Двухфазные ветры в двойных системах тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Абрамова, Оксана Викторовна

• Абрамова, Оксана Викторовна
• кандидат физико-математических наук
• 2004

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Абрамова, Оксана Викторовна

Введение

1 Общая картина взаимодействия двухкомпонентных ветров

2 Формирование спектра излучения за фронтом ударной волны

2.1 Расчёт высвечивания ударной волны с учётом электронной теплопроводности и обменом энергией между ионами и электронами.

2.1.1 Стационарные уравнения движения полностью ионизованного водорода с учётом электронной теплопроводности и обмена энергией между ионами и электронами

2.1.2 Формирование спектра излучения.

2.2 Влияние фотоионизации на излучение ударных волн в резонансных переходах ионов FeXXV и FeXXVI при столкновении быстрых околозвёздных потоков.

2.2.1 Постановка задачи.

2.2.2 Формирование спектра ионизующего излучения

2.2.3 Излучение в резонансных линиях ионов железа

2.2.4 Обсуждение результатов и приложение к объекту SS

3 Модель излучения WR140 в рентгеновском диапазоне

3.1 Наблюдения WR140 в рентгеновском диапазоне и столкновение звёздных ветров.

3.2 Модель столкновения разреженных компонентов.

3.2.1 Характерные времена задачи и сила Кориолиса

3.3 Рентгеновская кривая блеска при столкновении разреженных компонентов.

3.4 Столкновения облаков.

3.4.1 Критерий высвечивания.

3.4.2 Параметры облаков: масса и светимость одного облака, вероятность столкновения и частота соударения облаков.

3.5 Кривая блеска в рентгеновском диапазоне.

4 Сценарий образования пыли в WR—компоненте системы

4.1 Данные наблюдений и основные представления.

4.1.1 Состав пылинок из данных наблюдений.

4.1.2 Физические условия в области образования пыли

4.1.3 Размер и температура пылинок.

4.1.4 Существующие представления об образовании пыли

4.2 Объяснение формирования пыли в модели столкновения облаков.

4.2.1 Верхняя оценка массы пыли

4.2.2 Состояние ионизации облаков.

4.2.3 Рекомбинация углерода.

4.2.4 Образование пыли и её "выживание" в поле излучения звезды.

4.2.5 Стадия нагрева пыли

4.3 Дискуссия.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Двухфазные ветры в двойных системах»

Общие сведения об объектах исследования

В настоящей работе на примере конкретной WR+О двойной системы HD 193793 (WR140) рассматривается проблема взаимодействия двухфазных звёздных ветров, а также наблюдательные проявления этого взаимодействия. Здесь и далее мы называем двухфазным (или клочковатым) звёздный ветер, который состоит из разреженной и плотной фазы — облаков, то есть ветер, в котором присутствуют одновременно и плотные облака, и разреженная среда. В начале, чтобы иметь представление о рассматриваемых объектах, дадим краткую характеристику звёздам WR и WR+0 двойным системам.

Звёзды Вольфа-Райе (WR) [1], были открыты французскими учёными Ш. Вольфом и Ж. Райе в 1867 году. Это горячие звёзды очень высокой светимости, для которых характерны яркие и широкие спектральные линии водорода, нейтрального и ионизованного гелия, азота, углерода и кислорода в разных стадиях ионизации. В спектрах этих звёзд одновременно присутствуют мощный сравнительно низкотемпературный непрерывный спектр и линии атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) потенциалами ионизации. Эти особенности спектров звёзд Вольфа-Райе связаны с наличием горячего ядра и протяжённых атмосфер, которые расширяются со скоростями порядка 1000 км/с.

Звёзды типа Вольфа-Райе образуют две последовательности [2]: азотную WN, в которой сильны линии азота, и углеродную WC, в которой преобладают линии углерода и кислорода. У звёзд обеих последовательностей присутствуют в спектрах линии водорода и гелия, но линии водорода слабы и его мало. Отношение числа WC звёзд к полному числу звёзд WR в Галактике в среднем равно 50%, причём к центру Галактики WC звёзд больше 50%, а на периферии меньше [3]. Заметное количество звёзд Вольфа-Райе входит в состав двойных систем, ОВ-компоненты наблюдаются приблизительно у 43% звёзд WR [4].

Тот факт, что пространственное распределение WR звёзд похоже на распределение массивных О-звёзд с массами, большими 40 М© [5], а также то, что они сильно концентрируются к плоскости галактики и показывают связь с рассеянными скоплениями, областями Н II и ОВ ассоциациями [6], свидетельствует о том, что WR звёзды являются молодыми объектами. В настоящее время считается, что WR звёзды -это конечная стадия эволюции массивных 0-звёзд [7]. В звёзды Вольфа-Райе на стадии горения гелия превращаются массивные звёзды, которые потеряли водородную оболочку в ходе предшествовавшей эволюции. Согласно [8], звёздами WR становятся либо компоненты тесных двойных систем с исходными массами, превышающими 20 М© (в таких системах к потере водородной оболочки приводит обмен веществом между компонентами), либо одиночные звёзды или компоненты широких пар с массами, большими 40-50 М©, для которых характерен интенсивный звёздный ветер. Тесные двойные звёзды порождают порядка 70% всех звёзд WR, а одиночные звёзды и широкие пары - порядка 30%.

Параметры одиночных звёзд Вольфа-Райе

Эффективные температуры (Те//) и светимости (L). Вопрос о температурах звёзд Вольфа-Райе достаточно важен, так как знание эффективной температуры и светимости звезды определяет её положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, что является хорошей предпосылкой для проверки различных эволюционных сценариев, и, несомненно, сложен: к рассматриваемым нами объектам не применимы простые, разработанные для нормальных звёзд и туманностей методы анализа. Именно поэтому в литературе до сих пор можно встретить для одной и той же звезды сильно различающиеся значения температуры, хотя распределение энергии в непрерывном спектре для многих WR звёзд хорошо известно в широком диапазоне длин волн.

Анализ последних теоретических работ [7] показывает, что типичные эффективные температуры WN звёзд лежат в диапазоне 30 000-90 000 К, a lg(L/Lq) - в диапазоне 5,5-5,9. Для WC звёзд диапазон Те// составляет 50000-100000 К, светимостей - 4,7-5,6. Учёт клочковатости звёздного ветра (см., например, [9]) не оказывает заметного влияния на получающиеся значения Те// и L/Lq.

