1tom - 0259.htm
331
ионного дифференц. ур-нмя сводится ц решению поли-вейного В. у.
Лит.: М о р с Ф., Ф г; m б а х Г., Методы теоретической физики,'∙пер, с англ., т. 1, М.( J958; Т р и к о м JT Ф., Интегральные ураиш'нил, тм-р. с англ., М., 19(10; В л а п и м и-р о и В. С,, Уравш'пия математической физики, 4 и.чд., М., 1981. С. В. Моло&цоо.
ВбЛЬФА ЧИСЛА ≈ относительные числа солнечных пятен, определяются как R≈k (/Н-10#), где / ≈ число пятен на видимой полусфере Солнца, 8 ≈ число групп пятен, fc ≈ коэфф, порядка 1, зависящий от условий наблюдении и приводящий конкретный ряд наблюдений к стандартному. Введены Р. Вольфом (R. Wolf) в сер. 19 в. В.ч. используются как характеристика пятпообра-зоват. деятельности Солнца и вообще уровня солнечной активности. Пределы изменений В, ч.≈ от 0 до прибл. 300 (и дни ншс-рмх высоких максимумов солнечных циклоп). Для статистич. исследований употребляются только среднемесячные и среднегодовые Б.ч. В качестве индексов солнечной активности используются также площади солнечных пятен, поток радиоизлучения Солнца на волне 10,7 см, поток рентг. излучения о диапазоне 2≈8 А и др.
ВОЛЬФА≈РАЙЕ ЗВ╗ЗДЫ (WR) ≈ открыты в 1867 М. Вольфом (М. Wolf) и Ж. Райе (G. Rayet). Известно св. 300 таких объектов в нашей Галактике и др. близких галактиках. Спектры зв╦зд \\\\R содержат очень яркие и широкие линии излучения элементов Но, Н, а также N, С и О в равных стадиях ионизации (HI, Hel, ITcII, N111 ≈NVt GUI≈CIV, OIII≈0V). Ширины линий достигают нсск, им (что соответствует в шкале скоростей --'1000 км/с; см. Уширение спектральных линий], интенсивность излучения в центре линий иногда в 10≈20 раз превосходит интенсивность соседних участков непрерывного спектра. Для возбуждения линейчатого спектра зв╦зд \\VR требуется темп-pa --106 К (потенциалы ионизации и возбуждения соответствующих атомов и ионов лежат в диапазоне от 10 до 100 зВ). В то же время распределения интенсивности в непрерывных спектрах этих зв╦зд соответствуют цветовой темп-ре ~104 К. Это говорит о сильной температурной Стратификации и аномальном строении атмосфер этих эк╦зд. Зв╦зды WR делятся на две последовательности: азотную (класс WN) и углеродную (класс WC), В спектрах зв╦зд \\VN содержатся в осн. линии азота, в спектрах зв╦зд WC ≈ углерода и кислорода. И н тех и в других линии водорода слабее линий гелия, что, по-видимому, свидетельствует о преимущественном гелиевом хим. составе зв╦зд WR.
Спектры зв╦зд WR схожи со спектрами объектов иной природы ≈ новых звезд во нремя вспышек, ядернск-рых Планетарных туманностей^ что отражает сходство про^ цсссов возбуждения г.пектров в атмосферах этих объектов с процессами, протекающими в зв╦здах WR.
Вопрос о происхождении амисспонного линейчатого сттиктра зв╦зд WR окончательно не реш╦н. Для его решения привлекаются в осн. две альтерпатинныо модели протяж╦нной атмосферы: небулярная и х р о м о с ф е р н о - к о р о и а л ь и а я. 11 небулярной модели протяж╦нная атмосфера звезды WR трактуется как малая планетарная туманность; гл. процессами возбуждения эмиссионных линий являются радиатквныо процессы ≈ ионизация и возбужденно атомов и ионов К В-излучением горячего (Т1-" 10й К) «ядра» зиезды WR с последующими каскадными рекомбинациями при сранпптолыю низкой (∙≈Ю* К) кинстич. темп-ре электронов. R хромосферно- корона льлпп модели наличие высокой темп-ры у «ядра» звезды WR не обязательно, а гл. механизм возбуждения эмиссионных линий ≈ электронные удары при высокой {'"-Ю" К) электронной томп-ро вощсстна протяженной атмосферы. Ряд новых иаблвддат. данных о преобладающей роли радиатикных процессов суще-стценно сужает диапазон возможных моделей атмосфер звезд WR и позволяет отдать предпочтение небулярной модели.
