Текст книги "Курс теоретической астрофизики"

Автор книги: Виктор Соболев

сообщить о нарушении

Текущая страница: 24 (всего у книги 35 страниц)

Для вычисления параметра β₁₂ надо знать поле скоростей в оболочке. Допустим, например, что атомы движутся в радиальном направлении со скоростью 𝑣, зависящей от 𝑟. Легко показать, что в таком случае

∂𝑣_𝑠

∂𝑠

=

𝑑𝑣

𝑑𝑟

cos²θ

+

𝑣

𝑟

sin²θ

,

(28.27)

где θ – угол между направлением радиуса-вектора и направлением луча. Из формулы (28.27) видно, что даже тогда, когда 𝑑𝑣/𝑑𝑟=0, существует градиент скорости в оболочке (обусловленный кривизной слоёв). В указанном случае

∂𝑣_𝑠

∂𝑠

=

2

3

𝑣

𝑟

.

(28.28)

После определения ∂𝑣_𝑠 /∂𝑠 величина β₁₂ находится по формуле

β₁₂

=

1

2𝑢𝑛₁𝑘₁₂

⎪

⎪

⎪

∂𝑣_𝑠

∂𝑠

⎪

⎪

⎪

,

(28.29)

где 𝑛₁ – число атомов в основном состоянии в 1 см³ и 𝑘₁₂ – коэффициент поглощения в резонансной линии, рассчитанный на один атом.

Оценка величины β₁₂ по приведённым формулам приводит к значениям, которые нужны для объяснения наблюдённого бальмеровского декремента. Определение бальмеровского декремента путём решения системы уравнений (28.18) и последующего применения формулы (28.26) производилось многими авторами. При этом в качестве механизма заселённости уровней принимались не только рекомбинации, но и столкновения.

4. Звёзды типа Be.

Как уже говорилось, для объяснения профилей линий в спектрах звёзд типа Be делается предположение, что эти звёзды быстро вращаются и из них происходит истечение вещества. Профили эмиссионных линий, возникающих в оболочке, выброшенной из вращающейся звезды, могут быть определены по формуле (28.6) при соответствующем поле скоростей в оболочке. Такие профили оказываются очень похожими на профили эмиссионных линий в спектрах звёзд типа Be. Наблюдаемые изменения профилей линий можно объяснить изменением мощности истечения вещества из звезды. При этом, в частности, играет роль изменение соотношения между прозрачной и непрозрачной частями оболочки.

Относительные интенсивности эмиссионных бальмеровских линий в спектрах звёзд типа Be обычно не согласуются с интенсивностями, вычисленными для случая туманностей. Однако они могут быть объяснены при помощи изложенной выше теории, в которой принимается во внимание непрозрачность оболочек и наличие в них градиента скорости. Непрозрачность оболочки имеет существенное значение для первых членов бальмеровской серии. Для высоких членов этой серии оболочки можно считать прозрачными.

По наблюдённым интенсивностям эмиссионных бальмеровских линий может быть определена концентрация атомов водорода в оболочке. Допустим для простоты, что оболочка прозрачна для линии, соответствующей переходу 𝑘→2. Тогда в формуле (28.26) можно считать, что β₂_𝑘 и 𝑛_𝑘=𝑧_𝑘𝑛_𝑒𝑛⁺, где 𝑧_𝑘 находится из системы уравнений (28.17) (подробнее об этом см. § 24). В данном случае формула (28.26) принимает вид

𝐸

_𝑘

₂

=

𝐴

_𝑘

₂

ℎν₂

_𝑘

𝑧

_𝑘

∫

𝑛

_𝑒

𝑛⁺

𝑑𝑉

.

(28.30)

Примем, что атомы водорода в оболочке находятся преимущественно в ионизованном состоянии и плотность вещества убывает в ней обратно пропорционально квадрату расстояния от центра звезды (хотя последнее предположение и является грубым для оболочек звёзд типа Be). Тогда мы будем иметь

𝑛

_𝑒

=

𝑛⁺

=

𝑛

_𝑒

⁰

⎛

⎜

⎝

𝑟₀

𝑟

⎞²

⎟

⎠

,

(28.31)

где 𝑟₀ – радиус звезды и 𝑛_𝑒⁰ – концентрация свободных электронов вблизи поверхности звезды. Теперь вместо формулы (28.30) получаем

𝐸

_𝑘

₂

=

4π

𝐴

_𝑘

₂

ℎν₂

_𝑘

𝑧

_𝑘

𝑛

⁰²

𝑒

𝑟₀³

.

