§ 22. ВЫНОС ВЕЩЕСТВА С ПОВЕРХНОСТИ ЗВЕЗД

ГАЗОВЫЕ ОБОЛОЧКИ И КОЛЬЦА ВОКРУГ ЗВЕЗД

Среди горячих звезд спектральных классов О и В имеется заметное число таких, в спектре которых многие линии — эмиссионные или искажены эмиссией. Появление эмиссионных линий (или полос) в спектре звезды — незаурядное явление, поскольку у звезд мы всегда наблюдаем только интегральный спектр и не можем выделить излучения отдельных частей диска. Наличие эмиссии свидетельствует о существовании на звезде весьма больших областей светящихся газов, имеющих сравнительно небольшую или совсем малую оптическую толщину и не имеющих за собой «подстилки» из плотных горячих газов, дающих интенсивный непрерывный спектр.

Рис. 117. Схема звезды с оболочкой (см. текст). Оболочка, как и сама звезда, может вращаться (как правило, медленнее звезды) и расширяться. Расширение может смениться сжатием. Та часть оболочки, которая находится внутри цилиндра, касательного к звезде и направленного к наблюдателю. проектируется на фотосферу и дает линии поглощения оболочки; остальная ее часть дает эмиссионные линии

Модель звезды, показанная на рис. 117, лучше всего подходит для объяснения подобных спектральных особенностей в общих чертах, в то время как детали этой схемы удачно объясняют различные эмиссионные спектры, встречающиеся у горячих звезд. Звезда А окружена достаточно плотной атмосферой В, которую можно называть обращающим слоем: в нем образуются линии поглощения. Далее следует область С — разреженная оболочка, которая своей «передней частью» немного добавляет к селективному поглощению в линиях фраунгоферова спектра, а «боковыми» частями дает в спектре линии излучения, интенсивность которых определяется мощностью оболочки, ширина же — движениями в ней; движения могут быть: а) беспорядочными турбулентными, б) упорядоченным вращением около оси, в) радиальным расширением либо с равномерной скоростью, либо с ускорением или замедлением. Оболочек может быть две и три. Оболочка холоднее обращающего слоя и спектр ее соответствует более позднему спектральному классу (например, А2 у звезды ВО) и большей светимости, напоминая сверхгиганта. Соответственно и размеры оболочки могут превышать размеры звезды в десяток и более раз, так что область эмиссии превышает по площади саму звезду с ее фраунгоферовым спектром во много раз.

Но оболочка при этом должна быть очень разреженной, иначе ее оптическая толщина станет много больше единицы даже в частотах непрерывного спектра и оболочка перестанет быть оболочкой.

Одной из групп звезд, следующих описанной модели, является немногочисленная группа звезд Of. Так называются горячие звезды класса О (преимущественно ), в спектре которых наряду с абсорбционными линиями имеются эмиссионные линии . Кроме того, слабые эмиссии присутствуют в линии и .

Рис. 118. Профиль линии в спектре звезды , принадлежащей к типу . Видно, что яркая эмиссионная линия и примыкающая к ней узкая линия поглощения располагаются на фоне очень широкой и мелкой абсорбционной линии. Ось абсцисс размечена в шкале лучевых скоростей, получающихся по принципу Доплера — Физо из наблюдаемых отклонений от нулевой длины волны, соответствующей середине несмещенной линии. Положение абсорбции, образующейся в области С (см. рис. 117), соответствует скорости расширения оболочки 250—300 км/с

Некоторые линии поглощения необычно мелки или вовсе отсутствуют, так как они «залиты» эмиссией. например, в спектре HD 192639, относимой к классу Of, линии очень яркие, линия выступает как линия поглощения, а линия просто отсутствует. Второй ионизации гелия в горячей оболочке очень способствует низкая плотность — вот почему оболочка -звезд хорошо излучает линию . Наоборот, серия Бальмера водорода проявляет себя эмиссией лишь в линии На, вероятность появления которой среди линий этой серии наибольшая.

