Влияние свойств звезд ранних спектральных классов на физические условия в звездных ветрах тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА I. НАБЛВДЕНИЯ И ИНТЕРПРЕТАЩЯ ЯВЛЕНИЯ ЗВЁЗДНЫХ ВЕТРОВ.

1.1. Наблюдательные проявления звёздных ветров в горячих звёздах.

1.2. Теоретическая интерпретация явления звёздных ветров.

1.3. Полуэмпирические модели звёздных ветров.

ГЛАВА П. ИССЛЕДОВАНИЕ ЗВЁЗДНЫХ ВЕТРОВ ПО УЛЬТРАФИОЛЕТОВЫМ СПЕКТРАМ.

2.1. Проявления звёздных ветров в ультрафиолетовых спектрах горячих звёзд.

2.2. Исследование ветров в звёздах спектрального класса В по профилям ультрафиолетовых линий.

2.3. Определение скоростей потери массы в звёздах спектрального класса В по ультрафиолетовым линиям.

ГЛАВА Ш. ИССЛЕДОВАНИЕ ЗВЁЗДНЫХ ВЕТРОВ С ПОМОЩЬЮ ПОЛУЭМПИРИЧЕСШХ модам!

3.1. Определение физических характеристик звёздных ветров.

3.2. Определение электронной температуры звёздных ветров в рамках модели "теплого" ветра

3.3. Определение меры эмиссии короны в рамках модели "корона+холодный ветер".

3.4. Определение электронной температуры звёздных ветров в рамках модели "тепловатого" ветра.

3.5. Определение скоростей потери массы в рамках полу эмпирических моделей звёздных ветров.

Развитие внеатмосферных ультрафиолетовых наблюдений привело к открытию истечения вещества в звёздах ранних спектральных классов, которое получило название звёздных ветров. Изучение этого вида нестационарности в звёздах представляет собой в настоящее время одну из наиболее интенсивно развивающихся областей астрофизики. Актуальность такого изучения обусловлена важной ролью, которую звёздные ветры, приводящие к высоким темпам потери массы в звёздах, должны играть как в эволюции звёзд (см.нацример труды симпозиума й 83 MAC "Потеря массы и эволюция звёзд типа 0" (1979) и коллоквиума J& 59 MAC "Эффекты потери массы в звёздной эволюции" (1982)),так и в эволюции и динамике межзвёздной среды (см. например обзор Конти, Мак Кри (1980), Шалл (1982) ). К сожалению, до сих пор не выяснена природа'механизмов, вызывающих потерю массы в горячих звёздах и определяющих специфические условия в звёздных ветрах. Неясным остаётся также, какие свойства звёзд оцреде-ляют действие этих механизмов. В связи с этим выяснение связи между параметрами звёзд и звёздных ветров (например, температурой вещества и скоростью потери массы) представляет собой важную проблему, которой и посвящена настоящая работа.

Особый интерес к звёздным ветрам обусловлен рядом наблюдательных фактов, которые свидетельствуют о специфических условиях в них и о существовании некоторых дополнительных механизмов нагрева вещества звёздных ветров. Эти факты сводятся к следующим: I) существование в ультрафиолетовых спектрах звёзд ранних спектральных классов резонансных линий так называемых сверхионизован-ных ионов, которые не образуются в большом количестве при температурах, близких к эффективным температурам звёзд в условиях термодинамического равновесия (см.Сноу,Мортон,1976); 2) открытие рентгеновского излучения с энергией 0.1 - 4 Кэв от звёзд (Палла-висини и др. ,1981). Такое мягкое рентгеновское излучение может быть сформировано только во внешних слоях звёздных атмосфер, и, следовательно, неизбежно должно быть связано со звёздными ветрами.

Построение теоретических моделей звёздных ветров,которые могли бы объяснить эти наблюдаемые особенности,связано с большими трудностями,которые вызваны необходимостью совместного решения уравнений переноса излучения в расширяющейся среде и гидродинамических уравнений. На уровне современных знаний о динамических цроцессах в звёздных атмосферах горячих звёзд нужны дополнительные исследования, чтобы ввделить среди возможных типов движений,таких как вращение,пульсации и т.д., те, которые оказывают основное влияние на формирование звёздных ветров, или даже выявить неизвестные пока динамические процессы (см. Томас, 1982).

