Звезда Вольфа — Райе: различия между версиями

[[Спектроскопия|Спектроскопические]] данные свидетельствуют о том, что из звёзд Вольфа — Райе происходит мощное истечение вещества. Ширины [[эмиссия|эмиссионных]] линий соответствуют скоростям истечения 1000—2000 км/с{{нет АИ|19|03|2013}}, что для известных средних характеристик этих звёзд превышает [[Вторая космическая скорость|параболическую скорость]] (то есть звезда теряет вещество). Некоторые эмиссионные линии имеют [[абсорбция|абсорбционные]] компоненты с коротковолновой стороны, что свидетельствует в пользу модели радиального истечения вещества. Скорость потери массы звёзд Вольфа — Райе, оцениваемая из анализа спектроскопических данных, составляет <math>10^{-4} -10^{-6} \mathfrak{M}_\odot</math>в год. Эта оценка сильно зависит от принятой модели истечения (ускоренное, замедленное) и от локализации областей формирования эмиссионных линий в протяжённой атмосфере. Анализ изменения периода двойной системы [[V 444 Cyg]] со звездой Вольфа — Райе WN5 дал возможность прямо оценить скорость потери массы. Она оказалась равной <math>\left( 1,1 \pm 0,2 \right) \cdot 10^{-5} \mathfrak{M}_\odot</math>в год{{нет АИ|19|03|2013}}.

Для выяснения механизма возбуждения эмиссионного линейчатого [[спектр]]а является важным определение [[электронная температура|электронной температуры]] Т_е в протяжённых атмосферах звёзд Вольфа — Райе. Поскольку в протяжённой атмосфере отсутствует локальное [[термодинамическое равновесие]], [[кинетическая температура]] электронов может сильно отличаться от температуры выходящего излучения. Значение [[электронная температура|электронной температуры]] Т_е, полученное из анализа затмений в ИК-диапазоне спектра в двойной системе V 444Cyg, оказалось сравнительно низким (T_e > 50 000 К) и убывает с высотой в протяжённой атмосфере. Это вместе с высокой температурой ядра (более <math>9 \cdot 10^4</math> К) является веским аргументом в пользу [[рекомбинация|рекомбинационного]] механизма возбуждения эмиссионных линий{{нет АИ|19|03|2013}}.