Другая группа звезд имеет своим прототипом Р Лебедя () — звезду, которая вспыхивала как новая в 1600 г. и сильно меняла блеск до 1677 г. Звезды типа принадлежат к абсолютно наиболее ярким звездам от до Особенностью их является наличие многих эмиссионных, сравнительно узких линий, отороченных с фиолетовой (коротковолновой) стороны узкой линией поглощения (рис. 118). Обе эти линии располагаются на фоне пониженной интенсивности непрерывного спектра, что можно истолковать как третью составляющую той же линии — широкую и мелкую линию поглощения. Описанные детали легко укладываются в модель рис. 117, если считать, что сама звезда с ее обращающим слоем очень быстро вращается.

Это дает начало широкой абсорбции, а оболочка расширяется, так что область абсорбции С оболочки движется к наблюдателю с наибольшей скоростью и дает в спектре линию поглощения, смещенную в сторону коротких волн. Области же эмиссии С содержат в себе газовые массы, как приближающиеся, так и удаляющиеся от наблюдателя, в результате чего эмиссионная линия расширена. Ее ширина тем больше, чем больше скорость расширения оболочки.

Рис. 119. Профиль линии в спектре звезды 48 Lib в 1953 г. Яркая линия зарождается в обширной оболочке звезды. которая вращается со скоростью до 400 км/с. Узкая центральная абсорбционная линия А возникает в обширной оболочке. Эмиссионные компоненты V (violet) и R (red) меняются в интенсивности

Свыше 1000 звезд среди известных В-звезд имеют в спектре эмиссионные линии водорода, а иногда FeII и некоторых других элементов. Они получили название -звезд. Из линии серии Бальмера в эмиссии появляются только линии и , остальные существуют только в виде линий поглощения, вероятно, потому, что возбуждение водородных атомов на высокие уровни происходит лишь в более глубоких слоях звезды. Как правило, линия имеет два максимума, разделенные абсорбцией посередине. У На это заметно лишь при большой дисперсии. И здесь эмиссионная составляющая располагается над широкой линией поглощения, указывающей на вращение звезды со скоростью до 500 км/с. Однако нередко встречаются звезды с узкими линиями поглощения. Очевидно, такая звезда обращена к нам своим полюсом (§ 9), так что все быстрые движения в плоскости экватора совершаются в картинной плоскости, перпендикулярной к лучу зрения, что не проявляется в спектре.

Близко к звездам примыкают так называемые звезды с оболочками или звезды с обширными атмосферами. По сути дела, это те же -звезды, но с тем отличием, что оболочка у них велика и поглощение в ее передней части (С на рис. 117) существенно, так что линии поглощения, образующиеся здесь, достаточно глубоки и, конечно, тонки и резки. Рис. 119 показывает вполне отчетливо двухвершинный профиль линии в спектре звезды 48 Lib — типичной звезды с оболочкой. Существование разреженной оболочки лучше всего доказывается многочисленностью линий серии Бальмера, видимых раздельно до границы серии. При хорошей дисперсии в спектре 48 Lib можно различить линию с номером (считая На первой) , что дает для электронной концентрации в оболочке по формуле (8.5) значения порядка , тогда как в обращающем слое В-звезд плотность газов на порядка выше (ср. таблицу 9).

Оболочки в горячих звездах испытывают различные превращения. Изменение относительной интенсивности V- и -компонент эмиссии встречается часто. Так, картина, представленная на рис. 119, была свойственна звезде 48 Lib в 1953 г. Такой же она была в 1956 г., а в 1950 г., наоборот, фиолетовая компонента (F) эмиссии На была более яркой.