(28.32)

С другой стороны, энергия, излучаемая оболочкой в линии, может быть представлена в виде

𝐸

_𝑘

₂

=

8π²𝑟₀²

𝑊₂

_𝑘

,

λ₂

_𝑘

⁵

exp

⎛

⎜

⎝

ℎν₂

_𝑘

⎞

⎟

⎠

–1

𝑘𝑇

_∗

(28.33)

где 𝑊₂_𝑘 – эквивалентная ширина линии (выраженная в сантиметрах). Сравнивая две последние формулы, находим

𝑛

⁰²

𝑒

=

2π𝑐

𝑊₂

_𝑘

.

𝑟₀𝐴

_𝑘

₂𝑧

_𝑘

λ₂

_𝑘

⁴

exp

⎛

⎜

⎝

ℎν₂

_𝑘

⎞

⎟

⎠

–1

𝑘𝑇

_∗

(28.34)

Формула (28.34) даёт возможность определить концентрацию свободных электронов (а значит, и протонов) в оболочке по измеренной эквивалентной ширине линии. После этого по ионизационной формуле (23.14) может быть найдена и концентрация нейтральных атомов водорода. Таким путём для ряда звёзд типа Be было получено в среднем 𝑛_𝑒⁰≈10¹¹ см⁻³ и 𝑛₁⁰≈10⁵ см⁻³.

Звёзды типа Be отличаются от звёзд класса B не только присутствием ярких линий в их спектрах, но и некоторыми особенностями непрерывного спектра. Как показали наблюдения, звёзды типа Be с эмиссией в среднем краснее звёзд класса B без эмиссии. Кроме того, бальмеровский скачок у звёзд типа Be оказался меньше, чем у звёзд класса B. Очевидно, что указанные различия вызваны существованием оболочек у звёзд типа Be. В результате переработки высокочастотного излучения звезды в оболочке возникают не только кванты в линиях, но и кванты в непрерывном спектре.

Определение количества энергии, излучаемой звездой типа Be в непрерывном спектре, не составляет труда. Так как оболочка прозрачна в частотах непрерывного спектра (сквозь оболочку видна сама звезда), то энергия, излучаемая в частоте ν звездой Be, может быть представлена в виде суммы

𝐿

_ν

=

𝐿

_ν

⃰

+

𝐿

_ν

^об

,

(28.35)

где 𝐿_ν⃰ – энергия, излучаемая самой звездой (без оболочки), а 𝐿_ν^об – энергия, излучаемая оболочкой. Очевидно, что

𝐿

_ν

⃰

=

4π²𝑟₀²

2ℎν³

1

.

𝑐²

exp

⎛

⎜

⎝

ℎν

⎞

⎟

⎠

–1

𝑘𝑇

_∗

(28.36)

Для нахождения же величины 𝐿_ν^об мы должны воспользоваться выражением (26.6) для объёмного коэффициента излучения, обусловленного рекомбинациями и свободно-свободными переходами. Интегрируя это выражение по всем телесным углам и по всему объёму оболочки и используя при этом формулу (28.31), получаем

𝐿

_ν

^об

=

4π²𝑟₀²

𝑛

⁰²

𝑒

2⁷π³

(6π)³^/²

𝑒⁶

𝑚²𝑐²

⎛

⎜

⎝

𝑚

𝑘𝑇_𝑒

⎞½

⎟

⎠

×

×

⎡

⎢

⎣

1+2

χ₁

𝑘𝑇_𝑒

∞

∑

𝑖=𝑗

1

𝑖³

exp

⎛

⎜

⎝

χ_𝑖

𝑘𝑇_𝑒

⎞

⎟

⎠

⎤

⎥

⎦

exp

⎛

⎜

⎝

–

ℎν

𝑘𝑇_𝑒

⎞

⎟

⎠

.

(28.37)

Из приведённых формул следует, что с усилением истечения вещества из звезды должны наблюдаться следующие изменения:

1) видимый блеск звёзд должен возрасти;

2) спектрофотометрическая температура должна понизиться (так как спектрофотометрическая температура оболочки мала);

3) бальмеровский скачок должен уменьшиться (так как бальмеровский скачок оболочки отрицателен).

Два последних заключения сделаны на основании формул (26.9) и (26.10) предыдущей главы.

