Курс теоретической астрофизики

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.

Для истолкования спектров звёзд типов WR, P Лебедя и Be (и других нестационарных звёзд) нужна теория возникновения спектральных линий в протяжённых движущихся оболочках звёзд. Основы теории будут изложены ниже (подробнее см. [1] и [2]).

2. Профили эмиссионных линий.

Скорости движения оболочек обычно составляют десятки и сотни километров в секунду, т.е. они гораздо больше средних термических скоростей атомов. Поэтому можно считать, что профили эмиссионных линий определяются в основном движением оболочки. Влиянием других факторов на профиль линии в первом приближении можно пренебречь.

Мы сейчас получим формулу, определяющую профиль эмиссионной линии при произвольном поле скоростей в оболочке. Примем также во внимание возможную непрозрачность оболочки для излучения в линии.

Будем рассматривать линию, возникающую при переходе из 𝑘-го состояния в 𝑖-е данного атома. Коэффициент поглощения α_𝑖𝑘 и коэффициент излучения ε_𝑖𝑘 будем считать постоянными в интервале

ν

_𝑖𝑘

-

Δν_𝑖𝑘

2

<

ν

<

ν

_𝑖𝑘

+

Δν_𝑖𝑘

2

и равными нулю вне этого интервала. Здесь ν_𝑖𝑘 — центральная частота линии,

Δ

ν

_𝑖𝑘

=

2

𝑢

𝑐

ν

_𝑖𝑘

,

где 𝑢 — средняя тепловая скорость атома, 𝑐 — скорость света.

Возьмём координатную систему 𝑥𝑦𝑧 с началом координат в центре звезды и осью 𝑧, направленной к наблюдателю. Обозначим скорость движения атомов в оболочке через 𝑣(𝑥,𝑦,𝑧) а её проекцию на ось 𝑧 через 𝑣_𝑧(𝑥,𝑦,𝑧) Будем считать, что 𝑣≫𝑢.