Структура оболочек горячих звезд и газовых туманностей тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

На правах рукописи Холтыгин Александр Федорович

СТРУКТУРА ОБОЛОЧЕК ГОРЯЧИХ ЗВЕЗД И ГАЗОВЫХ ТУМАННОСТЕЙ

01.03.02 — астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Санкт-Петербург 2005

Работа выполнена на кафедре астрофизики матрма>ико-механического факультета Санкт-Петербургского государственного университета

Научный консультант: доктор физико-математических наук,

профессор Горбацкий Виталий Герасимович

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук Бычков Константин Вениаминович

доктор физико-математических наук, профессор Витязев Вениамин Владимирович

доктор физико-математических наук Погодин Михаил Александрович

Ведущая организация: Институт астрономии Российской Академии наук

Защита диссертации состоится ноября 2005 года в час на заседании

Диссертационного совета Д.212.232.15 но -защи те диссертаций на соискание ученой степени доктора наук в Санкт-Петербургском госучарственном университете по адресу: 198504, г. Санкт-Петербург, Университетский пр д. 28, ауд 2143 (математико-механический факультет).

С диссертацией можно ознакомиться и библиотеке СГ16ГУ.

Автореферат разослан ¿- 7 сентября 2005 г

23-

Ученый секретарь диссертационного совета

2006- 4 Л/У^//

~Шгг

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Проблема образования внутренней структуры расширяющихся атмосфер (оболочек) звезд ранних спектральных классов и газовых туманностей является одной из важнейших в астрофизике. В настоящее время эта проблема еще далека от решения. Ее исследование является основной задачей настоящей диссертации.

Актуальность проблемы. Изучаемые в диссертации горячие звезды и газовые туманности относятся к ярчайшим объектам нашей и других галактик. В их спектрах присутствуют абсорбционные и эмиссионные линии атомов и ионов элементов от водорода до свинца В последние десятилетия получено большое число наблюдательных и теоретических свидетельств неоднородности этих объектов, присутствия в них субструктур (конденсаций) различных размеров.

В настоящее время появилась уникальная возможность детального исследования таких структур, связанная, главным образом, со значительным увеличением количества и качества наблюдательных данных. Современные приемники излучения, установленные на наземных телескопах и на космических аппаратах, дают возможность получения изображений газовых туманностей с высоким угловым разрешением, что позволяет непосредственно видеть детали их структуры. Свидетельством неоднородности атмосфер звезд ранних спектральных классов является быстрая переменность их спектров на шкалах времени от минут и часов до нескольких суток. В настоящее время спектры быстропеременных звезд могут быть получены с высоким временным разрешением (менее 3-10 минут) и отношением сигнал/шум >500 при спектральном разрешении до 0.2 А и выше.

Несмотря на беспрецедентно возросшие возможности получения детальной информации об этих объектах, понимание механизмов образования их структуры пока еще не достигнуто Анализ спектров исследуемых объектов на современном этапе развития астрофизики требует перехода от однородных и квазиоднородных моделей данных объектов к неоднородным и многокомпонентным моделям, позволяющим теоретически исследовать как меняются их спектры со временем.

Таким образом, задача разработки методов исследования спектров и структуры неоднородных астрофизических объектов - газовых туманностей и оболочек горячих звезд, решению которой посвящена диссертация, представляется актуальной.

Исследования структуры газовых туманностей и оболочек горячих звезд позволяют понять процессы образования структур в других галактических и внегалактических объектах: межзвездной и межгалактической среде, атмосферах звезд поздних спектральных классов, что также говорит об актуальности темы настоящего исследования.

Целью работы является разработка методов анализа и диагностики свечения неоднородной плазмы и построение на основе разработанных методов моделей газовых туманностей и горячих звезд с расширяющимися оболочками, а также определение характеристик неоднородностей в исследуемых объектах при сравнении их наблюдаемых и теоретических спектров Для достижения цели диссертационной работы решаются следующие задачи-

• вычисление или поиск в литературе и современных базах данных необходимых для расчета спектров изучаемых объектов ¡^томных параметров:

РОС НАЦИОНАЛЬНАЯ 3 БИБЛИОТЕКА, ]

• разработка методики описания горячей плазмы с флуктуациями температуры и плотности и определения характеристик свечения такой плазмы: распределения атомов по стадиям ионизации, относительных потоков в линиях, скоростей высвечивания плазмы;

• построение на основании предложенных методов моделей газовых туманностей, учитывающих присутствие в них флуктуаций температуры и плотности излучающей плазмы;

• разработка программы поиска быстрой переменности профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов. Получение в рамках этой программы спектров ярких ОВ-звезд с высоким временным и спектральным разрешениями и большим отношением сигнал/шум;

• создание методов анализа длинных последовательностей спектров звезд, позволяющих на высоком уровне значимости выделить регулярные и нерегулярные (стохастические) компоненты вариаций профилей линий Использование разработанных методов для поиска и анализа быстрой переменности профилей линий в спектрах программных звезд;

• построение моделей атмосфер (оболочек) звезд ранних спектральных классов, позволяющих учесть присутствие в оболочках областей с существенно различающимися температурами, концентрацией атомов и полем скоростей. Расчет изменений этих спектров со временем, согласующихся с наблюдаемыми вариациями профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов.

Научная новизна работы. В диссертации разработаны новые методы расчета спектров разреженной плазмы с флуктуациями температуры и плотности Предложен оригинальный метод диагностики такой плазмы, основанный на применении методов математической статистики.

Созданы методы анализа спектров ярких звезд спектральных классов О и В с высоким временным разрешением (3-20 минут). Разработана процедура изучения быстрой переменности профилей линий, основанная на применении методов Фурье и вейвлет-анализа и позволяющая разделять вклады регулярных и нерегулярных компонент в вариациях профилей линий. Использование данных методов позволило открыть и детально исследовать переменность профилей в спектрах изучаемых звезд на коротких временных шкалах (часы-дни).

Предложена стохастическая облачная модель атмосфер звезд ранних спектральных классов. В рамках этой модели из сравнения наблюдаемых и модельных спектров определены параметры ансамбля конденсаций (облаков) в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе ^Л). Рассчитано ионизационное и тепловое состояние оболочек звезд типа ДУЯ как в межоблачной среде, так и внутри облаков. Разработана трехфазная модель атмосфер, описывающая ансамбли плотных горячих (Т = 10в-т-107К) и холодных (Т а 104К) облаков в атмосферах этих звезд, находящихся в разреженной межоблачной среде с Т и 105К. Эта модель использована для определения параметров горячих облаков, формирующих рентгеновское излучение звезд.

Построена модель газово-иылевых облаков в оболочках Ае/Ве звезд Хербига, включающая центральное ядро и газовопылевую оболочку. В рамках данной модели рассчитаны ионизационная и тепловая структуры облаков и эквивалентные ширины абсорбционных линий Nal и Call в спектрах звезд Хербига.

Научная и практическая ценность работы.

Разработанные в диссертации методы расчета спектров разреженной плазмы с флуктуациями температуры и плотности применимы при анализе неоднородной плазмы любой природы, в частности, корональной плазмы, лазерной плазмы и плазмы ионосферы Земли.

Использование предложенной в диссертации методики диагностики плазмы значительно расширяет возможности исследования плазмы как в космосе, так и на земле. Этот метод позволяет проводить мониторинг плазмы, исследовать изменения температуры и плотности плазмы со временем, возникновение, эволюцию и затухание возмущений кинетической температуры и электронной концентрации в ней.

Рассчитанные автором диссертации атомные параметры для астрофизически значимых ионов С, N и О, а также ачомные характеристики, полученные из литературы и баз атомных данных вошли в созданные при участии диссертанта и широко известные среди астрофизиков каталоги атомных данных и каталог линий в спектрах газовых туманностей,

Разработанная в диссертации стохастическая модель атмосфер звезд типа WR и звезд спектральных классов О и В может бы ть использована для построения моделей атмосфер других типов звезд, учитывающих существование неоднородностей в их атмосферах.

На защиту выносятся следующие основные результаты:

1. Заключение о сильной зависимости излучательных характеристик разреженной астрофизической плазмы от амплитуды малых флуктуаций концентрации атомов и температуры в ней Методика расчета излучательных свойств и диагностики плазмы с флуктуациями температуры и плотности;

2. Объяснение расхождения содержания С, N и О в туманностях, определяемого по интенсивносгям рекомбинационных линий и линий переходов, возбуждаемых электронным ударом, как результат присутствия флуктуаций температуры и переоценки интенсивностей слабых рекомбинационных линий;

3. Заключение о согласии зависимости содержания элементов в планетарных туманностях от массы ядра центральной звезды туманности с определяемыми в теории эволюции звезд промежуточных масс (2 - 8А/0). Вывод о расхождении градиентов содержания элементов в Галактике, определяемых из исследования ансамбли галактических планетарных туманностей, с рассчитываемыми в современных моделях химической эволюции Галактики;

4 Разработка программы поиска быстрой переменности звезд ранних спектральных классов, по которой получено свыше 1200 спектров ярких ОВ-звезд с высоким спектральным и временным разрешениями и отношением сигнал/шум > 300 Методика обнаружения сверхслабых вариаций профилей. Заключение о нерадиальных фотосферных пульсациях как об основном механизме

короткопериодической (2-8 часов) переменности профилей линий в спектрах программных звезд;

5. Разработка стохастической и трехфазной моделей атмосфер звезд ранних спектральных классов. Методика определения параметров атмосфер ранних спектральных классов на основе использования методов вейвлет-анализа. Вывод о присутствии в расширяющихся атмосферах звезд типа WR компактных структур с большой дисперсией скоростей, составляющей 10-20% от терминальной скорости звездного ветра.

Апробация работы. Основные результаты диссертации неоднократно докладывались на семинарах кафедры астрофизики Санкт-Петербургского государственного университета и на семинарах Института астрофизики и физики атмосферы АН Эстонии и Института физики АН Литвы, а также на следующих международных, всесоюзных и российских конференциях и симпозиумах: 1. Всесоюзной конференции по теории атомов и атомных спектров (Тбилиси, 23-26 ноября 1981 г.)

2 Симпозиуме MAC No. 103 Planetary Nebulae (London, England, August 1982)

3 Всесоюзной конференции Образование эмиссионных линий в спектрах звезд и галактик (Тарту, май

1982 г)

4. Международной конференции МК spectral classification (Toronto, Canada, June 1983)

5 Всесоюзном совещании Звезды Волъфа-Райе и родственные объекты (Эльна, Эстония, октябрь 1986 г.)

6 Симпозиуме MAC No. 131 Planetary Nebulae (Mexico-City, Mexico, 5-9 October 1987)

7. П1 Всесоюзной конференция Атомные и молекулярные данные для астрофизики (Молетай, Литва, май 1988 г)

8. Международной конференции Physics and composition of interstellar matter (Bachotec, Poland, 4-9 June

1990)

9 22-м совещании Европейской группы по атомной спектроскопии EGAS-22 (Upsala, Sweden, July, 1990)

10 X Всесоюзной конференции по теории атомов и атомных спектров (Ростов, октябрь 1990 г.)

11 IV Всесоюзной конференции Атомные и молекулярные данные для астрофизики (С-Петербург, 19-20 ноября 1991 г.)

12 XI Всесоюзной конференции по теории атомов и атомных спектров (Суздаль, декабрь 1991 г.)

13 Симпозиуме MAC No. 155 Planetary Nebulae (Insbruck, Austria, July 13-17,1992)

14. Симпозиуме MAC No. 162 Pulsation, Rotation and Mass Loss in Early-Type Stars (Antib, FVance, October 1993)

15 Симпозиуме MAC No. 163 WR stars: Binaries, Colliding winds, Evolution (Elba, Italy, 1-5 May 1994)

16 IV совещании рабочей группы проекта MUSICOS (Beijine, China, June 1994)

17 Международной конференции Assymetncai planetary nebulae (Haifa, 8-13 Aug, 1994)

18 Симпозиуме MAC No 180 Planetary Nebulae (Groningen, Netherlands, August, 25-30 1996)

19. Международной конференции ISO's View on Stellar Evolution (Noordwijkerhout, The Netherlands, July 1 -4, 1997)

20. Симпозиуме MAC No. 191 Asymptotic Giant Branch Stars (Montpellier, France, Aug 27 - Sept 1, 1998)

21 Симпозиуме MAC No. 193 Wolf-Raet phenomena in massive stars and starburst galaxies (Puerto Vallarta, Mexico, 3-7 November 1998)

22 Международном совещании Thermal and ionization aspects of flows from hot stars- observation and theory (Taxtu, Estonia, 23-27 August 1999)

23 Международной конференции 1ENAM-2000 (Joint European and National Meeting), European astronomy at the turn of the rmlemum (Moscow, Russia, May 29 - June 3, 2000)

24 Международном коллоквиуме Atomic and Molecular Data For astrophysics (Moscow, Russia June 5-6, 2000)

25 Генеральной ассамблее MAC (Manchester Gieat Britain, August 7-18, 2000)

26 1-й Всероссийской астрономической конференции (Санкт-Петербург 6-12 августа 2001 г.)

27 Международной конференции Международное сотрудничество в области астрономии: состояние и перспективы (Москва, 25 мая-2 июня 2002 i )

28 Международной конференции Magnetic btm s (Special Astrophysics] Observatory, Russia, August 27 -31, 2003)

29 И-й Всероссийской астрономической конференции (Москва, 3-8 июня 2004 г)

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из пяти глав, заключения, списка цитируемой литературы (419 названий) и трех приложений. В диссертации 120 рисунков и 51 таблица Общий объем диссертации - 276 страниц.

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении дан обзор современного состояния исследований в представленной в диссертации области астрофизики Изложены наблюдательные свидетельства переменности профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов. Проанализированы причины переменности. Представлены основные положения теории эволюции звезд промежуточной массы и образования планетарных туманностей. Даны основные сведения о системе галактических планетарных туманностей.

Обсуждаются актуальность темы диссертации, цель работы, научная новизна и значение полученных результатов, описывается структура диссертации.

Во второй главе Излучение и диагностика разреженной плазмы рассмотрены проблемы расчета интенсивностей излучения в линиях и континууме для различных механизмов излучения и задачи определения на их основе параметров плазмы.

Параграф 2 1 посвящен проблемам определения глобальных характеристик разреженной астрофизической плазмы Описано понятие разреженной плазмы и определена дифференциальная мера эмиссии плазмы. Даны основные соотношения для определения глобальных характеристик плазмы с флуктуациями температуры и концентрации в линейном приближении В этом приближении предполагается, что амплитуда флуктуаций мала но сравнению со средними значениями соответствующих величин.

В параграфе 2.2 рассмотрены ме ч оды и результаты расчета атомных параметров. Задача теоретического расчета радиационных параметров (сил осцилляторов и вероятностей переходов) рассмотрена н пункте 2 2 1 Представлены результаты расчетов для ионов С, N и О Определены вероятности переходов иона OIII, для которых существенны отклонения от LS-связи.

