Звезды ранних спектральных классов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

I 1

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

гНа права* рукописи П 0 УПК 539.1,83

- Ь ДЕК 2000*

Оскинова Лидия Михайловна

ЗВЕЗДЫ РАННИХ СПЕКТРАЛЬНЫХ КЛАССОВ: СТРУКТУРА АТМОСФЕР И ИЗЛУЧЕНИЕ В ОПТИЧЕСКОМ И РЕНТГЕНОВСКОМ ДИАПАЗОНАХ

01.03.02 — астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург 2000

Работа выполнена на кафедре астрофизики математик»-механического факультета Санкт-Петербургского государственного университета

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук профессор Никитин Алексей Алексеевич

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук Бычков Ковставтип Вениаминович кандидат физико-математических наук Очкур Виталий Иванович

Ведущая организация: Специальная астрофизическая обсерватория АН России

ЗА Аисссртдццоиипг,

Защита диссертации состоится ¿О декабря 2000 года в Ю час на заседании*Совета Д.063.57.39 по защите диссертаций на соискание ученой степени доктора наук в Санкт-Петербургском государственном университете но адресу: 199034, г. Санкт-Петербург, Университетская наб. д. 7/9, геологический факультет, ауд. 85.

С диссертацией можно ознакомиться в научной библиотеке университета (199034, г. Санкт-Петербург, Университетская наб. д. 7/9).

Автореферат разослан ч*» 7 71 / 2000 г.

Щ:

ч^ог &ее<.?л/о2 везг-.^ал

Ученый секретарь диссертационного совета

доктор физико-математических наук (, { —. А.К.Колесов

1 Общая характеристика работы

Настоящее исследование посвящено изучению горячих звезд ранних спектральных классов: типа Вольфа-Райе (\УЛ) и спектрального класса О. Изучаемые объекты — звезды большой светимости с сильными и широкими (< 103км/с) эмиссионными линиями в оптическом и УФ спектрах, формирующимися в расширяющихся атмосферах этих звезд [1]. Наиболее важной особенностью таких атмосфер является их неоднородность: наличие в атмосферах конденсаций (облаков) разных масс и размеров.

Звезды типа имеют наибольшие скорости потери массы среди звезд ранних спектральных классов. Они представляют собой довольно короткую по астрономическим масштабам стадию эволюции (и 105лет), поэтому полное число их невелико. В нашей Галактике известно около 200 звезд типа \У11, звезды этого типа идентифицированы и в галактиках Местной группы [2].

Звезды типа образуют две основных последовательности: в спектрах звезд которой сильны линии гелия и азота, и с линиями ионов углерода, кислорода и гелия в спектре. Некоторые авторы выделяют и подтип WO с сильными линиями.ОУ1 в спектре. В атмосферах некоторых звезд подтипа ^УЫ водород присутствует [3], но, в основном, в спектры звезд типа характеризуются отсутствием линий водорода.

Звезды типа Вольфа-Райе играют заметную роль в энергетике Галактики. В солнечной окрестности темп передачи кинетической энергии ветром от этих звезд приблизительно • равен 1.1 х 1038 эрг/с кпк2, что составляет около 50% полной энергии ветров от всех типов звезд. Вклад кинетической энергии ветра одной звезды за время ее жизни в межзвездную среду сравним со вкладом кинетической энергии при взрыве сверхновой, который следует после фазы [5].

Масса, поступающая в межзвездную среду от звезд \УВ. (скорость потери массы порядка 10_4Мд/год), сравнима с поступающей от всех звезд спектральных классов О и В (ОВ-звезд), но примерно в 4 раза меньше массы, теряемой звездами поздних типов н планетарными туманностями. Звезды АУЙ. и звезды спектрального класса О обогащают межзвездную среду продуктами горения водорода и гелия. Таким образом, в соответствии с современными эволюционными моделями (см., например, [6]), именно эти звезды во многом определяют содержание 4Не, ПС, 1Г0,"Ке "И, JвMg, 55Mg, и 180 в галактических объектах.

Кроме того, расширяющиеся оболочки \УП звезд — важный источник межзвездной пыли. Считается, что пыль конденсируется в оболочках звезд спектрального подтипа \УС8 и более поздних; в формировании пыли участвует около 15% теряемой ими массы [7, 8]. Взаимодействие между звездами Вольфа-Райе и межзвездной средой проявляется в формировании так называемых кольцевых туманностей. Наличие в Галактике заметного числа таких туманностей свидетельствуют о том, что переход звезды спектрального класса О в фазу \\ТЕ1 происходит очень быстро [9].

Исследование движущихся атмосфер (оболочек) -звезд типа WR и звезд спектрального класса О существенно углубляет и расширяет понимание природы расширяющихся -атмосфер звезд ранних спектральных классов. Изучение структуры таких атмосфер является ключом к пониманию не только механизмов формирования расширяющихся звездных атмосфер, но и процессов структурообразования в межзвездной и межгалактической среде. Как и сами О и звезды, так и образующиеся в ходе их эволюции Сверхновые звезды I типа играют важную роль в формировании структуры нашей и других галактик и обогащении их тяжелыми элементам. Тем самым тема диссертации представляется весьма актуальной.

Целью диссертации является решение следующих задач:

• Расчет сечений и скоростей фотоионизации и фоторекомбинации для возбужденных уровней атомов гелия и водорода, определение скоростей нагрева и охлаждения среды в результате процессов фотоионизации и фоторекомбинации в зависимости от оптической толщины ионизуемой среды и нахождение удобных аппроксимаций скоростей изучаемых процессов.

• Разработка не-ЛТР программ расчета распределения атомов и ионов по энергетическим уровням в водородно-гелиевой плазме с большим градиентом скорости крупномасштабных движений и расчет тепловой структуры атмосфер звезд типа Вольфа-Райе с учетом наличия в них неоднородностей (облаков).

• Объяснение наблюдаемых особенностей рентгеновского излучения горячих звезд ранних типов на основании анализа данных о рентгеновской светимости звезд типа WR, полученных рентгеновской обсерваторией ROSAT.

• разработка методов исследования переменности рентгеновского излучения звезд ранних спектральных классов. Определение характера и параметров переменности. Обеспечение теоретической базы анализа наблюдений одиночных OB и WR звезд в рентгеновском диапазоне с помощью нового поколения рентгеновских спутников: CHANDRA, ХММ и др.

В работе впервые получены следующие результаты:

1. Рассчитана тепловая структура гелиево-азотной атмосферы звезды Вольфа-Райе подтипа WN с флуктуациями плотности вещества.

2. Определены объемные факторы заполнения атмосфер всех одиночных Галактических звезд типа WR для плазмы, излучающей в рентгеновском диапазоне за счет тепловых процессов.

3. Предложено теоретическое обоснование наблюдательных особенностей звезд типа WR в рентгеновском диапазоне.

4. Предсказана переменность потока рентгеновского излучения от звезд типа WR, находящаяся на границе чувствительности современных детекторов.

На защиту выносятся:

1. Вычисления скоростей фотоионизации и фоторекомбинации, фотонагрева и рекомби-национного охлаждения оптически плотной водородно-гелиевой плазмы. Нахождение масштабных соотношений между скоростями этих процессов.

2. Результаты расчета распределения атомов и ионов в атмосферах звезд типа WR по уровням путем совместного решения системы уравнений статистического и ионизационного равновесия. Заключение о немонотонном распределении электронной температуры в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе при предположении о наличии в них флуктуации плотности.

3. Расчет объемных факторов заполнения (fx) атмосфер галактических звезд типа WR горячим газом, излучающим в рентгеновском диапазоне. Заключение о том, что предположение об обратной пропорциональности объемных факторов заполнения и характерных плотностей атмосфер (Mjv) не противоречит наблюдаемым данным. Объяснение отсутствия корреляции рентгеновской и болометрической светимостей звезд' типа WR. Определение верхнего предела отношения рентгеновских светимостей звезд типа Вольфа-Райе азотной (WN) и углеродной (WC) последовательностей, Ix(WN)/ Zx(WC), согласующегося с наблюдаемым.

4. Обоснование гипотезы о переменности рентгеновского потока в среде с флуктуациями плотности вещества и моделирование такой переменности. Заключение о зависимости характера переменности от химического состава атмосферы и от энергии наблюдаемых рентгеновских квантов.

Научная ценность полученных результатов заключается в следующем:

• Аппроксимации вычисленных скоростей фотопропессов в оптически плотной среде могут быть использованы в расчетах спектров водородно-гелиевой плазмы. Полученные значения скоростей фотонагрева и охлаждения и масштабные соотношения между ними, можно использовать при решении уравнений теплового баланса в атмосферах звезд ранних спектральных типов и уравнений радиационной газодинамики, описывающих процессы стационарного и нестационарного истечения вещества звезды.

• Разработанная программа решения уравнений стационарности и уравнений теплового баланса может быть использована для расчета ионизационной и тепловой структуры неоднородных водородно-гелиевых атмосфер звезд ранних спектральных классов.

• Выполненное в диссертационной работе моделирование свечения звезд спектрального класса О и звезд типа WR в рентгеновском диапазоне позволяет определить характеристики высокотемпературного газа, излучающего в этом диапазоне и выяснить как этот газ распределен в атмосфере исследуемых звезд. Предсказанная переменность рентгеновского излучения позволит разработать наблюдательные программы поиска флуктуации потока рентгеновского излучения с помощью рентгеновских обсерваторий Chandra и ХММ.

Апробация работы. Результаты работы докладывались:

• на IV и V Всероссийских конференциях "Атомные данные для астрофизических исследований" (Санкт-Петербург 1991, 1993),

• на совещаниях Рабочей группы "Звездные атмосферы" (Шемаха, Азербайджан, 1989; Тарту, Эстония, 1991),

• на международном симпозиуме MAC No. 193 "Wolf-Rayet Phenomena in Massive Stars and Starburst Galaxies" (Пуэрто-Валарта, Мексика, 1998),

• на международной конференции "Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot stars" (Тарту, Эстония, 1999 г.),

• начсеминарах кафедры астрофизики Санкт-Петербургского Университета,

• на астрофизических семинарах Университета города Глазго (Великобритания)

• на астрофизическом семинаре Университета штата Делавер (США).

