Исследование быстрой переменности спектров горячих звезд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Костенко, Федор Валерьевич

• Костенко, Федор Валерьевич
• кандидат физико-математических наук
• 2000

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Костенко, Федор Валерьевич

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА 1. Атомные данные.

1.1. Атомные данные, необходимые для анализа звездных спектров.

1.2? Радиационные и столкновительные характеристики атомов и ионов.

1.3. Процессы нагревания и охлаждения плазмы. Установление ионизационного и теплового равновесия.

1.4. Каталоги и базы атомных данных.

ГЛАВА 2. Наблюдательное исследование переменности профилей линий в спектрах ярких OB - сверхгигантов.

2.1. Программа исследования быстрой переменности профилей линий спектров ярких сверхгигантов.

2.2. Предварительная обработка спектров, отождествление линий.

2.3. Атлас спектра звезды a Cam.

2.4. Переменность профилей линий в спектрах a Cam.

2.5. Использование вейвлет-преобразования для анализа переменности спектров звезд.

2.6. Непрерывное вейвлет-преобразование. Использование сплайн-интерполяции для нахождения вейвлет-образов одномерных функций.

2.7. Спектр мощности вейвлет-преобразования.

2.8. Теорема восстановления. Разделение исходного сигнала на крупно-масштабные и мелко-масштабные компоненты.

ГЛАВА 3. Моделирование переменности спектров О -сверхгигантов.

3.1. Основные характеристики звезд.

3.2. Наблюдательные данные о переменности профилей. Модели переменности.

3.3. Модели атмосфер и теория звездного ветра. Облачная модель атмосфер.

3.4. Методы расчета профилей линий. SEI - метод.

3.5. Ионизационная структура атмосфер. Распределение атомов по уровням.

3.6. Моделирование дискретных абсорбционных компонент в спектрах звезд спектрального класса О. Параметры атмосфер ярких сверхгигантов.

3.7. Вейвлет спектр мощности профилей линий в спектре сверхгиганта a Cam.

ГЛАВА 4. Быстрая спектральная переменность звезд типа Вольфа-Райе.

4.1. Общие характеристики звезд. Переменность профилей линий.

4.2. Ионизационная структура однородных и неоднородных атмосфер. Уравнения стационарности.

4.3. Ионизация атомов в неоднородностях (облаках). Вклад облачной компоненты в профили линий.

4.4. Масштабное соотношение для потоков в линиях, образуемых облаками.

4.5. Стохастическая модель атмосфер. Расчет профилей линий в стохастической модели.

4.6. Результаты расчетов профилей линий в рамках стохастической модели.

Сравнение с наблюдаемыми профилями. Параметры облаков в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование быстрой переменности спектров горячих звезд»

Актуальность темы. К настоящему времени получено много наблюдательных свидетельств переменности профилей линий в спектрах горячих звезд высокой светимости на шкале времени от десятков минут до нескольких суток. Несомненный интерес представляют быстрые изменения профилей, происходящие на временах меньших часа и свидетельствующие о возникновении коротко живущих структур (неоднородностей) в протяженных расширяющихся атмосферах этих звезд. В последние годы было установлено, что наличие неоднородностей в атмосферах горячих звезд существенно влияет на скорость потери массы, а, следовательно, и на весь ход эволюции горячих сверхгигантов. Таким образом, наблюдательное и теоретическое изучение быстрых вариаций профилей линий в спектрах этих звезд представляется вполне актуальным.

Краткая характеристика изучаемых объектов

Настоящая работа посвящена исследованию горячих звезд: О В -сверхгигантов и звезд типа Вольфа-Райе (WR) — звезд большой светимости с сильными и широкими 103км/с) эмиссионными линиями в оптическом диапазоне, формирующимися в мощных расширяющихся атмосферах этих звезд.

К образованию звезд WR приводит эволюция звезд с начальной массой превосходящей ~ 40М@ — массивных звезд спектрального класса О. Эти звезды характеризуются мощным истечением вещества на стадии горения водорода в ядре. Значительную роль в процессе эволюции массивных звезд играют процессы перемешивания вещества в их атмосферах [77]. Вследствие интенсивного звездного ветра звезда быстро теряет внешние слои, содержащие, в основном, водород. Внутренние, обедненные водородом слои, "обнажаются" в процессе эволюции.

