УКЛОНЕНИЯ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА ЗВЕЗД ОТ СРЕДНЕГО

Все сказанное выше относилось к звезде с нормальным химическим составом, приблизительно таким, как у Солнца, между тем в атмосферах звезд встречаются вариации химического состава, иногда настолько значительные, что для них вводятся специальные спектральные подразделения, а в других указывается на отклонения от нормы, установленной для данного спектрального класса.

Начнем с так называемых металлических звезд. Если их классифицировать по линии К CaII, которая обычно хорошо служит при классификации звезд класса А, то они будут отнесены к классу А: , Мицар ; линии же всех других металлов настолько сильны, что по ним те же звезды классифицируются либо классом F (от F до F6), либо более поздними подразделениями А: А5 — А7. При этом металлические линии иногда очень тонки, так что можно было бы предполагать, что это — звезды-сверхгиганты. Последнее находится в полном противоречии с большой шириной крыльев линий водорода и с малыми светимостями звезд, вытекающими из их больших параллаксов или собственных движений. Если применять к этим звездам обычные модели, то получается, как будто, что в них имеется повышенное сравнительно с Солнцем содержание водорода и пониженное содержание , при избыточном . Впрочем, различия не так уж велики; скорее следует думать, что «металлические звезды» построены по иной модели, нежели обычные звездные карлики, и в частности, обладают протяженными атмосферами. Их другая особенность — почти все они являются компонентами двойных звезд. Принято звёзды с металлическими линиями обозначать .

Удобна для запоминания такая схема классификации металлических звезд:

Знак С обозначает более ранний спектральный класс.

Особенно интересна группа гелиевых звезд с очень слабыми водородными линиями или полным их отсутствием. Таких звезд известно сейчас около 40.

Они принадлежат к классу В, частично характеризуются как горячие субкарлики класса О (см. дальше с. 141). Термин «гелиевые» следует в данном случае понимать как указание на значительное преобладание в атмосфере звезды гелия по сравнению с водородом.

Особенно заметны эффекты водородной недостаточности у звезд HD 124448, BD+10°2179, HD 168476, в которых отношение числа атомов . Наряду с этим отмечается явно преувеличенное содержание углерода и азота и недостаток кислорода. Это крайние случаи; такого рода звезд известно восемь. Несколько более многочисленны (16) «промежуточные гелиевые», у которых , хотя встречаются и соотношения этой группе, относится яркая звезда . Наконец, и у горячих субкарликов встречается такое же соотношение гелия и водорода. Поскольку эти звезды очень горячие, отсутствие водородных линий в их спектрах, или очень малая их интенсивность, конечно, не удивляет, но все же полученное из анализа фраунгоферовых линий приблизительное равенство числа атомов Н и Не совершенно ненормально, потому что у подавляющего большинства звезд, в том числе и у Солнца, .

Атмосферы гелиевых звезд сильно отличаются от нормальных звездных атмосфер. Они очень прозрачны, так как атомы и ионы гелия плохо поглощают свет. Упомянутые выше звезды — одиночные. Недостаток водорода встречается и у других звезд, но это — тесные двойные звезды , у которых есть свои эволюционные пути (см. главу IV), а у одиночных — свои. Конечно, можно допустить, что гелиевые звезды рождались в среде, обогащенной гелием, но правильнее будет искать в развитии звезды такие этапы, при которых в ее атмосфере может действительно создаваться недостаток водорода. Эта тема рассматривается в главе IV в связи с теорией внутреннего строения звезд. Но здесь можно назвать один механизм, который в определенных случаях может быть эффективным, действуя только у поверхности звезды. Этот механизм — звездный ветер, аналогичный солнечному ветру (см. § 7). Из верхней атмосферы звезды или ее короны атомы испаряются тем легче, чем меньше их массы. Очевидно, водород будет покидать звезду относительно гораздо быстрее, чем гелий, и если со звездным ветром звезду покидает в год массы Солнца (а у звезд-гигантов бывает много больше), то за лет гелий в ее атмосфере станет преобладающим газом.