Структура и объем диссертации. Работа состоит из четырех глав, заключения и списка литературы. Такая структура обусловлена основными темами диссертации: 1) вычислением скоростей фотопроцессов водородоподобных ионов; 2) исследованием ионизационной и тепловой структуры атмосфер звезд типа 3) исследованием свойств рентгеновского

излучения звезд спектрального класса О и звезд типа \У11. Результаты, полученные во второй главе, используются в третьей. Данные о ионизационном и тепловом состояниях атмосфер, изучаемые в третьей главе, используются в четвертой главе, посвященной исследованию рентгеновского излучения горячих звезд.

Общий объем работы составляет 127 машинописных страниц. Библиография содержит 203 наименования.

2 Содержание работы

Содержание работы определяется характером и целями поставленных задач. В 1 главе (введении) обсуждаются актуальность и цель диссертации.

В параграфе 1.1 дается описание объектов исследования - звезд типа Вольфа-Райе и звезд спектрального класса О, описывается облачная модель атмосфер таких звезд и приводятся наблюдательные основания для введения такой модели. Обсуждается актуальность темы диссертации.

В параграфе 1.2 приводится содержание диссертации в целом, обсуждаются научная новизна и значение полученных результатов и перечисляются основные положения, выносимые на защиту. Приведен список работ, в которых опубликованы основные результаты, полученные в диссертации.

Во второй главе вычисляются скорости фотопроцессов: фотоионизации, спонтанной и вынужденной фоторекомбинаций, скорости фотоионизационного нагрева электронного газа и рекомбинационных потерь энергии водорода и ионизованного гелия. В параграфе 2.1 обсуждается влияние фотопроцессов на тепловое и ионизационное состояние атмосфер звезд.

В пункте 2.2.1 вычисляются скорости фотоионизации с уровней атома водорода и ионизованного гелия в зависимости от оптического расстояния от источника ионизации до ионизуемого атома в пороговых частотах ионизации. Показано, что роль фотоионизаций с возбужденных уровней весьма существенна, особенно для эффективных температур источника ионизующего излучения не превышающих 70000 К.

В пункте 2.2.2 вычислены скорости спонтанной и вынужденной фоторекомбинаций. Показано, что роль вынужденной фоторекомбинации в заселении уровней с номером главного квантового числа п < 5 мала, однако для п > 5. заселение в результате вынужденной рекомбинации необходимо учитывать в околофотосферных областях атмосферы. Приведены аппроксимации величины р - доли рекомбинаций на первый уровень в зависимости от электронной температуры. Выведено соотношение, связывающее скорости спонтанной и вынужденной фоторекомбинации.

В пункте 2.3.1 вычислены скорости фотоионизадионного нагрева при ионизациях водорода и иона гелия излучением с планковским спектром с учетом поглощения ионизующего излучения в среде. Показано, что скорость фотонагрева уменьшается значительно медленнее, чем происходит падение интенсивности ионизующего излучения в частоте порога ио-

низации. Этот эффект может быть ответственен за поддержание относительно высокой температуры в областях HI и Hell. Приведены коэффициенты аппроксимации скоростей фотонагрева в широком интервале оптических толщин (0 - 103). Показано, что при температурах, характерных для звезд ранних спектральных классов, при определении скорости нагрева электронного газа достаточно учитывать фотоионизацию с первых трех-четырех уровней.

Масштабные соотношения для скоростей фотоионизации и фотонагрева даны в пункте 2.3.2. Показано, что скорость фотонагрева быстро растет с увеличением заряда ядра. Сделан вывод, что нагрев электронного газа в атмосферах звезд ранних спектральных классов происходит, главным образом, при ионизации Не+ и ионов с более высоким зарядом (в частности, С1+, N2+, и др.).

В пунктах 2.4.1 и 2.4.2 рассмотрены потери энергии при спонтанных и вынужденных рекомбинациях. Определена величина q - доля скорости охлаждения при спонтанных рекомбинациях на первый уровень в полной скорости рекомбинационного охлаждения. Вычислены скорости охлаждения при вынужденных рекомбинациях для оптически плотной среды в широком интервале температур. Показано, что вклад вынужденных рекомбинаций на первый уровень в полную скорость рекомбинационного охлаждения за счет вынужденных рекомбинаций мал (не более 1%), поэтому полная скорость охлаждения (пункт 2.4.3) определяется рекомбинациями на возбужденные уровни. Таким образом, полная скорость рекомбинационного охлаждения практически не зависит от оптических толщин атмосферы в резонансных линиях водородоподобных ионов. Показано, что в газовых туманностях вклад вынужденной рекомбинации в полную скорость охлаждения пренебрежимо мал, тогда как в условиях, характерных для атмосфер звезд ранних спектральных классов, вынужденная рекомбинация вносит значительный вклад в полную скорость рекомбинационного охлаждения.

В пункте 2.4.4 приведены масштабные соотношения для скоростей рекомбинационного охлаждения и найдено, что скорость рекомбинационного охлаждения для ионов увеличивается пропорционально кубу заряда ядра. В параграфе 2.5 полученные в главе 2 результаты сравниваются с данными других авторов.

Третья глава посвящена исследованию ионизационной и тепловой структур атмосфер звезд типа WR. Описана программа расчета моделей атмосфер.

В параграфе 3.1 представлена используемая в диссертации модель атмосферы звезды. Пространственная структура атмосферы описана в пункте 3.1.1. В качестве входных параметров модели задаются радиус, светимость, скорость потери массы и' химический состав атмосферы звезды. Поле скоростей газа в атмосфере задается аналитически. Предположено, что атмосфера состоит только из водорода и гелия.'

При составлении уравнений стационарности учтены следующие процессы: спонтанное и вынужденное излучение и поглощение в линиях; фотоионизация, спонтанная и вынужденная рекомбинации; возбуждение и дезактивация электронным ударом; ударные ионизации и тройные рекомбинации (пункт 3.1.2). Обсуждается роль неучитываемых элементарных процессов.

В пункте 3.1.3 приведены основные уравнения, определяющие населенности уровней: стационарности, неразрывности, сохранения заряда и чиста частиц. Перенос излучения в частотах спектральных линиях учитывается в приближении Соболева. Перенос излучения в частотах континуума рассматривается в локальном приближении Занстра. Возможность применения этого приближения обосновывается тем, что атмосферы звезд типа WR явля-

ются оптически толстыми в частотах ионизации атомов и ионов Н и Не с основных уровней. Представлены выражения для поправочных членов, которые необходимо вносить в уравнения стационарности для того, чтобы учесть рекомбинацию и ионизацию с высоколежахцих уровней. Полная система уравнений, описывающая состояние атмосферы дана в пункте 3.1.4.

В параграфе 3.2 проводятся модельные расчеты распределения атомов и ионов по уровням в расширяющейся водородно-гелиевой оболочке звезды, ионизуемой фотосферным излучением. Метод решения системы уравнений стационарности изложен в пункте 3.2.1. В пункте 3.2.2 рассмотрена ионизация в сферически-симметричных оболочках с монотонно убывающей плотностью газа. Для нахождения населенносгей уровней решается система уравнений стационарности, неразрывности, сохранения заряда. При решении указанных уравнений используются аппроксимации скоростей фотопроцессов, полученные в главе 2. Рассчитаны распределения атомов и ионов по уровням в зависимости от расстояния от ядра звезды.

В пункте 3.2.3 приведены результаты расчетов ионизационной структуры атмосфер звезд типа WR в рамках облачной модели. Предполагается, что в разреженной, сферически-симметричной расширяющейся атмосфере (межоблачной среде) находятся плотные компактные неоднородности (облака). Показано, что в холодных и плотных облаках ионы находятся в более низких стадиях ионизации, по сравнению с разреженной межоблачной средой даже на близких расстояниях от ядра звезды. Вычислены населенности уровней ионов HI, Hei и Hell вне и внутри облаков. Показано, что степень ионизации гелия быстро падает при переходе от межоблачной среды к облаку. Сделан вывод о том, что из-за того, что оптическая толщина облака в частотах ионизации с основного состояния много больше единицы, ионизация гелия в нем производится с возбужденных состояний. Так как оптическая толщина облака в частотах ионизации со второго и вышележащих уровней меньше единицы, то интенсивность ионизующего излучения в облаке меняется незначительно.

В параграфе 3.3 исследуется тепловая структура неоднородных атмосфер звезд типа Вольфа-Райе. Составлена и решена совместная система уравнений ионизационного и теплового баланса (пункт 3.3.1). Показано, что для чисто гелиевой атмосферы присутствие флуктуаций плотности не сильно меняет тепловую структуру. В тоже время, наличие в облаках ионов азота или углерода, сильно понижает электронную температуру за счет потери энергии электронами на возбуждение этих ионов. Предполагается, что отношение концентраций азота и гелия постоянно во всей атмосфере.

Результаты расчетов показывают (пункт 3.3.2), что чисто гелиевая атмосфера будет иметь почти постоянную температуру Г,, равную примерно 2/3 эффективной температуры звезды, как в облаках, так и вне. В то же время, при наличии в атмосфере ионов азота, температура межоблачной среды практически не меняется, а в облаках резко понижается примерно до "небулярного" значения Тс ~ 104 К. Нагрев электронного газа в облаках происходит при фотоионизациях с возбужденных уровней Не+, так как оптическая толщина облаков в континууме первого уровня т1с > 1.

Влияние различия электронных температур в облаках и межоблачной среде исследовано в пункте 3.3.3. Показано, что учет этих различий приводит к уменьшению степени ионизации гелия и других элементов в облаках.