По этим причинам изучение ветров горячих звёзд пока проводится с помощью полуэмпирических моделей, основанных на интерпретации наблюдательных проявлений звёздных ветров. В настоящее время сосуществуют три основных полуэмпирических модели звёздных ветров (см.обзор Кассинелли и др. ,1978а),которые презде всего различаются температурой вещества звёздных ветров. К сожалению, ни одна из этих моделей не в состоянии объяснить все наблюдаемые особенности звёздных ветров. С помощью этих полуэмпиричеоких моделей звёздннх ветров разными авторами были исследованы отдельные звёзды и оцределены физические характеристики их звёздных ветров. В настоящей работе мы попытаемся провести сравнительный анализ этих трёх цредложенных моделей звёздных ветров на основе изучения ветров ряда звёзд спектральных классов 0 и В.

Целью настоящей работы является выяснение характера механизмов, вызывающих звёздные ветры и их нагрев, на основе изучения зависимости значений характеристик звёздных ветров от значений основных параметров звёзд.

Для решения этой задачи в данной диссертации:

- исследованы ультрафиолетовые спектры звёзд спектральных классов 0 и В с целью уточнения цределов значений температур и све-тимостей,при которых в спектрах звёзд наблюдаются сверхионизо-ванные ионы;

- на основе сравнения наблюдаемых профилей спектральных линий, образованных в звёздных ветрах,с теоретическими получены значения параметров,определяющие оптическую толщину формирования этих линий и зависимости скорости расширения атмосфер звёзд класса В от расстояния до центра звезды;

- оцределены скорости потери массы для ряда звёзд класса В низкой светимости и установлена их зависимость от основных параметров звёзд;

- в рамках трёх полуэмпирических моделей звёздных ветров с помощью единой методики получены значения физических характеристик звёздных ветров разной температуры и светимости,и исследована их зависимость от значений основных параметров звёзд: температуры, светимости и ускорения силы тяжести.

Новизна работы: I) Оцределены более точно цределы температур звёзд спектральных классов 0 и В, при которых в их спектрах существуют линии сверхионизованных ионов.

2) Впервые установлено,что скорость потери массы у В звёзд низкой светимости связана, со значениями основных звёздных параметров: светимости,массы и радиуса зависимостью установленной другими авторами для более горячих звёзд.

3) При исследовании звёздных ветров с помощью полуэмпирических моделей использован статистический подход,который позволяет сделать качественные выводы о связи мезду значениями параметров звезд и механизмами нагрева звёздных ветров. При этом впервые определены значения физических характеристик звёздных ветров ряда звёзд спектральных классов 0 и В в рамках существующих полуэмпирических моделей звёздных ветров.

4) В рамках модели "тепловатого" ветра (Кастор в ст.Касси-нелли и др.,1978а)проведено определение населённостей квантовых состояний ионов,ответственных за формирование наблюдаемых спектральных линий, образующихся в звёздных ветрах.Результат получен путём решения системы уравнений стационарности в расширяющейся атмосфере в рамках метода Соболева (1947). Исследование звёздных ветров с помощью этой модели показало,что свойства звёздных ветров в горячих звёздах находятся в зависимости от эффективной температуры звёзд.