При усилении выбрасывания вещества из звезды вместе с указанными изменениями непрерывного спектра должно также наблюдаться возрастание энергии, излучаемой оболочкой в спектральных линиях. Все эти эффекты будут тем больше, чем выше температура звезды и чем больше оптическая толщина оболочки за границей лаймановской серии.

Рис. 36

При помощи написанных выше формул может быть дана подробная интерпретация непрерывного спектра звёзд Be. В. Г. Горбацкий [2] сделал это для звезды γ Кассиопеи, принадлежащей к числу наиболее известных из рассматриваемых звёзд. С 1936 г. по 1941 г. происходили весьма сильные изменения блеска и спектра этой звезды. В течение указанного периода блеск звезды трижды возрастал. Вместе с возрастанием блеска происходило уменьшение спектрофотометрической температуры, уменьшение величины бальмеровского скачка и возрастание интенсивности бальмеровских линий (рис. 36). Все это может быть объяснено тем, что мощность истечения вещества из звезды трижды возрастала, а затем убывала. Иными словами, звезда сбросила с себя последовательно три оболочки. Из сравнения теории с наблюдениями были определены основные параметры звезды и оболочки. Оказалось, что радиус звезды равен трём радиусам Солнца, температура звезды равна 34 000 K, число атомов водорода в 1 см³ вблизи поверхности звезды порядка 10¹²-10¹³ и средняя электронная температура оболочки 𝑇_𝑒≈15 000-20 000 K.

Для многих звёзд типа Be были измерены бальмеровские скачки и спектрофотометрические температуры в разных областях спектра. Это позволило определить доли энергии, излучаемые звездой и оболочкой, концентрации атомов в оболочке и количество вещества, выбрасываемое звездой за год (оказавшееся порядка 10⁻⁷ 𝑀_☉ для звёзд типа Be ранних подклассов).

5. Звёзды типа Вольфа – Райе.

Наличие в спектрах звёзд типа WR широких ярких линий, не меняющихся заметно с течением времени, вызвало гипотезу о стационарном истечении вещества из этих звёзд. Так как яркая линия симметрична относительно центральной частоты и иногда ограничена с фиолетовой стороны линией поглощения, то естественно считать, что истечение вещества является радиальным. При этом яркая линия образуется во всей протяжённой оболочке, а линия поглощения – в части оболочки, приближающейся к наблюдателю. Мы уже видели, что в случае истечения вещества с постоянной скоростью яркая линия должна иметь прямоугольный профиль. Линии с такими профилями действительно встречаются в спектрах звёзд WR. Однако чаще наблюдаются линии с закруглёнными профилями, которые можно объяснить при помощи формулы (28.6) как ускоренным или замедленным движением выброшенных атомов, так и непрозрачностью оболочки для излучения в линии.

Слабость линий поглощении в спектрах звёзд WR может быть вызвана не только малостью оптической толщины оболочки в линии, но и заполнением линии поглощения эмиссионной линией. Однако в тех случаях, когда нижний уровень метастабилен, линия поглощения весьма сильна. Примером может служить линия поглощения λ 3889 Å, возникающая из метастабильного состояния 2³𝑆 нейтрального гелия. Сильное поглощение в таких линиях объясняется накоплением атомов в метастабильных состояниях вследствие малости коэффициента дилюции излучения и плотности вещества в протяжённой оболочке.

Очевидно, что в случае радиального истечения вещества из звезды ширина эмиссионной линии Δλ должна быть пропорциональна длине волны λ. Такая зависимость между этими величинами действительно соблюдается для спектров звёзд WR (что является одним из наиболее веских доводов в пользу гипотезы истечения).

В таблице 44 для примера приведены измеренные и вычисленные значения Δλ для трёх звёзд WR (под номером звезды дан принятый коэффициент пропорциональности между Δλ и λ. Найденные по ширине эмиссионных линий скорости истечения вещества из звёзд WR оказываются порядка 1 000—2 000 км/с.

Таблица 44

Ширины эмиссионных линий в

спектрах звёзд WR (в ангстремах)

λ, Å

192 163

𝑘=0,00833

50 896

𝑘=0,00961

191 765

𝑘=0,00883

изм.

выч.

изм.

выч.

изм.

выч.

