Пролить свет на вопросы, поставленные в предыдущем параграфе,
могут исследования сходных образований вокруг других источников
сильного звездного ветра, и прежде всего вокруг звезд Of, темп истечения
которых близок к темпу истечения звезд WR. Звезды Of — горячие массивные
О-звезды, в спектре которых наряду с абсорбционными наблюдаются яркие
широкие эмиссионные линии Hell (4686 А), N111 (4634-40-41 А) и более
слабые: Hg, CHI (5694 А) и др. Некоторые линии поглощения слабы или
отсутствуют в результате влияния эмиссии; эмиссионные линии часто
характеризуются профилями типа Р Cyg.
Звезды Of теряют вещество так же интенсивно, как звезды WR: M =
= 10~s-10~6 ЛГэ/год, у» = (2-3) • 103 км • с"1 (см. табл. 18 и данные
Барлоу, Коуэна, 1977; Андриесс, 1980). Но в отличие от звезд WR звезды
Of еще сохранили внешнюю водородную оболочку; масса, определяемая
по звездам Of в составе двойных, систем, достигает ~60Л/© (Конти, 1979).
Возможно, звезды Of являются предшественниками звезд Вольфа-Райе,
во всяком случае звезд поздних классов WN7-9 (Конти, 1979; Виллис,
19826; Моффет Сеггевисс, 1979а, б; Медер, 1982, 1983), Звезды WN7-9
отличаются от WC и ранних WN и близки к Of по ряду признаков. Они
характеризуются более высокой светимостью и эффективной температурой,
более узкими линиями в спектре и, что особенно важно, более высоким
содержанием водорода в атмосфере, чем звезды ранних классов азотной
последовательности. Звезды WN7—9 встречаются в наиболее молодых
звездных скоплениях. По диаграмме Герцшпрунга-Рессела
соответствующих скоплений найден возраст 3 ■ 106 лет для WN7—9 и 5 • 106 лет для
WN — ранних (Моффет и Сеггевисс, 1979в). По перечисленным параметрам
звезды WN 7—9 более похожи на звезды Of, чем на звезды Вольфа — Райе
ранних классов. Практически единственное различие между ними — более
узкие эмиссионные линии в.спектрах Of, что говорит о более мощной
истекающей атмосфере звезд WN 7-9. Все перечисленные свойства могут быть
объяснены в предположении, что звезды WN7-9 образуются в процессе
потери массы из массивных звезд Of (Мнлч « 50 М9). О том, тянется ли
эволюционная цепочка дальше, т.е. превращаются ли звезды WN7-9 в
звезды WN ранних классов и по мере дальнейшей потери массы в WC,
существуют разные мнения. Не исключено, что звезды WN 3-6 имеют
предшественниками менее массивные звезды сМиач &30М®.
Для выяснения эволюционного статуса звезд Of также интересно
проверить, существуют ли вокруг них оболочечные туманности, и если
существуют, то какова их природа.
Автор обратился к проблеме поиска и исследования кольцевых
туманностей вокруг звезд Of в 1982 г. (см. Лозинская и Ломовский, 1982;
Лозинская, 1982; Лозинская и др., 1983).
Несколько туманностей с кольцевой морфологией, возбуждаемых
звездами Of, были известны уже давно, но нас интересовал вопрос: существует
ли единый класс таких образований, многочислен ли он, все ли звезды Of
связаны с кольцевыми туманностями?
Полный список звезд Of, О (f), составленный на базе имеющихся
каталогов галактических звезд с известными спектральными характеристиками,
236
Таблица 25
Звезды Of с диффузными и кольцевыми туманностями
Класс светимости
Число звезд Of
Число звезд Of,
связанных с
областью НИ
Число звезд Of,
связанных с
кольцевой
туманностью (в
том числе)
V
12
11
90%
3
25%
III
8
6
75%
4
50%
I + II
9
7
80%
5
55%
Суммарно
29
23
79%
12
41%
содержит 108 объектов. Поскольку спектральные признаки, лежащие в
основе идентификации звезд Of, могут быть "временными", мы учитывали
звезды, классифицированные как Of хотя бы в одном из каталогов.
Окрестности звезд в области 5 > —43° были просмотрены на картах Паломарс-
кого атласа и на "глубоких" фотографиях атласа Паркера и др. (1979).
Использование "глубоких" фотографий, во-первых, позволяет выделить
слабые туманности, с мерой эмиссии ME > 20 см"6 • пк, и, во-вторых,
облегчает выявление кольцевой морфологии самых ярких
туманностей на фотографиях в линиях [ОН], [ОШ] и [SII] в дополнение к
a
Результаты поиска таковы. Эмиссия или сильное поглощение,
препятствующие выявлению туманности, наблюдаются в окрестности более чем
95 % просмотренных звезд. Без исследования кинематически трудно
установить физическую связь выявленных слабых областей НИ со звездами.
Но можно утверждать, что не более 3—5% звезд Of, находящихся в объеме,
для которого выборка звезд и туманностей полна (см. ниже), не
обнаруживают слабой эмиссионной туманности, во всяком случае на луче зрения.
Из сотни просмотренных звезд Of 46 являются возбуждающими
звездами в 42 областях НИ, в том числе вокруг 13 звезд наблюдаются кольцевые
туманности. Чтобы понять, много это или мало в свете того, что звезды
Of, во-первых, ионизуют газ, во-вторых, ветер сгребает его, и, в-третьих,
возможен "мгновенный" сброс вещества, рассмотрим область, свободную
от эффектов наблюдательной селекции. Подсчет интегрального числа звезд
ярче данной величины показал, что список звезд Of полон до mv = 8т,т.е.
до расстояния 1,5-2,5 кпк пркМу= -5т -г-6т. Предельное поглощение,
не препятствующее обнаружению кольцевой туманности, соответствует
Av=2,5m, если считать, что оболочки вокруг Of и WR идентичны
(см. § 14). Ви переглядаєте статтю (реферат): «ТУМАННОСТИ, СВЯЗАННЫЕ СО ЗВЕЗДАМИ» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
|