Пункт 2 2 2 посвящен процессам фотоионизации и фотонагрева электронного газа в плазме низкой плотности Вычислены скорости фотоионизационного нагрева при ионизациях водорода и иона Не+ излучением с тепловым спектром с учетом поглощения излучения в среде Отмечено, ч го скоро« ь фотонагрева с ростом оптического расстояния до источника ионизующего излучения уменьшается значительно медленнее, чем падает

интенсивность ионизующего излучения в частоте порога ионизации Отмечено, что этот эффект в значительной мере может быть ответственен за поддержание относительно высокой температуры в областях Н1. Получены аналитические аппроксимации скоростей фотонагрева в широком интервале оптических толщин ионизуемого газа (0 - 1000). Сделан вывод, что нагрев электронного газа в атмосферах звезд ранних спектральных класса, происходит, главным образом, при ионизации Не+ и, возможно, ионов с более высоким зарядом (в частности, С2+, С3+, Ы2"1", 1Ч3+, и др.).

Приведены общие соотношения для расчета скоростей фото- и диэлектронной рекомбинации. Излагаются результаты расчета скоростей этих процессов для ионов Н1 и Не1-Н, ионов углерода, азота и кислорода Детально рассмотрены потери энергии при спонтанных и вынужденных рекомбинациях. Показано, что полная скорость охлаждения плазмы при рекомбинациях водорода практически не зависит от оптической толщины атмосферы в Ьс континууме. Отмечено, что в условиях, характерных для атмосфер звезд ранних спектральных классов, вынужденная рекомбинация вносит значительный вклад в полную скорость рекомбинационного охлаждения. 1

В пункте 2 2.4 рассматриваются процессы возбуждения атомов и ионов электронным ударом Приведены формулы для расчета скоростей процессов возбуждения и даны результаты расчетов сечений и скоростей возбуждения электронным ударом атомов и ионов методами Борна и Борна-Кулона. Получены аппроксимационные соотношения для сечений и скоростей возбуждения. Пункт 2.2.5 посвящен изложению принципов построения и содержания написанного при участии диссертанта каталога атомных данных. Описан созданный автором диссертации Центр атомных данных и диагностики плазмы для астрофизических исследований, находящийся на сервере Астрономического института СПбГУ.

В параграфе 2.3 рассмотрено ионизационное состояние разреженной плазмы в интервале температур от 5 ■ 103 до 108К. В пункте 2.3.2. изучено влияние флуктуаций температуры и плотности на ионизационное состояние плазмы и показано, что в присутствии даже малых температурных флуктуаций значительно увеличивается интервал температур, для которых содержание данного иона больше какой-либо заранее заданной величины.

В параграфе 2 4 рассмотрены проблемы расчета интенсивностей излучения в линиях и континууме для различных механизмов излучения и задачи определения на их основе параметров плазмы. Дана классификация механизмов образования спектральных линий в плазме по типу элементарного процесса столкновения электронов, фотонов, протонов или более тяжелых частиц с атомами или ионами в плазме, приводящего к образованию возбужденного состояния. Определены скорости заселения уровней и эффективные коэффициенты излучения г^ в линиях ионов С, N. О и других элементов.

Изучен процесс образования линий при рекомбинациях. Исследован столкновительный механизм возбуждения уровней Выведены формулы для эффективных скоростей заселения уровней.

В нункте 2.4 4 исследовано заселение уровней в результате селективных механизмов возбуждения- фотоионизационного механизма, резонансной и нерезонансной флуоресценции и перезарядки. Показано, что в присутствии сильного внешнего поля излучения в интенсивности линий ионов, возбуждаемых электронными столкновениями, вносят существенный вклад ионизации ионов меньшей кратности ионизации. В этом

случае использование для определение электронной температуры плазмы отношений ингенсивностей линий может дать завышенные значения Тс.

В пункте 2.4.5 представлены результаты исследования свечения линий в оптически тонкой плазме с флуктуациями электронной температуры и концентрации. Для характеристики меры отклонения локальных величин Те и Пе от их средних по излучающему объему V значений введены параметры г2, ттг и <т2, описывающие амплитуды таких флуктуаций

Выведены выражения для энергии, излучаемой рассматриваемым объемом плазмы в рекомбинационных линиях и линиях, возбуждаемых электронным ударом, в предположении, что амплитуды флуктуаций электронной температуры Те и электронной концентрации пе малы по сравнению со средними значениями этих величин Те и Щ, Показано, что полученное соотношение позволяет предсказать поток в рассматриваемой линии с высокой степенью точности (2-5%) даже для плазмы со значительными отклонениями Те и пе от их средних значений, достигающими ±50%. Методы расчета свечения плазмы в непрерывном спектре изложены в пункте 2.4.6. Приведены соотношения, коэффициент излучения в непрерывном спектре для свободно-свободного, свободно-связанного и двухфочонного излучения.

Свечение горячей оптически тонкой в рентгеновском континууме плазмы с температурой 10е - 10® К в рентгеновских линиях ионов С, N. О, Ке, Mg, 31, Э и Ре исследовано в пункте 2 4 7 Рассчитаны интенсивности рентгеновских линий в однородной плазме и в плазме с флуктуациями температуры.

В параграфе 2 5 представлены результаты расчета стационарной функции высвечивания в интервале температур от 5 • 103 до 108К. Функция высвечивания однородной плазмы рассчитана в пункте 2 5 1 В пункте 2.5.2 вычислена функция высвечивания для корональной плазмы с флуктуациями электронной температуры и концентрации, ионизационное состояние которой определяется процессами ионизации электронным ударом, фото- и диэлектронной рекомбинации. Показано, что охлаждение плазмы с флуктуациями Те и пе происходит значительно быстрее, чем охлаждение однородной плазмы с теми же средними значениями электронной температуры и концентрации Зависимость функции высвечивания от химического состава излучающей плазмы исследована в пункте 2.5 3 В в пункте 2 5.3 изучена применимость линейного приближения, введенного в параграфе 2 1, для расчета функции высвечивания неоднородной плазмы

Параграф 2 б посвящен решению задач диагностики плазмы. Сформулирована сама проблема диагностики и сделан обзор существующих методов диагностики плазмы. Предложен вероятностный метод решения задач диагностики, основанный на принципе максимального правдоподобия Показана важность учета реальной статистической функции распределения ошибок измерения используемых при диагностике величин (интенсивностей линий) для надежною определения параметров плазмы. Представлены результаты приложения предложенной методики диагностики плазмы к определению параметров ярких планетарных туманностей.

Рассмотрена задача диагностики плазмы с флуктуациями Те и пе . Показано, что предложенный в диссертации статистический подход к решению задач диагностики позволяет определять не только средние значения Тс и Щ, но и амплитуды флуктуаций этих величин Предложена статистическая процедура определения дисперсии параметров

плазмы.

Третья глава Планетарные туманности: спектры и химическая эволюция

посвящена теоретическому расчету и анализу спектров этих объектов.

В параграфе 3 1 сделан обзор наблюдений туманностей в УФ, оптическом и ИК диапазонах спектра. Сформулированы принципы классификации линий спектров туманностей по типу атомного перехода, соответствующего рассматриваемой линии, и по механизму возбуждения верхнего уровня перехода Описан составленный диссертантом (в соавторстве с Т.Х. Феклистовой) каталог линий в спектрах туманностей.

Результаты расчетов рекомбинационных спектров ионов С, N и О приведены в параграфе 3.2 Даны значения эффективных коэффициентов рекомбинации для наиболее сильных в спектрах газовых туманностей линий рассматриваемых ионов. Изучена роль диэлектронной рекомбинации в формировании рекомбинационных линий. Представлены результаты сравнения рассчитанных интенсивностей рекомбинационных линий и полученных из наблюдений спектров диффузных и планетарных туманностей.

Исследовано влияние на рекомбинационные спектры переходов с высоковозбужденных (ридберговских) состояний и отклонений от Ьв-связи. Предложен механизм, объясняющий отклонения относительных интенсивностей линий мультиплетов иона ОШ от предсказанных в условиях справедливости ЬЭ- связи.

Описание используемой в диссертации модели и процедура определения параметров туманностей изложено в параграфе 3 3 Исследовано влияние флуктуаций температуры и плотности на интенсивности линий в спектрах планетарных туманностей. Описана предложенная диссертантом стохастическая модель туманностей. Изложен метод определения оптимальных параметров туманности из сравнения рассчитанных в модели и наблюдаемых в спектре туманности интенсивностей линий на основе использования принципа максимального правдоподобия [1].

Рис. 1*. Отношения рассчитанных интенсивностей линий ионов CHI и OUI и наблюдаемых в спектре туманности NGC 7027 в зависимости от средней электронной температуры туманности Те и электронной концен[рации пе Пунктирной линией показаны значения функции правдоподобия в единицах ее максимального значения

В окрестности оптимальных значений параметров модели функция правдоподобия имеет резко выраженный максимум. Рис. 1 иллюстрирует процедуру нахождения оптимальных параметров модели туманности туманности NGC 7027.

В пункте 3.3.6. исследована зависимость получаемых в результате сравнения наблюдаемого и модельного спектров туманностей параметров туманностей от принимаемой функции распределения ошибок наблюдаемой интенсивности линий.

В параграфе 3.4 рассчитаны интенсивности недавно открытых в спектрах планетарных туманностей линий тяжелых элементов с зарядом ядра Z>30. Определены параметров туманностей по отношениям интенсивностей линий иона Кг1У.

В параграфе 3.5 описано применение описанной в параграфе 3.3 стохастической модели туманности для определения температуры, плотности и химического состава туманностей. Представлены результаты нахождения средней электронной температуры туманностей и амплитуды ее флуктуаций Показана реальность существования мелкомасштабных флуктуаций температуры в туманностях.

Приведены результаты массовых определений содержания ионов С, N и О в ярких планетарных туманностях Показано, что предложенный в диссертации статистический метод диагностики плазмы позволяет уверенно определять химический состав как температурно однородных туманностей, так и туманностей с флуктуациями температуры и плотности небулярного газа.

Предложено решение так называемой проблемы углерода, заключающейся в том, что содержания элементов, определяемые по рекомбинационным линиям ионов С, могут на один- два порядка превосходить содержания этих же ионов, находимые по линиям, возбуждаемыми электронным ударом Показано, что основными причинами такого расхождения содержаний являются флуктуации Те в туманностях и переоценка наблюдаемых интенсивностей слабых рекомбинационных линий.

В параграфе 3 6 даны результаты исследования зависимости физических параметров туманностей от масс центральных звезд туманностей и масс звезд-предшественников туманности и от возраста самой [уманносл и. Показано, что с увеличением массы звезды-предшественника от 1 до 6-8 Мгд средние содержания С и N возрастают в 3 - 4 раза, в то время как содержания О почти не изменяются.

В параграфе 3.7 исследуе!ся химическая эволюции системы галактических планетарных туманностей (ПТ), начиная с ранней стадии развития Галактики. Определены радиальные и вертикальные градиенты содержания С, О, Аг, С1 и Б для различных возрастов зиезд-предшес! пенников туманностей. Выявлена статистически значимая зависимость градиентов от возраста

Обнаружено увеличение содержания уиюрода и азота (для углерода — до порядка величины) на больших 1алактоцентрических расстояниях (> 10 кпк) по сравнению с * рассчитанными по модели химической эволюции [2].

Для всех тяжелых элементов, кроме кислорода, найдено заметное уменьшение содержания с увеличением расстояния туманностей от галактической плоскости. > Статистически значимый вертикальный градиент содержания рассматриваемых нами

элементов (кроме С1) обнаружен только для туманностей промежуточных масс центральных звезд (0 60 - 0.64 М0) Для С1 вертикальный градиент получен и для массивных центральных звезд (> О.64М0).

Результаты изучения мелкомасштабной структуры туманностей представлены в параграфе 3.8. Определены ионизационная структура конденсаций, оценены их размеры и плотность. Сделаны оценки полного числа конденсаций в планетарных и диффузных туманностях.

В четвертой главе Наблюдения ярких OB сверхгигантов и их анализ описана наблюдательная программа получения и анализа спектров ярких ОВ-сверхгигантов и изложены результаты анализа спектров, полученных по данной программе.

Наблюдательная программа исследования быстрой переменности профилей линий спектров ярких сверхгигантов представлена в параграфе 4.1. Дан список программных звезд спектральных классов О и В и описана стратегия наблюдений. Отобраны яркие звезды (V< 7"'), спектры которых могут быть получены с необходимыми для поиска переменности параметрами с использованием 1-м телескопа CAO. В пунктах 4.1.1 - 4.1.4 описаны основные параметры наблюдений, выполненных с 1997 по 2005 год: объект, экспозиция, число полученных спектров и полное время экспозиции.

На Рис. 2 показано положение всех звезд, спектры которых получены указанной программе в период с 1997 по 2005 год на диаграмме Герцшпрунга-Рессела.

Все изученные звезды расположены на диаграмме в области пульсационной нестабильности звезд типа [J Сер и медленно пульсирующих B-звезд или близко к этой области.

Процедуры, применяемые при обработке спектров, описаны в параграфе 4.2. Редукция спектров проводилась с помощью пакетов MIDAS, IRAF и DECH. Процесс обработки ПЗС-изображений включал следующие этапы: удаление рассеянного света, определение положения эшелле-порядков, удаление следов космических частиц, выделение отдельных эшелле-порядков, учет поликсельной неоднородности чувствительности ПЗС и линеаризацию спектра в шкале длин волн.

При исследовании переменности профилей линий спектры нормировались на уровень континуума. Континуум был проведен отдельно в каждом эшелле-порядке с использованием широкого гауссо-подобного фильтра [4] Для учета попиксельной неоднородности чувствительности ПЗС-матрицы использовалась обычная процедура, описанная в работе [5]. В качестве стандарта наблюдалась яркая, быстро вращающаяся звезда a Leo (vsmí = 329 км/с)

В результате выполнения этой процедуры можно добиться увеличения эффективного отношение сигнал/шум (S/N) в индивидуальном спектре (в зависимости от уровня сигнала, на 20-50%), а остаточные попиксельные неоднородности не превосходят по амплитуде 0.3%. Дисперсионная зависимость находилась по спектру рассеянного солнечного света, и ее точность составила 10 шА. Используемая процедура редукции гарантирует одинаковую обработку всей последовательности спектров данной звезды, что дает возможность корректного анализа переменности профилей линий. При получении шкалы длин волн для каждой звезды учитывались поправки за вращение Земли и за ее обращение вокру1 Солнца.

В параграфе 4.3 дано описание атласов спектров исследуемых звезд, составленных на основании выполненных наблюдений программы.

Методика поиска и анализа переменных деталей профилей линий изложена в параграфе 4.4 Для установления того, является ли профиль данной линии переменным или нет, использованы ciaiистические методы. Введено понятие спектра сглаженных временных вариаций профилей (smTVS) и показано, что предварительное сглаживание профилей позволяет обнаружить слабую переменность профилей с амплитудой, не превосходящей уровня шумов в исследуемой области спектра При помощи предложенной методики установлено, что на уровне значимости 0.999 профили линий HI, Hel-II, CHI и

high-order g-mode (SPB-type) ICep instability / = 1-2

, 1 , 1 1 Y"1 X »»* S Set Ни * -. жх^ ir\l .