Именно в этом проявляется неустойчивость рассматриваемых звезд. Хотя мы не имеем прямых свидетельств, что оболочки Ве-звезд и звезд с обширными атмосферами покидают звезду, рассеиваясь в межзвездное пространство, но сама изменчивость спектральной картины говорит о нестационарности. Одна из самых ярких Ве-звезд у Кассиопеи оказалась сильно переменной звездой, причем в ее спектре появлялись мощные эмиссии. В 1936 г. она стала самой яркой звездой в созвездии Кассиопеи и оставалась такой до конца 1937 г., когда блеск ее упал до , но затем она испытала еще две вспышки — в 1938 и 1939 гг. Можно с уверенностью сказать, что у в 1936—1939 гг. три раза выбрасывала плотные оболочки с температурой от 12 до 20 тыс. Кельвинов, в то время как температура самой звезды (ВО IV) держалась около 30—35 тыс. Кельвинов. Сильные изменения спектра оболочки показывают и звезды и др. Плейона в Плеядах временами теряет все свои эмиссии в спектре, а иногда, наоборот, обладает ими в очень резком виде (до 1905 г. и в 1938—1946 гг.). Кроме радиальных движений, в оболочках можно распознать и осевое вращение, но оно, естественно, происходит медленнее (см. § 23), чем у звезды, из которой оболочка выбрасывается.

Можно думать, что иногда оболочка существует отдельно от атмосферы звезды, причем ее фигура совершенно непохожа на сферический слой, так как осевое вращение вызывает сильную деформацию разреженного газового слоя, особенно заметную у экватора (см. § 23), где роль центробежного ускорения особенно велика. У очень быстро вращающейся звезды центробежное ускорение на экваторе может даже превзойти ускорение притяжения, и газовые массы, выброшенные из звезды, расположатся в ее экваториальной плоскости. Такие массы очень быстро высвечиваются и не могут быть длительно существующими образованиями, и поэтому ускользают от нашего внимания, если от звезды не поступают новые потоки газа.

Явление это, по-видимому, достаточно распространено среди В-звезд, но маломощные газовые потоки рядом с очень яркой фотосферой звезды ничем не проявляют себя даже в спектре. На помощь астроному приходят затмения в двойных системах, когда большая и неяркая звезда-спутник затмевает яркую горячую первичную звезду. Явление это впервые было замечено у (рис. 120), где спутник особенно слаб (главный минимум очень глубок, свыше ).

Затменная система RW Тельца (RW Таu) состоит из двух компонент, размеры которых относятся как 2 : 3, а светимости (визуальные) составляют соответственно 98 % и 2 % общей светимости системы. Перед полным затмением (рис. 120, а), когда лишь часть звезды В9 закрыта, излучение газового кольца вокруг нее незаметно, но с наступлением полной фазы (рис. 120, б) звезда КО полностью перехватывает мощное излучение фотосферы В9, оставляя незакрытой часть газового кольца вокруг этой звезды.

Надо полагать, что кольцо вращается в направлении орбитального движения, и тогда в положении 120, б перед наблюдателем остается удаляющаяся часть кольца, что и подтверждается появлением в спектре звезды эмиссионных линий, смещенных в красную сторону. Величина смещения соответствует скорости 350 км/с. В середине полной фазы удаляющаяся часть кольца закрывается и мы наблюдаем обыкновенный спектр (рис. 120, в). Перед концом полной фазы открывается приближающаяся часть вращающегося кольца (рис. 120, г) и в спектре появляются эмиссионные линии, смещенные в фиолетовую сторону, указывая на ту же скорость 350 км/с. После полной фазы эмиссии в спектре исчезают, будучи подавлены светом фотосферы звезды В9.

Подобная картина была замечена еще примерно у половины известных затменных систем с глубоким полным затмением. Но, вероятно, это — общее явление, свойственное всем подобным парам, только его не всегда можно обнаружить. В частности, система, подобная RW Таu, если ее наблюдать со стороны полюса орбиты, не будет затаенной системой и линии газового кольца будут замечены лишь при очень мощном кольце. При этом они не будут смещаться. Наконец, заметим себе, что и в случае RW Таu интенсивность кольца сильно меняется, иногда до полного исчезновения. То же наблюдается в затменной системе U Цефея. Как мы увидим дальше, описанные здесь явления можно также объяснить существованием вокруг горячей звезды не кольца, а более или менее широкого диска.

Рис. 120. Схема явлений, происходящих во время главных минимумов у затменной системы состоящей из двух компонент