Прежде чем перейти к анализу действия ветра на межзвездный газ, остановимся кратко на методах оценки темпа истечения М и скорости ветра К»,. О том, что некоторые звезды теряют вещество, известно уже давно. Еще в 1926 г. Милн предсказал возможность потери, массы из-за ускорения давлением излучения в линиях, а в 1929 г. Биле объяснил специфическую форму линий в спектре Р Cyg и ряда здезд WR (эмиссия с абсорбционной деталью в синем крыле) резонансным рассеянием в истекающей атмосфере. Наблюдения в видимой области спектра выявили истечение вещества в звездах WR, Of и сверхгигантах типа \ Ori, f Pup. Новая эра в исследовании звездного ветра была начата внеатмосферными наблюдениями ультрафиолетовых спектров звезд. Первые же измерения показали, что резонансные линии SilV (1394-1403 А) и CIV (1548-1551 А) в спектрах ряда О-звезд в области Ориона имеют профиль, характерный для PCyg, а скорость истечения, определяемая по синей границе абсорбционной детали, втрое превышает параболическую. Богатый наблюдательный материал - спектры многих десятков звезд ранних спектральных классов — получен с борта орбитальной обсерватории "Коперник" (ОАО-3) и специализированной обсерватории ШЕ (см. обзор'Конти, 1978). Яркие эмиссионные линии: резонансные — SilV, CIV и NV 1240 А, субординатные - OIV 1342 A, OV 1371 A, NIV 1579 А - надежно выявляют характерную форму типа PCyg. По границе абсорбции в профилях этих линий определена скорость звездного ветра v», представленная в табл. 18. Различия индивидуальных оценок, сделанных по разным линиям в спектре одной звезды, не превышают 30-50%. Наблюдательная оценка темпа потери массы М гораздо сложнее. Вообще говоря, интенсивность истечения может быть определена по тем же резонансным линиям из соотношения М = 4тг R*p®v®, (11.1) где p® - плотность и и (Л) — скорость ветра на расстоянии R от центра звезды. Изменение скорости с расстоянием дают наблюдения линий разных элементов, но закон изменения плотности с расстоянием не определяется непосредственно путем наблюдений, а требует задания модели атмосферы звезды, химического состава и степени ионизации,т.е. зависит от большого числ1 плохо известных п?раметров.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «ЗВЕЗДНЫЙ ВЕТЕР» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