Массы (М). Согласно [10], оценки масс WR звёзд ио двойным звёздам дают значения от 5 до 48 М©. Среднее значение составляет 15,6-18,4 М©. Хорошо согласуется с современными эволюционными сценариями для WR звёзд тот факт, что массы WC звёзд в среднем меньше, чем массы WN звёзд. Так, массы WN звёзд лежат в диапазоне от 8 до 48 Mq, диапазон их средних значений — 17,5-22,5 М©. Массы WC звёзд лежат в диапазоне от 5 до 27 М©, и среднее значение для них составляет 13,4 М©.

Темп потери массы (М). Из Вольфа-Райе звёзд происходит мощное истечение вещества. Оценки скорости потери массы зависят от модели и химического состава расширяющейся оболочки звезды [11]. Ширины эмиссионных линий соответствуют скоростям порядка 10002000 км/с, что в рамках модели однородного звёздного ветра составляет 10"6 - Ю-4 М®/год. Однако, с некоторых пор появляется всё больше подтверждений тому, что реальные темпы потери масс звёздами Вольфа-Райе отличаются в несколько раз от определённых ранее (см., например, [12, 13]). Моффат и Роберт [14] указали в качестве причины этого расхождения облачную структуру ветра и отметили, что клочковатость может играть важную роль во всех горячих звёздах с ветрами. Первая попытка учесть клочковатость звёздного ветра при определении темпов потери масс была совершена в 1998 году [15]. В настоящее время согласно [16] можно считать, что определённые в рамках модели двухфазного звёздного ветра темпы потери массы звёздами Вольфа-Райе различных подтипов лежат в диапазоне 2 • 106 — 10~4 Mq/год, а установившиеся скорости звёздных ветров составляют от 700 до 6000 км/с.

Химический состав атмосфер звёзд Вольфа-Райе. Тот факт, что в оттекающих атмосферах звёзд типа Вольфа-Райе гелия (но числу частиц) больше, чем водорода, впервые был отмечен Амбарцумяном в 1933 году. Первые определения числа ядер атомов, сделанные Амбарцумяном в 1933 г. и Соболевым в 1952 г. дали отношение Н/Не~ 0,4 — 0,55 [17]. Позднее [18, 19] стали считать, что для WC-звёзд всех типов оно меньше 0,1, а для WN-звёзд это отношение в среднем лежит в интервале 0,1-4. В дальнейших работах неопределённость сохранялась и Хилиер, отмечая, что переналожение линий в WC-звёздах делает достоверное определение содержания водорода весьма затруднительным, советует считать, что WC-звёзды совсем лишены водорода [20].

Определение химического состава оттекающих оболочек 30 WR звёзд с учётом их клочковатости [21] показало, что для WN звёзд отношение Н/Не но числу частиц ниже среднего космического, а в WC звёздах водород практически отсутствует. Для WN звёзд отношение N/He« 0,002 - 0,006, C/N« 0,05 по числу частиц, а для WC звёзд - С/Не« 0,1 — 0,5 по числу частиц и возрастает при переходе от поздних к ранним подтипам. Все результаты хорошо согласуются с аналогичными, полученными в рамках модели однородных атмосфер.

Некоторые параметры WR+O двойных систем

Отношение масс компонентов q = ^^ лежит в интервале 0,17 - 2,67. Для WC звёзд q ~ 0,2 - 0,5, а для WN - 0,2 - 2,67. Масса WR звезды уменьшается с уменьшением q, для О-компонентов двойных систем такая зависимость не наблюдается [10]. Величина q является монотонной функцией подтипов WR звёзд, резко уменьшаясь от поздних классов к ранним для каждой из последовательностей WC и WN [22].

Массы О-компонентов в WR+О двойных системах лежат в диапазоне от 14 до 57 Л/©, их среднее значение равно 32,8 М©. Средние массы 0-звёзд в WN+О системах равны 31,2 М©, а в WC+0 системах - 32,4 Л/© [10].

Полная масса М WR+О систем содержится в диапазоне от 19 до 106 М©, а её среднее значение лежит в диапазоне 48,5-51,1 Л/©. Средняя величина полной массы WN+О систем - 50 — 54,7 Л/©, WC+0 систем -44, б М®. Л4 растёт вместе с q [10].

Эксцентриситеты орбит WR+О двойных систем с периодами >70 дней в среднем составляют 0,3-0,8. Все системы с периодами <14 дней имеют круговые орбиты, а орбиты систем с периодами, лежащими в интервале от 14 до 70 дней являются либо круговыми, либо эксцентричными с е = 0,17 — 0,5 [10].

WR140 - информация о системе

В настоящее время WR+O звёздная система HD 193793 (WR140) является одной из наиболее изученных систем такого типа [23]. Двойная WC7+04-5 имеет видимую звёздную величину 7.07т и расположена в созвездии Лебедя. Это один из ярчайших нетепловых радиоисточников среди звезд WR. Наблюдения системы проводились практически во всех диапазонах электромагнитного спектра — УФ, рентгеновском, радио, 7, инфракрасном. Повышенный интерес к ней возник вскоре после того, как в середине 70-х годов наблюдались пекулярные радио [24] и инфракрасная [25], [26] вспышки. Большой объём наблюдательных данных позволил с достаточной точностью определить параметры орбиты этой системы, поэтому HD193793 представляет собой идеальный объект для проверки различных теорий формирования излучения в двойных системах с компонентами WR и О.

Сильная вытянутость и большие размеры двойной системы HD193793 позволили ясно увидеть возможную роль столкновений облаков в генерации её рентгеновского излучения. Большое расстояние между компонентами в конечном итоге обуславливает настолько малую величину плотности газа обоих ветров в области столкновения, что поглощение и высвечивание оказываются значительно ослабленными. Кроме того, давление излучения от 0-звезды не оказывает существенного влияния на динамику, и оба ветра при столкновении будут иметь установившиеся скорости [27] (в тесных системах играет роль трудно учитываемое ускорение ветра). Совокупность этих обстоятельств позволяет существенно конкретизировать расчёты и провести детальное сравнение теории с наблюдениями кривой блеска в рентгеновском диапазоне, выполненными со спутников GINGA [28] и ASCA [29].