4.6 4.4 4.2 is I* 4 3.8

\

4.8

3.6

Рис 2' Положение наблюдаемых звезд (сплошные кружки) на диаграмме ГР. Тонкие пунктирные линии показывают границы главной последовательности Толстый пунктир - область ЭРВ-звезд, жирная сплошная линия область пульсационной неустойчивости звезд типа 0Сер согласно [3] Незаполненные кружки - положения галактических медлен но пульсирующих В-звезд (БРВ), точки, незаполненные треугольники, кна;ц)а-| ы и звездочки - положения звезд гипа ¡3 Сер нашей и других галактик.

других элементов в спектрах всех исследуемых звезд являются переменными. Амплитуда неременных деталей профиля меняется от 4-5% для 19 Сер до 1-2% для a Cam и AOri на -«< временных масштабах от 2'' до 2-3 дней.

В разностных (индивидуальный минус средний) профилях линий в спектрах всех исследованных звезд были обнаружены переменные детали. Для иллюстрации на Рис. 3 приведены разностные профили линий На и Не1А5876 в спектре звезды 19 Сер в единицах интенсивности континуума. Из рисунка ясно видно присутствие в красных частях профилей обеих линий («90 км/с) переменных деталей с максимальной амплитудой 4-5%. Данные дегали практически не смещается за все время наблюдений звезды (6 часов).

Излагается методика поиска регулярных изменений профилей линий и представлены результаты применение методов Фурье-анализа к исследованию вариаций профилей линий в спектрах ОВ-звезд Показано, что одним из наиболее эффективных

Jj 0 800

Б о о s в s

g 0 600

X X

V

3 0400

X f>

в

ft 0.200

19 Сер 6/7.09.01 H.

о s в ж

s<

II Е X S

II

3«

Н

и о X в в

а о

Мм*

19 Сер 6/7.09.01 Не1Х5876 Ь

щиятляр»

HHIKIliii'iiMfiiHHIil'WlHi

MlkMVy

«•»yi.

•»ту»

lltuv*»«^

«ЦММйяМу^

6535 6545 6555 6565 6575 6585 6595

5604 5814 5824 5834 5844 5654 5864 5874

Рис. 3: Разностные профили линии Н„ (а) и Не1 Л 5876 (Ь) в спектре звезды 19 Сер в долях интенсивности континуума /с. Индивидуальные разностные профили сдвинуты по оси У на 0.08 в тех же единицах. Ось времени направлена снизу вверх. Верхние кривые - сжатые в 2.5 раза средние профили соответствующих линий.

способов разделения вклада в полную переменность профиля возмущений различных масштабов является метод вейвлет-анализа. Дано описание аппарата вейвлет-анализа и приведены используемые в диссертации соотношения для расчета амплитуды вейвлет-преобразования.

В параграфе 4.5 описанные в параграфе 4 4 методы применены к анализу вариаций профилей линий в спектрах звезд 19 Сер, а Саш и A Orí А. Показано присутствие двух типов регулярных изменений профилей в спектрах исследуемых звезд: коротко-периодических (2-8 часов) и долгопериодических (2 и более суток).

В вариациях профилей линий Не11А4686 и США5696 в спектре данной звезды обнаружены низкочастотные изменения профилей с характерными временами 1.3 — 1.6 дня, совместимыми с предположением о вращательной модуляции профилей. В фиолетовых частях профилей линий На и Не1А4713 в спектре AOri А обнаружены короткопериодические изменения с характерными временами 3.5Л — 7h, близкими к периодам нерадиальных пульсаций О звезд. Обнаружена нерегулярная переменность вейвлет-спектров мощности разностных профилей линий в спектрах звезды А Оп А на малых масштабах: 0.2 —0.3Á (10 - 15 км/с), что может свидетельствовать о присутствии мелкомасштабных возмущений в атмосфере звезды.

Параграф 4 6 посвящен анализу спектральных наблюдений тройной звезды 5 Orí А с основным компонентом Аа1 - яркой звездой спектрального класса 09.511, выполненных

на БТА 10/11 января 2004 г Получено 40 спектров звезды с высоким отношением сигнал/шум ~ 500 - 800 и временным разрешением 4 мин. Исследована переменность профилей линий Hell А 4686, Hei А 4713, Нд и эмиссии CIIIА 5696. Амплитуда переменности составляет около 0.5 - 1 % в единицах интенсивности континуума.

Высокое качество спектроскопии позволило разделить вклады каждой из звезд системы в полный ноток излучения в частотах линий Hell А 4686 и Hei А 4713.

В пункте 4 6 2 сделан вывод, что все исследуемые линии имеют переменные профили Вывод о переменности профилей статистически достоверен на уровне значимости 0.999. Амплитуда переменности составляет 0 5-1%.

В пункте 4 6 4 анализируется общая картина переменности профилей изученных линий, в пункте 4.6 4 изложены результаты использования методов вейвлет-анализа /Viя детального исследования переменности профилей В динамическом вейвлет-спектре вариаций профилей линий Hell А4686, HeIA4713, H¿j и CIIIA5696 обнаружены крупномасштабные компоненты в интервале масштабов 25-50 км/с, перемещающиеся в полосе —У sin г-г sin г для главной звезды системы Аа1 со временем пересечения полосы 4h - 5h. Часть переменных деталей выходит за эту полосу, что может быть связано с переменностью компонентов Аа2 и Ab <5 Orí А.

Результаты выполненного в пункте 4 6 5 Фурье-анализа вариаций профилей в спектре 5 Oii А свидетельствуют в пользу предположения о циклическом характере вариаций профилей с периодом ~ 4'1 Возможная связь обнаруженной переменности с нерадиальными пульсациями компонентов системы ¿Orí А анализируется в пункте 4 6.6.

В параграфе 4.7 представлены результаты поиска и анализа переменности профилей линий в спектрах двойной звезды í Her, полученных с высоким временным и спектральным разрешениями. Наблюдения iHer, состоящей из главной звезды спектрального класса B3IV и слабого маломассивного спутника, были выполнены по программе диссертанта на 1 8-м телескопе Бохинсанской Астрономической обсерватории (ВОАО), Южная Корея, в мае-июне 2004 г. Получено 69 спектров звезды с отношением сигнал/шум « 300 и временным разрешением 5-7 мин. Обнаружена переменность профилей всех исследованных линий в спектре i Her. Амплитуда переменности составляет 0.5-2% в единицах интенсивности соседнего континуума.

Переменность профилей проанализирована методами Фурье-анализа. В центральных частях профилей всех исследованных линий в спектре /.Her обнаружены регулярные вариации профилей с частотами в интервале v = 0.3 —3.4d_1 с характерными временами 7Л - 2.9d.

Обнаруженные регулярные вариации профилей могут быть интерпретированы как результат нерадиальных пульсаций ¿Her в q - моде с мультипольностью 1 = 4 — 8. Исследован эволюционный статус звезды ¿ Her Сделан вывод, что tHer относится к группе медленно пульсирующих В-звезд.

Методы расчета и теоретического анализа спектров нестационарных звезд ранних спектральных классов рассмотрены в пятой главе Спектры звезд ранних спектральных классов с расширяющимися оболочками.

Результаты исследования ионизационной и тепловой структуры оболочек Ае/Ве звезд Хербига изложены и параграфе 5 1 Предположено, что оболочки этих звезд сформированы звездным ветром согласно модели, предложенной в работах [6,7], а непериодические глубокие минимумы блеска объясняются затмениями диска звезды

пылевыми облаками. Рассчитано ионизационное состояние атомов Н, Не, С, Na, Са и Fe как в оболочке, так и в пылевых облаках.

Сделан анализ теплового состояния газа в облаках и показано, что температура газовой компоненты в центральных частях облака не превосходит 500 К Рассчитаны лучевые концентрации ионов Na и Са в атмосфере как для случая, когда пылевое облако попадает на луч зрения, так и для случая, когда облако находится вне луча зрения. Вычислены эквивалентные ширины линий D] и Dj Nal, а также Н и К линий Call для большого набора параметров звезды, оболочки и пылевых облаков.

Показано, что анализируемая модель оболочки позволяет объяснить наблюдаемую переменность профилей линий в спектрах звезд HR5999 и ABAur. Предложена модель пылевого облака, включающая плотное ядро и его холодную газовопылевую оболочку. Диссипация вещества ядра при нахождении облака вблизи звезды увеличивает массу и оптическую толщину оболочки и ведет к более глубоким минимумам блеска при затмениях диска звезды облаком, находящимся на близких расстояниях (1 - 2 а е.) от звезды.

Описаны результаты исследования ионизационной и тепловой структуры атмосфер звезд типа Вольфа-Райе. Изучена ионизационная стратификация как в однородной, так и в неоднородной атмосферах. Рассчитаны зависимости относительных концентраций ионов Н, Не и N от расстояния до центра звезды. Исследовано влияние флуктуаций плотности на ионизационную структуру атмосферы. Приведены основные уравнения, определяющие населенности уровней и поле излучения в атмосфере.

Представлены результаты исследований тепловой структуры неоднородных атмосфер звезд типа WR Составлена и решена совместная система уравнений ионизационного и теплового баланса. Показано, что наличие в облаках ионов азота или углерода сильно понижает электронную температуру за счет потерь энергии на возбуждения этих ионов электронным ударом.

В параграфе 5.2 сформулированы основные принципы построения стохастической облачной модели расширяющихся оболочек звезд ранних спектральных классов. Согласно этой модели ионы низких и средних стадий ионизации (Не — Не+, С+ — С+2, N+ — N2+ и др) находятся главным образом в плотных по сравнению с окружающей межоблачной средой облаках, в то время как межоблачная среда сильно ионизована. Она содержит ионы с высокими потенциалами ионизации (Не2+, С3+, С4+, С5+, N3+, N4+ и тд.). Температура газа в облаках в атмосферах звезд ранних спектральных классов близка к 104К из-за высокой плотности газа внутри облаков. Образование неоднородностей в оболочке рассматривается как случайный процесс.

Параграф 5.3 посвящен расчету профилей линий в облачной модели расширяющихся атмосфер. Изложены основные формулы SEI (Sobolev with Exact Integration) - метода [8]. В данном методе расчет профилей линий производится в два этапа. На первом этапе находится функция источников в линии в приближении Соболева. На втором этапе рассчитывается интенсивность излучения в частотах линии путем численного интегрирования формального решения уравнения переноса излучения с найденной на первом этапе функцией источников Представлены результаты расчетов профилей линий в спектре звезд типа WR в рамках SEI-метода.

Приведены результаты моделирования переменных профилей линий в спектрах звезд спектрального класса О. Анализируется появление в профилях линий в спектрах

звезд спектрального класса О дискретных абсорбционных компонент (ДАК) . Сделано предположение, что основной причиной переменности профилей является движение в атмосфере плотных сгустков вещества (неоднородностей или облаков) на луче зрения между звездой и наблюдателем Рассчитаны профили УФ резонансных линий СIV и Si IV в спектрах ярких ОВ сверхгигантов для сферически-симметричных атмосфер этих звезд и для атмосфер с неоднородностью на луче зрения. Исследована зависимость профилей линий от расстояния неоднородности до центра звезды. Показано, что в рамках предложенной модели переменности профилей линий можно объяснить образование и временную эволюцию ДАК в профилях резонансных УФ линий СIV и Si IV. Оценены параметры неоднородностей, при движении которых в атмосфере образуются ДАК Исследовано свечение облачных атмосфер в непрерывном спектре.

Моделирование быстрой спектральной переменности звезд типа WR в рамках стохастической облачной модели описано в параграфе 5.4 Сделаны оценки параметров ансамбля облаков в атмосфере звезд Вольфа-Райе Получено соотношение, связывающее массу неоднородности с величиной потока в детали полного профиля какой-либо эмиссионной линии, формируемой этой неоднородностью. На основании анализа наблюдений деталей профилей линий в спектрах звезд WR [9,10] получен спектр масс возмущений (облаков) в атмосфере Показано, что профили линий, усредненные по большим промежуткам времени (5 - 10 часов) согласуются со средними наблюдаемыми профилями звезд типа WR

- jv^/lA "

!-чД/л^Цл^Л-i

——i

Рис. 4: Разностные профили чисю эмиссионной линии (слева) и с учетом поглощения в облаках, находящихся между звездой и наблюдателем при значении оптической толщины облака максимальной массы т„1ах = 25 (справа), рассчитанные в рамках стохастической облачной модели. Параметры е = Ю-5 ,сгтах = 0.20 Интервал времени между последовательными разностными спектрами равен 30 мин, ось времени направлена вниз.

На Рис. 4 (слева) приведены некоторые из полученных нами модельных разностных спектров для линии США5696. Параметры стохастической облачной модели были

взяты таким образом, чтобы воспроизвести общий характер наблюдаемой переменности профиля этой линии в спектрах звезд типа WR. На рисунке пунктирными линиями отмечены положения пичков в разностных спектрах, смещающихся от центра линии к крыльям На этом же рисунке иллюстрируются вариации разностных профилей линии Hell А 4686 типа Р Cygui в спектрах звезд спектрального класса О при значении ттах = 25 (справа) На рисунке видно присутствие в разностных спектрах переменных деталей, практически не смещающихся вдоль профиля линии.

Параметры ансамбля облаков в атмосферах изучаемых звезд типа WR определены из сравнения спектров мощности вейвлет-преобразования вычисленных и наблюдаемых профилей линий. На основании такого сравнения сделан вывод о присутствии в расширяющихся атмосферах звезд типа WR компактных структур с большой дисперсией скоростей, составляющей 10-20% от терминальной скорости звездного ветра ^

В параграфе 5.5 описывается предложенная диссертантом трехфазная модель атмосфер звезд ранних спектральных классов, в которой предполагается, что атмосфера состоит из двух ансамблей плотных облаков: горячих с температурой 10е К и холодных г

с Те порядка 104К, находящихся в разреженной межоблачной среде с температурой в несколько десятков тысяч градусов. В данной модели предполагается, что рентгеновское излучение звезд формируется в горячих облаках.

В пункте 5 5 2. проведен анализ излучения звезд спектрального класса О в рентгеновских линиях трехфазной облачной модели оболочек. Рассчитаны интенсивности рентгеновских линий многозарядных ионов С, N, О, Ne, Mg и Fe в спектрах звезд в области длин волн 1 - 50 А. Изучено влияние флуктуаций температуры и плотности в областях формирования рентгеновского излучения на интенсивности рентгеновских линий. Показано, что флуктуации плотности в ветре слабо влияют на относительные интенсивности линий, тогда как присутствие в атмосферах относительно слабых флуктуаций температуры, составляющих не более 20% от среднего значения % приводит к изменению относительных интенсивностей линий в 2 - 3 и более раз.

