Звёзды WR часто оказываются компонентами спектрально-двойных систем. Некоторые из них являются затменными переменными. Изучение таких систем дало много ценных сведений о звёздах WR. Так, было найдено, что их массы порядка 10 масс Солнца.
Визуальные абсолютные величины звёзд WR порядка -3𝑚 Эти звёзды — одни из самых ярких объектов Галактики. Однако спектрами WR обладают также новые звёзды через несколько лет после вспышки и некоторые ядра планетарных туманностей. Указанные звёзды значительно слабее собственно звёзд WR Их визуальные абсолютные величины равны в среднем +5𝑚.
К звёздам WR примыкают звёзды типа P Лебедя, принадлежащие к спектральному классу 𝙱. В спектрах этих звёзд, как и в спектрах звёзд WR, видны яркие линии, приблизительно симметричные относительно центральных частот и ограниченные с фиолетовой стороны линиями поглощения (рис. 35, а). Однако, в отличие от спектров WR, ширина ярких линий в этом случае не так велика, а линии поглощения, наоборот, гораздо более интенсивны.
Рис. 35
Кроме звёзд типа P Лебедя, эмиссионными линиями обладают также другие звёзды спектрального класса 𝙱. Их называют просто звёздами типа Be. Профили линий в спектрах звёзд типа Be могут быть охарактеризованы следующим образом: на широкую и неглубокую линию поглощения накладывается менее широкая эмиссионная линия, которая в одних случаях бывает одиночной, в других — раздвоённой (рис. 35, б и в). Спектры звёзд типа Be претерпевают заметные изменения с течением времени. Например, меняются относительные интенсивности компонент ярких линий. Иногда яркие линии исчезают совершенно и звезда типа Be превращается в нормальную звезду класса 𝙱. Вместе с изменениями спектра наблюдаются также небольшие колебания блеска звезды.
Объяснение эмиссионных спектров рассматриваемых звёзд основывается на предположении об истечении вещества из звезды, приводящем к образованию вокруг неё протяжённой движущейся оболочки. Так как коэффициент дилюции излучения в оболочке мал, то, опираясь на теорему Росселанда (см. § 22), мы можем утверждать, что оболочка должна поглощать идущие от звезды кванты больших частот и перерабатывать их в кванты меньших частот. Иными словами, свечение оболочки происходит в принципе так же, как свечение газовой туманности, т.е. за счёт ультрафиолетовой энергии звезды. Очевидно, что для появления ярких линий в спектре звезды необходимо, чтобы её температура была достаточно высокой (как показывают простые подсчёты, приблизительно больше 20 000 K). Поэтому яркие линии, возникающие за счёт ультрафиолетовой энергии звезды, и наблюдаются только в спектрах самых горячих звёзд (классов 𝙾 и 𝙱).
По профилям ярких линий в спектрах звёзд можно судить о характере выбрасывания вещества из звезды. Обычно принимается, что из звёзд типа WR происходит непрерывное истечение вещества с приблизительно постоянной интенсивностью во все стороны. Такое движение вещества должно приводить к наблюдаемым профилям линий, симметричным относительно центральной частоты. При этом удаляющееся от нас вещество даёт часть линии, расширенную в красную сторону спектра, а приближающееся — в фиолетовую. Так как спектры звёзд типа WR не претерпевают заметных изменений с течением времени, то надо считать, что истечение вещества из них является стационарным.
Более сложно объяснение профилей линий в спектрах звёзд типа Be. Согласно Струве эти звёзды очень быстро вращаются, вследствие чего и наблюдаются широкие линии поглощения в их спектрах. Судя по ширине линий, скорости вращения звёзд на экваторе доходят до нескольких сотен километров в секунду. Струве считал, что благодаря вращению происходит истечение вещества из экваториальной плоскости звезды, приводящее к образованию газового кольца, вращающегося вокруг звезды. В газовом кольце и возникают яркие линии, накладывающиеся на широкие линии поглощения. Так как скорость вращения кольца меньше скорости вращения звезды (вследствие сохранения углового момента), то яркая линия оказывается у́же линии поглощения. По-видимому, в действительности быстрое вращение звёзд типа Be способствует истечению из них вещества, но не является причиной истечения. Это следует из того, что эмиссионный спектр звёзд типа Be испытывает иррегулярные изменения с течением времени (а иногда и исчезает вовсе). Поэтому и истечение вещества из рассматриваемых звёзд должно носить иррегулярный характер.
Для истолкования спектров звёзд типов WR, P Лебедя и Be (и других нестационарных звёзд) нужна теория возникновения спектральных линий в протяжённых движущихся оболочках звёзд. Основы теории будут изложены ниже (подробнее см. [1] и [2]).
2. Профили эмиссионных линий.
Скорости движения оболочек обычно составляют десятки и сотни километров в секунду, т.е. они гораздо больше средних термических скоростей атомов. Поэтому можно считать, что профили эмиссионных линий определяются в основном движением оболочки. Влиянием других факторов на профиль линии в первом приближении можно пренебречь.
Мы сейчас получим формулу, определяющую профиль эмиссионной линии при произвольном поле скоростей в оболочке. Примем также во внимание возможную непрозрачность оболочки для излучения в линии.
Будем рассматривать линию, возникающую при переходе из 𝑘-го состояния в 𝑖-е данного атома. Коэффициент поглощения α𝑖𝑘 и коэффициент излучения ε𝑖𝑘 будем считать постоянными в интервале
ν
𝑖𝑘
-
Δν𝑖𝑘
2
<
ν
<
ν
𝑖𝑘
+
Δν𝑖𝑘
2
и равными нулю вне этого интервала. Здесь ν𝑖𝑘 — центральная частота линии,
Δ
ν
𝑖𝑘
=
2
𝑢
𝑐
ν
𝑖𝑘
,
где 𝑢 — средняя тепловая скорость атома, 𝑐 — скорость света.
Возьмём координатную систему 𝑥𝑦𝑧 с началом координат в центре звезды и осью 𝑧, направленной к наблюдателю. Обозначим скорость движения атомов в оболочке через 𝑣(𝑥,𝑦,𝑧) а её проекцию на ось 𝑧 через 𝑣𝑧(𝑥,𝑦,𝑧) Будем считать, что 𝑣≫𝑢.
Очевидно, что при сделанных предположениях относительно α𝑖𝑘 и ε𝑖𝑘 излучение частоты ν будет посылаться к наблюдателю не всей оболочкой, а только её некоторой областью, расположенной по обе стороны от поверхности равных лучевых скоростей, определённой уравнением
ν
=
ν
𝑖𝑘
+
ν𝑖𝑘
𝑐
𝑣
𝑧
(𝑥,𝑦,𝑧)
.
(28.1)