В параграфе 3.4 исследуется влияние присутствия холодных облаков на профили линий в спектрах звезд типа WR. Наблюдаемые профили линий Hei и Hell сравниваются с рассчитанными в облачной модели. Показано, что учет увеличения содержания ионов Hei и Hell

и понижения электронной температуры в облаках приводит к существенному увеличению интенсивностей линий указанных ионов в рассчитанном спектре.

Четвертая глава посвящена изучению рентгеновского излучения одиночных горячих звезд типа ОВ и WR. Используется двухкомпонентное приближение для описания тепловой структуры атмосферы. Предполагается, что "горячее" вещество, нагретое до нескольких миллионов градусов Кельвина и излучающее в рентгеновской области спектра, распределено в "холодной" оболочке.

Параграф 4.1. посвящен исследованию рентгеновского свечения ОВ звезд. Приводится результат формального решения уравнения переноса (пункт 4.1.1) и вводится понятие эк-зосферпого приближения. В этом приближении (пункт 4.1.2) вещество предполагается прозрачным для рентгеновских лучей за пределами сферы радиуса ri которой определяется условием равенства единице оптической глубины атмосферы до значения г = ti в частотах излучения рентгеновских фотонов. Считается, что все рентгеновские кваВты, образующееся внутри сферы радиуса rj полностью поглощаются, а рентгеновские фотоны, образующееся вне этой сферы, свободно выходят из атмосферы. Особенности рентгеновских спектров звезд спектральных классов О и В и их интерпретация рассмотрены в пункте 4.1.4.

Показано, что экзосферное приближение хорошо аппроксимирует результаты формального решения уравнения переноса в сферически-симметричном ветре. Найдено (пункт 4.1.4.), что при условии выбора специального вида функции распределения излучающего в рентгеновском диапазоне вещества, рентгеновская светимость Lx пропорциональна характерной плотности ветра (М/v^). Указанная функция распределения описывается объемным фактором заполнения fx, равным отношению меры эмиссии вещества, излучающего в рентгеновском диапазоне к мере эмиссии вещества холодной компоненты звездного ветра. Показано, что при степенной зависимости рентгеновского фактора заполнения в атмосфере от расстояния, возможно воспроизвести наблюдаемую корреляцию рентгеновской и болометрической светимостей звезды. Экзосферное приближение для непостоянной скорости крупномасштабных движений газа в атмосфере рассмотрено в пункте 4.1.5. Основные результаты параграфа 4.1 представлены в пункте 4.1.6.

В параграфе 4-2- сделан обзор рентгеновских наблюдений одиночных Галактических звезд типа WR спутником Rosat. Данные рентгеновской обсерватории rosat, в основном, состоят из широкополосных наблюдений обзора Rosat All-Sky Survey (RASS) и некоторых индивидуальных наблюдений (Polock et al. [10]). Анализ этих данных выявляет отсутствие корреляции рентгеновской светимости Lx с какими-либо основными параметрами звезды (например, болометрической светимостью, скоростью потери массы или кинетической энергией ветра).

В пунктах 4.2.1 и 4.2.2 рассмотрены конкретные особенности экзосфер'ного приближения для звезд типа WR. В пункте 4.2.3 описана методика анализа методом линейной регрессии данных наблюдений ROSAT. Результаты анализа излагаются в пункте 4.2.4. Отмечено (пункт 4.2.5), что предсказанный поток рентгеновского излучения звезд типа WR при использовании эмпирического соотношения между температурой горячей компоненты-Гх, и объемным фактором заполнения /х, в атмосферах О звезд оказался значительно меньше, чем полученный по данным наблюдений со спутника ROSAT.

Нижний предел значений объемных факторов заполнений для звезд типа WR был получен путем определения температуры горячего вещества в атмосферах WR звезд, таким образом, чтобы получить максимальный поток рентгеновского излучения в полосе чувствительности ROSAT. Найдено, что полученные таким образом факторы заполнения, примерно

на порядок величины больше, чем аналогичные величины для О звезд (пункт 4.2.6). Показано, что наблюдательные данные согласуются с предположением о пропорциональности fx ос (M/tJoo)-1 также, как и для О звезд (пункт 4.2.7).

В параграфе 4.3 объясняются особенности широкополосных наблюдений звезд типа WR в рентгеновском диапазоне:

1) отсутствие корреляции между рентгеновской светимостью и любыми параметрами атмосферы или самой звезды,

2) различие рентгеновских светимостей звезд типа WR азотной и углеродной последовательностей (звезды подтипа WN среднем в несколько раз более яркие рентгеновские источники, чем звезды подтипа WC).

В пункте 4.3.1 особенность (1) объяснена при предположении, что рентгеновские факторы заполнения /х не меняются вдоль радиуса в атмосфере, но зависят от средней плотности ветра по закону /х ~ (M/vx)~l и меняются от звезды к звезде.

Что касается наблюдательной особенности (2), то показано, что рентгеновская светимость звезд типа WR существенно зависит от относительного содержания элементов и ионизационной структуры атмосферы. Используя типичные для звезд подтипов WN и WC параметры, получен верхний предел для отношения ¿x(WN) к Lx(WC), который в 4 - 5 раз больше наблюдаемого. Показано, что уточнение содержания тяжелых элементов в атмосферах WR звезд приводит к согласованию рассчитанных и наблюдаемых рентгеновских потоков. Выводы из результатов анализа широкополосных наблюдений звезд типа WR в рентгеновском диапазоне представлены в пункте 4.3.2.

В параграфе 4.4. изучается переменность рентгеновских потоков звезд типа WR для различных энергий рентгеновских квантов. Показано, что в модели неоднородной атмосферы, описанной в пункте 4.4.1, в которой, горячие, оптически тонкие в рентгеновской области спектра "облака" движутся в радиальных направлениях, рентгеновский поток должен быть переменным по времени. Параметры модели представлены в пункте 4.4.2.

В пункте 4.4.3 представлены результаты моделирования переменного рентгеновского свечения неоднородной атмосферы. Найдено, что параметры переменности зависят от энергии и определяются расстоянием, на котором оболочка становится оптически тонкой на тех или иных энергиях. Обнаружено, что у звезд типа WR различных подтипов характер переменности рентгеновского излучения различен и зависит от химического состава их атмосфер. В оболочках сильно проэволюцнонировавших звезд, обогащенных ионами металлов, флуктуации потока значительно слабее чем в атмосферах солнечного химического состава или близкого г нему.

В заключении изложены основные результаты и выводы работы.

Основные результаты, полученные в диссертации, опубликованы в следующих работах:

1. Останова Л.М., Холтыгин А.Ф., "Фотопроцессы водородоподобных ионов. I. Фотоионизация и фоторе-

комбинаци»", Вестник СПбГУ, Cep.l, No. 4, 82-90 (1993)

2. Oskinova L.M., Kholtygin A.F., Feklistova T., "Thermal Structure of atmospheres of Wolf-Rayet stars", Baltic

Astronomy, 3, 260-265, (1995)

3. Осхинова JI.M., Холтыгин А.Ф., "Фотопроцессы водорааоподобных ионов. II. Нагрев и охлаждение элек-

тронного газа", Вестник СПбГУ, Cep.l, No. 4, 91-104 (1996)

4. Kholtygin A.F., Kostenko F.V., Oskinova L., "Modelling of line-profile variability in spectra of WC stars", in

"Wolf-Rayet Phenomena m Massive Stars and Starburst Galaxies", Proc. IAU Symp. No. 193, 553 (1999)

5. Ignace R., Oskinova L., "An explanation of observed trends in the X-ray emission from single Wolf-Rayet

stars'*, AfcAL, 348, L45-L48 (1999)

6. Oskinova L., Ignace R., "Variability of X-Ray emission from Inhomogeneous Hot Star Winds", in "Thermal

and Ionization Aspects of Flows from Hot stars", ASP Conference Series, 30, 221-225 (2000)

7. Li Q., Brown J.C., Cassinelly J.P, Ignace R., Oskinova L., "Wolf-Rayet wind structure and optical variability",

A&A, 357, 233-240 (2000)

8. Ignace R. Oskinova L.M, Foullon C., "Exospheric Models for the X-ray Emission from single Wolf-Rayet stars", Month. Not. R.A.S., 318, 214-227 (2000)

В работах (1) и (3) автору принадлежит программа расчета скоростей фотоионизации и фоторекомбинации и выполнение расчетов скоростей фотонагрева и рекомбинационного охлаждения. В работе (2) автору принадлежат расчеты теплового состояния газа в облаках в атмосферах звезд типа WR. В работе (4) автору принадлежат расчеты профилей линий в стохастической облачной модели атмосфер. В статье (5) автору (совместно с R.Ignace) принадлежит идея о возможном объяснении особенностей рентгеновского излучения звезд подтипов WN и WC и выполнение необходимых для проверки этой идеи расчетов. В статьях (6)-(8) - программы моделирования свечения рентгеновской атмосферы и расчеты рентгеновских светимостей Lx и анализ результатов расчетов (частично). В работе (8) использована разработанная автором программа моделирования ионизационной и тепловой структуры атмосфер звезд типа WR.

ЛИТЕРАТУРА

[1] Wolf С J.E., Rayet G., Comptes Rendus, 65, 292 (1867)

[2] Breysacher J. et al. A&A, 326, 976 (1997)

[3] Barba R.H., Niemela V.S., Morrell N.I., in "Luminous Blue Variables: Massive Stars in TYansition", ASP Conf. Series., 120, 238 (1997)

[4] Conti P.S., Niemela V.S., ApJ, 228, 206 (1979)

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

[6] ) Stothers, R.B., Chao-wen Chin, ApJ, 468, 842 (1996)

[7] Cherchneff I., in "Dust and Molecules in Evolved Stars", Proc. UMIST/ССРГ Workshop, Manchester, ed. I. Cherchneff, 251 (1997)

[8] Crowther P.A., Month. Not. R.A.S., 290, L59 (1997)

[9] Arthur S.L., Henney W. J„ Dyson J. E., A&A. 313, 897 (1996)

[10] Pollock A.M.T., Haberl F., Corcoran M.F., in "Wolf-Rayet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution", IAU Symp. No. 163, (Dordrecht: Kluwer), 191 (1095) A

1 Введение

1.1 Краткая характеристика объектов исследования

1.1.1 Наблюдательные характеристики.