Общепринятая схема эволюции массивных звезд (см., напр., [106]) выглядит так:

О —> Of —* BSG (или Я - rich WN) —►

LBV —>• WN—► WC—> SN 1.

Здесь Of - звезды сп. класса Of, BSG - голубые сверхгиганты, LBV - яркие голубые переменные, SN - сверхновые звезды, WN и WC - подтипы звезд WR (у первых в спектре сильны линии Не и N, у вторых - Не, С и О).

В статье [70] предложен механизм образования звезд LBV и WR через стадию красного сверхгиганта (RSG) при учете интенсивной потери вещества звездой на ранних стадиях горения гелия в ядре.

О^ Of —► RSG LBV —* —► WC(1) —SN 2.

В современной литературе предполагается, что при начальной массе ~ 60 — 90М@ звезда эволюционирует по схеме (1), а при начальной массе ~ 30 — 60М® - по схеме (2).

Таким образом, изучаемые в настоящей работе объекты - это массивные звезды на различных стадиях эволюции с начальной массой > 30. Их подробные характеристики приведены в главах 3 и 4. Выбор именно этих объектов обусловлен тем, что для них, в отличие от объектов промежуточных стадий эволюции, собран достаточный наблюдательный материал, позволяющий исследовать быструю переменность профилей линий в их спектрах и делать оценки параметров структур, ответственных за появление такой переменности.

Цель работы. Цель работы состоит в проведении и обработке наблюдений звезд указанных типов, поиске быстрой переменности в их спектрах и построении моделей атмосфер горячих звезд, учитывающих наличие неоднородных структур в их атмосферах, а также оценке параметров таких структур (концентрация вещества, размеры, дисперсия скоростей, температура и параметров ансамбля неоднородных структур в атмосферах звезд исследуемых типов (число, распределение по массам и положению в атмосфере).

Содержание работы и используемые методы

Анализ причин переменности профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов требует наличия спектров изучаемых объектов с высоким спектральным и временным разрешениями. Для получения таких спектров необходимо проведение наблюдений на крупнейших телескопах. Такие наблюдения были, в частности, выполнены в рамках международного проекта MUSICOS (многоместная непрерывная спектроскопия, [39]). Подробное описание и результаты наблюдений, проведенных по нашей программе в CAO РАН, приводятся в главе 2. Обработка полученных спектров была выполнена с помощью пакета программ обработки спектров MIDAS. Описание используемой процедуры обработки изложено в главе 2 и приложении III.

Получение и обработка высококачественных спектров исследуемых звезд является базисом для анализа структуры их атмосфер. Стандартным методом теоретического анализа структуры неоднородных атмосфер горячих нестационарных звезд ранних спектральных классов является построение моделей их атмосфер, учитывающих наличие в них не-однородностей. Это осуществляется путем сравнения спектров, получаемых в моделях, с наблюдаемыми. Атмосферы изучаемых звезд рассматривались в рамках так называемой "облачной" модели атмосфер (см., напр., [2, 1, 28, 60, 13]).

В облачной модели атмосфера звезды представляется совокупностью плотных мелкомасштабных неоднородностей (облаков), находящихся в относительно разреженной межоблачной среде с монотонно убывающей наружу плотностью газа. Межоблачное вещество сильно ионизовано, в то время как в облаках сохраняются ионы более низких стадий ионизации. Использование облачной модели позволяет рассчитывать реалистичные ионизационную и тепловую структуры атмосфер и профили линий, формирующихся в неоднородной атмосфере [1, 60, 93]. Предложенная первоначально для звезд типа Вольфа-Райе, облачная модель пригодна и для описания структуры атмосфер всех звезд ранних спектральных классов [13, 14, 61].

