Курс теоретической астрофизики

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.

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.