Рентгеновское излучение звёзд Вольфа-Райе

В двойных системах есть дополнительный способ исследования звёздного ветра, а именно, рентгеновское излучение от сталкивающихся ветров [30]. В 1967 г. Черепащуком было показано [31], что при столкновении звёздного ветра звезды WR со спутником ОВ в WR+OB двойных системах может возникать значительное рентгеновское излучение, которое формируегся за фронтом ударной волны. Позднее Прилуцкий и Усов [32] развили эту теорию, а Черепащук указал на возможность обнаружения двойных среди звёзд Вольфа-Райе по их рентгеновскому излучению [33]. Одним из основных критериев для определения двойственности системы является увеличение рентгеновского излучения (по сравнению с рентгеновским излучением одиночных звезд WR и ОВ), которое обусловлено излучением на фронте ударной волны, образующейся при столкновении сверхзвукового потока от звезды WR с ветром ОВ-звезды вблизи её поверхности [34]. Результаты анализа рентгеновских наблюдений 48 звёзд Вольфа-Райе в диапазоне 0,2-4 кэВ, сделанных с борта обсерватории EINSTEIN показали [35], что рентгеновская светимость звёзд Вольфа-Райе лежит в диапазоне Lx « Ю31 — 1034 эрг/с, причём средняя светимость одиночных звёзд составляет ~ 5 • 1031 эрг/с, а двойных от ~

1032 до ~ 3,5 • 1033эрг/с. Таким образом, наблюдаемые рентгеновские светимости WR+О двойных систем состоят из собственной рентгеновской светимости звезды WR ~ 5-Ю31, собственной рентгеновской светимости ОВ-звезды « 2 • 1032 — 5 • 1032 и рентгеновской светимости ударной волны, которая обычно превышает светимость каждого из компонентов системы [36].

В настоящее время теория разреженной фазы звёздного ветра разработана достаточно полно и в целом согласуется с наблюдениями. Тем не менее, рентгеновская светимость WR+О двойных систем оказывается чувствительной к принимаемому значению темпа потери массы, и, в зависимости от периода системы (P>20d, P<20d), получается либо больше, либо меньше наблюдаемой величины [36]. На примере девяти двойных систем Бычковым и Череиащуком [37] показано, что теоретическая светимость существенно превышает наблюдаемую с обсерватории "Эйнштейн". Эти различия и являются хорошей предпосылкой для развития облачной модели, которую предыдущие авторы не принимали к рассмотрению.

Рентгеновская светимость системы WR140 — ярчайшего рентгеновского источника — в диапазоне от 2 до 6 кэВ слабо переменна (не более 20%-30%) на протяжении всего орбитального периода. Об этом пишут практически все наблюдатели (см., например, [28, 29, 38, 39, 40]). В [28] отмечалось, что проинтерпретировать этот наблюдательный результат в рамках столкновения ветров с высвечиванием представляется весьма затруднительным из-за сильной вытянутости орбиты системы (е = 0,84), что и подтвердили расчёты, проведённые в рамках модели столкновения разреженных компонентов [41, 42, 43, 44].

Ветра от горячих звёзд

В последнее десятилетие проблема ветров от горячих звёзд приобрела новый аспект: появились весомые свидетельства в пользу наличия в нём облаков — плотных компактных образований, движущихся вместе с обычно рассматриваемым разреженным газом. То, что звёздный ветер может иметь пространственные неоднородности, принципиальных возражений в литературе не вызывало и раньше, но при отсутствии прямых наблюдательных подтверждений раньше не было и подробной дискуссии. Действительно, прямые наблюдения с однозначной интерпретацией здесь, по-видимому, практически неосуществимы. Поэтому в проблеме облаков имело место постепенное накопление косвенной информации. Некоторое время назад сбор косвенных фактов достиг уже той стадии, когда стало актуальным качественно сформулировать в общем виде модель взаимодействия двухфазных ветров и попытаться с её позиций объяснить имеющиеся наблюдения и предсказать новые.

В 1967 г. Черепащук [31] для объяснения избыточного свечения в линии Hell звезды V444 Cyg предложил идею о дополнительном УФ-излучении в тесных двойных системах, обусловленном диссипацией при сверхзвуковом обтекании О-компонента газовым потоком от звезды WR. Представление о взаимодействии звёздного ветра с окружающей средой было введено в 1968 г. Пикельнером [45] на основании измерения Щегловым [46] допплеровских скоростей туманностей вокруг горячих звёзд. Прилуцкий и Усов [32] показали, что двойные системы WR+0 могут быть источниками заметного рентгеновского излучения.

Далее теория однородных потоков неоднократно рассматривалась в литературе с учётом многих физических процессов, таких как постепенный разгон ветра, радиационное давление [47], электронная теплопроводность [48], высвечивание в непрерывном спектре и в линиях резонансных переходов наиболее обильных химических элементов [49, 50], поглощение рентгеновского излучения холодным газом ветра [35, 43], неустойчивость течения [51]. Расчёты проводились как численными 2D [52, 53] и 3D [54] методами, так и аналитическим путём в рамках приближения Чёрного для стационарных двумерных задач [55, 56].

Представление об облачной структуре ветра, как говорилось выше, находится пока в стадии первоначального накопления материала, первых, самых общих качественных моделей и сравнительно грубых теоретических оценок. Бычковым [57] в 1979 г. для объяснения тонковолокнистой структуры остатков сверхновых была предложена модель двухкомпонентного ветра от предсверхновой с параметрами звезды тина Вольфа-Райе. Черепащук [36] в 1990 г. применил эту идею для объяснения уменьшения теоретической светимости ветра для случая тесных двойных систем с компонентами ОВ и WR.

Другое свидетельство в пользу присутствия облаков следует из сопоставления темпа потери массы компонентом WN5 двойной системы V444, определённого двумя независимыми методами: наблюдения в радиодиапазоне дают величину, на порядок большую, чем оптические [38]. Облачная структура ветра звезды WR объясняет также их быструю спектральную и фотометрическую переменность [58, 59, 60].

В одном объекте, принадлежащем к классу тесных двойных систем, — SS433 — облака обнаружены но пикам эмиссионных линий водорода. Они вылетают из области, непосредственно окружающей релятивистский объект — нейтронную звезду или чёрную дыру, в дальнейшем взаимодействуют с аккреционным диском и могут быть ответственны за часть рентгеновского и радиоизлучения системы. Процессы взаимодействия облаков с разреженной средой в SS433 проявляются наиболее выпукло и его интерпретация может служить отправной точкой для приложения модели к другим двойным системам.

Столкновение ветров, как известно, сопровождается генерацией ударных волн, с которыми связаны сложные физические процессы. Особенно усложняется проблема в случае облачной структуры, когда велико число ударных волн с самыми разными параметрами. Поэтому даже грубая постановка задачи требует проведения весьма сложных расчётов с учётом, как правило, многих физических процессов. Например, только для указанного выше несоответствия между теоретической и наблюдаемой светимостью ветра в рентгеновском диапазоне в литературе рассмотрены в качестве возможных следующие причины расхождения:

• Поглощение рентгеновского излучения холодным компонентом ветра.