Как уже указывалось, быстрая переменность профилей линий в спектрах атмосфер горячих звезд высокой светимости является наблюдательным свидетельством облачной структуры атмосфер данных звезд. Имеется и другие независимые аргументы в пользу справедливости облачной модели атмосфер, появившихся еще до обнаружения переменности профилей линий в спектрах рассматриваемых звезд (см. [28]):

• В двойных системах \¥11+ОВ (в частности, У444 Су§) из анализа атмосферных затмений следует, что непрозрачность оболочки звезды \¥К в инфракрасном диапазоне аномально велика по сравнению с оптическим. При предположении об облачной структуре атмосферы звезды ее непрозрачность в ИК-диапазоне возрастает из-за квадратичной зависимости свободно-свободного поглощения от плотности, что может объяснить данный эффект.

• При расчете ионизационной структуры атмосферы звезды в предположении об ее однородности оказывается, что из-за быстрого падения плотности вещества с расстоянием в атмосфере звезды \¥К не образуется резкой границы между зонами ионизации различных ионов, и атмосфера при небольших изменениях эффективной температуры звезды становится то полностью ионизованной, то полностью нейтральной. Это противоречит наблюдениям - в спектрах звезд \¥К, всегда наблюдается одновременное существование линий элементов различных стадий ионизации. При предположении об облачной структуре атмосферы можно получить устойчивые профили линий элементов различных стадий ионизации, так как из-за различия плотностей в облаках и межоблачной среде в них, как уже указывалось, будут присутствовать элементы различных стадий ионизации.

• В двойных системах \¥!1+ОВ с Р < 20й в предположении об однородной структуре атмосферы звезды \У11 теоретические рентгеновские светимости на один-два порядка выше наблюдаемых. Согласия теории с наблюдениями можно достичь, если предположить, что при сверхзвуковом обтекании спутника ОВ в формировании ударной волны и рентгеновского излучения за ее фронтом принимает участие лишь 20% от потока массы оболочки звезды WR, обтекающего звезду ОВ. Остальные 80% массы могут содержаться в облаках, которые практически беспрепятственно достигают фотосферы звезды ОВ и отдают ей свою кинетическую энергию, которая перерабатывается в излучение в оптическом диапазоне. Ударная волна формируется лишь непрерывной компонентой звездного ветра звезды WR, которая и принимает участие в формировании рентгеновского излучения. В системах с Р > 20d все 100% массы оболочки звезды WR принимают участие в формировании рентгеновского излучения, что можно объяснить тем, что на больших расстояниях от звезды облака "рассасываются" и звездный ветер становится однородным.

Для анализа быстрых изменений профилей нами использовался математический аппарат преобразования малых волновых пакетов (Wavelet transform). Использование этого аппарата (см., напр., [73, 46, 102]) позволяет разделить вклады деталей различных спектральных ширин, соответствующих неоднородностям разных пространственных масштабов, в полные профили линий. Описание метода и его реализация для обработки спектров приводятся в главе 2.

Для расчета спектров изучаемых звезд в рамках облачной модели необходимо провести самосогласованное решение уравнений переноса, движения, статистического и лучистого равновесия. Эта задача является чрезвычайно сложной, поэтому мы вводим существенно упрощающее задачу предположение о том, что распределение температуры и поле скоростей в атмосфере известно. Тогда ионизационная структура атмосферы и распределение атомов по уровням могут быть определены из совместного решения уравнений переноса и уравнений статистического равновесия в газе.

Для решения поставленной задачи требуется знание различных атомных характеристик. В главе 1 описана методика сбора и расчета необходимых для проведения расчетов атомных характеристик. Методы решения задачи определения ионизационной структуры атмосфер звезд рассматриваемых типов описываются в главе 3.

Однако, описанная в главе 3 методика применима только для однородных атмосфер или атмосфер с небольшим числом неоднородностей простой формы. Это является неплохим приближением для атмосфер звезд спектрального класса О, которые обладают большим угловым моментом. Неоднородные структуры зарождаются, по-видимому, около поверхности звезды (см., напр., [64]), вследствие чего в атмосферах звезд класса О преобладают крупномасштабные неоднородности, число которых не слишком велико. В то же время для звезд WR из-за малости их углового момента характерны мелкомасштабные неоднородности в их атмосферах [58]. На подобное разделение масштабов неоднородных структур указывают и наблюдательные данные о переменности профилей линий в спектрах атмосфер звезд рассматриваемых типов (как сама структура переменности, так и вейвлет анализ спектров, см. главы 3 и 4).