1.1.2 Звезды ранних спектральных классов в нашей и других галактиках

1.1.3 Массы, химический состав, звездный ветер

1.1.4 Эффективная температура, светимость.

1.1.5 Эволюционные сценарии.

1.1.6 Модели атмосфер.

1.1.7 Возможные механизмы ускорения звездного ветра

1.1.8 Неоднородность атмосфер звезд ранних спектральных классов

1.2 Содержание работы.

1.2.1 Основные положения, выносимые автором на защиту:.

1.2.2 Научная новизна.

1.2.3 Теоретическая и практическая ценность работы

1.2.4 Апробация работы.

1.2.5 Публикации.

2 Фотопроцессы в атмосферах звезд ранних спектральных классов

2.1 Введение

2.2 Скорости фотоионизации и фоторекомбинации.

2.2.1 Фотоионизация.

2.2.2 Фоторекомбинация.

2.3 Нагрев электронного газа.

2.3.1 Фотоионизационный нагрев электронного газа.

2.3.2 Масштабные соотношения для скоростей фотоионизации и фотонагрева

2.4 Рекомбинационные потери энергии.

2.4.1 Охлаждение при спонтанных фоторекомбинациях.

2.4.2 Охлаждение при вынужденных фоторекомбинациях

2.4.3 Полные скорости рекомбинационного охлаждения.

2.4.4 Масштабные соотношения для скоростей рекомбинационного охлаждения

2.5 Сравнение с результатами других авторов.

3 Ионизационная и тепловая структура атмосфер звезд типа Вольфа-Райе

3.1 Модель атмосферы.

3.1.1 Пространственная структура и кинематика.

3.1.2 Основные обозначения. Элементарные процессы

3-1.3 Уравнения стационарности и поле излучения.

3.1.4 Полная система уравнений.

3.2 Ионизационная структура атмосфер.

3.2.1 Метод решения уравнений стационарности

3.2.2 Ионизация в сферически-симметричных оболочках с монотонно убывающей плотностью газа.

3.2.3 Ионизационная структура неоднородных атмосфер звезд типа

3.3 Тепловая структура атмосфер звезд типа Вольфа-Райе

3.3.1 Чисто гелиевая атмосфера.

3.3.2 Распределение электронной температуры в атмосфере.

3.3.3 Влияние немонотонности распределения электронной температуры в атмосфере на ионизационную структуру атмосфер.

3.4 Роль облачной компоненты атмосферы в формировании спектров звезд типа

4 Рентгеновское излучение одиночных звезд ранних спектральных классов и звезд типа Вольфа-Райе

4.1 Излучение и поглощение рентгеновского излучения атмосферами звезд спектральных классов О и В

4.1.1 Формальное решение уравнения переноса для оболочки, расширяющейся с постоянной скоростью.

4.1.2 Экзосферное приближение.

4.1.3 Особенности рентгеновских спектров ОВ звезд.

4.1.4 Соотношение между рентгеновской и болометрической светимостями

4.1.5 Экзосферное приближение для /?-закона изменения скорости.

4.1.6 Выводы.

4.2 Рентгеновское излучение звезд типа Вольфа-Райе.

4.2.1 Экзосферное приближение для звезд: конкретизация модели

4.2.2 Непрозрачность холодной компоненты ветра.

4.2.3 Анализ методом линейной регрессии данных наблюдений ИОБАТ

4.2.4 Определение факторов заполнения горячим газом /х атмосфер звезд типа WR по наблюдениям ЛОБАТ.

4.2.5 Сравнение свойств рентгеновского излучения О и звезд.

4.2.6 Минимальные значения факторов заполнения для атмосфер звезд ти

4.2.7 Зависимость факторов заполнения от М/ь^.

4.3 Объяснение наблюдаемых особенностей рентгеновского излучения звезд

4.3.1 Объяснение различия наблюдаемых рентгеновских светимостей WN и \УС звезд.

4.3.2 Выводы.

4.4 Переменность рентгеновского излучения в модели неоднородных атмосфер горячих звезд.

4.4.1 Описание модели.

4.4.2 Фактор заполнения и входные параметры.

4.4.3 Результаты.

1.1 Краткая характеристика объектов исследования

Настоящее исследование посвящено изучению горячих звезд ранних спектральных классов: типа Вольфа-Райе ^11) и спектрального класса О. Изучаемые объекты — звезды большой светимости с сильными и широкими (> 103км/с) эмиссионными линиями в оптическом и УФ спектрах, формирующимися в расширяющихся атмосферах этих звезд [202].

Исследование движущихся атмосфер (оболочек) звезд типа и звезд спектрального класса О существенно углубляет понимание природы расширяющихся атмосфер звезд ранних спектральных классов. Наиболее важной особенностью таких атмосфер является их неоднородность: наличие в атмосферах конденсаций (облаков) разных масс размеров. Изучение структуры таких атмосфер является ключом к пониманию не только механизмов формирования самих расширяющихся звездных атмосфер, но и процессов структурообра-зования в межзвездной и межгалактической среде. Как и сами звезды О и так и образующиеся в ходе их эволюции Сверхновые звезды I типа играют важную роль в формировании структуры нашей и других галактик и обогащении их тяжелыми элементам. Тем самым тема диссертации представляется весьма актуальной.

Звезды типа \УГ1 представляют наиболее интересный класс объектов среди всех звезд ранних спектральных классов, как имеющие наибольшие скорости потери массы. Рассмотрим свойства этой группы звезд более подробно. Звезды представляют собой довольно короткую по астрономическим масштабам стадию эволюции (лз 105лет), поэтому полное число их невелико. В нашей Галактике известно около 200 звезд типа WR, звезды типа Вольфа-Райе идентифицированы и в галактиках Местной группы [50].

Звезды типа образуют две основных последовательности [41]: \АШ, в спектрах которой сильны линии гелия и азота, и WC, спектры которых содержат линии углерода и кислорода, вместе с линиями гелия. Некоторые авторы считают необходимым выделять и подтип 'УЮ, содержащий сильные линии ОVI, однако, необходимость выделения такого подтипа в настоящее время подвергается сомнению [200]. В спектрах некоторых звезд линии водорода присутствует [35], но, в основном, спектры WR звезд характеризуются отсутствием линий этого элемента. Основная особенность оптического спектра \У11 звезд — преобладание эмиссионных линий. Абсорбционные линии в спектрах \\ГЕ1 звезд практически не видны. Небольшое число линий в спектрах звезд 'УУП имеют профили типа Р Cygш. В спектрах нескольких звезд старшие члены бальмеровской серии являются абсорбционными [64].

Звезды типа Вольфа-Райе играют заметную роль в энергетике Галактики. В солнечной окрестности темп передачи кинетической энергии межзвездной среде ветром от этих звезд приблизительно равен 1.1 х 1038 эрг/с кпк2, что составляет около 50% полной энергии ветров от всех типов звезд. Вклад кинетической энергии ветра одной звезды WR за время ее жизни в межзвездную среду сравним со вкладом кинетической энергии при взрыве сверхновой, который следует после фазы [30].

Масса, поступающая в межзвездную среду от звезд (скорость потери массы достигает Ю4М0/год), сравнима с потерей массы от всех звезд спектральных классов О и В (ОВ-звезд), но примерно в 4 раза меньше, чем масса, теряемая звездами поздних типов и планетарными туманностями. Однако, звезды обогащают межзвездную среду продуктами горения (в недрах массивных звезд) водорода и гелия. Таким образом, в соответствии с современными эволюционными моделями (см., например, [190]), именно звезды типа "^УП во многом определяют присутствие в Галактике 4Не, 12С, 170, 22Ке, 141Ч. 2бMg, I гл-гп^ г,о<г Вг12 I

1-5 ш4-з);

1 >

1?00 «300 п-ггтгп-ог. 1 vqn-rr.-nr-.-i-r

- Л Г

-1--!—■—г

140? щ и " 1 ' л оно -'.-00 гт-р пт1 i i i i | i пттт

• ■ • ' ■ 1 1700 ■Р-Гу-'

1000 й

Т * i ! i т г:Ч ('

-гггп А

ЛЬ-!,: т.!.58'Ю 0000

800 5000 1СПО '.4,0 0 звоо 4000 4у00 44. ю —г—т—-'"'"""'""тгит'

-ГГТТ-г-П

II1 л «V дЛ, Ш иоЙ^^М 6750 7 000 > .•' л

Рис. 1. Спектр звезды Вг12.

25Mg, и 160. Расширяющиеся оболочки WR звезд — 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 [57, 69].

Взаимодействие между звездами Вольфа-Райе и межзвездной средой проявляется в формировании так называемых кольцевых туманностей. Наличие в Галактике заметного числа таких туманностей свидетельствуют о том, что переход звезды спектрального класса О в фазу WR происходит очень быстро [33].

4.3.2 Выводы

Основные наблюдательные особенности ROSAT и EINSTEIN широкополосных наблюдений звезд типа WR заключаются в: а) отсутствии корреляции между рентгеновской светимостью и любыми параметрами атмосферы или самой звезды, б) свидетельстве того, что звезды типа WN имеют светимость в рентгеновском диапазоне в 3 - 4 раза большую, чем звезды типа WC. и—,—I—I—I—I—I—|-1 1 I I I I I I I -I

J> О 1 ад о 3 ад о

-2

-4 2

Р О

WN and WC j. fi x u □

5B

3o

- WN

-2

-4 2

J 0 | i1 Ш

Л M

- u i! ijj X I

I)

Hl

11 T I г WC i j T J: l

Ы) О

-2

-4 т f

-1 m л

11L.