6563

58,0

54,7

74,2

63,1

57,5

57,9

4861

41,2

40,5

44,8

46,7

43,9

42,9

4340

33,4

36,2

36,0

41,7

37,8

38,3

Выброшенное из звезды вещество может двигаться замедленно или ускоренно под действием притяжения звезды и силы светового давления. Закон изменения скорости 𝑣 с возрастанием расстояния 𝑟 от центра звезды определяет собой распределение плотности вещества в оболочке. Чтобы найти зависимость плотности ρ от скорости 𝑣, рассмотрим протекание вещества через сферу радиуса 𝑟. Очевидно, что количество вещества, протекающее через эту сферу за время 𝑑𝑡, будет равно

𝑑𝑀

=

4π𝑟²

ρ(𝑟)

𝑣(𝑟)

𝑑𝑡

.

(28.38)

При стационарном движении вещества 𝑑𝑀/𝑑𝑡=const и поэтому из (28.38) имеем

ρ(𝑟)

~

1

𝑟²𝑣(𝑟)

.

(28.39)

Если скорость движения постоянна, то

ρ(𝑟)

~

1

𝑟²

.

(28.40)

В случае замедленного движения плотность убывает с возрастанием 𝑟 медленнее, чем по закону (28.40), в случае ускоренного движения – быстрее.

Вопрос о зависимости скорости 𝑣 от расстояния 𝑟 в оболочках звёзд WR может быть решён следующим образом. Поскольку оболочки светятся в принципе так же, как газовые туманности, то в оболочках, как и в туманностях, должна существовать стратификация излучения. Это значит, что линии атомов с высокими потенциалами ионизации возникают в более близких к звезде слоях оболочки, чем линии атомов с низкими потенциалами ионизации. Поэтому в случае значительного изменения скорости в оболочке линии атомов с разными потенциалами ионизации должны иметь неодинаковую ширину. Наблюдения показывают, что ширины линий в спектрах звёзд WR тем больше, чем меньше потенциал ионизации. Особенно это ясно видно в случае линий 𝙷𝚎 I и 𝙷𝚎 II. Например, для звезды HD 192103 скорость расширения оболочки равна 1290 км/с по линиям 𝙷𝚎 I и 975 км/с по линиям 𝙷𝚎 II. Таким образом, мы должны заключить, что атомы, выброшенные из звезды WR, движутся ускоренно. Вследствие этого, как видно из формулы (28.39), плотность вещества в оболочке убывает быстрее, чем обратно пропорционально квадрату расстояния от центра звезды. Как показывают подсчёты, ускоренное движение атомов, выброшенных из звёзд WR, может быть объяснено действием на них светового давления (особенно за границей основной серии 𝙷𝚎 II).

Пользуясь формулой (28.38), мы можем найти количество вещества, выбрасываемое звездой WR за год. Это количество вещества равно

𝑀

=

4π

𝑟₀²

ρ(𝑟₀)

𝑣(𝑟₀)

⋅

3,16•10⁷

,

(28.41)

где через 𝑟₀ обозначен радиус нижней границы оболочки (совпадающий для звёзд WR с радиусом фотосферы). Величина ρ(𝑟₀) для оболочек звёзд WR может быть определена тем же способом, что и для оболочек звёзд Be, т.е. при помощи формулы (28.34). Полагая также 𝑟₀≈5𝑟_☉ и 𝑣=10⁸ см/с, мы по формуле (28.41) получаем, что звезда WR теряет за год массу, равную приблизительно 10⁻⁵ массы Солнца.

Полученный результат представляет значительный интерес для космогонии. Так как массы звёзд WR порядка 10 масс Солнца, то в стадии WR звезда не может пребывать более миллиона лет. Если же принять во внимание, что мы не знаем звёзд, массы которых превосходят массы звёзд WR (за исключением родственных им звёзд класса O), то можем сделать предположение, что рассматриваемые звёзды возникли непосредственно из дозвёздной фазы вещества и притом совсем недавно. Такое предположение подтверждается и тем, что большинство звёзд WR входит в состав звёздных ассоциаций, которые, как известно, по ряду признаков считаются очень молодыми образованиями.

Формула (28.41) позволяет также оценить массу, теряемую ежегодно звёздами типов P Лебедя и Be. Она оказывается порядка 10⁻⁵ 𝑀_☉ для звезды типа P Лебедя и порядка 10⁻⁶…10⁻⁸ 𝑀_☉ для звезды типа Be. Эти звёзды, как и звёзды WR, также являются характерными членами звёздных ассоциаций.

