Курс теоретической астрофизики

Соболев Виктор Викторович

Следует ещё отметить, что космогоническая роль планетарных туманностей, по-видимому, довольно велика. К настоящему времени обнаружено около 600 таких объектов, однако их общее число в Галактике, вероятно, не менее 10 000. По мере расширения туманности она перестаёт быть видимой и, как уже говорилось, средняя продолжительность существования туманности порядка 10 000 лет. Отсюда следует, что ежегодно в Галактике исчезает (т.е. делается ненаблюдаемой) в среднем одна туманность. Вместе с тем каждый год должна, очевидно, одна туманность возникать. А так как возраст нашей Галактики порядка 10^1 лет, то всего в Галактике должно было возникнуть (а

затем исчезнуть) примерно 10^1 туманностей. Поэтому мы можем сделать вывод, что значительная часть звёзд была когда-то ядрами планетарных туманностей.

ЛИТЕРАТУРА К ГЛАВЕ V

Воронцов-Вельяминов Б. А. Газовые туманности и новые звёзды.— М.: Изд-во АН СССР, 1948.

Гурзадян Г. А. Планетарные туманности.— М.: Физматгиз, 1962.

Aller L., Liller W. Planetary Nebulae, 1968 (русский перевод: Аллер Л., Лиллер У. Планетарные туманности.— М.: Мир, 1971).

Соболев В. В. Физика планетарных туманностей.— В кн.: «Вопросы космогонии», т. VI.— М.: Изд-во АН СССР, 1958.

Мензел Д., Бэкер Д., Аллер Л., Шортли Д., Хэбб М., Гольдберг Л. Физические процессы в газовых туманностях.— М.: Изд-во иностр. лит., 1948.

Амбарцумян В. А. Научные труды, т. I.— Ереван: Изд-во АН АрмССР, 1960.

Киппер А. Я. Свечение газовых туманностей.— В кн.: «Вопросы космогонии», т. IV,— М.: Изд-во АН СССР, 1955.

Соболев В. В. Диффузия излучения в газе.— В кн.: «Теория звёздных спектров».— М.: Наука, 1966.

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

Никитин А. А., Рудзикас 3. Б. Основы теории спектров атомов и ионов.— М.: Наука, 1983.

Глава VI НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Огромное большинство звёзд обладает абсорбционными спектрами, не меняющимися заметно с течением времени. Атмосферы этих звёзд были подробно рассмотрены в гл. I и II. При этом, в согласии с наблюдательными данными, допускалось отсутствие в атмосферах каких-либо нестационарных процессов. Правда, пример Солнца показывает, что такие процессы в действительности происходят (пятна, протуберанцы и т.д.). Однако их масштаб сравнительно невелик и они не влияют на наблюдаемые характеристики всей звезды.

В то же время наблюдениями обнаружено большое число звёзд с сильными и быстрыми изменениями спектра и блеска. Характерной чертой таких звёзд является наличие в их спектрах ярких линий. Очевидно, что во внешних слоях этих звёзд происходят нестационарные процессы значительных масштабов. Как показали подробные исследования, эти процессы связаны с выбрасыванием из звезды больших количеств вещества. В результате вокруг звезды образуется расширяющаяся оболочка, в которой и возникают яркие спектральные линии.

Звёзды, выбрасывающие вещество, весьма разнообразны. Одни звёзды выбрасывают вещество более или менее непрерывно в течение длительного времени. К ним, в частности, относятся звёзды типов Вольфа — Райе, P Лебедя и Be. В других случаях выбрасывание вещества из звезды носит характер взрыва. С таким процессом мы встречаемся при вспышках новых звёзд. Особенно большие количества вещества и энергии выделяются при вспышке сверхновой звезды, представляющей собой одно из самых грандиозных явлений в Галактике.

Звёзды указанных типов являются наиболее замечательными представителями нестационарных звёзд. Их изучение составляет очень важную задачу астрофизики, так как оно в сильной степени способствует выяснению

природы звёзд и путей их развития.

Физические условия в оболочках нестационарных звёзд в некоторых отношениях близки к условиям в газовых туманностях. Поэтому при рассмотрении нестационарных звёзд мы часто будем пользоваться результатами, изложенными в предыдущей главе.

§ 28. Звёзды с яркими спектральными линиями

1. Звёзды ранних классов с яркими линиями.

Звёздные спектры с яркими линиями относятся преимущественно либо к самым ранним, либо к самым поздним классам (мы не говорим сейчас о новых и родственных им звёздах). Из них наиболее полно изучены звёзды ранних классов с яркими линиями, т.е. звёзды типов Вольфа — Райе, P Лебедя и Be. В основном это объясняется меньшей сложностью физических процессов, протекающих в атмосферах указанных звёзд.

Звёзды типа Вольфа — Райе (WR) по степени возбуждения и ионизации атомов соответствуют спектральному классу O. Их спектры состоят из наложенных на непрерывный фон широких эмиссионных полос H, He I, He II, C III, N III и других атомов с очень высокими потенциалами ионизации. С фиолетовой стороны некоторых из ярких полос видны слабые линии поглощения. Ширина ярких полос составляет несколько десятков ангстрем, а интенсивность внутри полосы иногда в 10—20 раз превосходит интенсивность непрерывного спектра. Поэтому энергия, излучаемая звездой в ярких линиях, оказывается сравнимой с энергией, излучаемой в непрерывном спектре (в видимой или фотографической области). Билс установил, что спектры звёзд WR разделяются на две последовательности: азотную и углеродную. В спектрах первой последовательности имеются полосы азота в разных стадиях ионизации, но нет полос углерода и кислорода; в спектрах второй последовательности содержатся полосы углерода и кислорода в разных стадиях ионизации, но нет полос азота. Степень возбуждения и ионизации атомов в обеих последовательностях примерно одинакова. Впоследствии были обнаружены спектры типа WR с полосами и азота, и углерода. Все же следует считать, что в одних спектрах WR интенсивнее линии азота, в других — углерода.

Звёзды WR часто оказываются компонентами спектрально-двойных систем. Некоторые из них являются затменными переменными. Изучение таких систем дало много ценных сведений о звёздах WR. Так, было найдено, что их массы порядка 10 масс Солнца.

Визуальные абсолютные величины звёзд WR порядка -3^m Эти звёзды — одни из самых ярких объектов Галактики. Однако спектрами WR обладают также новые звёзды через несколько лет после вспышки и некоторые ядра планетарных туманностей. Указанные звёзды значительно слабее собственно звёзд WR Их визуальные абсолютные величины равны в среднем +5^m.

К звёздам WR примыкают звёзды типа P Лебедя, принадлежащие к спектральному классу B. В спектрах этих звёзд, как и в спектрах звёзд WR, видны яркие линии, приблизительно симметричные относительно центральных частот и ограниченные с фиолетовой стороны линиями поглощения (рис. 35, а). Однако, в отличие от спектров WR, ширина ярких линий в этом случае не так велика, а линии поглощения, наоборот, гораздо более интенсивны.

Рис. 35