Рассчитаны интенсивности линий в рентгеновском спектре яркого сверхгиганта ( Рчр (04Ief). Сравнение рассчитанных интенсивностей линий с наблюдаемыми, полученными с помощью рентгеновского спутника ХММ, позволило определить параметры горячих облаков в атмосфере звезды и долю объема, занимаемую горячим газом.

В Заключении изложены основные результаты и выводы работы и обсуждаются дальнейшие возможности развития предложенных в ней подходов.

В приложении А представлены используемые в диссертации атомные параметры, в том числе и рассчитанные автором. Приложение В содержит каталог параметров Г

туманностей и каталог линий в спектрах планетарных туманностей

Атласы спектров звезд аСат, 19 Сер, HD93521, A Orí А и <5 Ori А, составленные диссертантом, даны в приложении С. •*

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях и монографиях:

1 А А Никитин, А А Сапар, ТХ Феклистова, АФХолтыгин, Эмиссионные спектры и распространенность ионов азота и углерода в планетарных туманностях, Астрон ж , 58, с. 101-105 (1981)

2 ТХ Феклистона. А.Ф Холтьггин, Скорости рекомбинации иона CIII. Вестн Ленингр ун-та, No 19, с 84-88 (1983)

3. А Ф.Холтыгин, Содержание углерода в планетарных туманностях, Астрофизика, 20, с. 503-511 (1984)

4 П.О.Богданович, Р.А.Лукошивичус, А А.Никитин, З.Б Рудеикас, А.Ф.Холтыгин, Линии ионов углерода, азота и кислорода в спектрах планетарных туманностей I Вероятности переходов и силы осцилляторов, Астрофизика, 22, с 551-562 (1985)

5 П О.Богданович, А А Никитин, 3 Б Рудзикас, А Ф Холтыгин, Линии ионов углерода, азота и кислорода в спектрах планетарных туманностей II Интенсивности рекомбинационных линий СИ и NIII и содержание ионов CIII и NIV, Астрофизика, 23, с. 427-535 (1985)

6. А.А.Никитин, А Ф Холтыгин, Спектры планетарных туманностей и атомная спектроскопия , Известия АН СССР, сер. Физическая, 50, с 1417-1422 (1986)

7 А А.Никитин, ТХ Феклисюва, АФХол1ьиин, Линии иона OIII в спектрах планетарных туманностей. Роль отклонений от LS-связи, Публ 'Гарт Астроф Обсерв, 52, с. 262-269 (1987)

8 ИИ Антохин, А Ф Холтыгин, A M Черепашук, Ионизационное состояние и возможная клочковатая

структура атмосфер звезд Волъфа-Райе, Астрон. ж 65, с. 558-570 (1988)

9. А Ф Холтыгин, Облака е атмосферах звезд типа Волъфа-Райе. Tartu Obs. Teated Nr. 89 , с. 101-104 (1988)

10 А Ф.Холтыгин, Ионизация гелия с возбужденных состояний в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе, Tartu Obs. Teated Nr 89, с. 105-109 (1988)

11 А.А.Никитин, А.Ф.Холтыгин, Спектральные проявления звездного ветра ядер планетарных туманностей, Астрофизика, 30, с 151-157 (1989)

12 А А.Никитин, ТX Феклистова, АФХолшгин, Фотоионизационный механизм образования змиссионпых линий в спектрах газовых туманностей, активных ядер галактик и квазаров, Публ Тарт. Астроф Обсерв bf 53, с 62-78 (1990)

13 3 Б.Рудзикас, А А Никитин, АФХолтьпин, Теоретическая атомная спектроскопия, Ленинград, Изд. ЛГУ, 242 с. (1990)

14. ТХ Феклистова, А Ф Холтыгин, Мелкомасштабная структура газовых туманностей, Астрон. ж., 69, с. 960-970 (1992)

15 Л M Оскинова, А Ф Холтыгин, Фотопроцессы водородоподобных ионов I Фотоионизация и фоторекомбинация, Вестн. СПб. ун-та, No. 22, с. 82-90 (1993)

16. A.A.Nikitin, A F.Kholtygin, A Sapar, T.Feklistova, Element abundances m planetary nebulae from recombination line spectra, Baltic Astronomy, 3, p 112-123 (1994)

17 L M Oskinova, T.Feklistova, A F Kholtygin, Thermal structure of atmospheres of Wolf-Rayet stars, Baltic Astronomy, 3, p. 260-265 (1994)

18 V V.Golovatyj, A Sapar, T.Feklistova, A F Kholtygin, Atomic line catalogue for gaseous nebulae. Baltic Astronomy, 3, p 292-320 (1994)

19 Л M.Оскинова, АФХол1ьпин, Фотопроцессы водородоподобных ионов II Нагрев и охлаждение злектронного газа. Весгн СПб ун-та, No 22, с 91-104 (1996)

20 V V.Golovatyj, A Sapai, Т Feklistova, A F Kholtygin, Catalogue of atomic data for low-density astrophys-ica! plasma, Astron. Astroph. Trans , 12, p. 85-241 (1997)

21 A.F.Kholtygin, V.B.II'in, N V Vbshchimiikov, Ionization Structure of the shells surrounding Herbig Ae/Be stars. Astron.Astioph., 323, p 189-201 (1997)

22 A F.Kholtygin, Inhomogeneous planetary nebulae Carbon and Oxygen abundances, Astron Astroph , 328, p. 691-703 (1998)

23 Ф В KocieHKO, А Ф Холтыгин, Неоднородности звездного ветра горячих сверхгигантов, Астрофизика, 41, с. 423-441 (1998)

24. Ф В Костенко, А.Ф.Холтыгин, Ионизационная структура атмосфер и профили линий в спектрах звезд типа Вольфа-Райе, Астрофизика, 42, с. 373-398 (1999)

25. A F Kholtygin, F.V Kosteriko, N.A.Kudryashova, L.M.Oskinova, Simulation of the Line Profile Variability in Hot Star Winds, in. Thermal and ionization aspects of flows from hot stars observation and theory, ASP Conf. Series, 204, p. 227-230 (2000)

26 A F Kholtygin, Stochastic Clump Model of Hot Star Winds, in Thermal and ionization aspects of flows from

hot stars- observation and theory, ASP Conf. Series, 204, p. 231-232 (2000) 27. A F.Kholtygin, F.V.Kostenko, Discrete Absorption Components in OB Star Winds, in Thermal and ionization aspects of flows from hot stars observation and theory, ASP Conf. Series, v. 204, p. 233-234 (2000) 28 H А.Кудряшова, А Ф.Холтыгин, Моделирование быстрой переменности профилей линий в спектрам звезд типа Волъфа-Райе, Астрон. ж., 78, р. 333-340 (2001)

29. А.Ф.Холтыгин, В Ф.Братцев, В И Очкур, Ионизация и охлаждение горячей плазмы с флуктуациями плотности, Астрофизика, 45, р. 45-62 (2001)

30. Ю.В.Лунева, А.Ф.Холтыгин, Химическая эволюция системы галактических планетарных туманностей, Астрофизика, 45, 451-463 (2002)

31 А Ф.Холтыгин, Д Н.Монин, А.Е.Сурков, С.Н.Фабрика, Быстрая переменность профилей линий в

спектрах О звезд, Письма в Астрон. ж., 29, 208-222 (2003) 32. A F Kholtygin, J.C. Brown, J P. Cassinelli, S.N.Fabrika, D.N.Monin, A.E.Surkov, Structure and variability

of hot star winds, Astron. Astroph. Trans., 22, 499-512 (2003) 33 J.C. Brown, D Tefler, Q. Li, R. Hanuschik, J.P. Cassinelli, A.F.Kholtygin, The effect of rotational gravity darkening on magnetically torqued Be star discs, Month.Not.R.A.S., 352, 1061-1072 (2004)

34. J.C. Brown, J.P. Cassinelli, Q. Li, A.F Kholtygin, RIgnace, Optically thick clumps - not the solution to the wind momentum problem?, Astron.Astroph., 426, p. 323-328 (2004)

35. А Ф.Холтыгин, А Б.Шнейвайс, Стохастические данные в астрономии• Фурье-анализ сильно неравномерных временных рядов, Астрофизика, 48, 451-463 (2005)

В работе (1) автору принадлежат расчеты содержания азота и углерода в туманностях. В работе (2) - программа расчета скоростей рекомбинации. В статье (4) -постановка задачи и результаты расчетов для ионов CHI, NIV и OV (частично). В работе (5) - расчеты интенсивностей линий в рекомбинационном спектре иона СИ и их сравнение с относительными интенсивностями в спектрах планетарных туманностей. В работе (б) автору принадлежит методика и результаты определения вероятностей двухэлектронных (межконфигурационных) переходов ионов С и N. В статье (7) - методика расчета относительных интенсивностей линий переходов между уровнями, не описываемыми в приближении LS-связи. В работе (8) - методика учета роли диффузного излучения и расчеты ионизационного состояния гелия в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе. В статье

(11) автору принадлежит предположение о сверхионизации атомов в туманностях при каскадных Оже-переходах и расчеты вероятностей переходов CHI, NIV и OV. В работе

(12) - оценки эффективности фотоионизационного механизма образования эмиссионных линий. В монографии (13) автором написана 3-я глава Рекомбинационные процессы и астрофизические приложения теоретической спектроскопии. В статье (14) автору принадлежат постановка задачи и методика определения ионизационного состояния атомов в туманностях с флуктуациями температуры. В работе (15) автору принадлежит вывод формул и расчеты скоростей фоторекомбинации, а в работе (16) - определения содержания углерода в туманностях. В статье (17) автору принадлежит постановка задачи и вывод основных формул. В работе (18) - структура каталога и список линий

в спектрах планетарных туманностей (частично), а в работе (19) - программы расчета скоростей фотоионизанионного нагрева и вывод масштабных соотношений для скоростей фотоионизации и фоторекомбинации. В работе (20) автору принадлежит структура каталога, данные о фотопроцессах и приложения Atomic Data References и Atomic Catalogue and Data Bases. В работе (21) автором выполнены расчеты ионизационного состояния оболочек Ае/Ве звезд Хербига и расчеты эквивалентных ширин линий поглощения Nal и Call в спектрах звезд. В работе (23) автору принадлежит постановка задачи и вывод формул. В работе (24) - постановка задачи и анализ результатов расчетов. В статье (25) автору принадлежит разработка модели и основные формулы, а в работе (27) - постановка задачи и анализ результатов В работе (28) автору принадлежит разработка стохастической модели атмосфер, вывод основных соотношений и участие в анализе результатов. В статье (29) автору принадлежат расчеты эффективных сил столкновения для переходов водородо- и гелие-подобных ионов, расчеты функции высвечивания и методика учета влияния флуктуаций температуры на функцию высвечивания В работе (30) автору принадлежит постановка задачи и программы определения градиента химического состава В статье (31) - программа наблюдений, методика и результаты анализа переменности профилей линий в спектрах звезд спектрального класса О. В работе (32) - постановка задачи, методика поиска регулярной переменности, результаты расчета рен тгеновских спектров звезд спектрального класса О и основные положения трехфазной модели атмосфер звезд ранних спектральных классов В работе (33) - постановка задачи (частично) и анализ результатов. В работе (34) - вывод формул (частично) и анализ результатов В работе (35) - постановка задачи, расче1ы Фурье-спектров мощности вариаций профилей линий в спектре звезды AOri А и анализ результатов

ЛИТЕРАТУРА

1 Брандт 3 , Статистические методы анализа наблюдений, M , изд Мир (1975), 312 с

2 Alibés А , Labay J , Canal R., Astron Astroli, 370, 1103 (2001)

3 Painyatnykh A A , Acta Astron 49, 189 (1999)

4 Shergin V.S , Kmarev A Yu , Lipovetsky V A , Astron Naclir , 317, 95 (1996)

5 Monin D.N , Fabrika S N , Valyavin G G , Astron Astroph , 396, 131 (2002) 6. Гринин В П , Письма в Астрон.ж , 14, 65 (1988)

7 Вощинников H В., Гринин В П , Астрофизика, 34, 84, (1992)

8 Lamers H J G L M , Cerruti-Sola M , Perinotto M , Astropb .1 , 314, 726 (1987)

9 Lépine S , Astroph Space Sei, 221, 371 (1994)

10 Moffat A F J., Lépine S , Henriksen R N , Robert C., Ap.Space Sei, 216, 55 (1994)

Подписано в печать 22 06.04 Формат бумаги 60x84 1/16 Бумага офсетная. Печать ризографическаная. Усл. печ л. 1,4

Тираж 100 экз Заказ 3656. Отпечатано в отделе оперативной полиграфии НИИХ СПбГУ. 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр 26

РНБ Русский фонд

2006^4

16823 <,

1 Введение

1.1 Характеристика объектов исследования.

1.1.1 Быстрая спектральная переменность звезд ранних спектральных классов. Механизмы переменности 1.1.2 Модели атмосфер горячих массивных звезд.

1.1.3 Эволюция массивных звезд.

1.1.4 Эволюция звезд промежуточных масс. Образование планетарных туманностей.

1.1.5 Планетарные туманности. Спектры и химический состав.

1.1.6 Физические параметры туманностей и распределение в галактике. Классификация

1.2 Общая характеристика работы.

1.2.1 Актуальность проблемы.

1.2.2 Цель работы и постановка задачи

1.2.3 Научная новизна.

1.2.4 Теоретическая и практическая ценность.

1.2.5 Апробация работы

1.2.6 Публикации но теме диссертации.

1.2.7 Результаты, выносимые на защиту.

1.3 Краткое содержание диссертации.

2 Излучение и диагностика разреженной плазмы 24 2.1 Разреженная плазма.

2.1.1 Дифференциальная мера эмиссии плазмы.

2.1.2 Глобальные характеристики неоднородной плазмы 2.2 Атомные параметры

2.2.1 Радиационные параметры.

2.2.2 Фотоионизация и фотонагрев электронного газа.

2.2.3 Рекомбинация и рекомбинационное охлаждение.

2.2.4 Возбуждение и ионизация атомов и ионов электронным ударом. Столкновения с атомами водорода.

2.2.5 Центр атомных данных и диагностики плазмы для астрофизики.

2.3 Ионизационное состояние плазмы.

2.3.1 Уравнения ионизационного баланса.

2.3.2 Однородная плазма.

2.3.3 Плазма с флуктуациями температуры и плотности.

2.4 Излучение плазмы.

2.4.1 Механизмы образования линий в плазме.

2.4.2 Рекомбинационный механизм.

2.4.3 Столкновительный механизм образования линий.

2.4.4 Селективные механизмы.

2.4.5 Излучение плазмы с флуктуациями плотности и температуры.

2.4.6 Излучение разреженной плазмы в непрерывном спектре.

2.4.7 Свечение горячей плазмы в рентгеновских линиях.

2.5 Высвечивание плазмы. Функция высвечивания.

2.5.1 Однородная плазма.

2.5.2 Неоднородная плазма.