По относительным интенсивностям эмиссионных линий в спектрах звёзд WR можно получить некоторые сведения о химическом составе их оболочек. Делается это путём сравнения наблюдённых интенсивностей линий с теоретическими интенсивностями, определёнными на основе решения системы уравнений (28.17) или (28.18). Таким путём, в частности, было найдено, что в оболочках звёзд WR число атомов гелия в несколько раз превосходит число атомов водорода. Этим оболочки звёзд WR существенно отличаются от атмосфер обычных звёзд и газовых туманностей, в которых отношение числа атомов гелия к числу атомов водорода является обратным. Другая особенность оболочек звёзд WR, как мы помним, заключается в том, что в одних из них много азота, но мало углерода и кислорода, а в других – много углерода и кислорода, но мало азота. Таким образом, химический состав оболочек звёзд WR следует считать весьма аномальным.

По отношению интенсивностей эмиссионных линий к интенсивности непрерывного спектра могут быть определены температуры звёзд WR. Для этого используется метод Занстра, подробно изложенный в предыдущей главе. Точнее говоря, температура звезды находится из уравнения (22.29), применённого к различным атомам. В табл. 45 приведены температуры звёзд WR, полученные Б. А. Воронцовым-Вельяминовым [3]. В первом столбце даны номера звёзд по каталогу HD, в последующих столбцах – температуры звёзд (в тысячах кельвинов), найденные по линиям разных атомов (ниже символов атомов приведены их потенциалы ионизации в эВ).

Таблица 45

Температура звёзд WR (в тысячах кельвинов)

Звезда

𝙷𝚎 I

24,5

𝙲 III

или

𝙽 III

47,7

𝙷𝚎 II

54,2

𝙲 IV

64,2

𝙽 IV

77,0

𝑇

_𝑐

HD 192163

32

65

73

–

84

15

HD 191765

35

62

69

–

75

15

HD 193077

29

51

59

–

74

13

HD 193576

29

48

60

–

62

14

HD 192103

33

64

63

69

–

12

HD 192641

–

59

55

70

–

 7

Мы видим, что температуры звёзд WR, определённые указанным методом, весьма высоки. Вместе с тем из таблицы следует, что температуры одной звезды, найденные по линиям разных атомов, различны. В основном это вызвано занижением температур при их определении по линиям атомов со сравнительно низкими потенциалами ионизации. Такие атомы (в частности, водород и гелий) сильно ионизованы в оболочках звёзд WR и поэтому поглощают лишь небольшую часть энергии звезды за границами своих основных серий. Например, подсчёты показывают, что оптическая толщина оболочки звезды WR за границей лаймановской серии порядка 0,01. Поэтому температуры, определённые по линиям водорода, и оказываются очень низкими для рассматриваемых звёзд – порядка 20 000 K. Другой причиной расхождений между температурами, найденными по линиям разных атомов, может быть отклонение распределения энергии в спектре звезды от закона Планка. Надо также отметить, что уравнение (22.29) не вполне применимо для определения температур звёзд WR вследствие большей сложности процессов свечения их оболочек по сравнению с процессами свечения газовых туманностей.

В последнем столбце табл. 45 приведены значения спектрофотометрических температур звёзд WR. Мы видим, что они гораздо ниже температур, найденных методом Занстра. Объясняется это тем, что в оболочках звёзд WR в результате переработки высокочастотного излучения образуются не только эмиссионные линии, но и непрерывный спектр, распределение энергии в котором соответствует весьма низкой температуре. Однако в случае звёзд WR непрерывный спектр образуется более сложным путём, чем в случае звёзд Be. Это обусловлено большей мощностью оболочек звёзд WR, вследствие чего они играют роль не только «атмосферы», но и «фотосферы».

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.

Звёзды типа T Тельца часто связаны с туманностями, напоминающими по внешнему виду хвосты комет. Эти туманности, называемые обычно «кометарными», являются переменными. Однако яркость туманности меняется независимо от изменения яркости звезды. Иногда непрерывный спектр туманности в синей и фиолетовой областях значительно сильнее спектра связанной с ней звезды.