В противоположность звездам, богатым гелием, существует группа горячих звезд, бедных гелием, которые обозначаются (р — peculiar, особенный). Недостаточность гелия у них не столь велика; в 2,5 — 13 раз меньше против нормы, но кроме этой особенности в их спектрах наблюдаются усиленные линии кремния SiII или фосфора PI иногда в сопровождении линий криптона галлия , или, наконец, линий группы титана Till, железа FeII, FeIII и стронция .

Более широк класс звезд , несколько более холодных, среди которых намечаются три группы: 1) с преобладанием линий стронция — хрома — европия (холодные или поздние Ар-звезды); 2) кремниевые марганцевые Мn-звезды.

Большее развитие линий того или иного из названных элементов свидетельствует об избытке его атомов в 10 раз, хотя количество атомов другого элемента может быть во столько же раз меньше. Однако не следует придавать большое значение количественным оценкам, так как они не могут претендовать на особую точность. Дело в том, что почти все они получены с помощью теоретического анализа, основанного на гипотезе местного термодинамического равновесия (МТР), которая далеко не всегда оправдывается, особенно у горячих звезд. Между тем гипотеза МТР может привести к ошибке в 5—10 раз. Правда, при сравнении со звездами той же эффективной температуры и того же значения ускорения силы тяжести эту ошибку можно избежать или смягчить. Но когда аномалия выражается превосходством или недостаточностью в 20 и более раз, не остается сомнений в ее достоверности. Накопление спектральных линий группы железа или редких земель в далекой ультрафиолетовой области спектра повышает непрозрачность фотосферы на один-два порядка, да и непрозрачность в непрерывном спектре тоже изменяется, в результате чего звезда излучает в этой области так, как будто ее температура на 2—3 тыс. Кельвинов ниже, чем по измерениям в видимой области спектра. Понятно, что и строение атмосферы будет иным, чем у нормальной звезды.

Вот два примера особенно резких спектральных аномалий, выявляющихся при обследовании спектров, полученных при высоких дисперсиях. У марганцевой звезды представлен богаче всех металлов (излишек по сравнению с нормальными звездами в 60 раз), но особенно превышает норму необычайно богато представлен гольмий (Но) и другие редкоземельные элементы (звезда сравнительно холодная, . Звезда 73 Дракона класс отличается присутствием сильных линий и вообще усилением линий элементов группы железа . Интереснее же всего наличие линий столь тяжелых элементов, как и даже . Известны «бариевые» звезды .

В спектре наблюдаются признаки низкотемпературных процессов, связанных с поглощением молекул циана и гидроксила. Если отвлечься от более глубоких причин, ведущих начало от возникновения звезд и их эволюции (см. § 20), то спектр можно описать с помощью модели, в которой на поверхности звезды есть огромное горячее пятно. У одиночной звезды оно вряд ли может существовать, но если у звезды есть очень горячий спутник, дающий рентгеновское излучение (см. § 25), то поток этого излучения на более холодной звезде может давать именно такое пятно.

Мы уже упоминали, что кроме избыточного содержания тех же или других элементов в спектрах других звезд может наблюдаться их недостаточность, которую невозможно оспаривать.

Так, недостаточность железа в той или иной звездной атмосфере сопровождается такой же недостаточностью скандия в широких пределах от нуля до трех порядков.

Сравнительно богатую группу составляют так называемые углеродные звезды классов R и N (и их иногда объединяют под названием С-звезды). По количественному преобладанию среди холодных звезд нормальными считаются звезды класса М, тем более, что их свойства являются как бы естественным продолжением свойств звезд G- и К-классов. Для звезд М типичным является развитие полос поглощения , в то время как атомные линии почти не испытали изменений со звездами класса К. Гораздо менее многочисленные С-звезды имеют отличительной особенностью своих спектров полосы молекул и . Главным источником поглощения в этих звездах остается ион , но, кроме того, большую роль играет поглощение упомянутыми молекулами, а также в особенности молекулами воды . То, что мы обычно наблюдаем в спектрах этих звезд в интервале от 0,8 до 0,4 мкм, охватывает лишь малую часть излучения столь холодных звезд, в основном длинноволнового. Поэтому построение моделей таких звезд очень затруднено.