Для моделирования структуры атмосфер звезд WR необходим полный расчет ионизационной структуры и спектра выходящего излучения атмосферы, содержащей сотни и тысячи неоднородностей (облаков) с различными размерами и положениями в атмосфере. Прямой расчет спектров атмосфер звезд WR методом, применимым для 0В-сверхгигантов, является нереальным из-за его крайней сложности в этом случае. В то же время проведенный в данной работе анализ показывает, что вклад каждого облака в полный профиль рассматриваемый линии определяется главным образом его массой и положением в атмосфере. Это означает, что для расчета полного вклада в профиль линии всей совокупности облаков достаточно знать функцию распределения облаков по м:ассам и положениям в атмосфере и зависимость вклада облака в полный поток излучения в линии от его массы. Эта зависимость рассмотрена в главе 4.

Наблюдения показывают, что переменность профилей линий в спектрах звезд типа WR можно рассматривать как случайный процесс. Следовательно, можно предположить, что для его моделирования следует использовать статистические методы. Использование этих методов для построения процедуры статистического моделирования ансамбля облаков также рассмотрено в главе 4.

Основные положения, выносимые автором на защиту:

• Результаты обработки спектров звезды a Cam (09.51а) и атлас ее спектра в оптическом диапазоне. Доказательство быстрой переменности профилей линий изучаемой звезды на шкалах времен 5-10 минут и разделение вкладов структур разных масштабов в переменность профиля линии Не IIА 4686 с помощью методов вейвлет-анализа.

• Результаты расчетов ионизационной структура как однородных атмосфер звезд спектральных типов WR и О , так и атмосфер, включающих конденсации.

• Модель формирования дискретных абсорбционных компонент в профилях резонансных линий СIV, Si IV и других ионов, а также переменности фиолетового края этих линий. Оценки параметров конденсаций в атмосферах, формирующих указанные особенности профилей линий в спектрах звезд £ Per, к Cas и a Cam.

• Исследования мелкомасштабной переменности профилей линий спектров звезд типа WR с использованием стохастической облачной модели атмосфер горячих звезд. Оценки параметров ансамбля облаков в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе на основании сравнения наблюдаемых и рассчитанных спектров, а также их вейвлет спектров мощности профилей линии США.

Научная новизна. Данная работа является первым комплексным исследованием, в котором проведено построение неоднородных атмосфер горячих звезд, включающее в себя:

• сбор и расчет атомных констант;

• обработку наблюдений, проведенных специально для изучения быстрой переменности спектров горячих сверхгигантов и анализ результатов с помощью современных математических методов (вейвлет анализ);

• построение общей картины переменности профилей линий в спектрах звезд типа Вольфа-Райе с использованием стохастической облачной модели атмосфер и определение характеристик ансамбля конденсаций в атмосферах.

Теоретическая и практическая ценность. Полученные в работе результаты могут использоваться для газодинамического моделирования атмосфер звезд ранних спектральных классов. Предложенные методы выделения переменных деталей профилей могут быть использованы и при анализе спектров звезд как рассматриваемых в настоящей работе звезд спектрального класса О, так и других спектральных классов.

Апробация работы. Основные результаты диссертации докладывались на 193 Симпозиуме MAC (Пуэрто Валларта, Мексика, 1998г.), на Международной Конференции по изучению ветров у горячих звезд (Тарту, Эстония, 1999г.), на II межвузовском семинаре "Атомные данные для астрофизики" (СПб, 1997г.); на научных семинарах ГАО РАН и кафедры астрофизики СПбГУ.

Публикации. Основные результаты по теме диссертации опубликованы в работах автора [12]; автора и А.Ф.Холтыгина [13, 63], в которых автору принадлежит составление программы для расчета профилей линий в спектрах неоднородных атмосфер 0В-сверхгигантов; автора и А.Ф.Холтыгина [14], А.Ф.Холтыгина, автора и Л.М.Оскиновой [61], А.Ф.Холтыгина, автора, Н.А.Кудряшовой и Л.М.Оскиновой [62], в которой на основе разработанной автором программы определяется ионизационная структура атмосфер звезд WR.

Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка литературы и приложений. Общий объем работы составляет 140 машинописных страниц, включая приложения на 32 страницах. Библиография содержит 112 наименований.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Костенко, Федор Валерьевич

Заключение

В настоящей работе изучается влияние присутствия в атмосферах горячих звезд конденсаций различных масс и размеров на профили линий в спектрах этих звезд. Выполнена обработка спектров сверхгиганта а Саш и исследована переменность профилей линий в спектрах.

Работа состояла из следующих этапов:

• сбора и расчета атомных параметров элементов, профили линий которых имеются в спектрах атмосфер горячих звезд;

• обработки спектров звезд горячих сверхгигантов, отождествления линий и вычисления их эквивалентных ширин;

• составления программ совместного решения уравнения стационарности и уравнения переноса излучения в неоднородных атмосферах горячих звезд с использованием SEI-приближения;

• разработки метода статистического моделирования быстрой переменности профилей линий в спектрах атмосфер звезд WR;

• составления программ анализа переменных профилей линий в наблюдаемых и теоретических спектрах на основании теории вейвлет анализа.

• построения моделей атмосфер горячих звезд, сравнения рассчитанных и наблюдаемых спектров, и определения параметров конденсаций в атмосферах, ответственных за переменность профилей.

В работе получены следующие результаты:

• Проведена обработка спектров звезды a Cam (09.5 la) и составлен ее спектральный атлас в оптическом диапазоне. С помощью методов вейвлет-анализа разделены переменные детали профиля линии Hell А 4686 различных масштабов.

• Рассчитана ионизационная структура атмосфер звезд спектральных типов WR и О как для однородных атмосфер, так и для атмосфер с плотными конденсация в них.

• В рамках облачной модели рассчитаны профили УФ резонансных линий СIV # (АА 1548.195, 1550.770/lA) и Si IV (АА 1396.747,1402.770АА) в спектрах OB - сверхгигантов при различных значениях параметров атмосфер и неоднородностей в них.

Показано, что в рамках предложенной модели можно объяснить переменность профилей резонансных УФ линий СIV и Si IV и приведена оценка параметров неоднородных оболочек для звезд ( Per, к Cas и a Cam.

• Исследована мелкомасштабная переменность профилей линий спектров звезд типа WR в рамках стохастической облачной модели атмосфер горячих сверхгигантов. Показано, что в рамках этой модели можно объяснить общий характер временной эволюции профилей. На основании сравнения наблюдаемых и рассчитанных спектров, а также их вейвлет спектров мощности сделаны оценки параметров ансамбля облаков в атмосферах звезд Вольфа-Райе.

Таким образом, показано, что в рамках предложенной модели можно объяснить образование и общий характер временной эволюции профилей. Сделан вывод, что рассмотренная модель неоднородных оболочек в атмосферах может быть использована для моделирования дискретных абсорбционных компонент, наблюдаемых в профилях резонансных линий СIV, Si IV и других ионов в спектрах горячих звезд.

В настоящее время работы по нахождению параметров звездных атмосфер с неод-нородностями ведутся как при проведении наблюдений на крупнейших телескопах (в частности в рамках программы MUSICOS), так и путем теоретического моделирования спектров и сравнения их с наблюдаемыми. Разработанные в ходе работы программы предполагается в дальнейшем использовать при построении моделей атмосфер, основанных на современных методах решения проблемы переноса излучения в линиях и континууме [104, 105, 52, 9], разрабатываемых в Астрономическом институте Санкт-Петербургского университета.

Рассмотренные методы исследования профилей линий в спектрах неоднородных атмосфер горячих звезд могут быть использованы для решения проблемы образования структур различных масштабов в их атмосферах. Эта проблема, в настоящее время еще плохо изучена, но она обещает быть одной из наиболее важных и интересных проблем в астрофизике в ближайшие годы.

