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

Кроме звёзд типа P Лебедя, эмиссионными линиями обладают также другие звёзды спектрального класса 𝙱. Их называют просто звёздами типа Be. Профили линий в спектрах звёзд типа Be могут быть охарактеризованы следующим образом: на широкую и неглубокую линию поглощения накладывается менее широкая эмиссионная линия, которая в одних случаях бывает одиночной, в других — раздвоённой (рис. 35, б и в). Спектры звёзд типа Be претерпевают заметные изменения с течением времени. Например, меняются относительные интенсивности компонент ярких линий. Иногда яркие линии исчезают совершенно и звезда типа Be превращается в нормальную звезду класса 𝙱. Вместе с изменениями спектра наблюдаются также небольшие колебания блеска звезды.

Объяснение эмиссионных спектров рассматриваемых звёзд основывается на предположении об истечении вещества из звезды, приводящем к образованию вокруг неё протяжённой движущейся оболочки. Так как коэффициент дилюции излучения в оболочке мал, то, опираясь на теорему Росселанда (см. § 22), мы можем утверждать, что оболочка должна поглощать идущие от звезды кванты больших частот и перерабатывать их в кванты меньших частот. Иными словами, свечение оболочки происходит в принципе так же, как свечение газовой туманности, т.е. за счёт ультрафиолетовой энергии звезды. Очевидно, что для появления ярких линий в спектре звезды необходимо, чтобы её температура была достаточно высокой (как показывают простые подсчёты, приблизительно больше 20 000 K). Поэтому яркие линии, возникающие за счёт ультрафиолетовой энергии звезды, и наблюдаются только в спектрах самых горячих звёзд (классов 𝙾 и 𝙱).

По профилям ярких линий в спектрах звёзд можно судить о характере выбрасывания вещества из звезды. Обычно принимается, что из звёзд типа WR происходит непрерывное истечение вещества с приблизительно постоянной интенсивностью во все стороны. Такое движение вещества должно приводить к наблюдаемым профилям линий, симметричным относительно центральной частоты. При этом удаляющееся от нас вещество даёт часть линии, расширенную в красную сторону спектра, а приближающееся — в фиолетовую. Так как спектры звёзд типа WR не претерпевают заметных изменений с течением времени, то надо считать, что истечение вещества из них является стационарным.

Более сложно объяснение профилей линий в спектрах звёзд типа Be. Согласно Струве эти звёзды очень быстро вращаются, вследствие чего и наблюдаются широкие линии поглощения в их спектрах. Судя по ширине линий, скорости вращения звёзд на экваторе доходят до нескольких сотен километров в секунду. Струве считал, что благодаря вращению происходит истечение вещества из экваториальной плоскости звезды, приводящее к образованию газового кольца, вращающегося вокруг звезды. В газовом кольце и возникают яркие линии, накладывающиеся на широкие линии поглощения. Так как скорость вращения кольца меньше скорости вращения звезды (вследствие сохранения углового момента), то яркая линия оказывается у́же линии поглощения. По-видимому, в действительности быстрое вращение звёзд типа Be способствует истечению из них вещества, но не является причиной истечения. Это следует из того, что эмиссионный спектр звёзд типа Be испытывает иррегулярные изменения с течением времени (а иногда и исчезает вовсе). Поэтому и истечение вещества из рассматриваемых звёзд должно носить иррегулярный характер.