T 1 T 1 i i i I ' ' I I II-1-1—п

-I I I I I I I I I I I • I I I I I I I I '"'" p о 9/ОДГоп OD а, а в Vnü lQ 0 а D

В х / о

WN ancl WC

Ы-|4 ш т м i

-Ч

WN т ii fh ii-* ф tl т

ТТ т I 11} ?

WC

-1 I I I I I I I I.I ,111111 I

5 5.5 6 log LBol/L0

-8.5 -8 -7.5 -7 -6.5 log M/VM

Рис. 23. Рентгеновские светимости одиночных галактических звезд типа WN (квадратики) и WC (треугольнички) (данные ROSAT) и болометрические светимости этих же звезд. Болометрические светимости L* взяты из работ Koesterke & Hamann [112] для WC звезд и Hamann & Koesterke [89] для WN звезд.

Используя вычисленные значения факторов заполнения /х, мы вывели масштабные соотношения для рентгеновской светимости звезд типа WR. Основываясь на том, что атмосферы звезд типа WR являются оптически плотными с г^ R* для рентгеновских лучей в широком диапазоне энергий, наши соотношения качественно объясняют особенность (а), если /х меняется от звезды к звезде, как (M/vоо)-1. Заметим, что для оптически тонких оболочек ri = R* с постоянным значением числа заполнения /х или для оболочек, в которых существует радиальная зависимость числа заполнения от расстояния в атмосфере, .Lx, будет, в общем, иметь зависимость от отношения (M/v^).

Что касается наблюдательной особенности (б), наши соотношения предсказывают, что рентгеновская светимость звезд типа WR должна существенно зависеть от относительного содержания элементов и ионизационной структуры атмосферы. Используя типичные параметры для WN и WC звезд, мы вывели верхний предел для отношения Lx(WN) к Lx(WC), который в 4 - 5 раз больше наблюдаемого. Заметим, что увеличение фактора w4(WC) улучшит согласие с наблюдениями.

Важным фактором, ведущим к результату Lx(WN)/Lx(WC) > 1, является сильное влияние металлов на непрозрачность ветра, с ки в примерно 30 раз большим для WC, чем для WN звезд. Несмотря на более высокую излучательную способность, тот факт, что радиус сферы единичной оптической толщины ri значительно больше для WC звезд (а, следовательно, мера эмиссии значительно меньше) ведет к тому, что рентгеновская светимость WC звезд меньше, чем WN звезд. Для более точного определения А необходимо уточнение температуры горячего газа, что позволило бы протестировать наши масштабные соотношения.

Совершенно очевидно, что кардинальное улучшение качества наблюдений звезд типа Вольфа-Райе в рентгеновском диапазоне крайне необходимо. Существует множество интересных вопросов, касающихся механизмов ускорения звездного ветра и его структуры, разрешение которых требует спектральных данных с хорошим отношением S/N в рентгеновском диапазоне. Особенно это касается проблемы о влиянии многократного рассеяния в линии на формирование и эволюцию ударных волн в атмосферах горячих звезд. Также, в силу того, что в рентгеновском диапазоне излучение в линиях и поглощение веществом ветра определяется металлами, рентгеновский диапазон является особенно пригодным для изучения обогащенных тяжелыми элементами атмосфер звезд типа Вольфа-Райе, путем исследования индивидуальных линий и порогов К-оболочек.

Более точные наблюдательные данные, полученные с помощью современных рентгеновских спутников-обсерваторий, касающиеся затронутых пунктов и обеспечивающих лучшее понимание природы звезд типа Вольфа-Райе, должны появиться в самом ближайшем будущем.

4.4 Переменность рентгеновского излучения в модели неоднородных атмосфер горячих звезд

В последнее время были получены наблюдения переменности рентгеновского излучения от одиночных WR и OB звезд. Так, например, Berghöfer & Schmitt [45], исследовав имеющиеся наблюдательные данные, показали, что, переменность в рентгеновском диапазоне не является общим свойством ветров OB звезд. Однако, для О сверхгиганта С Ori были обнаружены небольшие вариации в потоке рентгеновского излучения. Berghöfer [46] обнаружил свидетельства того, что рентгеновская переменность и переменность линии На звезды ( Pup коррелируют друг с другом. Этот факт подтверждает предположение о квази-периодической переменности звездного ветра ( Pup, связанной с нерадиальными пульсациями фотосферы.

База данных рентгеновских наблюдений на спутнике Einstein с детектором IPC [164] одиночных WR звезд в основном содержит только единичные наблюдения и, таким образом, не дает информации о переменности потоков. Подобным же образом и наблюдения на спутнике ROSAT с детектором PSPC [165] содержат мало информации о переменности источников. Тем не менее, в работе Willis & Stevens [199] даны свидетельства переменности рентгеновского потока для HD 50896 (WR6) по данным ROSAT. Была зафиксирована переменность около 30% от среднего уровня на временной шкале порядка дня.

Существуют однако свидетельства в пользу предположения, что WR6 может быть двойной звездой (с компактным спутником). Willis & Stevens [199] предположили, что переменность рентгеновского излучения не связана с процессом аккреции, но является внутренним свойством ветра звезды WR6.

В то же время, так как процесс формирования ударных волн является стохастическим (см., например, [159]), можно ожидать, что формируемый в результате нагрева вещества атмосфер звезд ударными волнами поток рентгеновского излучения будет также переменным. Изучение переменности потока в рентгеновском диапазоне — важный метод изучения динамических процессов, протекающих в расширяющихся звездных атмосферах и приводящих к образованию рентгеновского излучения. Изучение переменности рентгеновского излучения позволит наложить ограничения на параметры моделей звездных атмосфер и определить важные характеристики атмосфер, связанные с формированием рентгеновских спектров звезд: время охлаждения вещества за фронтом ударной волны, фактор заполнения атмосферы горячим газом, градиент плотностей и т. д. Важной задачей является сравнение параметров переменности одиночных ОВ звезд и WR звезд разных спектральных подтипов.

4.4.1 Описание модели

Используемое нами в предыдущих параграфах экзосферное приближение пригодно в большей степени для описания средних параметров свечения в рентгеновском диапазоне больших групп О или WR звезд, тогда как для расчета рентгеновского спектра какой-либо конкретной звезды и, тем более, для анализа переменности рентгеновского спектра, требуется использование индивидуальных моделей для конкретных звезд.

В этом параграфе мы будем использовать неоднородную модель атмосфер, подобную описанной в Гл. 3. Будем предполагать, что рентгеновское излучение производится оптически тонкими, горячими, компактными областями, горячими облаками, распределенными случайным образом в атмосфере. Для удобства будем представлять такие облака как части оболочек за фронтом сферических ударных волн, в которых происходит высвечивание энергии веществом, нагретым до нескольких миллионов градусов Кельвина. Будем считать, что такие горячие облака движутся в радиальном направлении независимо друг от друга, а их движение может быть описано единым законом изменения скорости.

Следует отметить, что представленная модель упрощена по сравнению с рассмотренной в главе 3. В данной модели не учитывается присутствия холодных (Те « 104 К) в атмосфере. Кроме того мы предполагаем, что электронная температура в атмосфере постоянна, тогда как в рассмотренной в главе 3 модели атмосферы электронная температура в холодных облаках в 2-3 раза меньше средней электронной температуры атмосферы. Таким образом следует рассматривать трехкомпонентную модель атмосферы: холодные облака с Те та 104 К, горячие облака сГей 107 К и разреженная межоблачная среда с температурой Те = (0.3-1.0)-104К.

При анализе тепловой структуры атмосферы следует учитывать и прогрев холодных облаков рентгеновским излучением горячей компоненты атмосферы. Отметим, что учет такого эффекта для холодных облаков, находящихся в окрестности активных галактических ядер [31], увеличивает электронную температуру газа в них до « 2 • 104К. Таким образом учет этого эффекта выравнивает температуру в холодных облаках и межоблачной среде. Для использования сложной трехкомпонентной модели атмосферы и определения характеристик ее компонент требуется получение рентгеновских спектров исследуемых звезд с высокими спектральным и временным разрешениями. Так как подобного рода наблюдений пока нет, то использование более простой двухкомпонентной модели для исследования переменности рентгеновских спектров представляется вполне оправданным.

Перейдем к описанию используемой нами двухкомпонентной модели атмосферы. Будем предполагать, что движение облаков начинается в случайные моменты времени с некоторого начального радиуса Rin. Начальный радиус Rm — это нижняя граница, на которой могут образовываться ударные волны. Так как мы предполагаем, что облака движутся только радиально, то при прохождении через атмосферу они будут находится внутри телесного угла О, который является параметром задачи.

Предполагаем, что атмосфера является двухкомпонентной и двухтемпературной средой: холодный однородный звездный ветер, поглощающий рентгеновские фотоны, и горячие, оптически тонкие в рентгеновском диапазоне облака. Рентгеновское излучение поглощается, в основном, благодаря фотовозбуждению электронов с K-оболочек тяжелых ионов и процессам Оже-ионизации. Таким образом, на выходящее рентгеновское излучение влияет химический и ионизационный состав атмосферы. С другой стороны, коэффициент излучения в рентгеновском диапазоне определяется физическими условиями в горячих областях ветра.

Мы предполагаем, что меры эмиссии (ЕМ^) одинаковы для каждого горячего облака г - номер облака и меняются с расстоянием как: где ЕМ0 = fsv щ пе dV = щпе — мера эмиссии у основания ветра, г — расстояние, щ, пе — ионная и электронная концентрации горячего облака, SV — объем облака. Предполагается, что температура горячей компоненты атмосферы (горячих облаков) Тх постоянна во всей атмосферы.

Энергия, излученная каждым горячим облаком в полном телесном угле 4тг, есть:

Для вычисления функции охлаждения Аи была использована имеющаяся у нас современная версия кода Raymond & Smith [169] с использованием среднего для звезд типа WR химического состава (см. Табл. 13).

