ЗВЕЗДЫ ВОЛЬФА — РАЙЕ

Еще один класс объектов с расширяющимися оболочками представлен звездами Вольфа — Райе — W (глава II, § 9). Это объекты, похожие на звезды Р Cyg, только вместо эмиссионных линий, окаймленных с фиолетовой стороны абсорбцией, они имеют очень широкие эмиссионные полосы (до 50—100 А), часто без абсорбционных коротковолновых компонент (рис. 121).

Рис. 121. Окрестности линий и у некоторых звезд с обширными оболочками. Сверху вниз: нормальная звезда ВЗ главной последовательности звезда , вращающаяся со скоростью до звезда с оболочкой со скоростью вращения 350 км/с (здесь ширина эмиссионной лнннн На значительно больше, чем в предыдущем случае); сверхгигант со следами эмиссии типа у ; звезда (очевидная эмиссия у и подозреваемая — у ); звезда Вольфа — Райе. HD 192103, углеродного ряда ; звезда Вольфа — Райе. HD 192163, азотного ряда . Ширина полос эмиссии у этих звезд огромна

Ширина полос говорит о скорости расширения, доходящей до Спектр между полосами, т. е. непрерывный фраунгоферов спектр, очень слаб, звезда в значительной степени светит своей оболочкой. Блеск таких звезд мал (обычно слабее ), самые яркие звезды класса находятся на южном небе. Абсолютно звезды W весьма ярки, в среднем а болометрически до Но их температура известна очень неуверенно. По развитию эмиссионных полос в спектре методами, применяемыми к туманностям (§ 28), для W-звезд была найдена температура от 60 000 до 110 000 К.

Столь высокие значения легко принять, если вспомнить, что у звезд W встречаются спектральные полосы таких ионов, как HeII X 4686, CIV, NIV и даже NV.

И, действительно, расчеты показывают, что электронная температура 7% в оболочке не ниже 50 000 К, а на расстоянии трех радиусов падает до 20 000 К.

Что же касается температуры горячего ядра звезды W, то она заключена между 90 000 и 110 000 К (ее определяют по непрерывному спектру ядра в ультрафиолетовой области).

Наоборот, в видимой области спектра W-звезд температура определяется между 20 000 и 8000 К и является усредненным значением по всему диску звезды, включающему также и оболочку.

Среди звезд W очень высок процент спектрально-двойных. Одна из них, , является одновременно и затменной двойной с довольно глубокими минимумами. Решение кривой блеска позволило установить размеры оболочки у звезды WN 6 — она раз в семь превышает размеры Солнца, в то время как сама плотная звезда (ее масса около ) имеет радиус . Удивительной особенностью кривой блеска V 444 Cyg оказывается то, что вторичный минимум, в котором компонента WN 6 затмевается компонентой В1, вдвое уже, чем главный минимум. Это можно истолковать так, как будто сверх газовой оболочки звезда WN 6 имеет еще обширную (до ) оболочку из электронов, которые в главном минимуме экранируют звезду В1 вследствие рассеяния света последней на свободных электронах, но сама по себе эта электронная оболочка не светится, так что закрытие ее во вторичном минимуме фотометрически незаметно. Мы еще вернемся к этой звезде в следующем параграфе.

Некоторые явления в двойных системах со звездами Вольфа — Райе позволяют сомневаться в том, что наша интерпретация их спектра с помощью модели расширяющейся оболочки правильна. Можно искать другие причины расширения полос у этих звезд. Электронную концентрацию у звезд W на границе с фотосферой оценивают в . При весьма высокой температуре оболочки, электроны находятся в очень оживленном движении (средняя скорость и около 150 км/с при Т=80 000 К) и рассеяние на них при действии эффекта Доплера может привести к заметному расширению линий/но значительно меньшему, чем то, что наблюдается фактически. Точно так же и турбулентность в оболочке W-звезды может объяснить лишь часть ширины ее эмиссионных полос.

Таким образом, предположение о том, что звезды Вольфа — Райе непрерывно выбрасывают вещество в межзвездное пространство, по-видимому, наиболее приемлемо. Легко подсчитать порядок массы, выбрасываемой звездой в год:

Здесь R — радиус фотосферы . Последняя величина значительна: за 100 000 лет звезда теряет что составляет около ее массы. Значение в год подтверждается также величиной замедления периода в системе V 444 Cyg.

В целом мы можем представлять себе звезду Вольфа — Райе, одиночную или входящую в двойную систему, как массивную и очень горячую звезду с обширной горячей газовой оболочкой, радиально разгоняемой световым давлением. Эмиссионные линии возбуждаются излучением ядра, которое перерабатывается в оболочке механизмом флуоресценции (см. § 28).

Эволюционное положение звезд W очень неясно. С одной стороны, интенсивный корпускулярный поток, выходящий из них, указывает на то, что это — или молодые образования, или кратковременная стадия в развитии звезды. При всех попытках определить химический состав звезд Вольфа — Райе получался неизменно одинаковый результат: они содержат гелия значительно больше, чем водорода. Можно было бы подумать поэтому, что эти звезды проходят весьма позднюю стадию в своем развитии, т. е. они уже исчерпали значительную часть своего водорода и стремятся сейчас к коллапсу — к сбрасыванию части своей массы, необходимому для перехода в состояние белого карлика (см. § 19). Может быть, такое заключение и справедливо в применении к звездам W, которые составляют ядра планетарных туманностей (см. § 28) и светимость которых в 500—1000 раз меньше. Но нормальные звезды Вольфа — Райе не могут быть старыми звездами: они составляют на небе совершенно отчетливые группы среди звезд плоской составляющей Млечного Пути, своего рода звездные ассоциации, которые должны были бы быстро распадаться под влиянием гравитационных воздействий всей Галактики и, особенно, близких к ассоциации звезд. Возраст таких ассоциаций порядка лет. Кроме того, как сказано выше, звезды Вольфа — Райе часто сочетаются в пары с горячими звездами главной последовательности, которые приходится считать молодыми звездами (§ 19). Но и сами W-звезды массивны (обычно ), так что их эволюция, ускоренная истечением масс в двойных системах (см. § 23), протекает быстро.