Диссертация состоит из введения, трёх глав и заключения.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Изучение проявлений звёздный ветров в ультрафиолетовых спектрах звёзд спектрального класса В, проведённое нами с использованием расчётов синтетических спектров и с привлечением известных ранее результатов позволяет заключить : звёзд главной последовательности горячее ВО и гигантов и сверхгигантов горячее ВО.5. В звёздных ветрах гигантов спектрального рячее ВЗ и гигантов и сверхгигантов горячее В5 и отсутствуют в ветрах звёзд главной последовательности класса В7 и сверхгигантов спектрального класса В8. В звёздах спектрального класса В низкой светимости влияние звёздных ветров на ультрафиолетовые резонансные линии часто проявляется только в слабой асимметрии их коротковолновых крыльев ;

- расчёты теоретических црофилей сформированных в звёздных ветрах линий показали, что сложную структуру этих линий качественно можно объяснить без предположения о сложной структуре расширяющихся оболочек. В отдельных случаях сложная структура сформированных в звёздных ветрах линий может объясняться специфическим распределением поглощающих ионов с высотой, обусловленным определённой зависимостью скорости расширения звёздных ветров от расстояния.

На основе проведенного анализа звёздных ветров 0В- звёзд с использованием существующих полуэмпирических моделей можно сделать следующие выводы :

- несмотря на то, что ни одна из современных полуэмпирических моделей звёздных ветров не объясняет всех наблюдаемых свойств этого оверхионизованные ионы существуют в ветрах класса BI и сверхгигантов BI-B2 существуют ионы и существуют в ветрах звёзд главной последовательности гоявления, их использование позволяет исследовать влияние свойств звёзд на физические условия в звёздных ветрах;

- исследование звёздных ветров с помощью полуэмпирических моделей показало, что в случае существования у основания звёздных ветров короны, её мера эмиссии определяется светимостью звезды. Температура короны, а в случае её отсутствия температура вещества звёздных ветров определяется эффективной температурой звёзд. При этом характер зависимости электронной температуры звёздных ветров, оптически толстых в лаймановском континууме Не II, от эффективной температуры звёзд, которая совпадает с зависимостью роста ионизации гелия в атмосферах звёзд от эффективной температуры, позволяет предположить, что механизм нагрева ветров может быть связан с ионизацией гелия в атмосферах звёзд. Возможно, нагрев звёздных ветров определяется глубиной образования зоны полной ионизации гелия, которая зависит от температуры и силы тяжести звезд. Указания на то, что конвективная турбулентность в этой зоне должна играть важную роль в динамике атмосфер горячих звёзд, неоднократно делались разными авторами на основе независимых исследований (Шпигель,1960а,б, Смит,Карп,1979, Смит,Эббетс,1981). Созданные конвекцией в зоне полной ионизации гелия акустические волны могут усиливаться при взаимодействии с излучением (см.Хёрн,1975), в этом случае диссипация таких ударных волн должна способствовать возникновению и нагреву звёздных ветров.

При этом изменение механизма ускорения ветров в звёздах с Тэф^13000 которое установлено нами и на которое имеются указания в литературе (Розендаль,1973) может быть связано с образованием в атмосферах звёзд при таких температурах зоны ионизации Не I. В этом случае динамические процессы в атмосферах звёзд будут вызываться нестабильностями как в зоне ионизации Не I, так и в зоне ионизации Не II (см. Пекер,1953);

- интерцретация звёздных ветров с помощью модели "тепловатого" ветра позволяет более естественно по сравнению с моделью "тёплого" ветра объяснить нагрев ветров в звёздах спектральных классов B0-BI и В6-В7. Такой нагрев может происходить вследствие динамических процессов в зоне полной ионизации гелия. Для выбора же между моделями "тепловатого" звёздного ветра и "корона + холодный ветер" необходимо, по-видимому, привлечение новых наблюдений. Так, например, исследование спектрального расцределения рентгеновского излучения в звёздах различной температуры и светимости, переменности рентгеновского потока и связи её с переменностью в ультрафиолетовых линиях сверхионизованных монов позволит судить о том, насколько сверхионизация звёздных ветров связана с источником рентгеновского излучения, т.е. насколько вероятно существование короны у основания звёздного ветра;

- определение значений скоростей потери массы с использованием полуэмпирических моделей звёздных ветров позволило заключить: наблюдаемые темпы потери массы в 0 звёздах и сверхгигантах класса В достаточно велики для того, чтобы их ветры были оптически толсты в лаймановском континууме Не II. В том случае, если потеря массы вызывается с помощью механизмов, описываемых фдуктуационной теорией потери массы (Андриессе,1979,1980), темпы потери массы будут достаточно велики для того, чтобы звёздные ветры всех звёзд спектральных классов 0 и В были оптически толсты в лаймановском континууме Не II.