Автор благодарит В.Г.Горбацкого за руководство работой. Особую признательность автор выражает А.Ф.Холтыгину за постоянную помощь при ее выполнении, а также за внимательное прочтение рукописи и сделанные замечания по ее содержанию. Автор благодарит Н.А.Кудряшову за помощь в обработке наблюдений.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Костенко, Федор Валерьевич, 2000 год

1. И.И.Антохин, Т.Нугис, А.М.Черепащук 1992, Астрон.ж., 69, 516 |2] И.И.Антохин, А.Ф.Холтыгин, А.М.Черепащук 1988, Астрон.ж., 65, 558

2. Н.М.Астафьева 1996, Успехи физических наук, 166, 1145

3. Е.А.Барсукова, И.Л.Лебедева, К.Б.Чартишвили, Е.Л.Чендов, 1980, Астрофизика,16,34 ''.г / ■■.1 1

4. Л.А.Вайнштейн, В.П.Шевелько Структура и характеристики ионов в горячей плазме. М., Наука, 1986

5. Г.А.Галазутдинов DECH 2.0, Препринт CAO, 1996

6. В.В.Головатый, Т.Феклистова, А.Сапар, А.Ф.Холтыгин Каталог атомных данных для разреженной астрофизической плазмы, 1991, Таллинн, изд. АН Эстонии

7. В.Г.Горбацкий, Космическая газодинамика, М., Наука, 1977

8. С.И.Грачев, Докт. дисс., СПб, 199910. В.П.Гринин, Астрофизика,

9. В.В.Иванов Перенос излучения и спектры небесных тел. М., Наука, 1969

10. Ф.В.Костенко 1998, Материалы II семинара "Атомные данные для астрофизики", СПб, с.9

11. Ф.В.Костенко, А.Ф.Холтыгин 1998, Астрофизика, 41, 423

12. Ф.В.Костенко, А.Ф.Холтыгин 1999, Астрофизика, 42, 373

13. Н.А.Кудряшова, А.Ф.Холтыгин 2000, Астрофизика, в печати

14. Д.Михалас Звездные атмосферы. М., Мир, 1982. В 2 Т.

15. Т.Нугис 1988, Звезды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты,. Таллин, с.10

16. В.Е.Панчук, В.Г.Клочкова, И.Д.Найденов, Э.А.Витриченко, Н.А.Викульев, В.П.Романенко, 1999, Препринт CAO, №139

17. М.Погодин, 1990, Астрофизика, 32, 371

18. З.Б.Рудзикас, А.А.Никитин, А.Ф.Холтыгин Теоретическая атомная спектроскопия. Изд. ЛГУ, 1990

19. И.И.Собельман Введение в теорию атомных спектров. М., Наука, 1977

20. В.В.Соболев Движущиеся оболочки звезд. Изд. ЛГУ, 1947

21. А.Р.Стриганов, Н.С.Свентицкий Таблицы спектральных линий нейтральных и ионизованных атомов. М., Атомиздат, 1966

22. А.Ф.Холтыгин 1998, Материалы II семинара "Атомные данные для астрофизики", СПб, с.22

23. А.Ф.Холтыгин 1988, Публик.Тарт.Обс., 89, 105

24. А.Ф.Холтыгин 1988, Публик.Тарт.Обс., 89, 109 ■

25. А.Ф.Холтыгин Канд.дисс. Л., 1981

26. А.М.Черепащук 1990, Астрон. ж., 67, 955

27. D.C.Abbott 1982, Astrophys.J., 263, 723

28. H.Ando 1991, ESO Conference and Workshop proceedings №36, 303

29. D.Baade 1991, ESO Conference and Workshop proceedings №36

30. D.Baade, L.A.Balona 1994, Pulsation, Rotation and Mass Loss in Early-Type Stars, 311

31. R.H.Barba, V.S.Niemela, N.I.Morrell 1997, Luminous Blue Variables: Massive Stars in Transition, ASP Conf. Series., 120, 238

