Спектральная классификация звезд типа Вольфа-Райе

Звезды типа Вольфа-Райе

К звездам WR, открытым более ста лет назад (Вольф и Райе, 1867), относят звезды, у которых в спектрах видны яркие линии Не I, Не II, а также дважды, трижды и четырежды ионизованных углерода, азота и кислорода. Ширина этих линий достигает десятков ангстрем, центральные интенсивности иногда в 10-20 раз превосходят интенсивность непрерывного спектра. Общее число звезд WR невелико: имеющиеся списки полны до 12m (vis). Сейчас их известно 127 в Галактике (Смит, 1968а) и 58 в БМО (Вестерлунд и Смит, 1964). Спектральные характеристики звезд WR присущи представителям разных типов звездного населения. «Классические» звезды WR (рассмотрением которых мы ограничимся) ассоциируются со звездами OВ и относятся к предельному населению I типа. Характеристиками WR обладают многие ядра планетарных туманностей, т. е. объекты населения II типа. Яркие линии у них не столь интенсивны, как в предыдущем случае, но могут иметь сравнимую ширину. Спектры, подобные WR, показывают также новые звезды в постнебулярной стадии (Воронцов-Вельяминов, 1931).

По данным Робертса (1958, 1962) не менее половины звезд WR входит в состав рассеянных звездных скоплений, до 40% -- тесные двойные со спутниками OВ, около трети ассоциируется с туманностями; вокруг некоторых обнаружены эллипсоидальные оболочки, обладающие большими массами. Звезды WR концентрируются к плоскости Галактики (Роберте, 1958, 1962); они отсутствуют в направлении на ее антицентр (140°<~l<~220°; см. также Воронцов-Вельяминов, 1948; Стефенсон, 1966; Сим, 1968). Смит (1968d) нашла различную для разных типов степень концентрации к центру Галактики (выводы здесь неуверенны ввиду ненадежности расстояний; см. Рублев, 1970b).

Надежные звездные величины и показатели цвета звезд WR получены Демерсом и Ферни (1964), Файнштейном (1964), Пайпер (1966), а также благодаря изучению звезд WR в Галактике и в БМО при помощи интерференционных фильтров, исключающих области с сильными линиями (Вестерлунд и Смит, 1964; Вестерлунд, 1966;Смит, 1968а, с, d).

У звезд WR резко выражены спектральные особенности, присущие ряду нестационарных объектов (ядрам туманностей, новым, звездам типа Р Лебедя и Of). Завершенной теории здесь до сих пор нет. Гипотеза об истечении вещества (Билс, 1929; 1944) естественно объясняет эффектом Доплера многие особенности спектров WR, однако она недостаточно разработана в деталях. По мысли Билса, быстро расширяющаяся (истекающая) атмосфера подобна небольшой планетарной туманности, в которой основным процессом является флуоресцентная переработка высокочастотного излучения горячей звезды («ядра»). Эта концепция по-разному развивалась в исследованиях Козырева (1934), Чандрасекхара (1934, 1935), Амбарцумяна (1933а) и, в особенности, Соболева (1947), разработавшего общую теорию лучевого равновесия для расширяющейся газовой среды (конкретизацию такой теории дал Кастор, 1970а). Критика гипотезы Билса (О. Вилсон, 1942; Аллер, 1943; Пласкетт, 1947; Томас, 1949; Мюнч, 1950) была недостаточно конструктивной и оперировала, в основном, данными наблюдений двойных систем, где нелегко освободить явление WR от добавочных эффектов, обусловленных тесной двойственностью. Для объяснения природы звезд WR предлагался ряд других идей. Мюнч (1950) сосредоточил внимание на электронном рассеянии, способном расширять первоначально резкие эмиссионные линии; при его учете тип стратификации в атмосферах WR, по мнению Мюнча, может быть противоположным тому, который следует из гипотезы Билса (т. е. линии ионов с низкими потенциалами, обладающие наибольшей шириной, могут возникать в наиболее глубоких слоях). Томас (1949) указал на вероятную аналогию протяженной атмосферы звезды WR солнечной хромосфере, возможность ее нетеплового нагрева до очень высокой, растущей наружу электронной температуры и, в связи с этим, на определяющую роль ударов при возбуждении ярких линий. Код и Блесс (1964) допустили, что коллизионное возбуждение и ионизация могут осуществляться тяжелыми частицами в потоках массы, принимающих участие в хаотическом движении (подобно мощным протуберанцам).