Полученные нами значения скоростей потери массы в В-звёздах низкой светимости достаточно хорошо согласуются со значениями, полученными с помощью полуэмпирической зависимости, выведенной Киози (1981) цри изучении 0-звёзд. А эта зависимость в свою очередь находится в согласии с результатами фдуктуационной теории потери массы, что может служить дополнительным аргументом в пользу последней. Флуктуанионной теории потери массы не цротиворечат и полученные нами результаты по исследованию звёздных ветров с помощью полуэмпирических моделей. Так, нестабильности на поверхности звёзд, которые предполагаются в данной теории, могут представлять собой результат динамической нестабильности в зоне полной ионизации гелия. С другой стороны, наблюдаемая фотометрическая переменность в 0-А сверхгигантах, например, (Шилд и др.,1983) может отражать общую нестабильность этих звёзд.

Однако для окончательного вывода об адекватности флуктуационной теории потери массы реальным механизмам потери массы в горячих звёздах необходимо провести оцределение скоростей потери массы возможно большего числа ОВ-звёзд разных классов светимости, что требует проведения новых наблюдений этих звёзд в ультрафиолетовом, видимом и радио- диапазонах.

Ставшее уже общепринятым положение о том, что ускорение звёздных ветров во внешних слоях определяется давлением излучения горячих звёзд, подтверждается также определением предельных скоростей расширения ветров В звёзд низкой светимости.

Таким образом, для дальнейшего исследования звёздных ветров необходимо привлечение нового наблюдательного материала, который бы позволил сделать выбор между существующими полуэмпирическими моделями звёздных ветров, либо создать новые модели на основе неизвестных пока наблюдательных или теоретических фактов.

1. АббОТТ (Abbott D.C.)The theory of radiatively driven stellar winds.II.The line acceleration. Ap.J.,1982,Vol.259,p.282-301.

2. АббОТТ И др. (Abbott D.C.,Bieging J.,Churchvell E.,Cassinelli J.) VLA radio continuum measurements of the mass loss from earlytype stars. Ap.J.,1980,Vol.238,p.196-201.

3. АббОТТ И др. (Abbott D.C.,Bohlin R.C.,Savage B.D.) Copernicus .observations of the И" V resonance doublet in 53 early-typestars. Ap.J.Suppl.ser.,1982,Vol.48,p.369-393.

4. Аллен К.У. Астрофизические величины.- Перераб.и доп.изд. М.:

5. Мир, 1978,- 446 с. Альдр0ванди,пеквигн0т (Aldrovandi. S.M.,Pequignot D.) Radiative and dielectronic recombination coefficients for complex ions. Astron.As trophys.,1973,Vol.25,P. 137-140.

6. Амбарцумян B.A., Мирзоян Л.В., Сноу Т.П. P Лебедя в далёком ультрафиолете. Астрофизика,1978,т.14,с.425-438.

7. Андерхилл (Underhill А.В.) The С IV resonance lines in В and early A supergiants. Ap.J.,1980,Vol.235,L149-L152.

8. Андерхилл (Underhill A.B.) В stars. In: Underhill A.,Doazan V. В stars with and without emission lines.MSA SP-456,1982,p.3-276.

9. Андерхилл, Силверсмит (Underhill A.B.,Silversmith E.) Luminosity effects in the ultraviolet spectrum of B5-B6 stars. Ap.J., 1976,Vol.206,p.156-162.

10. Андерхилл И др. (Underhill А.В.,Divan L.,Prevot-Burnichon IvI.L.) Effective temperatures,angular diameters,distances and linear radii for 160 0 and В stars. M.H.R.A.S.,1979,Vol.189,p. 601-605,Microfishe М.И.198/1.

11. Андриессе (Andriesse C.D.) The difference of mass loss between 0 and Of stars. M.N.R.A.S.,1980b,Vol.192,p.95-99.

