Курс теоретической астрофизики

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 M для звезды типа P Лебедя и порядка 10…10 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».