Без учета поглощения излучения рентгеновская светимость каждого отдельного облака

Полная светимость данного ансамбля облаков получается суммированием по всем горячим облакам с учетом поглощения излучения каждого облака:

ЕМ& = ЕМ0 г~2 jv= Пр(г) ne(r)A„ SV(r) = ЯМ^ЛДТхЖэрг/с].

159)

5L®=jJV= AV(TX)EM® .

160)

EMjp где полное число облаков N(t) зависит от времени а т„д (Е, г. ф) — оптическая толщина холодной части ветра для облака с номером г. Здесь ц = со8(0), где в - угол между направлением движения горячего облака и лучом зрения, ф - азимутальный угол. Величина Ту,}1(Е, г, /х, ф) была вычислена с использованием разработанной автором программы моделирования ионизационной и тепловой атмосфер звезд типа ^¥11.

4.4.2 Фактор заполнения и входные параметры

Определим фактор заполнения для горячего газа: ЕМх х = Щ-J (1б2) где ЕМх = £¡=1 Сt)EMf (i — номер облака) есть мера эмиссии горячего вещества, которая определяет рентгеновскую светимость и EMW — мера эмиссии холодного ветра. Заметим, что это определение, по существу, эквивалентно определению фактора заполнения, которое было использовано при рассмотрении экзосферного приближения. Рентгеновская светимость атмосферы

Lx = fxK{Tx)EM„ . (163)

Атмосферы горячих звезд становятся оптически тонкими для рентгеновского излучения на значительном расстоянии от нижней границы R#. Если для ОВ звезд это расстояние составляет около 102 радиусов звезды [94], то для WN звезд — 104, а для WC звезд достигает 105 радиусов звезды. На таких значительных расстояниях скорость истечения вещества можно рассматривать, как постоянную и достигшую предельного значения v^. Мера эмиссии горячего газа в случае постоянной скорости истечения:

Щ*) г2 .

164> где Voo — безразмерные скорость, выраженная в единицах г^и Ati — промежуток времени между двумя последовательными появлениями облаков горячего газа, выраженный в единицах R^/v^. Величина г^ - это то расстояние, на котором rW)j(S, г^, /л, ф) = 1. В отличие от экзосферного приближения г^ — это уже не постоянный для заданной энергии рентгеновских квантов радиус, но расстояние, различное для каждого рассматриваемого направления.

Фактор заполнения можно найти из следующего соотношения: fx = L$*/AU(TX)EMW1 где —наблюдаемая рентгеновская светимость звезды.

Для получения рентгеновской светимости в данный момент времени из уравнения (163) необходимо определить меру эмиссии горячего облака ЕМ0. Это может быть сделано с помощью уравнения (164) при известных значениях факторов заполнения. Оценки факторов заполнения для звезд спектрального класса О получены Kudritzki et al. [114].

Авторы обнаружили эмпирическую корреляцию между Тх и параметрами истечения атмосферы (см. пункт 4.2.5). Значения минимальных возможных факторов заполнения для звезд типа WR получены нами в пункте 4.2.6 при использовании данных обзора ROSAT PSPC All-Sky survey [165]. Знание значений факторов заполнения позволяет ограничить возможные значения параметров Ati и ЕМ0 - входных параметров нашей модели.

4.4.3 Результаты

Результаты описанного выше моделирования рентгеновской светимости звезд типа представлены на рисунках 24 и 25. Рис. 24 показывает изменение светимости излучающего рентген горячего облака при его прохождении через атмосферу. Представленная кривая получена численным моделированием зависимости Ьх от расстояния до центра звезды г. Характер светимости определяется двумя основными факторами: зависимостью от оптической толщины и уменьшением меры эмиссии ЕМ с расстоянием как г"2. Растущая часть кривой на Рис. 25 связана с уярчением излучающей рентген области из-за уменьшения оптической толщины в данном направлении. Падение рентгеновской светимости объясняется уменьшением меры эмиссии.

Полная рентгеновская светимость атмосферы определяется суммированием светимос-тей всех излучающих облаков. Для выяснения характера рентгеновской переменности ансамбль облаков задавался следующим образом: предполагалось, что в случайный момент времени в атмосфере появляется одно горячее облако на расстоянии от центра звезды, движущееся в произвольном направлении в. Через случайный момент времени АТ на том же расстоянии Т\ появляется второе облако, также движущееся в случайно выбранном направлении. Затем процедура генерирования распространяющихся в случайных направлениях облаков повторяется.

Так как после достижения максимума рентгеновской светимости (см. рис. 24) его мера эмиссии быстро убывает, облака, находящиеся существенно дальше этого расстояния в атмосфере дают пренебрежимо малый вклад в полную рентгеновскую светимость звезды.

Интервалы ДТ; между появлением в атмосфере облаков с номерами г и г + 1 определяются по формуле: А Г,; = ({Т). где С - равномерно распределенное случайное число в интервале [0.5 - 1.5], а (Т) - средний промежуток времени между образованием горячих облаков в атмосфере.

Мы предполагаем, что промежуток времени (Г) определяется механизмом формирования ударных волн в атмосфере, распространение которых ведет к формированию горячих облаков и может быть определен из анализа рентгеновских кривых блеска как средний интервал времени между появлениями пиков рентгеновской интенсивности.

В нашей модели мы рассматривали до 30000 отдельных горячих облаков в атмосфере. В качестве значения (Г) была выбрана величина 1-Д*/г;00, что составляет для звезд спектрального класса О и звезд типа \У11 ~ 1 час. Результаты моделирования переменности рентгеновских потоков для различных значений энергий рентгеновских квантов представлены на рис. 25. Мы видим, что с уменьшением энергии возрастание потоков становится все более и более слабым. Объяснение этого в том, что значение радиуса экзосферы г1 = п{Е) больше для меньших энергий (это не относится к случаю, когда зависимость коэффициента поглощения от энергии имеет скачок и коэффициент поглощения больше для меньших значений энергии).

Характер рентгеновской переменности определяется свойствами холодной компоненты вещества атмосферы, поглощающей рентгеновское излучение. Для меньших энергиях рентгеновских квантов атмосфера становится оптически тонкой лишь на больших расстояниях от центра звезды. При этом горячие облака становятся видимыми для внешнего наблюдателя только тогда, когда мера эмиссии облака уже мала. Если облако находится на расстоянии, которое соответствует асимптотической части кривой блеска (см. рис. 24) тогда определяемые им флуктуации рентгеновской светимости будут незначительными.

Естественный характерный параметр, которым определяются светимость в рентгеновском диапазоне и вариации светимости из-за наличия отдельных горячих облаков - это величина ri(E) — расстояние, на котором оптическая толщина атмосферы для данной энергии квантов Е и данного направления в атмосфере равна единице. Можно ожидать, что характерное время переменности должно быть пропорционально ~ ri(E)/v^>0 и быть функцией энергии. Как ясно видно из рисунка 25, вариации Lx от среднего значения действительно являются функцией энергии.

Результаты нашего численного моделирования показали, что отношения среднеквадратичного отклонения а рентгеновской светимости Lx{E) к самой светимости a/Lx{E) зависят от энергии и растут с увеличением энергии рентгеновских фотонов.

Таким образом, мы можем выдвинуть предположения об ожидаемых особенностях рентгеновского излучения атмосфер горячих звезд.

• Поток рентгеновского излучения горячего газа, возникающего в неоднородностях и нагреваемого ударными волнами в атмосферах; горячих звезд, является переменным по времени.

• Параметры переменности, такие как амплитуда, характерное время переменности, время установления стационарного режима истечения зависят от диапазона энергии, в котором производятся наблюдения.

• Поток излучения на более высоких энергиях является, в среднем, более переменным, чем на более низких.

• Зависимость параметров переменности от энергии есть следствие того, что величина Ti — расстояние на котором достигается единичная оптической глубина для рентгеновского излучения, выходящего в направлении наблюдателя, является функцией энергии рентгеновских квантов.

• Атмосферы OB звезд, обладающие солнечным химическим составом, показывают более сильную переменность, чем обогащенные тяжелыми элементами атмосферы звезд типа WR.

В настоящее время пока еще не найдено надежных доказательств переменности в свечения горячих звезд в рентгеновском диапазоне. Однако, с запуском нового поколения рентгеновских спутников-обсерваторий (ASCA, Chandra, ХММ) такая переменность вполне может быть обнаружена с использованием имеющихся на данных спутниках детекторов излучения.

-нм

-4.6 м

-4.8

-5С

Рис. 24. Зависимость рентгеновской светимости горячего облака от расстояния от центра звезды. Облако движется в радиальном направлении при значении в = 45°.

Рис. 25. Зависимость рентгеновской светимости от времени. Время измеряется в единицах 1000 Д*/г>оо- Верхний рисунок показывает переменность излучения на различных энергиях для атмосферы с химическим составом, типичным для звезды. Нижний рисунок показывает переменность излучения на одной и той же энергии (1 кэВ), но для атмосфер звезд различного химического состава. Во всех вычислениях для температуры горячего газа, использовано значение Тх = Ю7.

5 Заключение

В диссертации получены следующие основные результаты:

1. Вычислены скорости фотоионизации и фоторекомбинации, фотонагрева и охлаждения водородно-гелиевой плазмы в зависимости от оптической толщины среды в континууме. Получены масштабные соотношения между скоростями этих процессов.

2. Рассчитаны распределение атомов и ионов в атмосферах звезд типа по уровням и тепловая структура атмосфер. Сделано заключение о немонотонности распределения электронной температуры в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе при предположении о наличии в них областей повышенной по отношению к средней плотности вещества (облаков).

3. Рассчитаны объемные факторы заполнения (/х) атмосфер галактических звезд типа Сделано заключение о справедливости предположения об обратной пропорциональности объемных факторов заполнения и характерных плотностей атмосфер (M/v00). Объяснено отсутствие наблюдаемой корреляции рентгеновской и болометрической светимостей звезд типа Найдена зависимость рентгеновской светимости звезд типа WR от относительного содержания элементов и ионизационной структуры атмосферы. Определен верхний предел отношения рентгеновских светимостей звезд типа Вольфа-Райе азотной (\¥1Ч) и углеродной С\УС) последовательностей, ¿х(И^Л^)/ Ьх{УУС), согласующийся с наблюдаемым.