Для яв╦'лд WR характерна сильная концентрация к плоскости Галактики, они часто проецируются на молодые рассеянные зв╦здные скопления и ОВ-ассо-циации (ло^раст к-рых ~10В≈107 лет} и, следовательно, янллются абсолютно молодыми объектами. Многочиол. факты указывают на то, что это ≈ горлчмо массивные звезды высокой свотимости (Т~ 105 К, Ш1^Ю≈20 Ш10, L~105 Л0, где ЗП0и£0 ≈ масса и светимость Солнца).
Л частности, светимость зв╦зд WR в рентг. диапазоне но превышает 1033 эрг/с и соответствует рентг. светимости обычных О В-зв╦зд. Лбе. зв╦'вдныс величины зв╦зд WR достигают ≈6,8'л. Атмосферы зв╦зд WR очень протяженны, их вещество истекает в межзв╦здное пространство со скоростями ≈'1000 км/с, ежегодная потеря массы составляет ∙≈'10^5Ш1^.
Ок. 50% зв╦зд WR ≈ тесные двойные системы. н к-рых второй компонент ≈ массивная (^20≈30 QJta)
ОВ-звезда. У более 10 зв╦зд WR, ранее считавшихся одиночными, открыта слабая периодич. фотометрическая и спектральная переменность. Это, по-видимому, означает, что мн. зв╦зды WR, считаншиеся одиночными, на самом деле являются тесными двойными системами, содержащими в качестве спутников маломассивпыс (я^1≈3 ОЛгО объекты. Согласно совр. эволюц, представлениям, опи могут быть релятивистскими объектами (нейтронными зв╦здами или ч╦рными дырами}, аккрецирующими вещество мощного зв╦здного ветра зв╦зд WR (см. Аккреция).
Анализ данных наблюдений покалывает, что зв╦зды WR являются гелиевыми остатками первоначально очень массивных («30≈50 OJbrJ Зв╦зд, потерявших
значит, часть (^20≈30 2010) своей массы в процессе
эволюции. Поэтому они, будучи объектами молодыми, находятся, по-видимому, на коночном этапе своей эволюции: на стадии исчерпания запасов ядерной энергии, после к-рой через ~10Й лет должен следовать коллапс звезды с образованием релятивистского объекта {см. Эволюция зв╦зд). Как возможные прародители нейтронных зв╦яд и ч╦рных дыр, зв╦зды WR привлекают к себе пристальное внимание исследователей. Особенно интересные результаты получены в области па-блюдят. и теоретич. исследований зв╦зд WR в тесных двойных системах. Развит эволюц. сценарий для массивных двойных систем, согласно к-рому в таких системах из-за обмена веществом между компонентами может дважды реализовываться стадия звезды WR: до стадии решт. двойной системы (типа Cyg X≈1) и после этой стадии (см. Тесные двойные зв╦зды.}.
Лит.: РуОлевС. В., ЧерегтащукА, М,, Звезды Вольфа≈Райе, Б кн.: Явления перста ционаретости и зиогщшш нволюция, М., 1974; Зиеады и звсгщные системы, M.t 1981.
Л, М. Черепащук.
ВОЛЬФРАМ (Wolf ram him), W,≈ хим. элемент VI группы периодич. системы элементов, ат. помер 74, ат. масса 183,85. Природный В. содержит 5 стабильных изотопов: 180W (0,13%), IOTW (2Г>,3%), 183W (14,3%), 184W (30,67%) и 180W (28,6%). Из искусств, изотопов наиб, нажпы р-радиоактивныо 1S5W (^1/2"^Г)^ СУТ) и 187W (Г1/2 - 23,9 ч), а также 181W (Г1/4 = 121,2 сут). Конфигурация внеш. электронных оболочек 5$2р^46д'2. Энергии последоват. ионизации равпы соответственно 7,98 и 17,7 эВ; предполагаемые энергии 3-й, 4-й. 5-й и 6-й иони-зацлй ≈ 24, 35, 4S и В1 ;)В. Мсталлич. радиус 0,140 нм, радиусы ионов W*+ O.OIJ8 ЕМ и \\УЬ+ 0,005 ям. Значение элсктроотриндтельности 1,7.
Свободный В.≈ сиотло-серьтй металл с к у бич. объ╦мио-цснтрир. реш╦ткой, параметр к-poii а ≈ = 0,31«47 нм. Плотность 19,35 кг/дм3, /Пл=^34200С (выше ≈только у графита), ^кип = ок. 5680"С; теплота плавления 192 кДж-кг-1, теплота испарения 4007 кДм-кг"1, уд, тепло╦мкость 0,130 кД?к кг"1^?"1 (лри О≈ 1000°С). Кооф. термич. расширения В. HHJOK (5,5-Ю-8 при 20≈300°С). Теплопроводность 154 Вт/(м.К)
CL
9
337
Фиинчгскал опциилппоцил, т. 1
")
}