• Комбинация адиабатического и радиационного режимов течения газа за фронтом ударной волны [61].

• Клочковатость ветра.

• Обратное комптоновское рассеяние оптических и УФ-квантов звезд на горячих электронах и высвечивание в линиях железа [62, 63].

• Электронная теплопроводность перед фронтом.

Сложность физических процессов, имеющих место при взаимодействии ветров, требует для интерпретации наблюдений предварительного выполнения общих расчётов ударных волн для конкретных физических условий. В связи с этим в диссертации принята следующая система изложения материала.

В первой главе сформулирована модель взаимодействия двухкомпонентных потоков в двойных системах, изложена качественная картина пролёта одного облака и столкновения пары облаков, а также уделено внимание областям течения, в которых, по нашему мнению, при столкновении облаков формируется рентгеновское излучение и образуется пыль.

Во второй главе изложены два аспекта теории высвечивания ударных волн, имеющие самостоятельный интерес для условий в сталкивающихся ветрах и необходимые как для выполнения детальных расчётов, так и для развития модели в целом:

• зависимость спектра непрерывного излучения от скорости фронта с учётом электронной теплопроводности, обмена энергией между ионами и электронами и высвечивания путём свободно-свободных переходов;

• ионизация перед фронтом железа до водородо- и гелнеподобных ионов излучением горячего газа, прошедшим через фронт, и зависимость от скорости фронта интенсивности излучения в резонансных переходах FeXXV и FeXXVI.

В третьей и четвёртой главах мы конкретизируем модель облачного ветра в применении к двойной системе HD193793.

В третьей главе показано, что факт слабой переменности наблюдаемого рентгеновского излучения WR140 может иметь своё объяснение в рамках модели взаимодействия двухкомпонентных ветров, где разреженный и облачный компоненты играют примерно одинаковую роль. Детальные расчёты, приведённые во второй главе, показали, что примерное постоянство рентгеновской светимости несовместимо с большой вытянутостью орбиты, если газ за фронтом ударной волны не высвечивается, как это происходит при столкновении разреженных компонентов ветров. Поэтому столкновение облаков остаётся пока единственной возможностью объяснить наблюдаемый факт.

В четвёртой главе обсуждается эволюция пыли в облаках WR-компонента ветра HD193793: образование пылинок, их "выживание" в иоле излучения горячей звезды, последующий нагрев с образованием известной из наблюдений "инфракрасной вспышки". Как и в случае рентгеновского излучения, модель столкновения облаков остаётся пока единственной моделью, объясняющей наблюдения.

Основные положения, выносимые автором на защиту

• Модель взаимодействия двухфазных звёздных ветров для двойных систем с WR и О-компонентами.

• Объяснение отсутствия заметной переменности рентгеновского излучения двойной системы HD 193793.

• Объяснение возможности возникновения пыли в условиях ветра от горячих звёзд, её сохранения и последующего нагрева при удалении от системы.

• Расчёты спектра излучения ударной волны с учётом процессов, важных для условий в сталкивающихся ветрах от горячих звёзд — электронной теплопроводности, обмена энергией между ионами и электронами и высвечивания при свободно-свободных переходах.

• Расчёт рекомбинационного излучения ударной волны в резонансных линиях водородо- и гелиеподобного ионов железа с учётом фотоионизации газа перед фронтом.

Научная новизна

• Для двойных систем с WR и О-компонентами впервые рассмотрена модель взаимодействия двухфазных звёздных ветров, состоящих из плотных компактных облаков и разреженного компонента.

• Построена модель рентгеновского излучения двойной системы HD 193793, которая впервые учитывает роль как разреженного, так и облачного компонента звёздных ветров. В рамках этой модели впервые удалось объяснить тот факт, что наблюдаемая рентгеновская светимость данной системы практически постоянна и не зависит от фаз орбитального периода, несмотря на большую вытянутость орбиты.

• В рамках модели столкновения двухфазных звёздных ветров впервые объяснён факт образования мыли в двойной системе HD 193793 и её "выживания" в поле ионизующего излучения звезды. Также впервые объяснено явление задержки ИК-вспышки в течение нескольких месяцев после момента периастра.

• Впервые исследовано формирование спектра тормозного излучения радиативной ударной волны при одновременном учёте электронной теплопроводности, обмена энергией между ионами и электронами, а также высвечивания при свободно-свободных переходах. Расчёты проводились для условий, типичных для сталкивающихся звёздных ветров от горячих звёзд.

• Для условий сталкивающихся ветров впервые исследовано влияние фотоионизации на свечение натекающего газа в линиях водородо-и гелиеподобных ионов железа. Показано, что фотоионизация приводит к существенному уменьшению зависимости интенсивности линейчатого излучения от скорости фронта.

Теоретическая и практическая ценность работы

• Предложенная в диссертации модель столкновения двухфазных звёздных ветров может быть использована при решении вопроса о том, насколько тииично влияние облачной структуры ветра на рентгеновское излучение двойных систем.

• Модель столкновения двухфазных звёздных ветров позволяет объяснить факт образования пыли и наблюдаемые особенности ИК-спектра в двойной системе HD 193793 и может быть применена для объяснения характера образования пыли в других WR+O двойных системах.

• В рамках модели двухфазного звёздного ветра показано, что дискретность столкновений облаков может найти своё отражение в форме флуктуаций рентгеновского излучения, которые могут быть обнаружены при наблюдениях.

• Выяснено влияние электронной теплопроводности и различия между температурами ионов и электронов на спектр излучения ударной волны.

• Выяснена роль фотоионизации в формировании излучения в линиях резонансных переходов водородо- и гелиеподобного ионов железа.

• Показано, что для восстановления температуры фронта из наблюдений предпочтительнее жёсткая часть спектра.

Апробация работы

Результаты работы докладывались на международной конференции "Progress in Cosmic Gas Dynamics" (Москва, 1999), на Европейском Астрономическом Съезде (JENAM-2000, Москва), на астрофизическом семинаре в САО (2000), на семинарах в ИНАСАНе, на семинарах в отделе звёздной астрофизики ГАИШ МГУ.

Основные результаты, полученные в диссертации, опубликованы в следующих работах

1. Александрова О.В., Бычков К.В., Сейфина Е.В. "Происхождение рентгеновского излучения SS433 в гидродинамической модели". АЖ, том 74, N 5, стр. 731-739, 1997.