4. Исследовано изменение потока рентгеновского потока звезды типа в рамках гипотезы переменной околозвездной экстинкции. Сделано заключение о зависимости характера переменности от химического состава атмосферы и от энергии наблюдаемых рентгеновских квантов.

1. Александрова O.A., Бычков К.В., Астрон.Ж., в печати (2000)

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

3. Антохин И.И., Холтыгин А.Ф., Черепащук A.M., Астрон.ж.,, 65, 558 (1988)

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

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

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

7. Грим Г., Спектроскопия плазмы., Атомиздат. М., с. 127 (1975)

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

9. Иванов В.В., Перенос излучения и спектры небесных тел, М., Наука (1969)0. limas М., Nugis Т, Izvestiya Tartyskoi observatorii, 2, (1972)

10. Каплан С.А., Пикельнер С.Б., Физика межзвездной среды, М., Наука (1979)

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

12. Костенко Ф.М., Холтыгин А.Ф., Астрофизика, 42, 280 (1999)

13. Кудряшова H.A., Холтыгин А.Ф., Астрон.ж., в печати (2000)

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

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

16. Оскинова JI.M., Холтыгин А.Ф., Вестник СПбГУ. Cep.l, No. 4, 82 (1993)

17. Оскинова JI.M., Холтыгин А.Ф., Вестник СПбГУ., Сер 1, No. 22, 91 (1996)

18. Рудзикас З.Б., Никитин A.A., Холтыгин А.Ф., Теоретическая атомная спектроскопия. JL, (1990)

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

20. Спитцер Л., Физические процессы в межзвездной среде., М., Наука (1981)

21. Тамбовцева JI.B., Астрон.ж., 68, 332 (1991)

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

23. Тутуков A.B., Юнгельсон Л.Р., Астрон.ж., 62, 604 (1985)

24. Холтыгин А.Ф., в Сб. "Звезды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты", Таллинн, 102 (1988)

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

26. Черепащук A.M. 1990, Астрон. ж., 67, 955 (1990)

27. Abbott D.C., Ар J, 263, 723 (1982)

28. Abbott D.C., Lucy L.B., ApJ, 288, 679 (1985)

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

30. Aldrovandi S.M.V., Gruenwald R.B., A&A, 147, 331 (1987)

31. Apparao K.M.V., A&A, 328, 295 (1997)

32. Arthur S.L., Henney W. J., Dyson J. E., A&A, 313, 897 (1996)

33. Bahicinska-Church M., McCammon D., ApJ, 400, 699 (1992)

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

35. Barlow M. J., Smith L. J., Willis A. J., Month. Not. R.A.S., 196, 101 (1981)

36. Baum E., et al., A&A, 226, 402 (1992)

37. Beals C.S., Month. Not. R.A.S., 90, 202 (1929)

38. Beals C.S., Publ. Dom. Ap. Obs. Victoria, 4, 271 (1930)

39. Beals C.S., Publ. Dom. Ap. Obs. Victoria, 6, 95 (1934)

40. Beals O.S., Plaskett H., Trans. Int. Astron. Union, 5, 184 (1935)

41. Beals C.S., IRASC, 34, 169 (1940)

42. Beck S.C., et al-, AJ, 114, 585 (1997)

43. Bednarek W., A&A, 322, 523 (1997)

44. Berghöfer T.W., Schmitt J.H.M.M., Advances in Space Research (ISSN 0273-1177), 16, 163 (1995)

45. Berghöfer T.W., Schmitt J.H.M.M., Danner R., Cassinelli J.P., A&A 322, 167 (1997)

46. Bertrand J.F., St.-Louis N., Moffat A.F.J., in "Properties of Hot, Luminous Stars", Proc. Boulder-Munich Workshop II, ASP Conf. Series., 131, 376 (1998)

47. Blecha A., Schaller G., Maeder A., Nature, 360, 320 (1992)

48. Breysacher J., A&AS, 43, 203 (1981)

49. Breysacher J. et al. A&A, 326, 976 (1997)

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

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

52. Cassinelli J.P., Olson G.L., ApJ, 229, 304 (1979)

53. Cassinelli J. P., Cohen D. H., Macfarlane J. J., Sanders W. T., Welsh B. Y., ApJ, 421, 705 (1994)

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

55. Castor J.I., Abbott D.C., Klein R.I., ApJ, 195, 157 (1975)

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

57. Cherepashchuk A.M., Eaton J.A., Khaliullin, K.F., ApJ, 281, 774 (1984)

58. Christian D.J., Swank J.H., ApJS., 109, 117 (1997)

59. Clement M.J., in "Pulsation, Rotation and Mass Loss in Early-Type Stars", Proc IAU Symp No. 162, 117 (1994)

60. Cohen D.H., Cooper, R.G., Macfarlane J.J., Owocki S.P., Cassinelli, J.P., Wang P., ApJ, 460, 506 (1996)

61. Cohen D.H., Cassinelli J.P., Macfarlane, J.J., ApJ, 487, 867 (1997)

62. Conti P.S., Niemela V.S., ApJ, 228, 206 (1979)

63. Comeron, F., et al., Hipparcos Venice'97, ESA-SP-402, ed. Battrick В., 479 (1997)

64. Corcoran, M.F., et al., Nature, 390, 587 (1997)

65. Cox D.P., Tucker W.H., ApJ, 157, 1157 (1969)

66. Cranmer S.R., Owocki S.P., ApJ, 462, 469 (1996)

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

68. Crowther P.A., et al., Properties of Hot, Luminous Stars, Proc. Boulder-Munich Workshop II, ASP Conf. Series. 131, 38 (1998)

69. Dalton, M.J., Crowther, P.A., Willis, A.J., in IAU Symp. 163, "Wolf-Rayet Stars: Binaries, Colliding, Winds, Evolution", ed. K.A. van der Hucht, P.M. Williams (Dordrecht: Kluwer), 154 (1995)

70. Drissen, L., et al., ApJ, 343, 426 (1989)

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

72. Drew J., ApJS, 71, 267 (1989)

73. Eaton J., Cherepashchuk A., Khaliullin Kh., ApJ, 297, 266 (1985)

74. Eversberg T, Lépine S., Moffat A.F.J., A&A, 494, 799 (1998)

75. Feldmeier A., Kudrizki R.-P., Palsa R., Pauldrach A.W.A., Puls J., A&A 320, 899 (1997)

76. Feldmeier A., Puls J., Pauldtrach A.W.A., A&A 322, 878 (1997)79. lïiend D.B., Abbott D.C., ApJ, 311, 701 (1986)

77. Gayley K.G., Owocki S.P., Cranmer S.R., ApJ, 442, 296 (1995)

78. Gayley K.G., Owocki S.P., Cranmer S.R., ApJ, 442, 296 (1995)

79. Gayley K.G., Owocki S.P., ApJ, 446, 801 (1995)

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

81. Glatzel W., Kiriakidis M., Fricke K.J., Month. Not. R.A.S., 262, L7 (1993)

82. Grinin V.P., Mitskevich A.S., Astroph.Sp.Sci., 185, 107 (1991)

83. Hamman W.-R., Koesterke L., Wessolowski U., A&A, 274, 397 (1993)

84. Hamman W.-R., Koesterke L., Wessolowski U., A&A Suppl., 113, 459 (1995)

85. Hamann W.-R., A&A, 281, 184 (1994)

86. Hamann W.-R., Koesterke L., A&A, 333, 251 (1998)

87. Hamann W-.R., частное сообщение (2000)

88. Hillier DJ., ApJ, 334, 639 (1988)

89. Hillier D.J., ApJ, 347, 392 (1989)

90. Hillier D.J., in IAU Symp. 143, "Wolf-Rayet Stars and Interrelations with Other Massive Stars in Galaxies", ed. K.A. van der Hucht & B. Hidayat, (Dordrecht: Kluwer), 59 (1992)

91. Hillier D.J., Kudritzki R.P., Pauldrach A.W., Baade D., Cassinelli J.P., Puls J., Schmitt J.H.M.M., A&A, 276, 117 (1993)

92. Henriksen R.N., A&A, 247, 455 (1991)

93. Humphreys R.M., Davidson K., ApJ, 232, 409 (1979)97. van der Hucht K.A., Cassinelli J.P., Williams P.M., A&A, 168, 111 (1986)

94. Ignace R., Cassinelli J.P., Bjorkman J.E., ApJ, 459, 671 (1996)

95. Ignace R., Oskinova L.M., A&A, 348, L45 (1999)

96. Oskinova L.M., Ignace R., in. Proc. of Workshop "Thermal and ionization aspects of flows from hot stars: observations and theory", Tartu, August 23-27, 2000, ASP Conferences Series, 204, 221 (2000)

97. Ignace R., Oskinova L.M, Foulion C., Month. Not. R.A.S., 318, 214 (2000)

98. Ilmas M., Nugis T., Calculation of the emission line spectrum of Hel, Tallinn, Valgus (1982)

99. Johnson L.C., ApJ, 174, 227 (1972)

100. Kaper L., Henrichs H., Fullerton A.W., A&A, 327, 281

101. Kato M., Iben I.Jr., ApJ, 394, 305 (1992)106. de Koter A., Lamers H.J.G.L.M., Schmutz W., A&A, 306, 501 (1996)

102. Khaliullin Kh.F., in "Eject, and Accret. matter binary stars Syst.", Meet. 5th. Subcom Double Stars. Tatranska Lomnica, Bratislava, 99 (1980)

103. Kholtygin A.F., in IAU Symp. 163, "Wolf-Rayet Stars: Binaries, Colliding, Winds, Evolution", ed. K.A. van der Hucht & P.M. Williams (Dordrecht: Kluwer), 160 (1995)