2.5.3 Влияние вариаций содержания элементов на функцию высвечивания 2.5.4 Функция высвечивании для разных моделей распределения дифференциальной меры эмиссии

2.6 Диагностика плазмы.

2.6.1 Общая постановка задачи о диагностике плазмы.

2.6.2 Методика диагностики плазмы.

3 Планетарные туманности: спектры и химическая эволюция

3.1 Спектры туманностей. Классификация линий. Каталоги.

3.1.1 Спектры туманностей

3.1.2 Классификация линий в спектрах туманностей.

3.1.3 Каталог линий в спектрах туманностей.

3.2 Рекомбинационные спектры ионов С, N и О.

3.2.1 Эффективные коэффициенты рекомбинации.

3.2.2 Влияние на рекомбинационные спектры отклонений от LS-связи.

3.3 Модели туманностей. Определение параметров моделей.

3.3.1 Физическое и статистическое (стохастическое) моделирование.

3.3.2 Влияние флуктуации температуры и плотности на интенсивности линий спектров планетарных туманностей

3.3.3 Стохастическая модель туманностей.

3.3.4 Ионизационные поправочные множители.

3.3.5 Процедура сравнения наблюдаемых и рассчитанных интенсивностей линий.

3.3.6 Влияние различных представлений функции правдоподобия на определяемые параметры ф туманностей.

3.4 Линии элементов с Z>30 в спектрах туманностей.

3.5 Температуры, плотности и химический состав туманностей.

3.5.1 Источники интенсивностей линий в спектрах туманностей.

3.5.2 Электронные температуры и амплитуды флуктуации Те.

3.5.3 Содержание углерода и кислорода.

3.5.4 Проблема углерода.

3.5.5 Среднее содержание С и О и содержание для групп ПТ

3.5.6 Интенсивности линий ионов азота и содержание азота в туманностях

3.5.7 Электронные концентрации и амплитуды флуктуаций пе в туманностях.

3.6 Зависимость физических параметров туманностей от массы и возраста звезд-предшественников туманности.

3.6.1 Определение масс ядер туманностей.

3.6.2 Зависимость содержания элементов в туманностях от массы их центральных звезд.

3.7 Химическая эволюции системы галактических планетарных туманностей.

3.7.1 Градиенты содержания элементов в Галактике.

3.7.2 Эволюция градиентов содержания элементов.

3.8 Мелкомасштабная структура туманностей

3.8.1 Малые конденсации в туманностях.

3.8.2 Образование и свойства конденсаций в туманностях.

4 Наблюдения ярких ОВ сверхгигантов и их анализ

4.1 Наблюдательная программа исследования быстрой переменности

4.1.1 Наблюдения программных звезд в 1997 г.

4.1.2 Наблюдения 2001 г.

4.1.3 Наблюдения 2003 г.

4.1.4 Наблюдения 2004 и 2005 гг.

4.2 Обработка спектров.

4.2.1 Наблюдения 1997 г.

4.2.2 Наблюдения 2001 и 2003 гг.

4.2.3 Наблюдения 2004 и 2005 гг.

4.2.4 Определение уровня континуума.

4.3 Атласы спектров.

4.4 Методы анализа переменных профилей.

4.4.1 Спектр временных вариаций профилей.

4.4.2 Фурье-анализ временных рядов.

4.4.3 Метод вейвлет-анализа.

4.5 Переменность профилей линий в спектрах звезд 19 Сер, a Cam и Л Ori.

4.5.1 Обнаружение переменности.

4.5.2 Использование методов вейвлет-анализа для исследования переменности профилей

4.5.3 Поиск регулярных изменений профилей в спектре звезды Л Ori.

4.6 Профили линий в спектре звезды J Ori А и их переменность.

4.6.1 Общие сведения о тройной системе <5 Ori А.

4.6.2 Вклады различных компонент системы в профили линий

4.6.3 Вариации средних профилей. Разностные профили.

4.6.4 Вейвлет-анализ вариаций профилей линий.

4.6.5 Регулярная переменность профилей линий в спектре J Ori А.

4.6.6 Нерадиальные пульсации как возможная причина переменности профилей линий.

4.7 Переменность профилей линий в спектре звезды t-Her.

4.7.1 Основные сведения о звезде t-Her.

4.7.2 Переменность профилей линий.

4.7.3 Регулярная переменность профилей.

4.7.4 Анализ гармонических компонентов вариаций профилей линий.

4.7.5 Эволюционный статус tHer.

5 Спектры звезд ранних спектральных классов с расширяющимися оболочками

5.1 Структура и спектры оболочек Ае/Ве звезд Хербига.

5.1.1 Наблюдательные данные.

5.1.2 Модель оболочки.

5.1.3 Ионизационное равновесие.

5.1.4 Линии поглощения в спектрах Ае/Ве звезд Хербига. ф 5.2 Ионизационное и тепловое состояние звезд тина Вольфа-Райе.

5.2.1 Модель атмосферы и уравнения ионизационного равновесия.

5.2.2 Квазинебулярное приближение.

5.2.3 Учет ионизации с возбужденных уровней.

5.2.4 Тепловая структура атмосфер звезд типа Вольфа-Райе.

5.2.5 Ионизационная структура атмосфер звезд WR.

5.3 Профили линий в облачной модели расширяющихся атмосфер (оболочек) звезд.

5.3.1 SEI-метод.

5.3.2 Профили линий в спектрах звезд типа WR.

5.3.3 Моделирование переменности профилей линий в спектрах 0-звезд.

5.3.4 Излучение облачных атмосфер в непрерывном спектре.

5.4 Стохастическая облачная модель расширяющихся атмосфер (оболочек) звезд.

5.4.1 Стохастическая облачная модель.

5.4.2 Моделирование быстрой спектральной переменности.

5.5 Трехфазная модель атмосфер звезд ранних спектральных классов.

5.5.1 Образование и дифференциальная мера эмиссии горячего газа в атмосферах звезд ранних спектральных классов

5.5.2 Рентгеновские спектры звезд спектрального класса О.

Современный этап развития астрофизики характеризуется значительным ростом точности определения наблюдательных характеристик астрофизических объектов: звезд и туманностей, галактик и скоплений галактик. Появилась возможность проведения наблюдений с высоким временным и спектральным разрешениями, с большим отношением сигнал/шум практически во всех областях спектра электромагнитного излучения, от радио до рентгеновского диапазонов. Вследствие высокого качества современных спектральных наблюдений даже небольшие изменения структуры исследуемых объектов, приводящие к малым изменениям в их спектрах, могут быть зарегистрированы с помощью современных приемников излучения.

Тем самым стала реальной задача исследования внутренней структуры атмосфер горячих звезд и газовых туманностей. Решеиие этой задачи является основной целью настоящей диссертации. Определение структуры изучаемых объектов невозможно без получения большого количества атомных данных, необходимых для описания процессов излучения и поглощения фотонов в них, без получения их спектров высокого качества и без разработки методов анализа спектров данных объектов. Эти задачи также являются важными составными элементами настоящей диссертации.

1.1 Характеристика объектов исследования

Объектами изучения в настоящей диссертации являются планетарные туманности - продукты эволюции звезд промежуточных масс - и горячие звезды ранних спектральных классов: звезды спектральных классов О, В, А и звезды типа Вольфа-Райе (WR).

Звезды типа Вольфа-Райе и звезды спектрального класса О являются объектами большой светимости с сильными и широкими 103 км/с) эмиссионными и абсорбционными линиями в ИК, оптическом, УФ и рентгеновском спектрах, формирующимися в их расширяющихся атмосферах. Эти звезды образуются п процессе эволюции массивных звезд с массами М > 10 Mq. Характерной их особенностью является быстрая потеря вещества в виде звездного ветра с темпом потери массы М > 10~5Mq/top, у WR и на порядок меньшим у О звезд. Звезды спектральных классов В и А имеют массы 2-10 Mq и характеризуются менее интенсивным звездным ветром сМ» 109Mq -f- 107Мд/год. В конце эволюции промежуточных по массе звезд с начальными массами ^ 8 Mq происходит отрыв их внешних слоев и формирование планетарных туманностей.

Звезды ранних спектральных классов играют заметную роль в энергетике Галактики. В окрестности Солнца темп передачи кинетической энергии межзвездной среде ветром от этих звезд приблизительно равен 1.1 х 1038 эрг/с кпк-2, что составляет около 50% полной энергии ветров от всех типов звезд. Вклад кинетической энергии ветра от одной звезды типа WR или звезды спектрального класса О за время ее жизни в энергию межзвездной среды сравним с вкладом кинетической эиергии при взрыве сверхновой [94].

Масса вещества, поступающая в межзвездную среду от звезд типа WR, сравнима с массой, поступающей от всех звезд спектральных классов О и В (ОВ-звезд), но примерно в 4 раза меньше, чем масса, теряемая звездами поздних типов. Звезды WR обогащают межзвездную среду продуктами горения водорода и гелия. Таким образом, в соответствии с современными эволюционными моделями (см., например, [388]), именно эти звезды во многом определяют присутствие в Галактике 4Не, 12С, 170, 22Ne, 14N, 26Mg, 25Mg и 160. Расширяющиеся оболочки звезд ранних спектральных классов - важный источник межзвездной пыли. Считается, что пыль конденсируется в оболочках всех звезд спектрального подтипа WC8 и более поздних; в формировании пыли участвует около 15% теряемой ими массы [149, 154].

Звезды ранних спектральных классов принадлежат плоской составляющей населения Галактики. Звезды типа WR и ОВ-сверхгиганты расположены в узком слое ±100 пк от плоскости Галактики. Распределения звезд типа Вольфа-Райе и массивных О звезд в Галактике подобны, что заставляет предположить, что звезды типа WR являются прямыми потомками звезд спектрального класса О. Звезды типа WR и ОВ-звезды легко обнаружимы и в других галактиках [116, 133, 154]).

Физические характеристики

Химический состав атмосфер звезд спектральных классов О, В и А в среднем близок к солнечному, тогда как химический состав WR-звезд, хотя и не известен достаточно точно, но тот факт, что его отличия от среднекосмического очень сильны, надежно установлен. Атмосферы звезд типа WN сильно обогащены гелием и азотом и бедпы водородом, или не содержат его совсем, а содержание углерода и кислорода близко к солнечному. В атмосферах звезд типа WC гелий, углерод и кислород находятся в большом процентном содержании, но нет свидетельств присутствия ни водорода, ни азота.

Для звезд типа WR и ОВ-звезд, интенсивно теряющих вещество в виде звездного ветра, не существует общепринятого определения эффективной температуры. Традиционно, следуя par боте [94], за эффективную температуру звезды принимают величину Те// = [Ь*/47Г(7(Лр/г)2]1/4, где а - постоянная Стефана-Больцмана, Rpь - радиус, на котором росселапдова средняя оптическая глубина равна единице. Обычно Дрь находится выше звуковой точки, так что определенная этим соотношением величина Тев будет несколько меньше эффективной температуры, получаемой в моделях звездной эволюции при предположении о гидростатическом равновесии и плоско-параллельной структуре атмосфер без учета влияния звездного ветра.

Наибольшие ошибки в определении эффективной температуры встречаются у звезд типа WR. В литературе нередко приводятся сильно различающиеся значения температур одной и той же звезды, хотя распределение энергии в непрерывном спектре для многих WR-звезд известно уже достаточно точно в широком диапазоне длин волн. Полученные разными методами оценки цветовых температур дают значения от 20000 К до 100000 К для различных подтипов WR-звезд. Найденные разными методами значения находятся в диапазоне —8 > IgMboi > —10. Эффективные температуры звезд спектрального класса О составляют 30 000 -50 000 К.

Результаты работы [319] показывают, что расстояния до туманностей, полученные в указанных исследованиях, занижены в 1.5 - 2 раза. Сопоставление расстояний до планетарных туманностей, исправленных с помощью найденных в [319] поправочных коэффициентов, с имеющимися расстояниями до туманностей из используемого нами списка [92] дает возможность сделать вывод, что исправленные расстояния до планетарных туманностей и используемые па-ми данные работ [52, 418] согласуются в пределах множителя 1.5. Такая точность определения расстояний достаточна для определения градиентов содержания химических элементов.

3-7.2 Эволюция градиентов содержания элементов

Эволюция содержания элементов в различных областях Галактики

Для определения зависимости радиальных градиентов содержания элементов от расстояния исследуемых объектов до галактического центра галактический диск представлялся системой вложенных колец с радиусами Я] = 4 кпк, R% = 8 кпк, Я3 = 12 кпк и Лг4 = 16 кпк. При этом определялись градиенты содержания элементов С, N, О, Ne и С1 относительно средних радиусов колец, т.е. для < R\ >= 2 кпк, < R?z >= 6 кпк, < R3Z >= 10 кпк и < Я* >= 14 кпк.

На Рис. 41 даны зависимости содержания N, О, Ne и С1 от средних расстояний до галактического центра < г >. Как видно из Рис. 41 (а) содержание N и О с увеличением <г>

Рис. 41: Верхние четыре рисунка: зависимости содержания элементов от галактоцентрического расстояния ПТ (a- N, b -О, с -Ne, d -С1). Нижние четыре рисунка: зависимости химического содержания элементов от расстояния ПТ до галактической плоскости: (е - С, f - N, g - О, h - С1). Сплошные линии ) соединяют средние содержания для групп ПТ, со средними галактоцентрическими расстояниями 2, 6,

10 и 14 кпк для радиальных градиентов и средними расстояниями от галактической плоскости 0.2, 0.6, 1.0 и 1.4кпк для вертикальных градиентов. Пунктир - аппроксимация (168) зависимостей содержания элементов от галактоцентрических расстояний и расстояний до галактической плоскости. практически не изменяется, в то время как у Ne и С1 заметно уменьшение содержания с увеличением расстояния до центра Галактики (Рис. 41 c,d).

Аналогичная процедура проделана при расчетах вертикальных градиентов содержания химических элементов: брались объекты со средними значениями < z\ >= 0.2 кпк, <z2> — 0.6 кпк, <2з>= 1.0 кпк и < Z\ >= 1.4 кпк. На Рис. 41 (e-h) представлены зависимости содержания С, N, О и С1 от средних расстояний до плоскости Галактики. Полученные значения градиентов содержания элементов даны в Табл. 24. Градиенты, найденные с помощью вышеописанной процедуры, оказались очень близкими к определяемым из соотношения (168) и аналогично для ) вертикальных градиентов, поэтому для определения самих градиентов используется данная процедура, а для оценки уровня значимости найденных градиентов — стандартные соотношения, данные в [76].

6 Заключение

В диссертации получены следующие основные результаты:

1. Получен большой массив атомных данных, необходимых для расчета спектров газовых туманностей и звезд ранних спектральных классов.

2. Разработаны методы определения излучательных свойств неоднородной разреженной плазмы. Предложены новые методы диагностики плазмы с флуктуациями температуры и плотности излучающего газа. Рассчитаны ионизационное состояние и функция высвечивания разреженной плазмы в зависимости от амплитуды флуктуаций температуры.