2. Александрова О.В., Бычков К.В. "Влияние фотоионизации на излучение ударных волн в резонансных переходах ионов FeXXV и FeXXVI при столкновении быстрых околозвёздных потоков". АЖ, том 75, N 2, стр. 188-196, 1998.

3. Александрова О.В., Бычков К.В. "Расчёт высвечивания ударной волны с учётом электронной теплопроводности и обменом энергией между ионами и электронами". АЖ, том 75, N 4, стр. 532-538, 1998.

4. Александрова О.В, Бычков К.В. "Возможная роль облачной структуры ветра в рентгеновском излучении двойной системы HD 193793". АЖ, том 77, N 12, стр. 883-892, 2000.

5. Александрова О.В, Бычков К.В. "Формирование пыли в двойных системах с ОВ- и WR-компонентами в модели двухфазного звёздного ветра". АЖ, том 78, N 4, стр. 327-332, 2001.

Личный вклад автора

В статьях (2), (3), (4), (5) автором были независимо проведены все вычисления. В статье (1) автору принадлежит оценка возможной роли электронной теплопроводности. Кроме того, для статьи (2) автор разрабатывала программы вычисления скоростей фотоионизации всех ионов 15 химических элементов (водорода, гелия, углерода, азота, кислорода, неона, натрия, магния, алюминия, кремния, серы, аргона, кальция, железа, никеля) и безразмерной концентрации этих ионов. В статье (4) автору принадлежит разработка программ, необходимых для вычисления рентгеновской кривой блеска разреженного компонента.

Структура и объём работы

Диссертация состоит из введения, четырёх глав, заключения и списка литературы. Текст иллюстрируют 23 рисунка и 2 таблицы, библиография содержит 128 наименований. Общий объём работы составляет 145 машинописных страниц.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Абрамова, Оксана Викторовна

Заключение

В заключение ещё раз отметим основные результаты, полученные автором в диссертации.

• Для двойных систем с WR и О-компонентами впервые предложена модель столкновения двухфазных звёздных ветров, состоящих из плотных компактных облаков и разреженного компонента.

• Построена модель рентгеновского излучения двойной системы HD 193793, которая впервые учитывает роль как разреженного, так и облачного компонента звёздных ветров. В рамках этой модели впервые удалось объяснить тот факт, что наблюдаемая рентгеновская светимость данной системы практически постоянна и не зависит от фаз орбитального периода, несмотря на большую вытянутость орбиты.

• В рамках модели столкновения двухфазных звёздных ветров впервые объяснён факт образования пыли в двойной системе HD 193793 и её "выживания" в поле ионизующего излучения звезды. Также впервые объяснено явление задержки ИК-вспышки в течение нескольких месяцев после момента периастра.

• Впервые исследовано формирование спектра тормозного излучения радиативной ударной волны при одновременном учёте электронной теплопроводности, обмена энергией между ионами и электронами, а также высвечивания при свободно-свободных переходах. Расчёты проводились для условий, типичных для сталкивающихся звёздных ветров от горячих звёзд.

• Для условий сталкивающихся ветров впервые исследовано влияние фотоионизации на свечение натекающего газа в линиях водородо-и гелиеподобных ионов железа. Показано, что фотоионизация приводит к существенному уменьшению зависимости интенсивности линейчатого излучения от скорости фронта.

Особенно отметим, что впервые предложенная в диссертации модель столкновения двухфазных звёздных ветров в системах с WR и О-компонентами в настоящее время является единственной, которая позволяет объяснить наблюдаемые особенности рентгеновского и инфракрасного излучения системы WR140. Актуальность описанной модели подтверждается ещё и тем, что в последнее время появляется всё больше наблюдений, подтверждающих наличие облаков в ветрах звёзд Вольфа-Райе (см. Введение). Автор надеется, что этот труд, потребовавший терпения всех, кто ждал его завершения, внесёт свой вклад в развитие звёздной астрофизики и не останется без внимания тех, кто занимается схожими вопросами.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Абрамова, Оксана Викторовна, 2004 год

1. Физика космоса (маленькая энциклопедия). Под ред. Р.А.Сюняева, Москва, Советская энциклопедия, 1986.

2. Черепащук A.M. Общие наблюдательные особенности звёзд Вольфа-Райе.// Звёзды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты. Под ред. Т. Нугиса и И. Пустыльника, С. 7-9, Таллин, 1988.

3. Нугис Т. Параметры одиночных звёзд типа Вольфа-Райе.//Звёзды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты. Под ред. Т. Нугиса и И. Пустыльника, С. 10-38, Таллин, 1988.

4. Moffat A.F.J., Lamontagne R., Shara M.M., McAlister H.A. On Wolf-Rayet stars with unshifted absorption lines.//AJ, vol. 91, p. 1392-1399, 1986.

5. Conti P.S., Garmany C.D., de Loor C. and Vanbeveren D. The Evolution of the Massive Stars: the Numbers and Distribution of О Stars and Wolf-Rayet Sarts.// ApJ, vol. 274, p. 302-312, 1983.

6. Lundstrem I. and Stenholm B. Wolf-Rayet stars in open clusters and associations.// Astron. Astrophys. Suppl. Vol. 58, p. 163-192, 1984.

7. Willis A.J. Properties of Wolf-Rayet stars from X-ray to radio data.//Wolf-Rayet Phenomena in Massive Stars and Starburst Galaxies. Proceedings IAU Symposium No 193. K.A. van der Hucht, G. Koenigsberger and P.R.J. Eenens, eds. P.l-12, 1999.

8. Тутуков А.В., Юнгельсон JI.P. О начальных массах звёзд, превращающихся в звёзды Вольфа-Райе.//Астрон. журн. 1985. Т.62. С.604.

9. W.-R. Hamann and L. Koesterke. Spectrum formation in clumped stellar winds: consequences for the analyses of Wolf-Rayet spec-tra.//Astron. Astrophys., vol. 335, p. 1003-1008, 1998.

10. Barlow M.J., Smith L.J., Willis A.J. Mass-loss rates for 21 Wolf-Rayet stars.//MNRAS, vol. 196, p. 101-110, 1981.

11. St.-Louis N., Moffat A.F.J., Drissen L., Bastien P., Robert C. Polarization variability among Wolf-Rayet stars. III. A new way to derive mass-loss rates for Wolf-Rayet stars in binary systems.// ApJ, vol. 330, p. 286-304, 1988.