Концепцию истекающей атмосферы со «сверхтермическим» механизмом возбуждения (Te > Trad) разрабатывали Кастор и Ван Блерком (1970). Брюс (1962) допустил существование в атмосфере стационарного электрического разрядного канала, вдоль которого газ ускоряется градиентом давления, вызванным убывающим наружу пинчэффектом; внутри подобного «магнитного сопла» поддерживается прямая стратификация ионов. Лимбер (1964 а, b) объяснял особенности спектров WR выбросом вещества в экваториальной плоскости, благодаря действию механизма «форсированной ротационной неустойчивости» при гравитационном сжатии быстро вращающейся звезды. Наконец, недавно явление WR объяснялось дисковой аккрецией (и последующим выбросом) вещества на коллапсар в тесной двойной системе при интенсивной «переброске» массы со второй звезды (Сюняев и Шакура, 1972). Разнообразие существующих концепций связано с недостатком (либо отсутствием) сведений о ряде фундаментальных параметров; это затрудняет их проверку. С другой стороны, в случае звезд WR наблюдательный материал осваивается далеко не полностью; здесь, как правило, механически используются методы, развитые для обычных (стационарных) звезд либо для газовых туманностей, т. е., по сути, двух предельных случаев. Промежуточный случай звезд WR -- объектов с оболочками малого радиуса -- требует модификации традиционных приемов исследования.

Спектральная классификация

По виду спектров звезды WR делят на углеродные (WC) и азотные (WN). У первых преобладают яркие линии С II -- С IV и О II -- О V, у вторых -- линии N III -- N V; общей является эмиссия Не I и Не II. Резкой границы здесь нет: известны звезды WN-C (Смит, 1968а); слабые линии азота присутствуют в спектрах WC, линии С III, О IV, О V -- в спектрах WN. Есть также звезды, вообще не показывающие линий углеродных, кислородных и азотных ионов (например, у HD 6327 видна лишь эмиссия Не II). До недавнего времени была общепринятой классификация Билса (1938; о более ранних см. Воронцов-Вельяминов, 1948). Она определяла две последовательности, идущие, в смысле общего уровня возбужденности спектров, примерно параллельно друг другу. У звезд WN (WN 5 -- 8) основным критерием классификации является отношение 5875 Не I/ 5411 Не II; у звезд WC (WC 6-8) существенным дополнительным признаком служит ширина ярких полос (о деталях см. Воронцов-Вельяминов, 1948). Классификация Билса не вполне удовлетворительна для азотных звезд. Хилтнер и Шилд (1966) предложили новую классификацию, главной особенностью которой является введение двух параллельных последовательностей WN. Звезды WN-A имеют сравнительно узкие линии, сильный континуум и часто показывают линии поглощения, характерные для классов О -- В. Многие из них известны как спектрально-двойные. Для звезд WN-B характерны широкие и сильные эмиссионные линии; двойные среди них встречаются редко. Интервал ионизационных потенциалов в спектре WN-B шире, чем в спектре WN-A, но для последовательности в целом он уже (т. е. число подклассов WN-B меньше). Для звезд WC классификация осталась той же, что у Билса (добавлены лишь подклассы WC 5 и WC 9). Здесь, по сути развита старая гарвардская система, различавшая типы Оа (теперь WC), Ob (теперь WN-B) и Ос (WN-A: отличаются от звезд Оb меньшей шириной полос). Система Хилтнера и Шилда зафиксирована стандартными звездами (даны фотографии их спектров).

Заметим, что все звезды WC, включая и компоненты двойных, образуют, по-видимому, физически однородную группу; это характерно и для звезд WN-B. Звезды же WN-A (т. е., в основном, WN -- компоненты двойных) образуют, вероятно, особую группу, обладающую какими-то физическими отличиями от предыдущих. Классификация Смит (1968а) в группе WN (WN 3-8) опирается на относительные интенсивности линий азота; для звезд WC (WC 5-9) принципы остались теми же, что у Билса. Звезды, у которых наблюдался добавочный спектр поглощения раннего типа, а также все звезды с ослабленными (по отношению к континууму) яркими линиями, считались двойными (WR + OВ). Фотометрическая классификация Смит (1968с) основана на показателях цвета в шестицветной узкополосной системе; всего ею классифицировано 107 галактических звезд WR. Дана таблица, в которой практически всем типам WN-A соответствуют типы WN + OВ; в целом системы коррелируют довольно плохо (треть опорных звезд WN Хилтнера и Шилда редуцируется неудовлетворительно).