В случае звёзд UV Кита вспышка происходит в течение всего нескольких минут, причём за это время блеск звезды возрастает на несколько звёздных величин. Столь быстрое и сильное увеличение светимости звезды не может быть объяснено доставкой энергии из недр звезды наружу теплопроводностью или лучистым переносом. Исходя из этого, В. А. Амбарцумян [4] высказал предположение о том, что вспышка вызвана выбросом из внутренних слоёв звезды части вещества, являющегося источником звёздной энергии. Быстрый распад этого вещества (подобный ядерному) приводит к освобождению некоторой энергии, превращающейся затем в излучение. По его мнению, аналогичным путём возникает также ультрафиолетовая эмиссия звёзд типа T Тельца и связанных с ними кометарных туманностей.

Для объяснения дополнительного излучения звёзд типов T Тельца и UV Кита были выдвинуты также другие гипотезы (см. [5] и [6]).

7. Вспыхивающие звёзды.

Остановимся на звёздах типа UV Кита, которые уже упоминались ранее. Именно эти звёзды (и похожие на них) имеются в виду, когда говорится о «вспыхивающих звёздах», хотя вспышкам разных масштабов подвержены и другие звёзды (например, новые и сверхновые, рассматриваемые в следующих параграфах). Наблюдательные данные о вспыхивающих звёздах и гипотезы об их природе изложены в ряде книг (см. [6]—[8]).

Звёзды типа UV Кита – карликовые звёзды спектрального класса M (преимущественно dM3e—dM6e). К настоящему времени их известно более 100. Вследствие слабости блеска, они наблюдаются лишь в ближайших окрестностях Солнца. Если считать, что концентрация таких звёзд везде одинакова, то их общее число в Галактике оказывается очень большим – порядка 10⁸.

При вспышке звезды типа UV Кита возрастание блеска происходит очень быстро (за время порядка минуты), а уменьшение – более медленно. Интервалы между вспышками измеряются часами, причём они различны для одной и той же звезды. Во время вспышки на спектр звезды накладывается дополнительный непрерывный спектр с эмиссионными линиями. Благодаря этому звезда становится заметно голубее, о чем свидетельствует трехцветная фотометрия в лучах 𝑈, 𝐵, 𝑉. Амплитуды изменения блеска в этих лучах всегда удовлетворяют неравенствам

Δ

𝑈

>

Δ

𝐵

>

Δ

𝑉

.

Существование его вполне понятно, так как дополнительный спектр накладывается на спектр очень холодной звезды (с поверхностной температурой 2 000 – 3 000 K), у которой яркость 𝑈-области гораздо меньше яркости 𝐵-области, а та в свою очередь меньше яркости 𝑉-области. Полная энергия, излучаемая во время вспышки, составляет 10³⁰—10³² эрг. Поскольку светимость звезды в спокойном состоянии порядка 10²⁹ эрг/с, то во время вспышек излучается примерно 0,1—1% энергии, излучаемой звездой в промежутках между вспышками.

Картина явлений, наблюдаемых при вспышке звезды типа UV Кита, в общих чертах согласуется с представлением о том, что во время вспышки к излучению звезды добавляется излучение горячего газа. В частности, в пользу такого представления говорит наличие в спектре бальмеровского скачка, имеющего рекомбинационное происхождение. Однако во время максимума блеска в излучение может входить и некоторая нетепловая компонента.

При теоретическом исследовании вспышек сначала предполагалось, что они происходят в хромосфере, причём область вспышки прозрачна для излучения в непрерывном спектре и непрозрачна для излучения в линиях. Однако результаты расчёта оптических характеристик излучающего газа для этого случая (при 𝑇_𝑒≈25 000 K и 𝑛_𝑒≈10¹³ см⁻³) удаётся согласовать с наблюдательными данными лишь для небольшой части вспышек. К тому же объём области вспышек оказывается чрезмерно большим.

Поэтому потом стали считать, что вспышка происходит в более глубоких слоях звезды – в переходной области между хромосферой и фотосферой (где 𝑛_𝑒≈10¹⁵…10¹⁷ см⁻³). Излучение газа при таких условиях отличается двумя существенными особенностями: 1) при низких температурах (меньше 10 000 K) к излучению атома водорода добавляется излучение его отрицательного иона; 2) при более высоких температурах газ становится частично непрозрачным в непрерывном спектре (вследствие быстрого роста населённостей уровней с повышением температуры). Расчёты показывают, что в данном случае теория позволяет объяснить основные наблюдаемые характеристики вспышек: диаграмму 𝑈—𝐵, 𝐵—𝑉 бальмеровские скачки и др. При этом геометрическая толщина излучающего слоя оказывается порядка 10…100 км, а его площадь для большинства вспышек не превышает 1% площади диска звезды.