3. Построена стохастическая модель газовых туманностей и представлены результаты ее использования для нахождения параметров статистически представительного ансамбля планетарных туманностей Галактики. Представлены результаты исследования эволюции химического состава туманности в зависимости от массы и возраста звезды-предшественника туманности.

4. Предложена методика детектирования слабой переменности профилей линий в спектрах звезд на основе анализа спектра стандартных отклонений индивидуальных профилей от среднего профиля линий. Разработаны методы анализа регулярной и нерегулярной переменности профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов на основе Фурье- и вэйвлет-анализа.

5. Разработана наблюдательная программа поиска переменности профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов. В рамках данной программы получено свыше 1200 спектров программных звезд с высоким спектральным и временным разрешениями. Обнаружены регулярная и стохастическая переменности профилей линий ярких ОВ сверхгигантов a Cam, 19 Сер, A Ori А, 5 Ori Ant Her, полученных на 1-м и б-м телескопах С АО АН России и 1.8-м телескопе Бохинсанской обсерватории (Южная Корея).

6. Построена стохастическая облачная модель неоднородных движущихся атмосфер горячих звезд. Определена структура атмосфер и параметры оболочек звезд ранних спектральных классов на основе предложенной модели. Найдена функция рас" пределения ансамбля облаков в атмосферах ряда звезд типа Вольфа-Райе по размерам. Определена максимальная дисперсия скоростей в облаках.

1. Александрова О.А., Бычков К.В., Астрон.ж., 77, 883 (2000)

2. Аллен К.У., Астрофизические величины, М., Мир (1977)

3. Аитохии И.И., Холтыгин А.Ф., Черепащук A.M., Астрон. ж. 65, с. 558-570 (1988)

4. Антохин И.И., Нугис Т., Черепащук A.M., Астрон.ж., 69, 516 (1992)

5. Астафьева Н.М., Усп. физ. наук, 166, 1145 (1996)

6. Барсукова Е.А., Лебедева И.Л., Чартишвили К.Б., Ченцов Е.Л., Астрофизика, 16, 34 (1980)

7. Бисноватый-Коган Г.С., Зельдович Я.В., Астрон.ж., 45, 241 (1968)

8. Бочкарев Н.Г., Основы физики межзвездной среды, М., изд. МГУ (1991)

9. BjHindm 3., Статистические методы анализа наблюдений, М., изд. Мир (1975)

10. Вайнштпейн Л.А., Собелъман И.И., Юков Е.А., Сечения возбуждения атомов и ионов электронами, М., Наука (1973)

11. И) Визбарайте Я.И., Рудзикас З.Б., Будрите С.Д., Юцис А.П., Лит.ФиЗ.Сб., 1, 21-32 (1961)

12. Vityazev V. V., Astron. and Astroph. Trans. 11, 159 (1995)

13. Витязев В.В., Спектрально-корреляционный анализ равномерных временных рядов, СПб, Изд. СПбГУ, (2001)

14. Витязев В.В., Анализ неравномерных временных рядов, СПб, Изд. СПбГУ (2001)

15. Витязев В.В., Вейвлет-анализ временных рядов, СПб, Изд. СПбУ (2001)

16. Вощинников II.В., Грипип В.П., Киселев Н.Н., Миникулов II.X., Астрофизика, 28, 182 (1988)

17. Вощинников Н.В., Гринин В.П., Астрофизика, 34, 84, (1992)

18. Вощинников Н.В., Астрофизика, 30, 313 (1989)

19. Галазутдинов Г.А., DECH 2.0, Препринт САО (1996), http://www.kasi.re.kr/gala/dech.htm (2005)

20. Головатый В.В., Сапар А.А., Феклистова Т.Х., Холтыгин А.Ф., Атомные данные для спектроскопии разреженной астрофизической плазмы. Газовые туманности, Таллинн, Валгус (1991)

21. Головатый В.В., Мальков Ю.Ф., Астрон. ж., 68, 600 (1991)

22. Головатый В.В., Сапар А.А., Феклистова Т.Х., Холтыгин А.Ф., Атомные данные для спектроскопии разреженной астрофизической плазмы, АН Эстонии, Таллинн (1991)

23. Горбацкий В.Г., Вестник ЛГУ, 19, 112 (1962)

24. Горбацкий В.Г., Минин И.Н., Нестационарные звезды, М., Наука (1963)

25. Горбацкий В.Г., Письма в Астрон.ж, 1, 36 (1975)

26. Горбацкий В.Г., Космическая газодинамика, М., Наука (1977)

27. Горбацкий В.Г., Астрон.ж, 81, 365-369 (2004)

28. Горбацкий В.Г., Астрофизика, 47, 555-563 (2004)

29. Грачев С.И., Труда АО СПбГУ, 44, 203 (1994)

30. Гринин В.П., Астрофизика, 5, 371 (1969)

31. Гринин В.П., Астрофизика, 20, 365 (1984)

32. Гринин В.П., Письма в Астрон.ж., 14, 65 (1988)

33. Гурзадян Г.А., Планетарные туманности, М., Наука (1962)

34. Грей Д., Наблюдения и анализ звездных фотосфер, М. Мир, 1980,

35. Добеши И., Десять лекций по вейвлетам, М., VXD, 418 с. (2001)

36. Иванов В.В., Соболев В.В., Труды АО ЛГУ, 19, 3 (1962)

37. Иванов В.В., Перенос излучения и спектры небесных тел. М., Наука (1969)

38. Калиткин II.II., Численные методы, М., Наука (1978)

39. Каплан С.А., Пикельнер С.В., Основы космической газодинамики, М., Наука (1979)

40. Козлова О.В., Гринин В.П., Чунтонов Г.А., Астрофизика, 46, 331 (2003)

41. Короновский А.А. Храмов А.Е., Непрерывный вейвлет-анализ, М., Физматлит (2003)

42. Кириенко А.В., Письма в АЖ, 19, 27 (1993)

43. Коноваленко А.А., Астрон.ж, 10, 846 (1984)

44. Костенко Ф.В., Холтыгин А.Ф., Астрофизика, 41, 423 (1998)

45. Костенко Ф.В., Холтыгин А.Ф., Астрофизика, 42, 373 (1999)

46. Костенко Ф.В., Исследование быстрой переменности спектров горячих звезд, канд. диссертация, Санкт-Петербург (2000)

47. Кудряшова Н.А., Холтыгин, А.Ф., Астрон.ж, 78, 333 (2001)

48. Кудряшова Н.А., Астрон.ж, 81, 129 (2004)

49. Левинсон И.В., Никитин А.А., Руководство по теоретическому вычислению интенсивностей линий в атомных спектрах, JL, Изд. ЛГУ (1962)

50. Ленг К.Р., Астрофизические формулы, Т. 1, М.: Мир (1978)

51. Мальков Ю.Ф., Кинем, и физ. неб. тел., 10, 35 (1994)

52. Мальков Ю.Ф. Астрон.ж., 74, 853 (1997)

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

54. Мусаев Ф.А., Письма в Астрон. ж., 22, 715 (1996)

55. Никитин А.А., Феклистова Т.Х., Холтыгин А.Ф., Публ. Тарт. Астр, обе., 51, с. 42-50 (1986)

56. Никитин А.А., Сапар А., Рудзикас З.Б., Феклистова Т.Х., Холтыгин А.Ф., Спектры планетарных туманностей, Таллинн, Валгус (1988)

57. Никитин А.А., Феклистова Т.Х., Холтыгин А.Ф., Публ. Тарт. Астр, обе., 53, 53 (1990)

58. Нугис Т., в Сб. Звезды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты]Таллинн, ред. Т. Нугис и И. Пу-стыльник, 10 (1988)

59. Нугис Т.А, Вильковиский Э.Я., Звездный ветер: наблюдения и теория, ВИНИТИ, Итоги науки и техники, Астрономия, 40, 3, М. (1990)

60. Оскинова Л.М., Холтыгин А.Ф., Вестник СПбГУ. Cep.l, No. 4, 82 (1993)

61. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Найденов И.Д., Витриченко Э.А., Викульев Н.А., Романенко В.П., Препринт САО, №139 (1999)

62. Панчук В.Е., Пискунов Н.Е., Клочков а В.Г., Юшки н М.В., Ермаков С.В., препринт САО №169 (2002)

63. Панчук В.Е., Юьикин М.В., Найденов И.Д., препринт САО № 179 (2003)

64. Потташ С., Планетарные туманности, М., Мир (1987)

65. Пресняков Л., Усп. Физ. Наук, 119, 49 (1976)

66. Рзаев А.Х., Панчук В.Е., Письма в Астрон. ж., 30, 208 (2004)

67. Рублев G.B., Астрон. журн. 42, 347 (1965)

68. Рудзикас З.В., Никитин А.А., Холтыгин А. Ф., Теоретическая атомная спектроскопия. Л., изд. ЛГУ, (1990)

69. Сапар А.А., Феклистова Т.Х., Исследование рекомбинационных спектров легких ионов, Публ. Тарт. Астр, обе., 43, 262 (1975)

70. Собельман И.И., Введение в теорию атомных спектров, М., Наука (1977)

71. Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, М., Наука (1985)

72. Соловьева Л.И., Тр. КГУ, 83, 56 (1983)

73. Спитцер Л., Физические процессы в межзвездной среде, М., Мир (1981)

74. Стриганов А.Р., Свенцицкий Н.С., Таблицы спектральных линий нейтральных и ионизованных атомов. М., Атомиздат (1966)

75. Стриганов А.Р., Одинцова Г.А., Таблицы спектральных линий атомов и ионов, Энергоатомоиздат, Москва (1982)

76. Тейлор Док., Введение в теорию ошибок, М. (1985)

77. Тамбовцева Л.В., Астрон.ж., 68, 332 (1991)

78. Тамбовцева Л.В., Астрофизика, 34, 73 (1991)

79. Тимошенко Л.В., Филипьев Г.К, Астрофизика, 19, 513 (1983)

80. Тимошенко Л.В., Астрофизика, 22, 51 (1985)

81. Тутуков А.В., Юнгельсон Л.Р., Астрон.ж., 62, 604 (1985)

82. Халиуллин Х.Ф., Черепащук A.M., , Итоги науки и техники. Сер. Астрономия, Т. 21. М. ВИНИТИ (1982)

83. Холтыгин А.Ф., Астрофизика, 20, 503, (1984)

84. Холтыгин А.Ф., в Сб. Звезды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты, Таллинн, 109 (1988)

85. Холтигин А.Ф., Феклистова Т.Х., Публ. Тарт. Астроф. обе., 51, 61 (1988)

86. Холтигин А.Ф., Феклистова Т.Х., Астроном, ж., 69, 960 (1992)

87. Холтиг ин А.Ф., Астрофизика, 43, 463 (2000)

88. Холтыгин А.Ф., Братцев В.Ф., Очкур В.И., Астрофизика, 45, 45 (2001)

89. Холтиг ин А.Ф., Монин Д.Н., Сурков А.Е., Фабрика С.Н., Письма в Астрон. ж., 29, 208 (2003)

90. Холтиг ин А.Ф., Шнейвайс А.В., Астрофизика, 48, 87 (2005)

91. Черепащук А.М, 1990, Астрон. ж., 67, 955 (1990)92. http://www.astro.spbu.ru/stafF/afk/AtDatCentre/PIDiagn

92. Antokhin I., Bertrand J-F., Lamontange Д., Moffat A.F.J., Astron. J. 109, 817 (1995)

93. Abbott D.C., Conti P.S., Ann.Rev. Astron. Astrophys., 25, 113 (1987)

94. Abt H.A., Levy S.G., Ap.J. Suppl. Ser. 36, 241 (1978)

95. Acker A.A. Astron. Astroph. Suppl. Ser., 33, 367 (1978)

96. Acker A., Ochenbein F., Stenholm В., Tylenda R., Marcout J., Scholm C. The Strasburg-ESO Catalogue of Galactic Planetary Nebulae, ESO (1992)

97. Aldrovandi S.M.V., Pequignot D., Astron. Astroph., 25, 137 (1973)

98. Alibis A., Labay J., Canal R., Astron. Astroh, 370, 1103 (2001)

99. Allen C., Carigi L., Peimbert M., Astrophys. J., 494, 247 (1998)

100. Aller L.H., Gaseous Nebulae, Chapman & Hall, London (1956)

101. Aller L.H., Czyzak S.J., Astroph. Space Sci., 62, 397 (1979,)

102. Aller L.H. and Czyzak S.J., Astroph. J. Suppl. Ser., 51, 211 (1983)

103. Aller L.H., Hyung, S., Month. Not. R.A.S., 276, 1101 (1995)

104. Aller L.H., Keyes C.D., Astroph. J. Suppl. Ser., 65, 405 (1987)

105. Audard M., Behar E., Gudel M., et. al. Astron. Astroph., 365, 329 (2001)

106. Arnaud M., Roihenflug R., Astron. Astroph. Suppl. Ser., 60, 425 (1985)

107. Baade D., BalonaL.A., In Pulsation, Rotation and Mass Loss in Early-Type Stars, 311 (1994)

108. Babel J., Montmerle Т., Astron. Astroph., 323, 121 (1997)

109. Balona L.A., Dziembowski W.A., Astron. Astroph. 309, 221 (1999)

110. Baluteau J.-P., Zavagno A., Morisset C., Piquignot D., Astron. Astroph., 303, 175 (1995)

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

112. Barker Т., Astroph. J., 322, 922 (1987)

113. Barker Т., Astroph. J., 371, 217 (1991)

114. K.Bartschat, Com p. Phys. Commun., 114 (1998)

115. Beck S.C., Kelly D.M., Lacy J.H., Astron. J., 114, 585 (1997)

116. Bieging J.H, Abbot D.C., Churcwell E.B., Astroph. J., 340, 518 (1989)

117. Berrilli F., Corciulo G., Ingrosso G., et al., Astroph. J. 398, 254 (1992)

118. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Naidenov I.D., Romanyuk I.I., Astron. Astroph., 298, 585 (1994)

119. Bianchi L., Ford H., Bohlin R., Paresce F., de Marchi G., Astron. Astroph., 301, 537 (1997)

120. Black J.H., Weisheit J.C., Laviana E., Astroph. J. 177, 567 (1972)

121. Blocker Т., Astron. Astroph., 297, 627 (1995)

122. Blocker Т., in Asymptotic Giant Branch Stars, T.Le Bertre, А.ЬёЬге and C.Waelkens, eds., I.A.U. Symp. 191 (1999)124. de Boer K.S., Jura M.A., Shull J.M., in: Scientific Accomplishments of the IUE, ed. Y. Kondo, Reidel, Dordrecht (1987)