12. Барлоу, Коэн (Barlow I,I.J.,Cohen M.) Infrared photometry and mass loss rates for OBA supergiants and Of stars. Ap.J.,1977,Vol. 213,p.737-755.

13. Grotrian diagrams. Amsterdam,1975, - 615 p. БИЛС (Beals C.S.) On the nature of Wolf-Rayet emission. - M.N.R.A.S.,1929,Vol.90,p.202-212.

14. Боярчук A.A. Бальмеровский декремент в движущихся средах.- Изв.

15. КрАО,1966,т.35,с.45-80. Бюргер, ван дер Хухт (Biirger М.,van der Hucht К.A.) The theoretical near ultraviolet spectrum of В stars. Astron.Astrophys., 1976,Vol.48,p.173-185.

16. Вебер (Y/eber S.V.) Winds in hot stars. Ap.J.,1981,Vol.243,p. 945-959.

17. Гатье И др. (Gathier R.,Lamers H.J.,Snow T.P.) Empirical massloss rates for 25 0 and early В stars,derived from Copernicus observations. Ap.J.,1981,Vol.250,p.660-676.

18. Генри (Henry R.J.W.) Photoionization cross-sections for atoms and ions of carbon,nitrogen,oxygen,and neon. Ap.J.,1970,Vol.161,p. 1153-1155.

19. Гершберг P.E., Шноль Э.Э. Бальмеровский декремент в спектрах движущихся сред. Случай ударной ионизации и ударного возбуждения. -Изв.КрАО, 1974, т.50, с.122-151.

20. Горбацкий В.Г. О влиянии столкновений атомов с электронами на интенсивности бальмеровских линий в спектрах движущихся оболочек звёзд.- Астрофизика, 1965, т.1, с.129-142. Горбацкий В.Г., Минин И.Н. Нестационарные звёзды. М: ШШЛ, 1963, - 355 с.

21. Дальтабьют, Кокс (Daltabuit Е.,Соз: D.P.) K-shell photoionization cross-sections. Ap.J.,1972,Vol.177,p.855-859.

22. Джонсон (Johnson M.C.) The velocities of ions under radiation presure in a stellar atmosphere and their effect in the ultraviolet continuus spectrum. M.N.R.A.S.,1925,Vol.85,p.813-825.

23. Ильмас M. ,Нугис Т., «еклистова Т. Эмиссионные линии в спектрахзвёзд типа Вольфа-Райе.- Тарту, 1973, 167 с. Камп (Kamp L • W.) Statistical equilibrium calculations for silicon in early-type model stellar atmospheres. - MSA TR R-455, 1976, - 157 p.

24. Кассинелли, Олсон (Cassinelli J.P.,Olson G.L.) The effects ofcoronal regions on the X-ray flux and ionization conditions inthe winds of Ob supergiants and Of stars. Ap.J.,1979,Vol.229, p.304-317.

25. Кастор (Castor J.I.) Spectral line formation in Wolf-Rayet envelopes. M.U.R.A.S.,1970,Vol.149,p.111-127.

26. Кастор (Castor J.I.) Radiatively driven winds: model improvements, ionization balance and infrared spectrum. In: Mass' loss and evolution of 0-type stars./Eds* Conti P.S.,de Loore C.tf.H. - Dordrecht, 1979,p.175-190.

27. KaTO (Kato T.) Radiation from a hot,thin plasma from 1 to 250 A. Ap.J.Suppl.ser.,1976,Vol.30,p.397-449.

28. Клинглесмит (Klinglesmith D.) Hydrogen line blanketed model stellar atmospheres. MSA SP-3065,1971,261 p.

29. КИОЗИ (Chiosi C.) Rates of mass loss from 0-stars. Astron.Astro-phys.,1981,Vol.93,p. 163-170.

30. КОНТИ,Гармани (Conti P.,Garmany C.) Mass loss from 0-type stars. Ap.J.,1980,Vol.238,p.190-195.

31. Конти, Мак Кри (Conti P.S.,Mc Cray R.) Strong stellar winds. -Science,1980,Vol.208,p.9-17.

