Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
Полученный результат представляет значительный интерес для космогонии. Так как массы звёзд WR порядка 10 масс Солнца, то в стадии WR звезда не может пребывать более миллиона лет. Если же принять во внимание, что мы не знаем звёзд, массы которых превосходят массы звёзд WR (за исключением родственных им звёзд класса O), то можем сделать предположение, что рассматриваемые звёзды возникли непосредственно из дозвёздной фазы вещества и притом совсем недавно. Такое предположение подтверждается и тем, что большинство звёзд WR входит в состав звёздных ассоциаций, которые, как известно, по ряду признаков считаются очень молодыми образованиями.
Формула (28.41) позволяет также оценить массу, теряемую ежегодно звёздами типов P Лебедя и Be. Она оказывается порядка 10 M
По относительным интенсивностям эмиссионных линий в спектрах звёзд WR можно получить некоторые сведения о химическом составе их оболочек. Делается это путём сравнения наблюдённых интенсивностей линий с теоретическими интенсивностями, определёнными на основе решения системы уравнений (28.17) или (28.18). Таким путём, в частности, было найдено, что в оболочках звёзд WR число атомов гелия в несколько раз превосходит число атомов водорода. Этим оболочки звёзд WR существенно отличаются от атмосфер обычных звёзд и газовых туманностей, в которых отношение числа атомов гелия к числу атомов водорода является обратным. Другая особенность оболочек звёзд WR, как мы помним, заключается в том, что в одних из них много азота, но мало углерода и кислорода, а в других — много углерода и кислорода, но мало азота. Таким образом, химический состав оболочек звёзд WR следует считать весьма аномальным.
По отношению интенсивностей эмиссионных линий к интенсивности непрерывного спектра могут быть определены температуры звёзд WR. Для этого используется метод Занстра, подробно изложенный в предыдущей главе. Точнее говоря, температура звезды находится из уравнения (22.29), применённого к различным атомам. В табл. 45 приведены температуры звёзд WR, полученные Б. А. Воронцовым-Вельяминовым [3]. В первом столбце даны номера звёзд по каталогу HD, в последующих столбцах — температуры звёзд (в тысячах кельвинов), найденные по линиям разных атомов (ниже символов атомов приведены их потенциалы ионизации в эВ).
Таблица 45
Температура звёзд WR (в тысячах кельвинов)
Звезда
He I
24,5
C III
или
N III
47,7
He II
54,2
C IV
64,2
N IV
77,0
T
c
HD 192163
32
65
73
–
84
15
HD 191765
35
62
69
–
75
15
HD 193077
29
51
59
–
74
13
HD 193576
29
48
60
–
62
14
HD 192103
33
64
63
69
–
12
HD 192641
–
59
55
70
–
7
Мы видим, что температуры звёзд WR, определённые указанным методом, весьма высоки. Вместе с тем из таблицы следует, что температуры одной звезды, найденные по линиям разных атомов, различны. В основном это вызвано занижением температур при их определении по линиям атомов со сравнительно низкими потенциалами ионизации. Такие атомы (в частности, водород и гелий) сильно ионизованы в оболочках звёзд WR и поэтому поглощают лишь небольшую часть энергии звезды за границами своих основных серий. Например, подсчёты показывают, что оптическая толщина оболочки звезды WR за границей лаймановской серии порядка 0,01. Поэтому температуры, определённые по линиям водорода, и оказываются очень низкими для
В последнем столбце табл. 45 приведены значения спектрофотометрических температур звёзд WR. Мы видим, что они гораздо ниже температур, найденных методом Занстра. Объясняется это тем, что в оболочках звёзд WR в результате переработки высокочастотного излучения образуются не только эмиссионные линии, но и непрерывный спектр, распределение энергии в котором соответствует весьма низкой температуре. Однако в случае звёзд WR непрерывный спектр образуется более сложным путём, чем в случае звёзд Be. Это обусловлено большей мощностью оболочек звёзд WR, вследствие чего они играют роль не только «атмосферы», но и «фотосферы».
Мы видели, что из звёзд типов Вольфа — Райе, P Лебедя и Be происходит мощное истечение вещества, проявляющееся в наличии эмиссионных линий в видимой части спектра. Однако истечение вещества происходит не только из упомянутых звёзд, но также и из других звёзд ранних спектральных классов (правда, в меньших количествах). Об этом свидетельствуют наблюдения ультрафиолетовых спектров звёзд, выполненные с помощью телескопов, установленных на спутниках. В таких спектрах присутствуют интенсивные резонансные линии, возникающие в самых верхних слоях атмосферы. Так как эти линии имеют профили, характерные для звёзд типа P Лебедя, то истечение вещества не вызывает сомнения (оно часто называется «звёздным ветром»). Интерпретация ультрафиолетовых спектров горячих сверхгигантов на основе изложенной выше теории приводит к заключению, что скорости истечения доходят до 1500 км/с, а количество вещества, теряемого звездой за год, составляет 10…10 M. Истечение вещества из этих звёзд объясняется световым давлением, возникающим при поглощении излучения звезды в спектральных линиях.
6. Звёзды поздних классов с яркими линиями.
Кроме рассмотренных выше звёзд типов WR, P Лебедя и Be, эмиссионные линии встречаются также в спектрах звёзд поздних классов. К ним принадлежат долгопериодические переменные, звёзды типа Z Андромеды и др.
Изменение блеска и спектра долгопериодических переменных происходит с периодами порядка года. Амплитуды изменения блеска составляют несколько звёздных величин. В эпоху около максимума блеска в спектре видны яркие линии водорода и ионизованного железа, в эпоху около минимума блеска — яркие линии нейтрального железа. Большинство долгопериодических переменных относится к спектральному классу M, из них приблизительно 80% обладает яркими линиями в спектрах.
Как показывают наблюдения, яркие линии в спектрах долгопериодических переменных возникают в более глубоких слоях атмосферы, чем линии и полосы поглощения. Это следует из того, что излучение в линиях водорода частично поглощается в атмосфере звезды. Некоторые бальмеровские линии разделены на ряд компонент, что вызвано поглощением излучения в этих линиях атомами металлов. В спектрах звёзд Me наблюдается необычное распределение интенсивностей среди членов бальмеровской серии, объясняемое поглощением излучения водорода в полосах окиси титана. В спектрах звёзд Ne и Se полосы окиси титана отсутствуют и в них бальмеровский декремент нормален.
О возникновении эмиссионных и абсорбционных линий в разных слоях атмосферы говорит также неодинаковое поведение кривых лучевых скоростей, определённых по этим линиям. Оказывается, что разность лучевых скоростей, найденных по ярким и тёмным линиям, всегда отрицательна. Вместе с тем K-член, определённый по эмиссионным линиям, отрицателен и равен приблизительно —15 км/с, а K-член, определённый по абсорбционным линиям, близок к нулю. Из этих данных вытекает, что слой, в котором возникают яркие линии, движется по направлению к наблюдателю.