32. C.S.Beals 1929, Monthly Notices of R.A.S., 90, 202

33. J.Breysacher, et al. 1997, Astron.Astrophys., 326, 976

34. J.C.Brown, et al. 1995, Astron. Astrophys., 295, 725

35. J.I.Castor, D.C.Abbott, R.I.Klein 1975, Astroph.J., 195, 157

36. J.LCastor 1970, Monthly Notices of R.A.S., 149, 111

37. C.Catala, et al. 1993, Astron.Astrophys., 275, 245

38. E.L.Chentsov, F.A.Musaev, G.A.Galazutdinov 1996, Bull.Spec.Astrophys.Obs., 39, 101

39. M.J.Clement 1994, Pulsation, Rotation and Mass Loss in Early-Type Stars, 117

40. P.S.Conti, C.D.Garmany 1980, Astroph.J., 238, 190

41. P.S.Conti, V.S.Niemela 1979, Astroph.J., 228, 206

42. S.R.Cranmer, S.P.Owocki 1996, Astroph.J., 462, 469

43. M.J.Dalton, P.A.Crowther, A.J.Willis 1995, Proceedings IAU Symposium №163, 154

44. I.Daubechies, Ten lectures on Wavelet, SIAM, Philadelphia, 1992

45. J.E.Drew 1985, Monthly Notices of R.A.S., 217, 867

46. T.Eversberg, S.Lepine, A.F.J.Moffat 1998, Astron.Astrophys., 494, 799

47. V.V.Golovatyj, et al. 1997, Astron. Astroph. Transactions, 12, 85

48. W.-R.Hamman, L.Koesterke, U.Wessolowski 1993, Astron.Astrophys., 274, 397

49. H.Henrichs, L.Kaper, J.S.Nichols 1994, Astron.Astrophys., 285, 565

50. D.J.Hillier 1995, Proceedings IAU Symposium №163, 116

51. D.J.Hillier 1989, Astrop.J., 347, 392

52. D.J.Hillier 1991, Astron.Astrophys., 247, 455

53. I.D.Howarth, R.K.Prinja 1989, Astrop.J.Suppl., 69, 527

54. I.D.Howarth, R.K.Prinja, D.Massa, 1995, Astrop.J.L., 452, L65

55. L.Kaper, et al. 1997, Astron.Astrophys., 327, 281

56. L.Kaper 2000, Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars: Observations and Theory, ASP Conf. Series, 204, 3

57. A.F.Kholtygin 1994, Proceedings IAU Symposium №162, 505

58. A.F.Kholtygin 1995, Proceedings IAU Symposium №163, 160

59. A.F.Kholtygin, F.V.Kostenko, L.M.Oskinova 1999, Proceedings IAU Symposium №193, 528

60. A.F.Kholtygin, F.V.Kostenko, N.M.Kudryashova, L.M.Oskixiova 2000, Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars: Observations and Theory, ASP Conf. Series, 204,227

61. A.F.Kholtygin, F.V.Kostenko 2000, Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars: Observations and Theory, ASP Conf. Series, 204, 233

62. A.de Koter, H.J.G.L.M.Lamers, W.Schmutz 1996, Astron.Astrophys., 306, 501

63. L.V.Kuhi 1973, Proceedings IAU Symposium №49, 205

64. H.J.G.L.M.Lamers, M.Cerruti-Sola, M.Perinotto 1987, Astroph.J., 314, 726

65. H.J.G.L.M.Lamers, D.C.Morton 1976, Astroph. J.Suppl., 32, 715

66. H.J.G.L.M.Lamers, J.B.Rogerson 1978, Astron.Astrophys., 66, 417

67. H.J.G.L.M.Lamers, et al. 1988, Astroph.J., 325, 342

68. H.J.G.L.M.Lamers, M.de Groot, A.Cassatella 1983, Astron.Astrophys., 123, L8

69. H.J.G.L.M.Lamers, C.Leitherer 1993, Astroph.J., 412, 771

70. H.J.G.L.M.Lamers 2000, Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars: Observations and Theory, ASP Conf. Series, 204,

