Индивидуальность звезды

Ввиду большой индивидуальности каждой звезды и большого разнообразия в изменении их спектров мы ограничимся суммированием наиболее существенных характеристик и аномалий. Z Андромеды. Изучению спектра этой,, довольно яркой звезды посвящена значительная литература, систематизированная хронологически Пэйн-Гапошкиной, которая по наиболее полному фотометрическому материалу за много лет нашла у нее подобие периодичности со средним циклом в 694 дня. Однако изменения ее блеска все-таки очень неправильны, и за 50 лет у нее было только четыре ярких вспышки, две из них — одна за другой. В остальное время амплитуда колебаний была по большей части менее 1ш.

Впервые подробно ее спектр был изучен в 1923—1927 гг., когда яркость звезды держалась около 9т.6 . Исследование обнаружило, что существуют два накладывающихся друг на друга спектра. Один из них звездный и возникает в атмосфере самой звезды, другой небулярный и возникает в маленькой, слабой туманности, окружающей Z Андромеды. Первый спектр не имеет линий поглощения, а имеет лишь яркие, узкие линии водорода, гелия, Mgll, Fell и TiO, причем наблюдаются и запрещенные линии ионизованного железа. Наблюдаемая степень ионизации атмосферы позволила бы считать спектр Z Андромеды эмиссионным спектром типа А. Впоследствии в ее спектре по временам находили еще полосы поглощения окиси титана.

Присутствие запрещенных линий железа указывает на большую разреженность и протяженность атмосферы звезды. Небулярный спектр состоит из линий Hell, NIII, ОШ и, может быть, OIV, NIV. Интенсивность этих линий требует, чтобы температура звезды, возбуждающей свечение туманности, была крайне высока, не ниже 60—70 тыс. градусов. Смещение небулярных и звездных линий несколько различно; для первых оно порядка 2—3 км/сек, для вторых около 10 км/сек. Оказывается, что при одинаковой интенсивности небулярные линии длинее звездных, т. е. они возникают в туманности диаметром 0.,г6, окружающей звезду.