104. Kholtygin A.F., Kostenko F.V., Oskinova L.M., in. Proc. IAU Symp. No. 193 "Wolf-Rayet phenomena in massive stars and starburst galaxies", Puerto Vallarta, Mexico, 3-7 November 1998, 553 (1999)

105. Kholtygin A.F., Kostenko F.V., Kudryshova N.A., Oskinova L.M. , 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, 227 (2000)

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

107. Koesterke L., Hamann W.-R., A&A, 299, 503 (1995)

108. Kudritzki R. P., Lennon D., Puls, J., in "Science with the very large telescope", J. Walsh and I. Danziger, eds., (ESO: Garching), 4, (1995)

109. Kudritzki R.P., Palsa R., Feldmeier A., Puls J., Pauldrach A.W.A., in "Röntgenstrahlung from the Universe", (eds) Zimmerman, H.U., Trümper J., and Yorke H., MPE Report 263, 9 (1996)

110. Kuhi L.V., ApJ, 152, 89 (1968)

111. Kuhi L.V., in IAU Symp.49, "Wolf-Rayet and High Temperature Stars", eds. M.K.A. Bappu & J. Sahado (Dordrecht: Kluwer), 205 (1973)

112. Lamers H.J.G.L.M., de Groot M., Cassatella, A., A&A, 123, L8 (1983)

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

114. Lamers H.J.G.L.M., Leitherer C., ApJ, 412, 771 (1993)

115. Lamers H.J.G.L.M., Fitzpatrick E. L., ApJ, 325, 342 (1988)

116. Lamers H.J.G.L.M., 1994, Ap.Sp.Sci., 221, 41, (1994)

117. Lamers H.J.G.L.M., Snow, T. P., Lindholm D. M., ApJ, 455, 269 (1995)

118. Lepine S., Astroph.Space Sei., 221, 371 (1994)

119. Lepine S, Moffat A.P.J., Henriksen R.N. (1996), Ap.J., 466, 392

120. Li Q., Brown J.C., Ignace R., Cassinelli J.P., Oskinova, L. M., A&A, 357, 233 (2000)

121. Lucy L.B., Solomon P.M., ApJ, 159, 879 (1970)

122. Lucy L.B., White R.L., ApJ, 241, 300 (1980)

123. Lucy L.B., ApJ, 255, 286 (1982)

124. Lucy L.B., Abbott D.C., ApJ, 405, 783 (1993)

125. Luhrs S., PASP, 109, 504 (1997)

126. Maeder A., A&A, 147, 300 (1985)

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

128. Martinez P. et al., Nature, 367, 601 (1994)

129. McLean, I.S., et al., ApJ, 231, 141 (1979)

130. Mendez R.H. et al., A&A, 252, 265 (1991)

131. Mihalas D.M., Stone M.E., ApJ, 151, 293 (1968)

132. Mitskevich A.S., Natta A., Grinin V.P., ApJ., 404, 751 (1991)

133. Moffat A.F.J., Drissen L., Lamantagne R., Robert C., 1988, 334, 1038 (1988)

134. Moffat A.F.J., Robert C., ASP Conf. Series., 22, 203 (1992)

135. Moffat A.F.J., Lepine S., Henriksen R.N., Robert C., Astr.Space Sei., 216, 55 (1994)

136. Moffat A.F.J., Robert C., ApJ, 421, 310 (1994)

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

138. Niedzielski A., in "The Atmospheres of Early-Type Stars", ed. U.Heber & C.S. Jeffrey (Berlin:Springer), 102 (1992)

139. Niedzielski A., A & A, 282, 529 (1994)

140. Niemela V.S., in IAU Symp. 83, "Mass Loss and Evolution of O-type Stars", ed. P. Conty & C.W.H. de Loore (Dordrecht: Kluwer), 475 (1979)

141. Niemela V.S., Garnen R., Morrell N.I., Benitez S.G., in "Wolf-Rayet Phenomena in Massive Stars and Sfcarburst Galaxies", Proceedings IAU Sypm. No.193, K.A. van der Hucht, G. Koenigsbinger & P.R.J. Eenens (eds) (1999)

142. Nugis T., in "Wolf-Rayet stars: Observations, physics, evolution", Proceedings of the Symposium, Cozumel, Mexico, September 18-22, (A82-4812 24-90) Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 127 (1982)

143. Nugis T., in "Luminous Stars and Association in Galaxies", IAU Simp. No 116, preprint (1985)

144. Nugis T., in "Wolf-Rayet Stars in the Framework of Stellar Evolution", Proc. 33rd Liege Int. Astroph. Coll. (Liege: Univ. of Liege) ed. J.-M. Vreux et al. (1996)

145. Nugis T., Crowther P.A., Willis A.J., A&A, 333, 956 (1998)

146. Oskinova L.M., Feklistova T., Kholtygin A.F., Baltic Astronomy, 3, 260 (1995)

147. Oskinova L.M, Brown J.C., Cassinelli J.P, Ignace R., in "Inhomogenious Winds of Hot Stars", ASP Conference Series, в печати, (2001)

148. Oskinova L.M, Ignace R., Cassinelli J.P, Brown J.C., A&A, в печати (2001)

149. Osterbrock D.E., Astrophysics of Gaseous Nebulae and AGN, University Science Books (Mill Valley, CA) (1989)

150. Owocki S.P., Castor J.I., Rybicki G.B., ApJ, 335, 914 (1988)

151. Owocki S.P., Rybicki G.B., ApJ, 284, 337 (1984)

152. Owocki S.P., in IAU Symp. 163, "Wolf-Rayet Stars: Binaries, Colliding, Winds, Evolution", ed. K.A. van der Hucht & P.M. Williams (Dordrecht: Kluwer), 345 (1995)

153. Owocki S.P., Cohen D.H., ApJ, 520, 833 (1999)

154. Panagia N., Maccetto F., A& A, 106, 266 (1982)

155. Pauldrach A., Puls J., Kudritzki R.P.„ A&A, 164, 86 (1986)

156. Poe C.H., Friend D.B., Cassinelli J.P., ApJ, 337, 888 (1989)163. Pogodin M.A., ()

157. Pollok A.M.T., ApJ, 313, 384 (1987)

158. Pollock A.M.T., Haberl F., Corcoran M.F., in "Wolf-Rayet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution", IAU Symp. No. 163, (Dordrecht: Kluwer), 191 (1995)

159. Prinja R.K., Barlow M.J., Howarth I.D, ApJ, 361, 607 (1990)

160. Prinja R.K., Smith L.J., A&A, 266, 377 (1992)

161. Puls J. efc al., A&A, 306, 899 (1996)

162. Raymond J.C., Smith B.W., ApJS, 35, 419 (1997)

163. Robert C., ApJ, 397, 277 (1992)171. dos Santos L.C., Jatenco-Pereira V., Opher R., ApJ, 410, 732 (1993)

164. Savage B.D., Mathis J.S, Ann.Rev.Astron.Astroph., 17, 73 (1979)

165. Schmutz W. et al., A&A, 210, 236 (1989)

166. Schmutz W., in IAU Symp. 143, "Wolf-Rayet Stars and Interrelations with Other Massive Stars in Galaxies", ed. K.A. van der Hucht & B. Hidayat (Dordrecht: Kluwer), 39 (1991)

167. Schmutz W., in "Wolf-Rayet stars: binaries; colliding winds; evolution", Proc. IAU Symp. No. 163, La Biodola; Elba; Italia, May 2-6, 1994. Eds. Karel A. van der Hucht and Peredur M. Williams., (Dordrecht:Kluwer), 127 (1995)

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

169. Seggewiss W., in IAU Symp. No. 67, "Variable Stars and Stellar Evolution", ed. V.E. Sherwood & L.Plant (Dordrecht: Kluwer), 285 (1975)

170. Schaller G., et al., A&AS, 96, 269 (1992)

171. Schutte W.A., van der Hucht et al., A&A, , (1998)

172. Seward, F.D., Forman, W.R., Giaccononi, R., Griffiths, R.E., Harden, F.R., Jr., Jones, C., Pye, J.P., ApJ, 234, L55 (1979)

173. Seward F.D., Chlebowski T., ApJ, 256, 530 (1982)

174. Shulte-Ladbeck R.E. et al., ApJ, 365, L19 (1990)

175. Shulte-Ladbeck R.E. et al., ApJ, 387, 347 (1992)

176. Shulte-Ladbeck R.E., Ap&SS, 221, 347 (1994)

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

178. Smith L.F., Aller A., ApJ, 164, 275 (1971)

179. Smith L.F., Maeder A., A&A, 211, 71 (1990)

180. Springmarai U., A&A, 289, 505 (1994)

181. St.-Louis, N. et al., ApJ, 452, 57 (1995)

182. Stothers, R.B., Chao-wen Chin, ApJ, 468, 842 (1996)

183. Taresch G., Kudritzki R.P., Hurwitz M., Bowyer S., Pauldrach A.W.A., Puis J., et al., A&A, 321, 531 (1997)

184. Torres, A.V., Conti, P.S., ApJ, 280, 181 (1984)

185. Underhill A.B., ApJ, 383, 729 (1991)194. van de Hucht K.A., Cassinelli J.P., Williams P.M, A&A, 168, 111 (1986)

186. Wessolowski U., MPE Report, 263, 75 (1996)

187. Willis A.J., Month. Not. R.A.S., 198, 897 (1982)

188. 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), 265 (1991)

189. Willis A.J., Ap&SS, 237, 145 (1996))

190. Willis A.J., Stevens I.R., 1996, A&A, 310, 577 (1996)

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

192. Woan G., "The Cambridge Handbook of Physics Formulas", Cambridge 'University Press (2000)

193. Wolf C.J.E., Rayet G., Comptes Rendus, 65, 292 (1867)

194. Wood K., Brown J.C., Fox, G.K., A&A, 271, 492 (1993)