32. Кунасц (Kunasz P.B.) Synthetic line profiles in early-type stellar winds.I. H and He+. In: Mass loss and evolution of 0-type stare. /Eds. Conti P.S.,de Loore C.W.H. - Dordrecht,1979,p.273-247.

33. Куруц (Kurucz R.) Atlas: a computer programm for calculating model stellar atmospheres. Sp.Rep.Smith.Astrop.Obs.,1970,Vol.309, p.1-291.

34. Куруц (Kurucz R.) Blanketed model atmospheres for early-type stars. Ap.J.Suppl.ser.,1979,Vol.40,p. 1 -340.

35. Ламерс (Lamers H.J.) Mass loss from 0 and В stars. Ap.J.,1981, Vol.245,p.593-608.

36. Ламерс И др. (Lamers H.J.,Hoekstra R.,van der Hucht K.A.,Kamper-mann T.M.) S 59 spectrophotometric atlas of the mid-ultravioletоspectra of 220 early-type stars with a resolution of 1.8 A. -ESA SP 1038,1981,209 p.

37. Л0ТЦ (Lotz U.) Elektron-impact ionization cross-sections and ionization rate coefficients for atoms and ions. Zs fttr Phys.,1967, Vol.216,p.207-241.

38. Лууд Л. ,Ильмас M. Эмиссионные линии в спектрах звёзд.- Тарту, 1975,- 125 с.и

39. Люси, Байт (Lucy L.В.,White R.L.) X-ray emission from the winds of hot stars. Ap.J.,1980,Vol.241,p.300-305.

40. Люси, Соломон (Lucy L.В.,Solomon P.M.) Mass loss from hot stars.- Ap.J.,1970,Vol.159,p.879-893. Малов И.Ф. 0 возможности ускорения вещества в горячих звёздах за счёт поглощения в спектральных линиях.- Астрофизика,1972,т.8, с. 227-233.

41. Малов И.Ф. Об ускорении вещества в звёздах Вольфа-Райе за счёт Томсоновского рассеяния излучения на электронах.- Астрофизика, 1974, т.10, с.575-584.

42. Мак Грегор И др. (Mac Gregor K.B.,Hartman L.,Raymond J.C.) Radiative amplification of sound waves in the winds of 0 and В stars.-Ap.J.,1979,Vol.213,p.514-523.

43. МИЛН ^Iililne Е.А.) On the possibility of the emission of high speed atoms from the Sim and stars. M.N.R.A.S.,1926,Vol.86,p.459-Михалас (Mihalas D.) Hon LTE model atmospheres for 0 and В stars.- NCAR-HT/STR-76,1972,114p.

44. Михалас (Mihalas D.) Analysis of light-ion spectra in stellar atmospheres.

45. Magnesium II in В and 0 stars. Ap.J.,1972,Vol.177,p.115-128.1.. The calcium II K-iine in B-stars. Ap.J.,1973,Vol.179,p.209-22C Михалас Д. Звёздные атмосферы: В 2-х частях.- М: Мир, 1982,1. Часть I, 352 с.

46. Михалас, Ауэр (Mihalas D.,Auer L.H.) Non-LTE model atmospheres. VI.Limb darkening and rotation broadening of H . Ap.J.,1970, Vol.161,p.1129-1133.

47. Михалас, Стоун (Mihalas D.,Stone M.E.) Statistical equilibrium model atmospheres for early-type stars.III.Hydrogen and helium continua. Ap.J.,1968,Vol.151,p.293-310.

48. Мортон (Morton D.C.) The far-ultraviolet spectra of six stars in Orion. Ap.J.,1967a,Vol.147,p.1017-1024.

49. Мортон (Morton D.C.) Mass loss from three OB supergiants in Orion.- Ap.J.,1967b,Vol.150,p.535-542.

50. Мортон (Morton D.C.) Oxigen VI in stellar winds. M.K.R.A.S., 1979,Vol.189,p.57-68.