Абсолютные звездные величины

Среднюю абсолютную звездную величину звезд WR в Галактике впервые оценил Фаас (1928), сравнив видимые величины звезд WR и соседних звезд О. Оказалось, что первые на lm,1 слабее. Пользуясь сходным методом, Роман (1951) по девяти звездам WR в Лебеде нашла MV (WR) ~ - 4,m9. Эти ранние результаты близки к современным. Позднейшие исследования приводили к более низким светимостям; их сводку дал Ондерличка (1958), получивший MV (WR) ~ -3,m5±.2,m0. Индивидуальные абсолютные величины MV 18 галактических звезд WR найдены модифицированным методом кальциевых параллаксов (Рублев, 1963; 1965; 1970а). Применялись средние эмпирические зависимости между интенсивностями межзвездных линий и видимым модулем расстояния (тV -- MV) (а не расстоянием d); MV для исследуемой звезды получалась сразу же (пространственное поглощение здесь учитывается автоматически). Для гамма2 Парусов (HD 68273) модуль оценен по гамма1Парусов, В2 IV, тV = 4,m3 MV (В 2 IV) = --3,m7 (Копылов, 1958а). При разделении пары учтено отношение яркостей непрерывных спектров компонентов (Башек и Шольц, 1971). Внизу таблицы приведены оценки, основанные на данных Грахама (1965) и Смит (1968с).

Получены также светимости звезд WR в БМО (Вестерлунд и Смит, 1964; Смит, 1968с); их средние значения приводятся в таблице 5. На рис. 16 показана зависимость величин MV звезд WN Галактики и БМО от спектра (в системе Хилтпера и Шилда; Мv -- узкополосные величины). Светимости коррелируют со спектральным классом, причем существенных различий между типами WN-A и WN-B нет. Для наблюдаемой «смеси» одиночных и двойных звезд корреляция, как кажется, является даже более тесной, чем для одиночных звезд WN и WN-компонентов двойных (ср. рис. 16, а и б); в первом случае дисперсия зависимости Sp--MV примерно такая же, как у звезд O5 -- В2 V (+-0,m5--0,m7). У звезд WC подобной корреляции нет.

Все результаты сведены в табл. 6 (для класса WN брались средние по зависиостям рис. 16, а--в), из которой следует: а) Галактика и БМО отличаются по составу звезд WR; в БМО представлены лишь классы WN5 и WN7-8, а также WC5; многочисленные в Галактике звезды WN6 и WC6-8 в БМО отсутствуют. б) Звезды WR Галактики и БМО -- однотипные объекты; различия в светимостях незначительны (галактические звезды WN в среднем, возможно, чуть слабее, а звезды WC -- ярче, чем в БМО). Индивидуальные определения расстояний имеются, вообще говоря, лишь для девяти звезд WR в Лебеде (Рублев, 1963, 1965а); необходимые избытки цвета получены из средних зависимостей «Е -- (т--M)», построенных по соседним (<~0°,2---1°,0) звездам О--В (прямые определения затруднены тем, что для звезд WR неизвестны нормальные показатели цвета). Результаты приводятся в табл. 7 (включены также расстояния d, полученные Смит). Звезды WR, близкие по положению на небе, уверенно отождествляются с известными пространственными группировками (табл. 8; обозначения группировок -- по Копылову, 1958в).

Недавно Смит (1968с), опираясь на результаты по БМО, построила шкалу средних величин Mv и собственных цветов (b--v)0 одиночных звезд WR, а затем определила светимости и расстояния примерно сотни объектов этого типа в Галактике (Смит, 1968d). В качестве индивидуальной светимости галактической звезды бралось либо среднее для соответствующего подкласса в БМО (одиночные звезды), либо сумма таких средних для компонентов WR и 0В (двойные; двойственность часто постулировалась лишь по фотометрическим признакам). Аналогично получены собственные цвета, которые использовались при оценках избытков цвета и расстояний галактических звезд (табл. 7). Так как дисперсия светимостей велика (рис. 16 и табл. 7), то найденные описанным способом величины одиночных звезд WR Галактики могут отклоняться от истинных на 0,m5-1,m0; сказанное справедливо и в отношении расстояний. Средние светимости одиночных и двойных звезд WR различаются мало; синтезируя светимость двойной из средних светимостей одиночных звезд WR и О, мы в большинстве случаев преувеличиваем результат. Отдельные звезды, которые Смит считает двойными, таковыми вряд ли являются; их светимости и расстояния получаются преувеличенными. Результаты обсуждаемого исследования требуют пересмотра (Рублев, 1970b). К сходному выводу пришел Крэмптон (1971а, b), оценивавший расстояния звезд WR, ассоциированных с областями Н II.