123. Bohrn Т., Catala C., Astron. Astroph. 301, 155 (1995)

124. Bowen I., PASP, 46, 146 (1935)

125. Bouuiman J., de Koter A., van den Anker M.E., Waters L.B.F.M., Astron. Astroph. 360, 213 (2000)

126. Bratsev V.F, Ochkur V.I., Kholtygin A.F., http://www.astro.spbu.ru/AtDatCenter/index.html

127. Brown J.C., Richardson L.L., Antokhin I., Robert C, Moffat A.F.J.,St-Lois N., Astron. Astroph., 295, 725 (1995)

128. Brown J.C., Tefler D. , Li Q., Ilanuschik R. , Cassinelli J.P., Kholtygin A.F., Month.Not.R.A.S., 352, 10G1 (2004)

129. Drown J.C., Cassinelli J.P., Li Q., Kholtygin A.F., Ignace R., Astron.Astroph., 426, 323 (2004)

130. Brown R.L., Mathews W.G., Astroph. J. , 160, 939 (1970)

131. Breysacher J., Azzopardi M., Testor G., Muratorio G., Astron. Astroph., 326, 976 (1997)

132. Brown A.G.A., de Geus E.J., de Zeeuw P.T., Astron. Astroph., 289, 101 (1994)

133. Bryce M, Balick B, Meaburn J., Mon. Notis. R.A.S., 266, 721 (1994)

134. Burgess A., Summers H.P., Month. Not. R.A.S., 226, 227 (1987)

135. Cahn J.H., Kaler J.B., Astroph. J. Suppl. Scr., 22, 319 (1971)

136. Cahn J.I I., Kaler J.B., Stangellini L., Astron. Astroph. Suppl. Scr., 94, 399 (1992)

137. Cassinelli, J. P., Castor, J. I., Astroph. J., 179, 189 (1973)

138. Castor J.I., Month. Not. R.A.S., 149, 111 (1970)

139. Catala C., Kunasz P.В., Astron. Astroph., 174, 158 (1987)

140. Catala C., Czarny J., Felenbok P., Praderie F., Astron. Astroph., 154, 103 (1986)

141. Catala C.,Boehm Т., Donati, J.-F. et al.„ Astron. Astroph., 319, 176 (1997)

142. Cassinelli J.P., Miller N.A., Waldron W.L., MacFarlane J.J., Cohen D.H., Astroph. J. , 554, L55-58 (2001)

143. Cazelta J.O., Maciel W.J., Rev. Мех. Astron. Astrof., 36, 3 (2000)

144. Chapellier E., Le Contel J.-M., Valtier J.-C., Gonzales-Bedolla S., Duicatel D., Morel P.J., Sareyyan J.P., Geiger I., Antonelli P., Astron. Astroph., 176, 255 (1987)

145. Chapellier E., Mathias P., Le Contel J.-M., Garrido R., Le Contel D., Valtier J.-C., Astron. Astroph., 362, 189 (2000)

146. Chapman R.D., Henry R.J. W., Astroph. J., 173, 243 (1972)

147. CherchneJJ I., in Proc. UMIST/CCP7 Workshop, Dust and Molecules in Evolved Stars, Manchester, ed. I. Cherchneff, 251 (1997)

148. Cherepashchuk A.M., Khaliullin K.F., Eaton J.A., Astroph. J., 281, 774, (1984)

149. Cohen D.H., de Messier C.E., MacFarlane J.J. et al., Astroph. J. 586, 495 (2003)

150. Cranmer S.IL, Owocki S.P., Astroph. J., 462, 469 (1996)

151. Crowther P.A., Month. Not. R.A.S., 290, L59 (1997)

152. Dai T.B., et al., Phys. Rev. 123, 1051 (1961)

153. Dalgarno A., Sternberg A., Month. Not. R.A.S, 200, 77 (1982)

154. Dinnerstein II.L., Astroph. J., 550, L223 (2001)

155. Dinnerstein H.L., Geballe T.R., Astroph. J., 562, 515 (2001)

156. Ditchburn R., Marr G., Proc. Phys. Soc., 66, 655 (1953)

157. Donati J.-F., Wade G.A., Babel J., Henries II.F., de Jong J.A., HarriesT.J., Month. Not. R.A.S, 326, 1265 (2001)

158. Donati J.-F., Babel J., Harries T.J., Ilowarth I.D., Petit P., Semel M., Month. Not. R.A.S., 333, 55 (2002)162. ud-Doula A., Owocki S.P., Astroph. J., 576, 413 (2002)

159. Draine B.T., Astroph. J. Suppl. Ser., 36, 595 (1978)

160. Drew J., Month. Not. R.A.S., 217, 867 (1985)

161. Drew J., Astroph. J. Suppl. Ser. , 71, 267 (1989)

162. Dyck H.M., Milkey R. W., PASP, 84, 597 (1972)

163. Dziembowski W.A., Moskalik P., Pamyatnnykh A.A., Month. Not. R.A.S., 265, 588 (1995)

164. Dziembowski W.A., ASP Conferences Series, 78, 275 (1995)

165. Eisner J.A., Lane B.F., Akeson R.L. Hillenbrand L.A., Sargent A.I., Astroph. J. , 588, 360 (2003)

166. Escalante V., Victor G.A., Astroph. J. Suppl. Ser. 73, 513 (1990)

167. Esteban C., Rev. Мех. Astron. Astroph., 12, 56 (2002)

168. Evans D.S., in Proc. IAU Symp. No. 30.,p. 57 (1979)

169. Eversberg T, Ltpine S., Moffat A.F.J., Astron. Astroph., 494, 799 (1998)

170. Feldmeier A., in. Proc. of Workshop Thermal and ionization aspects of flows from hot stars: observations and theory, Tartu, August 23-27, 1999, ASP Conferences Series, 204, 151 (2000)

171. Field G.D., Astroph. J., 142, 531 (1965)

172. Ferland G.I., PASP, 98, 549-581 (1986)

173. Finkenzeller U., Mundt R., Astron. Astroph. Suppl. Ser. 55, 109 (1984)

174. Freitas Pacheco J.A., Maciel W.J., Costa R.D.D., Astron. Astrophys., 250, 159 (1991)

175. Friedemann G., Giirtler J., Reimann H.-G., Astron. Astroph., 300, 269 (1995)

176. Fullerton, A. W., Gies, D. R., Bolton, С. T. Astroph. J. Suppl. Ser., 103, 475 (1996)

177. Fukagawa M., Tamura M., Itoh Y., Hayashi S.S., Oasa Y., Astroph. J., 590, L49 (2003)

178. V.Fursa, I.Bray, J.Phys., B30, 757 (1997)188J T.J.Gaetz, E.E.Sapleter, Astroph. J. Suppl. Ser, 52, 155 (1966)

179. Gallaggher J.W., Pradhan A.K.J., JILA information center report. No. 300 (1985)

180. Gayley K.G., Owocki S.P., Cranmer S.R., Astroph. J., 442, 296 (1995)

181. Grandi S.A.,Astroph. J., 206, 658 (1976)

182. Grigsby J.A., Astroph. J. , 380, 606 (1991)

183. Grinin V.P., Mitskevich A.S., Astroph.Sp.Sci., 185, 107 (1991)197J Grinin V.P., Kozlova O.V., ТЫ P.S., Rostopchina A.N., Astron. Astroph., 309, 474 (1996)

184. Grinin V.P., ТЫ P.S., de Winter D., et al, Astron. Astroph., 292, 165 (1994)199J Grinin V.P., Kozlova O.V., Natta A., Ilyin I., Tuominen I., Rostopchina A.N., Astron. Astroph., 379, 482 (1996)

185. Gdrny S.K., StasMska G., Tylenda R., Astron. Astroph., 318, 256 (1997)

186. Grady G.A., Snow T.P., Gash W.G., Astroph. J., 283, 218 (1984)

187. Grevesse N., Noels A., Sanval A.J., ASP Conf. Ser., 99, 117 (1996)

188. Gronenshild E.H.B.M. and Me we R., Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 32, 283-305 (1978)

189. Gruenwald R., Viegas S.M., Astron. Astrophys., 303, 535, (1995)

190. Hamaguchi K., Yamauchi S., Koyama K., Astroph. J., 618, 360 (2005)

191. Hamman W.-R., Koesterke L., Wessolowski U., Astron. Astroph., 274, 397 (1993)

192. Hamann W.-R., Astron. Astroph., 281, 184 (1994)208J Hamann W.-R., Koesterke L., Astron. Astroph., 333, 251 (1998)209J Hammer D.G., Seaton M.J, Month. Not. R.A.S., 125, 437 (1964)

193. Harnden F.R.Jr., Branduardi C., Elvis M., et al., Astroph. J., 234, L51 (1979)

194. Harrington J.P., Seaton M.J., Adams S., Lutz J.H., Month. Notices R.A.S., 199, 517 (1982)

195. Harvin J.A., Gies D.R., Bagnuolo W.J., Jr., Penny L.R., Thaller M.R., Astroph. J., 565, 1216 (2002)

196. Henrichs H., Kaper L., Nichols J.S., Astron.Astrophys., 285, 565 (1994)

197. Henry R.B.G., Kwitter КВ., Howard J.W., Astroph. J., 458, 215 (1996)

198. Hillebrand L.A., Strom S.E., Vrba F.J. et al, Astroph. J., 397, 613 (1992)

199. Hillier D.J., Astroph. J. , 334, 639 (1988) 217J Hillier D.J., Astroph. J. , 347, 392 (1989)

200. Hillier D.J., in Proc. IAU Symp. No. 163, Wolf-Rayet stars: binaries, colliding winds, evolution, eds. van Der Hucht K.A., Willams P.M. Dordrccht: Kluwer Acad. Publ., p. 116 (1995)

201. Hillier D.J., Astron. Astrophys., 247, 455 (1991)

202. Hillier D.J., Kudritzki R.-P., Pauldrach A. W.A., Baade D., Cassinelli J.P., Puis J., Schmitt J.H.M.M., Astron. Astroph., 276, 117 (1993)221. van den Hoek L.B., Groenwegen M.A.T., Astron. Astroph., 322, 123 (1997)

203. Home J.IL, Baliunas S.L., Astroph. J. 302, 757 (1986)223. http://www.astro.spbu.ru/staff/afk/AtDataCentre /Projects/HILYS

204. IloJJleit D., J. Amer. Ass. Var. Stars Obs., 24, 105 (1996)

205. Howarth I.D., Siebert K.W., Hussain G.A.J., Prinja R.K., Month. Not. R.A.S., 284, 265 (1997)

206. Howarth I.D., Prinja R.K., Astroph. J. Suppl. Ser., 69, 527-592 (1989)

207. Howk J. C., Cassinelli J. P., Bjorkman J. E., Lamers H. J. G. L. M., Astroph. J., 534, 348 (2000)228. van der Hucht, K.A., Cassinelli, J.P., Williams, P.M., Astron. Astroph., 168, 111 (1996)

208. Humphreys R.M., Davidson K., Astroph. J., 232, 409 (1979)

209. Ilyung S., Aller L.H., Feibelman W.A., Astron. Astroph. Suppl. Ser., 93, 465 (1994)

210. Hyung S., Aller L.IL, Astroph. J. Suppl. Ser., 93, 465 (1994)

211. Hyung S., Keyes C.D., Aller L.II., Month. Not. R.A.S., 272, 49, (1995)

212. Hyung S., Aller L.IL, Month. Not. R.A.S., 278, 551 (1996)

213. Iben I., in Proc. Intern. Conf. Modern problems of stellar Evolution, Zvenigorod, Russia, 13-15 October (1998)

214. Ignace R., Oskinova L.M., Foullon C., Mon. Not. R.A.S., 318, 214 (2000)

215. Ignace R., Gayley K.G., Astroph. J., 568, 954 (2002)

216. Win V.B., Voshchinnikov N.V., Astron. Rep., 37, 362 (1993)

217. Win V.B., Krivov A.V., in The Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars, eds. P.S. ТЪё et al., ASP Conference Series 62, 177 (1994)

218. Ilmas M., Nugis Т., Izvestiya Tartyskoi observatorii, 2 (1972)

219. Judge P.G., Hubeny V., Brown J.C., Astroph. J. Suppl. Ser. 475, 275 (1997)

220. Kafatos M., Astroph. J., 182, 433 (1973)

221. Kahn S.M., Leutenegger M.A., Cottam J. et al., Astron. Astrophys., 365, 312 (2001)

222. Kaler J.B., Astroph. J. Suppl. Ser., 31, 517 (1976)

223. Kaler J.B., Astroph. J., 249, 201 (1981)

224. Kaler J.B., Astroph. J. 308, 337 (1988)

225. Kaper L.,, in Proc. Conf. Ultaviolet Astrophysics beyond the IUE archive, Sevilla, Spain, 11-14 th November, 1997, eds. W.Wamstake, R.Gonzales-Riestra, Noordwijk, the Netherlands, ESA Publ. Div., p. 149 (1998)

226. Kaper L., Henries H., Fullerton A.W., Astron. Astrophys., 327, 281 (1997)

227. Kaper L., Henrichs II.F., Fullerton A.W., Ando H. et al., Astron. Astrophys., 327, 281 (1997)

228. Kaper L., II.F.Ilenrichs, J.S.Nichols, J.H.Telting et al., Astron. Astrophys., 344, 231 (1999)

229. Kaufer A., Stahl 0., Wolf В., et al., Astron. Astrophys., 305, 887 (1996)

230. Klimchuk J.A., Cargill P. J., Astroph. J., 553, 440 (2001)

231. Kogoutec L., in Symp. IAU, No. 155 (1997)

232. Khakoo M.A. et al., Phys. Rev. Lett., 82, 3980 (1999)

233. Kholtygin A.F., Feklistova Т., Baltic Astronomy, 1, 514 (1992)

234. Kholtygin A.F., Feklistova Т., Ann. Isr. Phys. Soc. 11, 42 (1995)

235. Kholtygin A.F., in Proc. , Wolf-Rayet stars: binaries, colliding winds, evolution, eds. van Der Ilucht K.A., Willams P.M., Dordrecht: Kluwer Acad. Publ., p. 160 (1995)

236. Kholtygin A.F., in Proc. 4th Workshop on Multi-site Continuous Spectroscopy, eds. L. Iluang et al., (ESA/ESTEC), p. 299 (1995)

237. Kholtygin A.F., Win V.D., Voshchinnikov N.V., Astron.Astroph., 323, p. 189-201 (1997)

238. Kholtygin A.F., Astron. Astrophys., 329, 691 (1998)

239. Kholtygin A.F., in Proc. of a Coll. Atomic and Molecular data for astrophysics, held in Moscow, Russia, 5-6 June, 2000, eds. A.F. Kholtygin, V.I. Ochkur, Saint-Petersburg, p. 44 (2000)

240. Kholtygin A.F., in. Proc. of Workshop Thermal and ionization aspects of flows from hot stars: observations and theory, Tartu, August 23-27, 1999, ASP Corif. Series, 204, 231 (2000)

241. Kodaira K., PASJ, 23, 129 (1971)

242. Koppen J., Cuisinier F., Astron. Astrophys., 319, 98 (1997)269. de Koter A., Lamers H.J.G.L.M., Schmutz W., Astron. Astroph., 306, 501 (1996)