51. Одегард, Кассинелли (Odegard N.,Cassinelli J.P.) X-ray luminocities of В supergiants estimated from ultraviolet resonance lines. -Ap.J.,1982,Vol.256,p.568-577.

52. ОЛСОН (Olson G.L.) An analysis of ultraviolet resonance lines and the possible existence of coronae in O-stars. Ap.J.,1978,Vol. 226,p.124-137.

53. ОЛСОН (Olson G.L.) Wind models for J Orionis. In: Mass loss and evolution of O-type stars-./Eds. Conti P.S.,de Loore C.W.H. -Dordrecht,1979,p.257-260.

54. Олсон, Кастор (Olson G.L.,Castor J.I.) Detaled empirical models for the winds of early-type stars. Ap.J.,1981,Vol.244,p.179-198.

55. Олсон, Эббетс (Olson G.L.,Ebbets D.) Mass loss rates in early-type stars,determined by fitting Balmer Alpha profiles. Ap.J., 1981,Vol.248,p.1021-1030.

56. Паллависини И др. (Pallavicini R.,Golub L.,Rosner R.,Vaiana G.) Relation among stellar X-ray emission observed from Einstein,stellar rotation and bolometric luminocity. Ap.J.,1981,Vol.248, p.279-290.

57. Данагиа,Макчетто (Panagia H.,Macchetto P.) Wind acceleration in early-type stars: the momentum problem and the terminal velocity. Astron.Astrophys.,1982,Vol.10б,p.266-273.

58. Паркер (Parker E.U.) Dinamics of the interplanetary gas and magnetic fields. Ap.J.,1958,Vol.128,p.664-676.

59. Пекер (Pecker Ch.) Contribution a lfetude de la zone convective des etoiles. Ann.d'ap.,1953,t.16,p.321-413. Пикельнер С.Б. Давление радиации в звёздных атмосферах.- Астр.Ж., 1947, т.24, с.3-9.

60. Шч (Peach G.) A revised general formula for the calculation of atomic photoionization cross sections,,- Mem.R.astr.Soc., 1967, Vol.71,p.13-27.

61. Райт, Барлоу (Wright Л.,Barlow D.) The radio and infrared spectrum of early-type stars undegoing mass loss. M.N.R.A.S.,1975, Vol.170,p.41-51 .

62. Ж Ориона.- Письма в Астрон.Ж.,1977, т.З, с.310-314. Сахибуллин Н.А., ван дер Хухт К. Не ЛТР анализ линий углерода в спектрах горячих звёзд. II. Линии ионов С П1-С1У в спектрах О-В звёзд.- Астрон.Ж., 1983, т.60, с.917-930.

63. Сахибуллин, Виллис (Sakhibullin П.,Willis A.J.) Photoionization cross section for some С III levels. Astron.Astrophys.Suppi. ser.,1978,Vol.31,p. 11-14.

64. Силк, Браун (Silk J.,Brown R.) On the ultraviolet absorption-line spectra produced by H I regions. Ap.J.,1971,Vol.163,p.495-502. СМИТ,Карп (Smith M.A.,Karp A.H.) Deep photospheric flows in Sco. - Ap.J.,1979,Vol.230,p.156-161.

65. СМИТ, Эббетс (Smith M.A.,Ebbets D.) Spectral variations in Rho Leonis (B1 lab) from subatmosphere to outer atmosphere. Ap.J., 1981,Vol.247,p.158-172.

66. Сноу (Snow T.P.) Long-term changes in ultraviolet P Cygni profiles observed with Copernicus. Ap.J.,1977,VoL217,p.760-770. Сноу(Snow T.P.) Stellar winds and mass-loss rates from Be stars. - Ap.J.,1981,Vol.251,p.139-151.

67. Сноу (Snow T.P.) The extension of OB stars winds to lower lumino-cities. Ap.J.,1982,Vol.253,p»L39-L42.

68. Сноу, Дженкинс (Snow Т.P.,Jenkins E.) A catalog of 0.2 & resolution far-ultraviolet stellar spectra measured with Copernicus. -Ap.J.Suppl.ser.,1977,Vol.33,p.279-360.

