Ионизационные температуры

В 1945 г. нами были более точно определены температуры звезд Вольф — Райе по распределению энергии в их непрерывном спектре по сравнению со звездами типа АО. Принимая для последних температуру 12 000°, для звезд Вольф — Райе были получены температуры от 7000 до 15 000°, в среднем 13000°, т. е. гораздо более низкие, чем можно ожидать от атмосфер, ионизованных так сильно. Это подтвердили наши, еще не опубликованные, исследования десятка звезд WR в 1946 г.

Применять к звездам Вольф — Райе обычные методы определения ионизационной температуры было нельзя, так как здесь мы имеем дело не с поглощением, а с излучением ярких полос, природа которых иная. В 1934 г. Билс получил своего рода ионизационные температуры звезд Вольф — Райе, предположив, что яркие полосы в спектрах этих звезд образуются так же, как яркие линии в спектрах газовых туманностей. Он применил к атмосферам звезд Вольф — Райе теорию, разработанную для туманностей, и получил, основываясь на полных интенсивностях различных ярких полос, очень высокие температуры — от 40 до 110 тыс. градусов. Его выводы в общем были подтверждены работами автора и других исследователей. Подробнее, однако, об этом будет сказано в главе VII.

Весьма характерным явлением в звездах типа ОА, позволяющим к тому же оценить их массу, является их двойственность. Среди визуально-двойных систем с подмеченным орбитальным движением звезды О не наблюдаются, но спектрально-двойные среди звезд типа ОА очень часты. По мнению Дж. Пласкета, тщательно определившего в 1931 г. вместе со своими сотрудниками радиальные скорости около 70 звезд ОА и нескольких сот звезд типа ВО—В5, процент спектрально-двойных составляет около 30, т. е. необычайно высок. О. Струве и академик Г. А. Шайн отметили, что в общем звезды О с наиболее короткими периодами имеют особенно размытые спектральные линии, а звезды определенно постоянной радиальной скорости имеют наиболее резкие линии. Можно поэтому ожидать открытий двойственности еще многих звезд типа ОА, хотя размытость линий препятствует точным измерениям. Только в случае колебаний наблюденной скорости, превышающих 20 км/сек, можно серьезно подозревать реальность колебаний и считать их указанием на орбитальное движение в двойной звездной системе. Орбитальные элементы известны только для десяти из этих звезд. Напомним, что среди всех спектрально-двойных звезды ОА отличаются наиболее короткими периодами и наименьшими эксцентриситетами. В этом отношении они опять-таки непосредственно примыкают к звездам типа В.