71. S.Lepine 1994, Astroph. Space Sei., 221, 371

72. S.Lepine, A.F.J.Moffat, R.N.Henriksen 1996, Astroph.J., 466, 392

73. S.Lepine, A.F.J.Moffat 1999, Astroph.J., 514, 909

74. L.B.Lucy, P.M.Solomon 1970, Astroph.J., 159, 879

75. A.Maeder 1998, Properties of Hot, Luminous Stars, Proc. Boulder-Munich Workshop II, ASP Conf. Series, 131, 85

76. S.V.Marchenko, A.F.J.Moffat 1999, Astron.Astrophys., 341, 211

77. A.F.J.Moffat, C.Robert 1994, Astroph.J., 421, 310

78. A.F.J.Moffat, C.Robert 1992, Nonisotropic and Variable Outflows from Stars, ASP Conf. Series, 22, 203

79. A.F.J.Moffat, et al. 1994, Astroph. Space Sei., 216, 55

80. A.F.J.Moffat, et al. 1998, Properties of Hot, Luminous Stars, Proc. Boulder-Munich "Workshop II, ASP Conf. Series. 131, 437

81. A.F.J.Moffat, S.Lepine 2000, Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars: Observations and Theory, ASP Conf. Series, 204, 15

82. D.C.Morton 1991, Astroph.J.Suppl., 77, 119

83. H.H.Muhlethall, H.Nussbauer 1976, Astron.Astrophys., 48, 109

84. D.J.Mullan, 1984, Astroph.J., 284, 769

85. D.J.Mullan, 1986, Astron.Astrophys., 165, 157

86. S.N.Nahar, A.K.Pradhan 1997, Astroph.J.Suppl., Ill, 339

87. R.M.Nasser, Y.P.Varshni 1985, Astron.Astrophys.Suppl., 60,-325

88. T.Nugis 1990, Tartu Obs.Teated, 53, 79

89. T.Nugis 1991, "Wolf-Rayet Stars and Interrelations with other Massive Stars in Galaxies",77

90. T.Nugis 1991, "Evolution of Stars: The Photospheric Abundance Connection", 209

91. L.M.Oskinova, A.F.Kholtygin, T.Feklistova 1994, Baltic Astronomy, 3, 260

92. S.P.Owocki 1988, Astroph.J., 335, 914

93. S.P.Owocki 1994, Astroph. Space Sci., 221, 3

94. S.P.Owocki 1994, in Proc. IAU Symp. No. 162, 475

95. S.P.Owocki 1995, Proceedings IAU Symposium №163, 345

96. A.Pasquali, et al. 1997, Astroph.J., 478, 340

97. R.K.Prinja, I.D.Howarth, 1988, Monthly Notices of R.A.S., 233, 123

98. R.Prinja, 1998, in Proc. ESO Symp. "Cycl. Var. in Stellar Wind", 196

99. G.B.Rybicki, S.P.Owocki, J.I.Castor, 1990, Astroph.J., 349, 274

100. S.Rauzy, M.Lachieze-Rey, R.N.Henriksen 1993, Astron.Astrophys., 273, 357

101. J.Reader, C.H.Martin, W.L.Wiese, G.A.Martin, 1980, Wavelenghts and Transition Probabilities for Atoms and Atomic Ions, NSRDS-NBS 68, Washington, USA, V.406

102. G.B.Rybicki, D.G.Hummer 1991, Astron.Astrophys., 245, 171

103. G.B.Rybicki, D.G.Hummer 1992, Astron.Astrophys., 262, 209

104. G.Schaller, et al. 1992, Astron.Astrophys. Suppl., 96, 269

105. R.E.Shulte-Ladbeck, P.R.J.Eenens, K.Davis 1995, Astroph.J., 454, 917

106. J.H.Telting, L.Kaper, 1994, Astro.Astrophys., 284, 515

107. J.P.Williams, L.Blitz 1993, Astroph.J., 405, L75

108. A.J.Willis 1982, Monthly Notices of R.A.S., 198, 897

109. A.J.Willis 1991, Proceedings IAU Symposium №143, 265

110. A.J.Willis, et al. 1998, Properties of Hot, Luminous Stars, Proc. Boulder-Munich Workshop II, ASP Conf. Series., 131, 6