Изобилие углерода у холодных звезд нередко сопровождается недостаточностью водорода, то же самое мы видели раньше и у горячих звезд с избытком гелия.

Другой особенностью холодных звезд, как углеродных, так и класса S, является наличие в их спектрах линий технеция Этот элемент имеет много изотопов с атомными весами от 92 до 107. Но все изотопы имеют очень короткий период существования, кроме двух с периодами полураспада 210 000 лет и 2 600 000 лет . На Земле в природных условиях не встречается и известен только в ядерных лабораториях. В звездных спектрах его линии обнаружены у 21 звезды, причем у звезды с всегда присутствует с повышенным содержанием стронций, но нередко усиленные линии не сопровождаются присутствием .

В жизни звезды 2,6 млн лет — время полураспада — очень короткое, и если этот элемент есть в атмосфере звезды, то это означает, что звезда либо молодая, либо продукты ядерных процессов, происходящих в ее недрах, каким-то путем выносятся наружу.Если в атмосфере звезды кислород обилен, как, например, у Солнца, то углерод связывается с ним в молекулу СО и титан — в . Весьма обильно должны быть представлены молекулы ОН и , вследствие обилия обеих составляющих Н и О. Если же более обилен углерод» то кислород расходуется на образование СО, а весь остальной углерод преобладает в атмосфере звезды в форме С2, CN и СН, что и составляет особенность С-звезд. Однако, как показывает теория, разница в количественном содержании углерода в богатых кислородом и богатых углеродом атмосферах звезд невелика, не более 6—7 раз. Полосы в спектрах S, конечно, говорят об относительно богатом содержании циркония и элементов второго длинного периода в периодической системе. Вместе с тем в весьма холодных звездах соотношение числа молекул очень сильно зависит от содержания углерода. В спектре Солнца имеются полосы , но их интенсивность слаба.

Заслуживает быть отмеченным тот факт, что среди С-звезд карлики не встречаются, тогда как в классах К и М карлики очень многочисленны.

Сходный пример разного содержания углерода и азота мы находим у противоположного конца спектральной последовательности, среди горячих звезд класса О с эмиссионными линиями и полосами — у так называемых звезд Вольфа — Райе, среди которых различают углеродную и азотную последовательности WC и WN. У первых, наряду с линиями и HeII, встречаются линии CII, CIII и CIV, а также OII—OVI в эмиссии, тогда как у вторых линии О и С отсутствуют и выделяются эмиссионные линии NII—NV. Мы рассмотрим эти звезды в главе V, так же как и другие звезды с эмиссионными линиями ( и т. п.).

Описанная у холодных и горячих звезд изменчивость содержания углерода с большим трудом улавливается у звезд промежуточных, так как сильные линии атомарного углерода находятся в далекой ультрафиолетовой области. Однако и среди таких звезд намечается возможность дифференцирования их по появлению или отсутствию небольшой депрессии непрерывного спектра в области длин волн около 4700 А и больших, которая вызвана, по-видимому, скоплением депрессий в непрерывном спектре углерода. В некотором смысле рекордным отклонением от обычного спектрального состава можно рассматривать атмосферу звезды где резко преобладают атомы изотопа над атомами Отношение равно Содержание фосфора (Р) в 100 раз выше нормы, галлия в 8000 и криптона в 1300 раз, а и О раз в шесть ниже нормы. У другой звезды, также найдено аномально высокое отношение Такая же аномалия наблюдается у звезды . «Марганцевая» звезда i Сев. Короны с 20-кратным избытком при высоком разрешении показывает в спектре тесный набор линий, принадлежащих изотопам ртути Hg, соотношение интенсивностей которых позволяет установить, что изотопный состав этой звезды сильно не похож на состав его на Земле (на Солнце ртуть не обнаруживается).