НОВОСТИ    БИБЛИОТЕКА    ССЫЛКИ    КАРТА САЙТА    О САЙТЕ







предыдущая главасодержаниеследующая глава

Звезды, истекающие газом

Описанные выше звезды удерживают обширные и пухлые атмосферы так же, как Земля удерживает свою атмосферу. Но в коллекции звездных спектров можно проследить непрерывный переход от спектров с отдельными узкими тонкими линиями к спектрам, содержащим отдельные необычайно широкие яркие полосы наряду с темными линиями и далее без них. Если темные линии есть, то каждая из них, как правило, примыкает к яркой полосе со стороны фиолетового конца спектра и очень сильно смещена со своего нормального положения. Между тем середина яркой полосы занимает почти нормальное положение в спектре, соответствующее линии данного химического элемента. Чаще всего вид широких ярких полос в спектре имеют излучения нейтральных атомов водорода, гелия и ионизованных атомов азота, углерода и кислорода.

Если темные линии считать смещенными со своего места вследствие эффекта Доплера, т. е. благодаря движению соответствующего газа в атмосфере звезды, то оказывается, что эти темные линии на краю ярких полос образованы газами, несущимися к нам со скоростью, доходящей в иных случаях до 2000 км/сек!

Звезды, которые по линиям их спектра могли бы быть отнесены к звездам спектрального класса О, но имеют в спектре широкие яркие полосы, называют звездами типа Вольфа - Райе - по имени двух французских ученых, которые первыми обнаружили и описали их еще в прошлом столетии. Разгадать природу этих звезд удалось только теперь.

Звезды этого класса - наиболее горячие среди всех известных. Их температуры, измеренные автором этой книги, заключены в пределах от 40 до 100 тысяч градусов! Наиболее же горячие из обычных звезд класса О (без ярких полос в спектре) имеют температуру поверхности только в 30 000°.

Рис. 157. Спектр звезды типа Вольфа - Райе
Рис. 157. Спектр звезды типа Вольфа - Райе

Такие огромные температуры сопровождаются столь мощным излучением потока ультрафиолетовых лучей, что легкие атомы водорода, гелия, а при очень высокой температуре и атомы других элементов, по-видимому, не выдержав давления света снизу, с огромной скоростью взлетают вверх. Скорость их движения под действием давления света так велика, что притяжение звезды ни в силах их удержать. Непрерывным потоком они срываются с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировбе пространство, образуя как бы атомный дождь, но направленный не вниз, а вверх. Странный горячий дождь! Под таким душем сгорело бы все живое на планетах, если таковые окружают эти звезды на свое собственное несчастье.

Непрерывный дождь атомов, срывающихся с поверхности звезды, образует вокруг нее сплошную, но непрерывно рассеивающуюся в пространство атмосферу.

Рис. 158. Яркие полосы в спектрах звезд Вольфа - Райе образуются совокупностью атомов, движущихся в их обширных атмосферах наружу под разными углами к линии нашего зрения
Рис. 158. Яркие полосы в спектрах звезд Вольфа - Райе образуются совокупностью атомов, движущихся в их обширных атмосферах наружу под разными углами к линии нашего зрения

Атомы газа, ее составляющие, непрерывно обновляются за счет звезды, истекающей газом. Вместо яркой линии мы видим в спектре такой звезды широкую полосу как совокупность множества линий, смещенных с нормального места на различную величину и слившихся друг с другом. Каждая из них образована атомами, летящими под каким-нибудь углом к линии, по которой мы смотрим на звезду. Чем больше этот угол, тем меньше проекция скорости атома на луч зрения, т. е. тем меньше его лучевая скорость, а лишь ее величиной (а не пространственной скоростью) обусловлена величина сдвига линий в спектре по принципу Доплера. Благодаря обширности излучающей атмосферы звезды Вольфа - Райе за телом звезды скрыты от нас лишь немногие атомы, удаляющиеся от нас с наибольшей скоростью. Атомы же, приближающиеся к нам с наибольшей скоростью, проектируются на звезду и потому, как полагается, дают темную линию поглощения в спектре. Она смещена, очевидно, к фиолетовому концу спектра на величину, соответствующую скорости их приближения к нам, т. е. на величину скорости, с которой атомы покидают поверхность звезды.

Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа - Райе? Подсчеты привели ленинградского профессора Н. А. Козырева к выводу, что в год звезда Вольфа - Райе выбрасывает массу газа, равную примерно одной десяти- или стотысячной доле массы Солнца. Как говорится, «если дальше так пойдет - до чего ж это дойдет!», - и не истечет ли такая звезда газом нацело, без остатка? Масса звезд типа Вольфа - Райе в среднем в десяток раз превышает массу Солнца. Истекая газом с такой скоростью, звезда Вольфа - Райе не может просуществовать дольше, чем 104- 105 лет, после этого от нее уже ничего не останется. Независимо от этого есть данные, позволяющие считать, что и в действительности звезды в подобном состоянии существуют не дольше десяти тысяч лет, скорее даже значительно меньше. Вероятно, с уменьшением их массы до некоторого значения температура их падает, выброс атомов прекращается, прекращается и дальнейшее саморазрушение звезды.

В настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких саморазрушающихся звезд, из которых в СССР ни одна, к сожалению, не видна невооруженным глазом. Вероятно, лишь немногие, наиболее массивные звезды достигают, как мы думаем, в своем развитии таких высоких температур, когда начинается потеря газа. Быть может, как думает автор этой книжки, это явление можно сравнить с кровопусканием, полезным для полнокровных и тучных людей, так что, освободившись этим путем от излишка своей массы, звезда может продолжать нормальное, «здоровое» развитие.

Большинство звезд типа Вольфа - Райе (имеющих массы в среднем раз в 10 больше солнечной) являются очень тесными спектрально-двойными звездами. Их партнер в паре всегда оказывается также массивной и горячей звездой класса О или В. Многие из таких звезд наблюдаются нами как «дьявольские», т. е. как затменно-двойные звезды, периодически загораживающие друг друга от нас.

Знакомство со звездами, имеющими яркие линии или полосы в спектре, хотя и редко встречающимися, во всяком случае значительно обогатило наши представления о звездах вообще.

предыдущая главасодержаниеследующая глава







© Злыгостев Алексей Сергеевич, подборка материалов, оцифровка, статьи, оформление, разработка ПО 2001-2019
При копировании материалов проекта обязательно ставить активную ссылку на страницу источник:
http://12apr.su/ 'Библиотека по астрономии и космонавтике'

Рейтинг@Mail.ru Rambler s Top100