.S., 217, 867

46. T.Eversberg, S.Lepine, A.F.J.Moffat 1998, Astron.Astrophys., 494, 799

47. V.V.Golovatyj, et al. 1997, Astron. Astroph. Transactions, 12, 85

48. W.-R.Hamman, L.Koesterke, U.Wessolowski 1993, Astron.Astrophys., 274, 397

49. H.Henrichs, L.Kaper, J.S.Nichols 1994, Astron.Astrophys., 285, 565

50. D.J.Hillier 1995, Proceedings IAU Symposium №163, 116

51. D.J.Hillier 1989, Astrop.J., 347, 392

52. D.J.Hillier 1991, Astron.Astrophys., 247, 455

53. I.D.Howarth, R.K.Prinja 1989, Astrop.J.Suppl., 69, 527

54. I.D.Howarth, R.K.Prinja, D.Massa, 1995, Astrop.J.L., 452, L65

55. L.Kaper, et al. 1997, Astron.Astrophys., 327, 281

56. L.Kaper 2000, Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars: Observations and Theory, ASP Conf. Series, 204, 3

57. A.F.Kholtygin 1994, Proceedings IAU Symposium №162, 505

58. A.F.Kholtygin 1995, Proceedings IAU Symposium №163, 160

59. A.F.Kholtygin, F.V.Kostenko, L.M.Oskinova 1999, Proceedings IAU Symposium №193, 528

60. A.F.Kholtygin, F.V.Kostenko, N.M.Kudryashova, L.M.Oskixiova 2000, Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars: Observations and Theory, ASP Conf. Series, 204,227

61. A.F.Kholtygin, F.V.Kostenko 2000, Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars: Observations and Theory, ASP Conf. Series, 204, 233

62. A.de Koter, H.J.G.L.M.Lamers, W.Schmutz 1996, Astron.Astrophys., 306, 501

63. L.V.Kuhi 1973, Proceedings IAU Symposium №49, 205

64. H.J.G.L.M.Lamers, M.Cerruti-Sola, M.Perinotto 1987, Astroph.J., 314, 726

65. H.J.G.L.M.Lamers, D.C.Morton 1976, Astroph. J.Suppl., 32, 715

66. H.J.G.L.M.Lamers, J.B.Rogerson 1978, Astron.Astrophys., 66, 417

67. H.J.G.L.M.Lamers, et al. 1988, Astroph.J., 325, 342

68. H.J.G.L.M.Lamers, M.de Groot, A.Cassatella 1983, Astron.Astrophys., 123, L8

69. H.J.G.L.M.Lamers, C.Leitherer 1993, Astroph.J., 412, 771

70. H.J.G.L.M.Lamers 2000, Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars: Observations and Theory, ASP Conf. Series, 204,

71. S.Lepine 1994, Astroph. Space Sei., 221, 371

72. S.Lepine, A.F.J.Moffat, R.N.Henriksen 1996, Astroph.J., 466, 392

73. S.Lepine, A.F.J.Moffat 1999, Astroph.J., 514, 909

74. L.B.Lucy, P.M.Solomon 1970, Astroph.J., 159, 879

75. A.Maeder 1998, Properties of Hot, Luminous Stars, Proc. Boulder-Munich Workshop II, ASP Conf. Series, 131, 85

76. S.V.Marchenko, A.F.J.Moffat 1999, Astron.Astrophys., 341, 211

77. A.F.J.Moffat, C.Robert 1994, Astroph.J., 421, 310

78. A.F.J.Moffat, C.Robert 1992, Nonisotropic and Variable Outflows from Stars, ASP Conf. Series, 22, 203

79. A.F.J.Moffat, et al. 1994, Astroph. Space Sei., 216, 55

80. A.F.J.Moffat, et al. 1998, Properties of Hot, Luminous Stars, Proc. Boulder-Munich "Workshop II, ASP Conf. Series. 131, 437

81. A.F.J.Moffat, S.Lepine 2000, Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars: Observations and Theory, ASP Conf. Series, 204, 15

82. D.C.Morton 1991, Astroph.J.Suppl., 77, 119

83. H.H.Muhlethall, H.Nussbauer 1976, Astron.Astrophys., 48, 109

84. D.J.Mullan, 1984, Astroph.J., 284, 769

85. D.J.Mullan, 1986, Astron.Astrophys., 165, 157

86. S.N.Nahar, A.K.Pradhan 1997, Astroph.J.Suppl., Ill, 339

87. R.M.Nasser, Y.P.Varshni 1985, Astron.Astrophys.Suppl., 60,-325

88. T.Nugis 1990, Tartu Obs.Teated, 53, 79

89. T.Nugis 1991, "Wolf-Rayet Stars and Interrelations with other Massive Stars in Galaxies",77

90. T.Nugis 1991, "Evolution of Stars: The Photospheric Abundance Connection", 209

91. L.M.Oskinova, A.F.Kholtygin, T.Feklistova 1994, Baltic Astronomy, 3, 260

92. S.P.Owocki 1988, Astroph.J., 335, 914

93. S.P.Owocki 1994, Astroph. Space Sci., 221, 3

94. S.P.Owocki 1994, in Proc. IAU Symp. No. 162, 475

95. S.P.Owocki 1995, Proceedings IAU Symposium №163, 345

96. A.Pasquali, et al. 1997, Astroph.J., 478, 340

97. R.K.Prinja, I.D.Howarth, 1988, Monthly Notices of R.A.S., 233, 123

98. R.Prinja, 1998, in Proc. ESO Symp. "Cycl. Var. in Stellar Wind", 196

99. G.B.Rybicki, S.P.Owocki, J.I.Castor, 1990, Astroph.J., 349, 274

100. S.Rauzy, M.Lachieze-Rey, R.N.Henriksen 1993, Astron.Astrophys., 273, 357

101. J.Reader, C.H.Martin, W.L.Wiese, G.A.Martin, 1980, Wavelenghts and Transition Probabilities for Atoms and Atomic Ions, NSRDS-NBS 68, Washington, USA, V.406

102. G.B.Rybicki, D.G.Hummer 1991, Astron.Astrophys., 245, 171

103. G.B.Rybicki, D.G.Hummer 1992, Astron.Astrophys., 262, 209

104. G.Schaller, et al. 1992, Astron.Astrophys. Suppl., 96, 269

105. R.E.Shulte-Ladbeck, P.R.J.Eenens, K.Davis 1995, Astroph.J., 454, 917

106. J.H.Telting, L.Kaper, 1994, Astro.Astrophys., 284, 515

107. J.P.Williams, L.Blitz 1993, Astroph.J., 405, L75

108. A.J.Willis 1982, Monthly Notices of R.A.S., 198, 897

109. A.J.Willis 1991, Proceedings IAU Symposium №143, 265

110. A.J.Willis, et al. 1998, Properties of Hot, Luminous Stars, Proc. Boulder-Munich Workshop II, ASP Conf. Series., 131, 6