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 10⁻⁷…10⁻⁸ 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.
Спектры звёзд типа Z Андромеды являются комбинацией спектра позднего класса с линиями поглощения и спектра раннего класса с эмиссионными линиями, принадлежащими атомам с высокими потенциалами ионизации (например, 𝙷𝚎 II). Блеск и спектры этих звёзд обнаруживают неправильные изменения. Кроме Z Андромеды, к данной группе относятся звёзды: R Водолея, V Стрелы и др.
Основная проблема, возникающая при интерпретации спектров звёзд поздних классов с яркими линиями, состоите выяснении причин появления ярких линий в спектрах столь холодных звёзд. Как мы знаем, эмиссионные линии в спектрах горячих звёзд возникают вследствие переработки высокочастотного излучения звёзд в протяжённых оболочках. Однако высокочастотная энергия звёзд поздних классов слишком мала для того, чтобы эмиссионные линии в их спектрах могли возникнуть таким же путём.
Для объяснения спектров звёзд типа Z Андромеды выдвинута гипотеза о том, что это — тесные двойные звёзды, одна из компонент которых является горячей звездой, а другая — холодной. При этом предполагается, что из холодной звезды происходит истечение вещества, приводящее к образованию газовой туманности, в которой и возникают эмиссионные линии под действием излучения горячей звезды. Подробное изучение отдельных представителей звёзд типа Z Андромеды (называемых также «симбиотическими звёздами») подтверждает данную гипотезу. Следует однако отметить, что эта гипотеза неприменима к долгопериодическим переменным.
Другая гипотеза, предложенная для объяснения спектров звёзд поздних классов с яркими линиями, состоит в том, что это — одиночные горячие звёзды, обладающие протяжёнными оболочками большой оптической толщины в непрерывном спектре [1]. Выше мы уже видели, что в случаях звёзд типов Be и WR температуры, найденные по ярким линиям, значительно превосходят спектрофотометрические температуры. С увеличением оптической толщины оболочки это различие между температурами должно возрастать. Если мы допустим, что оптическая толщина оболочки велика (это будет тогда, когда плотность в оболочке медленно убывает с увеличением расстояния от центра звезды), то внутренние части оболочки будут поглощать почти всё излучение звезды и перерабатывать его в кванты низких частот. Здесь возникнет непрерывный спектр позднего класса и появятся эмиссионные линии, соответствующие по своей интенсивности температуре самой звезды. Во внешних частях оболочки, которые будут находиться в основном под воздействием низкотемпературного излучения её внутренних частей, будут существовать атомы неионизованных металлов и молекулярные соединения. Здесь возникнет абсорбционный спектр позднего класса. Изменения блеска и спектра рассматриваемых звёзд можно объяснить изменением мощности выбрасывания вещества из них.
Если оптическая толщина оболочки станет очень большой, то эмиссионные линии наблюдаться не будут. Таким путём, возможно, образуются «обычные» холодные сверхгиганты. Как известно, массы и светимости сверхгигантов класса M и звёзд классов O и B примерно одинаковы. Одно это заставляет думать, что указанные звёзды различаются между собой лишь устройством оболочек.
Наконец, третья гипотеза видит причину появления ярких линий в спектрах некоторых типов холодных звёзд в действии ударной волны (см. [2]). Эта гипотеза представляется очень вероятной по отношению к долгопериодическим переменным. При прохождении ударной волны через атмосферу звезды происходит разогрев газа, приводящий к усилению ионизации атомов. После прохождения ударной волны газ высвечивается, т.е. происходят рекомбинации и затем свечение в спектральных линиях. Поэтому движение ударной волны в атмосфере звезды проявляется как движение слоя светящегося газа. Происходящее при этом изменение спектра очень похоже на изменение спектра долгопериодической переменной. По наблюдаемому смещению ярких линий в спектре звезды можно определить скорость ударной волны. Это даёт возможность найти температуру в слое нагретого газа и количество энергии, излучаемой им в спектральных линиях. Для долгопериодических переменных вычисленные и полученные из наблюдений количества этой энергии по порядку величины согласуются между собой.
Наряду с рассмотренными выше звёздами, обладающими высокими светимостями, наблюдениями также обнаружены звёзды-карлики поздних классов с эмиссионными линиями: звёзды типов T Тельца и UV Кита. Блеск и спектр этих звёзд меняется с течением времени. Звёзды типа T Тельца относятся к спектральным классам G — M и имеют яркие линии 𝙷, 𝙲𝚊 II, 𝙵𝚎 II и др. С фиолетовой стороны ярких линий видны линии поглощения. Судя по профилям спектральных линий, из звёзд типа T Тельца происходит истечение вещества. Почти все известные нам звёзды типа T Тельца входят в звёздные ассоциации (так называемые «T-ассоциации»), на основании чего делается вывод о молодости этих звёзд.
Удивительная особенность звёзд типа T Тельца и родственных им звёзд заключается в том, что в эпоху возрастания блеска звезды вместе с появлением и усилением эмиссионных линий возникает также весьма сильный непрерывный спектр, накладывающийся на обычный непрерывный спектр с линиями поглощения. Тот факт, что новый непрерывный спектр ослабляет все линии поглощения и не влечёт за собой появления новых линий поглощения, говорит о возникновении его в самых верхних слоях атмосферы звезды. О том же свидетельствует появление эмиссионных линий вместе с появлением эмиссии в непрерывном спектре.