Непрерывные спектры

Спектры типа WR в видимой области заполнены яркими линиями; перекрываясь, они образуют бленды, затрудняющие обозначение континуума. В красной и инфракрасной областях у звезд WC эмиссионных бленд также очень много; в спектрах WN их меньше (см. Андрийа, 1957b; Кухи, 1966b). Все это наряду с трудностями учета межзвездного покраснения осложняло решение вопроса об истинном распределении энергии в континуумах звезд WR. Оценки их спектрофотометрических температур приводили к противоречивым значениям (для фотографического интервала от 8 до 30 тыс. градусов; см. Воронцов-Вельяминов, 1945, 1958; Петри, 1947; Андрийа, 1957b; Долидзе, 1958). Результаты критического анализа этих определений даны в табл. 9 (Рублев, 1963, 1965а, 1972b). Градиенты (фи) редуцированы к некоторой «средней манере» обозначения континуума и усреднены; поправки дельта фи за покраснение соответствуют Е1 табл. 7; у двойных с известными относительными яркостями континуумов их компонент (HD 193576, 193793) суммарные градиенты разделялись. В последнем столбце табл. 9 даны температуры T0,43, заново полученные из материалов Кухи (см. далее). В согласии с ранней оценкой Воронцова-Вельяминова (1945), для одиночных звезд WR и двойных со слабыми спутниками получается T0,43 = 18000+- 2500?К, что соответствует звездам В8-- 9. Если в показатели (В--V)o табл. 7 ввести поправки за влияние ярких полос (Пайпер, 1966), то для одиночных звезд WR будет В -- V ~ -- 0,m09, что соответствует спектральному классу В8.

Кухи (1966а) исследовал для звезд WR распределение энергии в области 3200--11000 А при помощи скапнера; измерения велись в участках, свободных от сильных эмиссионных линий, с полосой =~40--70 А. Межзвездное покраснение находилось по двуцветной узкополосной диаграмме путем перехода вдоль линий покраснения к кривой непокрасненных звезд OВ V. Оказалось, что цветовые температуры звезд WR сильно меняются с длиной волны: от очень высоких при = 0,35 мк до сравнительно низких при = 0,95 мк. Качественно это согласуется с ранними результатами Андрийа (1957b); в целом же значения Тc получились в 2--3 раза выше, чем у ранних авторов. Выявилось удовлетворительное совпадение континуумов звезд WR и моделей класса О в видимой части спектра; в ИК- и УФ-областях обнаружились избытки энергии (см. также Кухи, 1968b). Подтвердилось, что у звезд WR отсутствует бальмеровский скачок. Был сделан вывод о том, что фотосферы здесь подобны фотосферам звезд О, и что эффективные температуры звезд WR должны быть порядка 40--50 тыс. градусов. Отличие этих результатов от более ранних связано с некорректностью методики учета межзвездного покраснения, использованной Кухи (см. Рублев, 1970а, 1972Ь). Оценивая избытки цвета звезд WR по двуцветной диаграмме звезд О, Кухи, по сути, допускал, что у тех и других в видимой области собственные цветовые характеристики одинаковы; примерное совпадение их континуумов было задано самой методикой, предрешавшей вопрос о цветовых температурах. Вместе с межзвездным здесь снималось собственное покраснение, обусловленное оболочками звезд WR. За единственным исключением (HD 193576; судя по всему, в 1962--64 гг. у звезды изменилась мощность оболочки -- см. Гусейнзаде, 1965а, b), они в среднем хорошо согласуются с первоначальными оценками.

Смит и Кухи (1970) также нашли, что поправки за покраснение требуют пересмотра. В переисправленные континуумы галактических звезд ими было внесено дополнительно среднее собственное покраснение дельтаEB-V= 0,16 (см. табл. 3 цитированной работы); это привело к результатам, верным в с р е д н е м, но не дало правильного распределения энергии в континуумах отдельных звезд (см. Рублев, 1972b). В далеком ультрафиолете, в интервале 1050-- 3000 А, из звезд WR наблюдалась лишь гамма2 Парусов, 07 + WC8 (Стечер и Миллиган, 1962; А. Смит, 1967; Каррузерс, 1968, 1970; Мортон и др., 1969; Стечер, 1970;см. также Вилсон, 1970). Непрерывный спектр в районе La (1100 -- 1300 А) сходен со спектром дзета Кормы, О5f;в обоих случаях он здесь менее ярок, чем предсказывают модели атмосфер.

