Движущиеся оболочки звезд
<< 1.5 Сравнение с наблюдениями | Оглавление | 2.1 Нижняя граница атмосферы >>
Глава II. Звезды ранних классов с яркими линиями
В настоящей главе рассматриваются атмосферы звезд типов Вольфа-Райе, Р Cygni и Be. В спектрах этих звезд, как известно, наблюдаются яркие линии водорода, гелия, ионизованного гелия и других атомов с очень высоким потенциалом ионизации. В спектрах звезд типов WR и Р Cygni яркие линии имеют, как правило, темных спутников с фиолетовой стороны, а в спектрах звезд типа Be яркие линии накладываются на широкие абсорбционные полосы. Согласно общепринятому взгляду, из рассматриваемых звезд происходит мощное истечение материи, приводящее к образованию весьма протяженных атмосфер. В этих атмосферах в результате фотоионизаций и рекомбинаций и возникают наблюдаемые яркие линии. Судя по ширине ярких линий (точнее говоря, полос), скорость истечения материи из звезд типа: WR порядка 1000 км/сек, а из звезд типа Р Суgni - порядка 100 км/сек. Для объяснения особенностей контуров линий в спектрах звезд типа Be предполагается, что эти звезды, находятся в состоянии очень быстрого вращения (со скоростями порядка нескольких сот километров в 1 сек.).
Обычно считается, что темные линии возникают в очень, тонком обращающем слое, а яркие линии - в протяженной прозрачной оболочке, лежащей над обращающим слоем. Более приемлемым, однако, является другой взгляд, согласно которому как темные, так и яркие линии возникают в одной и той же протяженной непрозрачной (для излучения в линиях) оболочке. Мы будем придерживаться этого второго взгляда и в этой главе применим к протяженным атмосферам звезд ранних классов результаты, полученные нами выше.
В предыдущей главе был рассмотрен вопрос о возбуждении атомов в движущейся среде и об интенсивностях ярких линий, излучаемых этой средой. При этом предполагалось, что плотность материи, плотность ионизирующего излучения и градиент скорости не меняются в среде. В реальных же оболочках звезд все эти величины меняются в зависимости от расстояния от центра звезды. Мы применим, однако, наши формулы к реальным оболочкам, считая, что они годны - с соответствующим изменением параметров - для каждого места в отдельности. Основанием для этого служит то обстоятельство, что в движущейся оболочке световые кванты, излученные, в спектральных линиях после ионизации и рекомбинации, претерпев сравнительно небольшое число рассеяний, происходящих в малой области, уйдут из оболочки, вследствие эффекта Допплера. А в этой малой области могут считаться выполненными условия, указанные выше (см. об этом подробнее главу IV). В этой главе обсуждаются следующие вопросы. В § 1 определяется нижняя граница атмосферы и находятся некоторые величины, характеризующие атмосферу в целом. В § 2 выясняется, как меняются с расстоянием от центра звезды степень возбуждения и количество энергии, излучаемой в спектральных линиях. В последнем параграфе обсуждается вопрос о контурах спектральных линий, образованных движущимися атмосферами.<< 1.5 Сравнение с наблюдениями | Оглавление | 2.1 Нижняя граница атмосферы >>
|
Публикации с ключевыми словами:
оболочки звезд - перенос излучения
Публикации со словами: оболочки звезд - перенос излучения | |
|
См. также:
| |