69. Сноу, Мальборо (Snow T.P.,Marlborough J.M.) Evidence for mass loss at moderate to high velocity in Be stars. Ap.J.,1977,Vol.203, P.L87-L90.

70. Сноу, Мортон (Snow T.P.,Morton D.C.) Copernicus ultraviolet observations of mass loss effects in 0 and В stars. Ap.J.Suppl.ser.,1976,Vol.32,p.429-465.

71. Стрёмгрен (Str6mgren B.) On the density distribution and chemical composition of the interstellar gas. Ap.J.,1948,Vol.108,p.242-275.

72. Стюарт, Фабиан (Stewart G.С.,Fabian A.C.) The influence of mass loss on the observed X-ray spectra of early-type stars. -M.N.R.A.S.,1981,Vol.197,p.713-720.

73. Томас (Thomas R.N.) A scheme of stellar atmospheric regions.II. Properties and significance of mass flux. Astron.Astrophys.,' 1973,Vol.29,p.297-307.

74. Томас (Thomas R.N.) The effect on empirical atmospheric modelling on the mass-flux as an independent parameter. Ap.J.,1982,Vol. 263,p.870-879.

75. Фелли, Панаша (Felli M.,Panagia N.) Radio observations of 0-type stars. In: Effects of mass loss on stellar evolution./Eds. Chi-osi C.,Stalio R. - Dordrecht,1981,p.179-180.

76. Флауэр (Flower D.R.) The ionisation eguilibrium for heavy elements. In: Planetary nebulae./Eds. 0sterbrock,0!Dell. - Dordrecht, 1968,p.205-208.

77. ФрэНД, Кастор (Friend D.В.,Castor J.I.) Stellar winds driven by multiline scattering. Ap.J.,1983,Vol.272,p.259-272.

78. Фюренлинд, Янг (Furenlind I.,Joung A.) Mass loss and rotation in early-mane-sequence В stars, Ap.J,,1980,Vol.240(Letters),p.L59-L61.

79. Хаманн (Hamann W.-R.) Line formation in expanding atmospheres: on the validity of Sobolev approximation. Astron.Astrophys.,1981, Vol.93,p.353-361.

80. Хатчингс (Hutchings J.B.) Stellar winds from hot supergiants. -Ap.J.,1976,Vol.203,p.438-447.

81. Хёрн (Hearn A.G.) The mass loss from the 09.5 lb supergiant, ^ Orionis,derived from the H $ profiles. Astron.Astrophys., 1975,Vol.40,p.277-283.

82. Хёрн (Hearn A.G.) The theory of winds in early-type stars. In: Effects of mass loss on stellar evolution./Eds. Chiosi C.,Stalio R.,- Dordrecht,1981,p.125-130.

83. Хёрн, Вардавас (Hearn A.G.,Vardavas I.M.) Models for stellar co-ronae.numerical methods and examples. Astron.Astrophys.,1981, Vol.98,p.230-249.

84. ХидальГО (Hidalgo M.B.) Photo-ionization cross-sections for ions of carbon,nitrogen,oxigen,and neon. Ap.J.,1968,Vol.153,p.230 -249.

85. Ченцов E.JI., Снежко Л.И. О дифференциальных сдвигах линий в спектре сверхгиганта р Ori . Астрон.Ж.,1971, т.48, с.546-548.

86. Шпигель (Spiegel E.A.) The convective instability in a rotating fluid layer. Ap.J.,1960a,Vol.132,p.717-728.

87. Шпигель (Spiegel E.A.) On the Trumpler shift in early-type stars. Astron.J.,1960b,Vol.65,p.353.

88. Эббетс ( Ebbets D.) The structure and variability of Hq( emission in early-type supergiants. Ap.J.Suppl.ser.,1982,Vol.48,p.399-414.

89. Эффекты потери массы в звёздной ЭВОЛЮЦИИ (Effects of mass loss on stellar evolution)/Eds. Chiosi C.,Stalio R. Dordrecht,1982, -501 p.