243. Kramer R.IL, Cohen, D.H., Owocki, S. P. , Astroph. J., 592, 532 (2003)

244. Kritsuk A.G., Norman M.L., Astroph. J., 580, L51 (2002)

245. Krivova N.A., Il'in V.B., in The Role of Dust in the Formation of Stars, eds. II.U. Kaufl, R. Sicbenmorgen, Springer, p. 187 (1996)

246. Kurucz R.L., Astroph. J. Suppl. Ser. 40, 1 (1979)

247. K.B.Kwitter, R.Henry, Astroph. J., 473, 304 (1996)

248. Lamers H.J.G.L.M., de Groot M., Cassatella, A., Astron. Astroph., 123, L8 (1983)

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

250. Lamers H.J.G.L.M., Snow T.P., de Jager C., Langerwerf A., Astroph. J., 325, 342 (1988)

251. Lamers II.J.G.L.M., Leitherer C., Astroph. J., 412, 771 (1993)

252. Lamers II.J.G.L.M., Astroph. Space Sci., 221, 41 (1994)

253. Landi E., Landini M., Astron. Astroph., 347, 401 (1999)

254. Lepine S., Astrophys. and Space Sci., 221, 371 (1993)

255. Lepine S., Astroph. Space Sci., 221, 371, (1994)

256. Lepine S, Moffat A.F.J., Ilenriksen R.N., Astroph. J., 466, 392 (1996)

257. Lipine S., Moffat A.F.J., Astroph. J., 514, 909 (1999)

258. S.Lipine, T. Eversberg, A.F.J.Moffat, Astron. J., 117, 1441 (1999)

259. Li Q., Brown J.C., Ignace R., Cassinelli J.P., Oskinova, L.M., Astron. Astroph., 357, 233 (2000)

260. Liu X.-W., SloreyP.J., Barlow M.J., Clegg, R.E.S., Month. Not. R.A.S., 272, 369 (1995)

261. Liu X.-W., Barlow M.J., Nguen-Q-Rieu et al., Astron. Astrophys., 315, L257 (1996)

262. Liu X.-W., Storey P.J., Daugtziger J., Cohen M., Month. Not. R.A.S., 312, 585 (2000)

263. Lumsden S.L., Puxley P.J., Hoare M.G., Month. Not. R.A.S. 328, 419 (2000)

264. Maciel W.J., Faundez-Abans M., Astron. Astrophys., 149, 365 (1985)

265. Maciel W.J., Chiappini C., Astroph. Space Sci., 219, 231 (1994)

266. Maciel W.J., Koppen J., Astron. Astrophys., 282, 436 (1994)

267. Maciel W.J., in Proc. IAU Symp. No 180, p. 397 (1997)

268. MacGregor K.B., Cassinelli J.P., Astroph. J., 586, 480 (2003)

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

270. Marchenko S.V., Moffat A.F.J., Astron.Astrophys., 341, 211 (1999)

271. Markova N., Astron. Astrophys., 385, 479 (2002)

272. Mashonkina L.I., in Model Atmospheres and Spectral Syntesis, ASP Conference Series, 108, 140 (1996)

273. Mathias P., Waelkens C., Astron. Astroph., 300, 200 (1995)

274. McLean, I.S., et al., Astroph. J. , 231, 141 (1979)

275. Mewe R., Raassen A.J.J., Cassinelli J.P., et al., Adv.Space Res., 32, 1167 (2003)

276. Miller N. A., Cassinelli J.P., Waldron W.L., MacFarlane J.J., Cohen D.H., Astroph. J., 577, 951 (2002)

277. Mitskevich A.S., Natta A., Grinin V.P., Astroph. J., 404, 751 (1991)

278. Mitskevitch A.S., Astron. Astroph. 298, 231 (1995)

279. Moffat A.F.J., Drissen L., Lamantagne R., Robert C., 334, 1038 (1988)307J Moffat A.F.J., L6pine S., Henriksen R.N., Robert C., Astr.Space Sci., 216, 55 (1994)

280. Moffat A.F.J., Robert C., Astroph. J., 421, 310 (1994)

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

282. Monin D.N., Fabrika S.N., Valyavin G.G., Astron. Astroph., 396, 131 (2002)

283. Moore Ch.E., Atomic Energy Levels. NBS 467. (1949)

284. Moore Ch.E., Selected Tables of Atomic Spectra, NSRDS-NBS 3, Section 3 (1970) 313J Moore Ch.E., Selected Tables of Atomic Spectra, NSRDS-NBS 3, Section 4 (1971)

285. Moore Ch.E., Selected Tables of Atomic Spectra, NSRDS-NBS 3, Section 5 (1975)

286. Morel Т., Marchenko S.V., Pati A.K., et. al., Month. Not. R.A.S, 351, 552 (2004)

287. Morton D.C., Astroph. J. Suppl. Ser. 77, 119 (1991)

288. Neiner C., Geers V.C., Henrichs H.F. et al., Astron. Astroph., 406, 1019 (2003)

289. Neiner C., Hubert A.M., Floquet M. et al., SPF2A, 237 (2003)

290. Nikiforov 1.1., Bobrova (Mel'nichenkova) A.Yu., in press (2005)

291. Nikitin A.A., Kholtygin A.F., Sapar A., Feklistova Т., Baltic Astronomy, 3, 112 (1994)

292. Nishi R., Nakano Т., Umebayashi Т., Astroph. J., 368, 181 (1991)

293. Nugis Т., ENSV ТА Preprint A-5, (1981)

294. Nugis Т., Tartu Astrofiiiis Observ. Publ., 50, 101 (1984)

295. Nugis Т., in Proc. IAU Symp. No. 116, Luminous stars and Associations in Galaxies, p. 223 (1986)

296. Nugis Т., Публикации Тарт. Астроф. Обе., 53 79 (1990)

297. T.Nugis,in Wolf-Rayet Stars and Interrelations with other Massive Stars in Galaxies, p. 77 (1991)

298. Nugis Т., in Evolution of Stars: The Photospheric Abundance Connection, p. 209, (1991)

299. Nussbaumer H., Storey P.J., Astron. Astroph., 126, 75 (1983)

300. Nussbaumer H., Schmutz W., Astron. Astroph., 138, 495 (1984)

301. Nussbaumer H., Storey P.J., Astron. Astroph. Suppl. Ser. 56, 293 (1984)

302. Nussbaumer H., Storey P.J., Astron. Astroph. Suppl. Ser., 64, 545 (1986)

303. Nussbaumer H., Storey P.J., Astron. Astroph. Suppl. Ser., 69, 123 (1987)

304. Osterbrock D.E., Astrophysics of Gaseous Nebulae. Freeman, San Francisco (1974)

305. Owocki S.P., Astroph. J., 335, 914 (1988)

306. Owocki S.P., Proceedings of the IAU Symp. No 162, 475 (1994)

307. Owocki S.P. in. Interstellar Turbulence, Proc. 2nd Guillermo Haro Conf., 1998, (eds. Franco J., Carraminana A.), Cambridge Univ. Press., 310, 350 (1998)

308. Owocki S.P., Cohen D.H., Astroph. J., 520, 833 (1999)

309. Owocki S.P., Cohen D.H., Astroph. J., 559, 1108 (2001)

310. Owocki, S. P.; Cranmer, S. R., in Radial and Nonradial Pulsations аз Probes of Stellar Physics, eds. C. Aerts, T.R. Bedding, J.Christensen-Dalsgaard,, ASP Conf. Proc., 259, 512 (1988)

311. Pamyatnykh A.A., Acta. Astron. 49, 189 (1999)

312. Pasquali A. et al., Astroph.J., 478, 340 (1997)

313. Peimbert M., Astroph. J., 150, 825 (1967)

314. Peimbert M., Proceedings of the IAU Symp. No 76, 215 (1978)

315. Peimbert M., Torres-Peimbert S., Luridiana V., Rev. Мех. Astron. Astrofis. 31, 131 (1995)

316. Pequignot D., Petitjean P., Boisson C., Astron. Astroph. 251, 680 (1991)

317. Pequignot D., Baluteau J.-P., Astron. Astroph., 283, 593 (1994)

318. Petterson S.G., Physica Scripta, 26, 296 (1982)

319. Perinotto M., Panagia N., Benvenuti P., Astron. Astrophys., 85, 332 (1980)

320. Perinotto M., Astroph. J. Suppl. Ser., 76, 687 (1991)

321. Pierce A.K., Breckinridge J.В., Preprint KPNO, 1063 (1973)

322. Pintado O.I., Adelman S.I., Month. Notices. R.A.S., 264, 63 (1993)

323. Pogodin M.A., Astron. Astroph., 282, 141 (1994)

324. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Astron. Astroph., 414, 955 (2004)

325. Prinja R.K., in Proc. ESO Symp. Gycl. Var. in Stellar Wind, p. 196 (1998)

326. Prinja R.K., Massa D., Fullerton A.W., Astron. Astroph., 388, 587 (2002)

327. Prusti Т., Mitskevitch A.S., in The Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stare, eds. P.S. ТЬё et al., ASP Conference Series 62, 257 (1994)

328. Rana N.C., Astron. Astroph. R, 29, 129 (1991)

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

330. Repolust Т., Puis J., Нетгего A., AA, 415, 349 (2004)

331. Rivinius Th., Baade D., Stefl S., Astron. Astroph., 411, 229 (2003)

332. Robert G., Astroph. J., 397, 277 (1992)

333. Roberts D.H., Lehar J., Dreher J.W., Astron. J, 93, 968 (1987)

334. Rogerson, J. В., Jr., Astroph. J, 89 1876 (1984)

335. Rola C., Pelat D., Astron. Astroph., 287, 677 (1994)

336. Rola C., Stasinska G., Astron. Astrophys., 282, 199 (1994)

337. Roy A.E., Orbital Motion. Adam Hilger, Bristol (1978)

338. R.H.Rubin, S. W.J. Colgan, M.R.Haas, S.D.Lord, J.P.Simpson, Astroph. J., 479, 332 (1989)

339. Scargle D.S., Astroph. J. 263, 835 (1982, )

340. Schaerer, D., Schmutz, W. Grenon, Astroph. J., 484, L153 (1997)

341. Schaller G., et al., Astron. Astroph. Suppl. Ser., 96, 269 (1992)

342. Schoning Т., Astron. Astroph. Suppl. Ser., 122, 277 (1997)

343. Schoning T, Butler K., Astron. Astroph. Suppl. Ser, 128, 581 (1998)

344. Scott P., Kingston A.E., Hibbert A., J. Phys., B16, 3945 (1983)

345. Seaton M.J., Month. Not. R.A.S., 119, 81 (1959)

346. Shergin V.S., Kniazev A.Yu., Lipovetsky V.A., Astron. Nachr., 317, 95 (1996)

347. Shull J.M. and van Steenberg M., Astrophp. J. Suppl. Ser., 48, 95 (1982)

348. Shulte-Ladbeck R.E. et al., Astroph. J., 387, 347 (1992)

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

350. Ваза данных Simbad: http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad

351. Skinner S.L., Yamauchi S., Astroph. J., 471, 987 (1996)

352. Smith M.A., Astroph. J., 224, 927 (1978)

353. Smith L.F., Kuhi L. V., An atlas of Wolf-Raet line prifiles, JILA Report No. 117 (1981)

354. Smith M.A., Astroph. J., 246, 905 (1981)

355. Sorelli C., Grinin V.P., Natta A., Astron. Astroph., 309, 155 (1996)

356. Spitzer L., Jenkins E.B., ARAstron. Astroph. 13, 133 (1975)

357. Stanghellini L., Kaler J.B., Astroph. J., 343, 811 (1989)

358. Sterling N.C., Dinnerstein H.L., Bowers C.W., Astroph. J., 562, 515 (2001)

359. Stothers, R.B., Chao-wen Chin, Astroph. J., 468, 842 (1996)

360. Sutherland R.S., Dopita M.A., Astrophp. J. Suppl. Ser., 88, 253 (1993)

361. Tailor J., Scattering Theory, chpt. 22, §5 (1966)

362. Tarasov A.E., Harmanec, P., Horn, J., Lyubimkov, L. S. et al., Astron. Astroph. Suppl.Ser. , 110, 59 (1995)

363. Th6 P.S., de Winter D., P6rez M.R., Astron. Astroph. Suppl. Ser., 104, 315 (1994)

364. Telting J.H., Schrijvers C., Astron. Astroph. Suppl. Ser., 121, 343 (1997)

365. Telting J.H., Schrijvers C., Astron. Astroph. Suppl. Ser., 317 723 (1997)

366. Tielens A.G.G.M., Hollenbach D., Astroph. J. 291, 722 (1985)

367. Tjin A Djie H.R.E., ТЬё P.S., Andersen J., et al., Astron. Astroph. Suppl. Ser. 78, 1 (1989)

368. Trammell S.R., Goodrich R. W., Dinerstein H.L., Astroph. J., 453, 761 (1995)

369. Tucker W.H., Koren M., Astroph.J. 168, 283 (1971)

370. Turner B.E., Astroph.J., 376, 573 (1991)

371. Underbill A.B., Astroph.J. 168, 283 (1971)

372. Vacca W.D., Garmany C.D., Shull J.M., Astroph. J., 234, 528 (1979)

373. Vardya M.S., Astroph. J., 299, 255 (1985)403J Vassilidias V., Wood P.R., Astroph. J., 413, 641 (1993)

374. Verner D.A., Yakovlev D.G., Band I.M., Trzhaskovskaya M.B., Atomic Data Nucl. Data Tables, 55, 233 (1993)

375. Voels S.A., Bohannan В., Abbot D.C., Hummer D.G., Astroph. J., 340, 1073 (1989)

376. Voshchinnikov N. V., Grinin V.P., Karjukin V. V., Astron. Astroph., 294, 547 (1995)

377. Voshchinnikov N.V., Molster F.J., Th6 P.S., Astron. Astroph., 312, 243 (1996)

378. Waelkens C., Astron. Astrophys. 305, 887 (1991)

379. W.L.Waldron, J.P.Cassinelli, Astroph. J., 548, L45 (2000) 410J Weidemann V., Astron. Astroph., 188, 74 (1987)

380. Weisheit J.C., Phys. Rev., A5, 1621 (1972)

381. J.P. Williams, L.Blitz,, Astroph. J., 405, L75 (1993)

382. Willis A.J., in IAU Symp. No. 143, Wolf-Rayet Stars and Interrelations with Other Massive Stars in Galaxies, ed. K.A. van der Hucht &: B. Hidayat (Dordrecht: Kluwer), p. 265 (1991)

383. Willis A.J. et al., Properties of Hot, Luminous Stars, Proc. Boulder-Munich Workshop II, ASP Conf. Series., 131, 66 (1998)

384. Wilson I.R.G., Dopita M.A., Astroph. J., 149, 295 (1985)

385. Yeh J.I., Lindau I., Atomic Data Nucl. Data Tables, 32, 1 (1985) 417J Zhang C. Y., Kwok S., Astroph. J. Suppl., 88, 137 (1991)

386. Zhang C.Y., Astroph. J. Suppl. Ser., 98, 659 (1995)

387. Zuckerman В., Aller L.H., Astroph. J., 301, 772 (1986)