12. Stevens I.R., Corcoran M.F., Willis A.J., Skinner S.L., Pollock A.M.T., Nagase F. and Koyama K. ASCA observations of 72Velorum (WC8+09I): the variable X-ray spectrum of colliding winds.// MN-RAS, vol. 283, p. 589-605, 1996.

13. Moffat A.F.J., Robert C. Clumping and mass loss in hot star winds.//ApJ, vol.421, p.310-313, 1994.

14. Nugis Т., Crowther P.A., Willis A.J. Clumping-corrected mass-loss rates of Wolf-Rayet stars.// Astron.Astrophys., vol. 333, P. 956-969, 1998.

15. Nugis T. Lamers H.J.G.L.M. The mass-loss rates of Wolf-Rayet stars explained by optically thick radiation driven wind models.// As-tron.Astrophys., vol. 389, P. 162-179, 2002.

16. Rublev S.V. The Wolf-Rayet stars.//IAU Symposium No 67: Variable Stars and Stellar Evolution. P.259-274, 1975.

17. Nugis T. On the chemical composition of Wolf-Rayet stars.//IAU Symposium No 67: Variable Stars and Stellar Evolution. P.291-296, 1975.

18. Нугис Т. Химический состав в расширяющихся оболочках WR звёзд.// Звёзды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты. Под ред. Т. Нугиса и И. Пустыльника, С. 89-101, Таллин, 1988.

19. Hillier D.J. Observational abundances of Wolf-Rayet stars.//In: Properties of hot luminous stars, Astronomical Society of the Pacific, p. 340-353, 1990.

20. Nugis T. New determinations of the chemical composition of Wolf-Rayet stars.//IAU Symposium No 163. Wolf-Raet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution. Edited by Karel A. van der Hucht and Pere-dure M. Williams, p. 162-163, 1995.

21. Moffat A.F.J. Properties of Wolf-Rayet binaries: the key to understanding Wolf-Rayet stars.// IAU Symp. N 163. Wolf-Raet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution. Edited by Karel A. van der Hucht and Peredure M. Williams, P. 213-222, 1995.

22. A.M.T. Pollock. New evidence at X-ray and COS-B 7-ray frequencies for non-thermal phenomena in Wolf-Rayet stars.//Astron. Astrophys., vol. 171, p.135-139, 1987.

23. Florkowski D.R., Gottesman S.T. HD 193793, a radio-emitting Wolf-Rayet binary star.//MNRAS, vol. 179, p. 105-110, 1977.

24. Williams P.M., Beattie D.H., Lee T.J., Stewart J.M., Antonopoulou E. Condensation of a shell around HD 193793.//MNRAS, vol. 185, p. 467472, 1978.

25. Hackwell J.A., Gehrz R.D., Grasdalen G.L. Dust formation around HD 193793.//ApJ, vol.234, p.133-139, 1979.

26. Ian R.Stevens. Colliding stellar winds: X-ray emission and instabilities.// IAU Symp. N 163. Wolf-Raet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution. Edited by Karel A. van der Hucht and Peredure M. Williams, 1995. P. 486-493.

27. Katsuji Koyama, Mitsunobu Kawada and Shiro Takano. Ginga Observations of a Wolf-Rayet Star HD 193793.// Publ. Astron. Soc. Japan. 1990. V. 42. L1-L5.

28. Katsuji Koyama, Yoshimoto Maeda, Takeshi Tsuru, Fumiaki Nagase and Stephen Skinner. ASCA Observations of the Wolf-Rayet Binary HD 193793.// Publ. Astron. Soc. Japan. 1994. V. 46. L93-L96.

29. Cherepashchuk A.M. Effects of wind-wind collision in close binary stars.// Astrophysics and Space Science. Vol. 274, p. 159-174, 2000.

30. Черепащук A.M., 1967, Переменные звёзды, T.16 N2, C.226.

31. Прилуцкий О.Ф., Усов В.В. О рентгеновском излучении двойных систем, содержащих звёзды Вольфа-Райе.//Астрон. ж., Т. 53, С. 6, 1976.

32. Черепащук A.M. Возможность обнаружения двойных среди звёзд типа Вольфа-Райе по их рентгеновскому излучению.//Письма в АЖ, т. 2, N 7, с.356-360, 1976.

33. Abbott D.C. and Conti P.S. Wolf-Rayet stars.// Ann. Rev. Astron. Astrophys., vol. 25, p. 113, 1987.

34. Pollock A. M. T. The EINSTEIN View of the Wolf-Rayet Stars. //Astrophys. J. V. 320, P. 283-285, 1987

35. Черепащук A.M. Рентгеновское излучение и клочковатый звёздный ветер в двойных системах с компонентами Вольфа-Райе. //Астрон. ж., Т.67, С.955, 1990.

36. Бычков К.В., Череиащук A.M. О рентгеновском излучении ударных волн в двойных системах WR+0 и 0+0.//Астрон. ж., Т.70, С.512-522, 1993.

37. Williams P.M., van der Hucht K.A. Pollock A.M.T., Florkowski D.R., H. van der Woerd and Wamsteker W.M. Multi-frequency variations of the Wolf-Rayet system HD 193793-1. Infrared, X-ray and radio obser-vations.//MNRAS, vol. 243, p. 662-684, 1990.

38. Usov V.V. Stellar wind collision and X-ray generation in massive binaries.//Astrophys. J., vol. 389, p. 635-648, 1992.

39. Usov V.V. Hydrodynamics and high-energy physics of Wolf-Rayet colliding winds.//IAU Symp. N 163. Wolf-Raet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution. Edited by Karel A. van der Hucht and Peredure M. Williams, p. 420-424, 1995.

40. Ian R.Stevens, Jonh M. Blondin and A.M.T. Pollock. Colliding winds from early-type stars in binary systems.//Astrophys. J., vol. 386, p. 265-287, 1992.

41. Ian R.Stevens, Julian M. Pittard. Colliding stellar winds: recent advances in modelling.// IAU Symp. N 193. Wolf-Raet Phenomena in Massive Stars and Staeburst Galaxies. Edited by Karel A. van der

42. Hucht, Gloria Koenigsberger and Philippe R. J. Eenens, 1999. p. 289297.

43. Pikelner S.B., 1968, Astrophys. Lett. V.2, P.97-99.

44. Пикельнер С.Б., Щеглов П.В., 1968, Астрон. ж., Т.45, С.953-961.

