Курс теоретической астрофизики

§ 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).