В последнее время при анализе излучения звезд WR часто применяется метод моделей; при помощи моделей равновесных атмосфер делались оценки эффективных температур. Неприемлемость такого подхода очевидна: атмосферы WR отличаются как большой геометрической протяженностью, требующей учета кривизны слоев, так и значительными отклонениями от условий локального термодинамического равновесия. Исследования в этой области были начаты Козыревым (1934) и Чандрасекхаром (1934, 1935), которые рассмотрели «серую» протяженную модель. Аналогичные «несерые» модели изучались Буславским (1962); непрерывное поглощение считалось чисто водородным. Недавно сходные расчеты для протяженных атмосфер сложного химического состава произвел Касинелли (1971а, b); качественно результаты оказались такими же, как у Буславского: выходящее излучение претерпевает сильные абсорбционные скачки в далеком ультрафиолете и обратные (т. е. эмиссионные) скачки в ближнем ультрафиолете и в видимой области. Как в серой модели, при продвижении в инфракрасную область цветовые температуры понижаются, однако удовлетворительно согласовать их с наблюдениями не удается. По-видимому, любые модели, не учитывающие отклонений от ЛТР в протяженных атмосферах, окажутся для звезд WR неудовлетворительными. Более или менее адекватная картина возможна здесь лишь для излучения, входящего в атмосферу через ее нижнюю границу (при тау>~1 отклонения от ЛТР не столь велики).

Попытки интерпретировать спектры WR при помощи плоской атмосферной модели опираются на простейшее допущение о том, что здесь на непрерывное излучение обычной звезды О накладывается линейчатый эмиссионный спектр, возникающий во внешней прозрачной оболочке (схема Андерхилл, 1957а, 1968). Эта оболочка должна посылать также непрерывное излучение, возникающее при свободносвободных переходах и рекомбинациях. Мощность его может быть большой. Распределение энергии в суммарном континууме звезды и горячего газа отличается от распределения, возникающего в звездной фотосфере. Как показал Соболев (1947), при электронной температуре газа Те его цветовая температура Tл(env)~Te х [1 + (2Teх 10-4)хЛ]-l. Для любой Те и Л~ 0,5 мк ТЛ< ~ 104; это значение заметно уменьшается с ростом К. Комбинируя такой «низкотемпературный» континуум с излучением фотосферы, можно для заданного спектрального интервала получить распределение энергии, наблюдающееся у звезды WR. В случае оболочки, прозрачной в интервале (Л1, Л2) и характеризующейся средней электронной температурой Те, и «ядра», у которого континуум в том же интервале поддается планковской аппроксимации при температуре T* получается следующее (Рублев, 1972b). Реализация распределения энергии, наблюдаемого в области (Л1, Л2) возможна лишь при определенном соотношении между температурами Те и Т*: Те = F (T*, Л1, Л2,T1,T2) (T1 и T2 -- известные из наблюдений цветовые температуры в длинах волн Л1 и Л2).

В случае одиночных звезд, а также двойных со слабыми спутниками относительно позднего класса, получается Те < T* (независимо от механизма нагрева). Вывод о том, что у звезд WR электронные температуры в оболочках ниже цветовых температур фотосфер, ставит под сомнение адекватность «сверхтермических» схем и моделей, которые требуют величин Те существенно больших, чем Trad (см., например, Томас, 1949, 1968; Кастор и Ван Блерком, 1970).

Очень интересны первые результаты инфракрасной фотометрии звезд WR (Аллен и др., 1972). Измерения величин Н (Л = 1,5 -- 1,75 мк; Л= 1,6 мк) и К (Л = 2,0 -- 2,4 мк; Л= 2,2 мк) после приближенного учета межзвездного покраснения показали, что у всех звезд WR имеются большие инфракрасные избытки излучения. Для класса WN они меньше, чем для WC, а у звезд WC9 исключительно велики. Избытки у звезд WN и HWC5-8 могут быть одинаково хорошо объяснены «свободно-свободным» и «свободно-связанным» излучением горячей ионизованной оболочки или (и) присутствием оптически тонкого излучающего пылевого слоя с температурой Т ~ 1500° К; у звезд WC9 они могут быть, по-видимому, лучше всего объяснены тепловым излучением околозвездной пыли при Т~ 950 -- 1200° К. Пылинки, вероятно, конденсируются из вещества, выбрасываемого звездами WR и включающими, возможно, богатые углеродом частицы.