45. Owocki S.P., Gayley K.G., 1995, Astrophys. J., V. 454, L145.

46. Zhekov S.A., Myasnikov A.V., 1998, New Astron., V.3, No.2, P.57-73.

47. Бычков K.B., Егорова C.E., Катышева H.A., 1993, Астрон.ж., Т.70, С.1146-1156.

48. Бычков К.В., Егорова С.Е., Катышева Н.А., 1994, Астрон.ж., Т.71, С. 78-82.

49. Myasnikov A.V., Zhekov S.A. and Belov N.A., 1998, Monthly Notices of the RAS, V.298, P.1021-1029.

50. Лебедев М.Г., Мясников А.В., 1988, в сборнике "Численные методы в аэродинамике"нод редакцией Пасконова В.М. и Рослякова Г.С., Москва изд-во МГУ, С.З.

51. Lebedev M.G., Myasnikov A.V., 1990, Fluid. Dyn., V.25, P.629.

52. Walder R. Simulations of colliding winds in 3 dimensions.//IAU Symp. N 163. Wolf-Raet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution. Edited by Karel A. van der Hucht and Peredure M. Williams, p. 420-424,1995.

53. Usov V.V. Stellar Wind Collision and X-ray Generation in Massive Binaries.//Astrophys. J., V.389, P.635-648, 1991.

54. Байрамов 3.T., Пилюгин H.H., Усов B.B. 1990, Столкновение звёздных ветров в двойных системах, содержащих звёзды Вольфа-Райе.// Астрон. журн., Т. 67. Вып. 5. С. 998-1009.

55. Бычков К.В., 1979, Астрон. ж., Т.56, С.781-792.

56. Moffat A.F.J., Drissen L., Lamontagne R., Robert C. Spectroscopic evidence for rapid blob ejection in Wolf-Rayet stars.//ApJ, vol. 334, p. 1038-1043, 1988.

57. Антохин И.И., Нугис Т., Черепащук A.M. Профили эмиссионных линий Не1 и Hell в модели облачной атмосферы звезды Вольфа-Райе.//Астрон. ж., Т. 69, С. 516-525, 1992.

58. Antokhin I.I. Observational Aspects of Wolf-Rayet Atmospheres.//IAU Symposium No 163: p. 87-93, 1995.

59. D.Luo, R.McCray, M.M. MacLow // Astrophys.J., 1990, V.362, P.267.

60. Левич E.B., Сюняев P.A., 1971, Астрон. журн., T.48, С. 161.

61. Лосев С.А., Пилюгин Н.Н., Суржиков С.Т. Моделирование радиационных процессов в механике сплошной среды. М.: Изд-во МГУ, 1990.

62. Cherchneff I., Tielens A.G.G.M. Dust formation in hot stellar winds.// IAU Symposium No 163: p. 346-353, 1995.

63. White R.L., Becker R.H. An 8 Year Study of the Radio Emission from the Wolf-Rayet Binary HD 193793=WR140. //Astrophys. J., V. 451, P.352-358, 1995.

64. Александрова O.B, Бычков K.B. Возможная роль облачной структуры ветра в рентгеновском излучении двойной системы HD 193793.//АЖ, том 77, N 12, стр. 883-892, 2000.

65. Александрова О.В, Бычков К.В. Формирование пыли в двойных системах с ОВ- и WR-компонентами в модели двухфазного звёздного ветра.//АЖ, том 78, N 4, стр. 327-332, 2001.

66. Абрамова О.В., Аверин П.В. и Бычков К.В. Нетеиловое радиоизлучение WR140 в модели столкновения двухфазных ветров.// АЖ, том 80, N 1, стр. 35-42, 2003.

67. Hillier D.J. The effects of electron scattering and wind clumping for early emission linestars.//Astron. Astrophys., vol.247, p.455-468,1991.

68. Robert C, Moffat A.F.J., Seggewiss W. Physical Parameters of Inhomo-geneities in Wolf-Rayet Winds.//IAU Symposium No 143: Wolf-Rayet Stars and Interrelations with Other Massive Stars in Galaxies. P. 147152, 1991.

69. Lepine S. Effects of wind clumping on colliding winds.//IAU Symp. N 163. Wolf-Raet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution. Edited by Karel A. van der Hucht and Peredure M. Williams, p.411-415, 1995.

70. Аллен К.У.//Астрофизические величины. Москва, "Мир", 1977.

71. Каплан С.А., Пикельнер С.Б.// Межзвёздная среда. М. Гос. изд-во физ-мат. литературы. 1963.

72. Ландау Л.Д., Лившиц Е.М.//Теоретическая физика. Т. VI. Гидродинамика. М. "Наука". 1986.

73. Пикельнер С.Б. //Основы космической электродинамики. Физматгиз. 1966.

74. Шкловский И.С., 1976, Сверхновые звёзды. М. "Наука".

75. Шафранов В.Д. //Журн. экснерим. теор. физ. 1957. Т.32. С.1453.

76. Спитцер Л.// Физика полностью ионизованного газа. М., Изд-во иностранной литературы, 1957.

77. Yuan W., Kawai N., Yoshida A. et al. New Horizon of X-ray Astronomy.// Eds. Makino F., Ohashi T. Tokio: Universal Academy Press, Inc., 1994. P. 447.

78. Александрова О.В., Бычков К.В., Сейфина Е.В. Происхождение рентгеновского излучения SS433 в гидродинамической модели.// АЖ, том 74, N 5, стр. 731-739, 1997.

79. Зельдович Я.Б., Райзер Ю.П.// Физика ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений. Физматгиз. 1963.

80. Климишин И.А.//Ударные волны в оболочках звезд. М. "Наука". 1984.

81. Имшенник B.C., Надежин Д.К. // Астрон. журн. 1964. Т.41. С.829.

82. Zhekov S.A., Palla F., Myasnikov A.V. // Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 1994, V.271, P.667.

83. Бычков K.B., Сейфина Е.В. // Астрон. журн. 1994. Т.71. С.870.

84. Arnaud М., Rothenflug R. // Astron. Astrophys. Suppl. 1985. V.60. N.3. P.425.

85. Mewe R., Gronenshield E.H.B.M.// Astron. Astrophys. Suppl. 1981. V.45. P. 11.

86. Mewe R., Gronenshield E.H.B.M., van den Oord G.H.J. // Astron. Astrophys. Suppl. 1985. V.62. N.2. P. 197.

87. D.T. Woods, J.M. Shull, C.L. Sarazin.// Recombination coefficients for iron ions. Astrophysical Journal. Volume 249. October. 1981. P. 399401.

88. Mewe R., Schrijver J. // Astron. Astrophys. Suppl. 1978. V.65. N.2. P.99.

89. Pollock A.M.T.The X-ray view of the Wolf-Rayet stars.//IAU Symp. N 163. Wolf-Raet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution. Edited by Karel A. van der Hucht and Peredure M. Williams, p. 429-437,1995.

90. Eenens P.R.J., Williams P.M. New analysis of Wolf-Rayet infrared lines.//IAU Symp. N 163. Wolf-Raet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution. Edited by Karel A. van der Hucht and Peredure M. Williams, p. 156-157, 1995.

91. Svetozar A. Zhekov and Stephen L. Skinner. ASCA X-ray emission from colliding wind shocks in the Wolf-Rayet binary WR 140.//Astrophysics Preprint#406.

92. Svetozar A. Zhekov and Stephen L. Skinner. X-Ray Emission from Colliding Wind Shocks in the Wolf-Rayet Binary WR 140.//ApJ, vol. 538, p.808-817, 2000.

93. Чёрный Г.Г.//Течения газа с большой сверхзвуковой скоростью. Физматгиз. 1959.

94. Cohen М., Barlow M.J., Kuhi L.V. Wolf-Rayet Stars. VI. The Nature of the Optical and Infrared Continua.// Astron. Astrophys., vol. 40, p. 291-302, 1975.

95. Gehrz R.D. and Hackwell J.A. Circumstellar dust emission from WC9 stars.//ApJ, vol. 194, p. 619-622, 1974.

96. Williams P.M. Dust formation around WC stars.//IAU Symp. N 163. Wolf-Raet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution. Edited by Karel A. van der Hucht and Peredure M. Williams, p. 335-344, 1995.

97. Williams P.M., van der Hucht K.A. and The P.S. Infrared photometry of late-type Wolf-Rayet stars.//Astron. Astrophys., vol. 182, p. 91-106, 1987.

98. Moffat A.F.J., Lepine S. Wind Irlgomogenities in Wolf-Rayet Stars. II. Investigation of Emission-Line Profile Variations.//ApJ, vol. 514, issue 2, p. 909-931, 1999.

99. Veen P.M., van Genderen A.M., van der Hucht K.A., Li A., Sterken C., Dominik C. WR 121 obscured by a dust cloud: the key to understanding occasional "eclipses" of "dusty" Wolf-Rayet WC stars?// Astron.Astrophys., vol.329, p. 199-212, 1998.

100. Crowther P.A. Remarcable spectral variability in WR 104 (WC9): dust condensation in a hostile environment?//MNRAS, vol. 290, L59-L63, 1997.

101. Tuthill P.G., John D.M., Danhi W.C. A dusty pinwheel nebula around the massive star WR104.//Nature, vol. 398, p. 487-489, 1999.

102. Regland, Richichi.//IAU No. 169, Heidelberg, 1998.

103. Williams P.M., van der Hucht K.A. Bouchet P., Spoelstra T.A.Th., Eenens P.R.J., Geballe T.R., Kidger M.R. and Churchwell E. Condensation of dust around the Wolf-Rayet star WR 125.//MNRAS, vol. 258, p. 461-472, 1992.

104. Williams P.M., van der Hucht K.A. Kidger M.R., Geballe T.R. and Bouchet P. The episodic dust-maker WR 125-11. Spectroscopy and photometry during infrared maximum.//MNRAS, vol. 266, p. 247-254, 1994.

105. Marchenko S.V., Moffat A.F.J, Grosdidier Y. Dust formation in the hot massive binary HD 192641=WR 137 (WC7+OB).//ApJ, vol. 522, issue I, p. 433-439, 1999.

106. Zubko V.G. On the physical model of dust around Wolf-Rayet stars.// MNRAS, vol. 295, p. 109-118, 1998.

107. Annuk K. Spectroscopic observations of the long-period Wolf-Rayet binaries HD 193793 and HD 192641.//IAU Symposium No 163: p. 231234, 1995.

108. Hackwell J.A., Gehrz R.D., Smith J.R. Infrared light variations of Wolf-Rayet stars.//ApJ, vol.210, p.137-142, 1976.

109. Czyzak S.J., Hirth J.P., Tabak R.G. The formation and properties of grains in the interstellar medium.//Vistas in Astronomy, vol. 25, pt. 4, p. 337-382, 1981.

110. Allen D.A, Swings J.P., Harvey P.M. Infrared Photometry of Nothern Wolf-Rayet stars.//Astron.Astrophys., vol. 20, p. 333-336, 1972.

111. Salpeter E.E. Nucleation and growth of dust grains.//Aph.J., vol. 193, p. 579-584, 1974.

112. Salpeter E.E. Formation and destruction of dust grains.//Ann. Rev. Astron. and Astroph., vol. 15, p. 267-293 , 1977.

113. Harries T.J., Hillier D.J., Howarth I.D. A spectropolarimetric survey of northern hemisphere Wolf-Rayet stars.//MNRAS, vol. 296, p. 10721088, 1998.

114. Williams P.M., Antonopoulou E. Cooling of the newly condensed shell around HD 193793.//MNRAS, vol. 187, p. 183-185, 1979.

115. Moffat A.F.J., Lamontagne R., Williams P., Horn J., Seggewiss W. An eight-year spectroscopic orbit for the WC7+04 Wolf-Rayet binary HD 193793: toward solving the mystery of the infrared out-bursts.//ApJ, vol. 312, p. 807-811, 1987.

116. Usov V.V. Stellar wind collision and dust formation in long-period, heavily interacting Wolf-Rayet binaries,//MNRAS, vol. 252, p. 49-52, 1991.

117. Cohen M. An IRAS-based search for new dusty late-type WC Wolf-Rayet stars.// Astrophys. J. Suppl. Ser., vol. 100, p. 413-432, 1995.

118. Соболев B.B. Курс теоретической астрофизики. M. "Наука", 1967.

119. Fitzpatrick E.L., Savage B.D., Sitko M.L. Ultraviolet, visual, and infrared observations of the WC7 variable HD 193793.//ApJ, vol. 256, p. 578-593, 1982.

120. Lambert D.L., Hinkle K.H. A high-resolution infrared spectrum of the Wolf-Rayet star HD 193793.//Publications of the Astronomical Society of the PAcific, vol. 96, p. 222-225, 1984.

121. Головатый B.B., Сапар A.A., Феклистова T.X., Холтыгии А.Ф. Атомные данные для спектроскопии разреженной астрофизической плазмы. Таллин, 1991.