Существование азотной и углеродной серии

Существование азотной и углеродной серии у звезд Вольф—Райе связывалось с ядерными реакциями, которые по современным представлениям происходят в недрах звезд и служат источником их энергии. В этих реакциях азот и углерод играют большую роль, а реакции сильно зависят от температуры. Из обычной формулы ядерных реакций следует, что подъем температуры от 2 107 до 5 -107 градусов уменьшает отношение количества азота к углероду в 10 раз. Следовательно, более массивные и яркие звезды должны иметь больше углерода, чем азота. При желании можно увидеть подтверждение этому в существующих оценках средних абсолютных величин звезд обеих серий, однако, как мы уже указывали в главе о звездах класса О, распределение светимостей по их подклассам, в сущности говоря, совершенно еще не выяснено и такая проверка теории пока невозможна.

Итак, за немногими исключениями, можно найти спектры обычных звезд Вольф—Райе и абсорбционных звезд О, в точности похожие на спектры отдельных ядер. В спектрах отдельных ядер нами были найдены некоторые особенности, не представленные в спектрах известных звезд Вольф—Райе. Следует, однако, отметить, что некоторые из нормальных звезд Вольф—Райе также обладают спектральными особенностями, представляющимися пока единственными в своем роде. Никакие особенности их спектра не являются для них общими и не позволяют выделить ядра планетарных туманностей из общего класса звезд типа О, и если бы одни из них не были окружены туманной оболочкой, их нельзя было бы отличить друг от друга. Сред ядер, спектры которых наблюдались, но не могли быть классифицированы за недостатком данных, три ядра дали спектры с яркими линиями, а 16 — абсорбционные или, видимо, непрерывные спектры, не содержащие ни темных, ни ярких линий. Сначала мы предположили, что это вызвано неподходящей экспозицией при фотографировании и, кроме того, слабые и размытые линии звезд типа ОА могли быть и не замечены. Когда же нам удалось определить температуры этих ядер, то пришлось несколько изменить свое мнение. Возможно, что для некоторых ядер приведенное объяснение и годится, но для большей части ядер с непрерывным спектром были получены крайне высокие температуры, что наводит на мысль, что в атмосферах этих звезд атомы уже настолько ионизованы, что в наблюдаемой нами части спектра они почти не способны ни излучать, ни поглощать. В их спектрах вследствие высокой температуры темные и яркие линии настолько слабы, что совершенно сливаются с фоном непрерывного спектра. Такие непрерывные спектры у обычных звезд типа О еще не наблюдались, но возможность их открытия не исключена. Если их никогда не откроют, то это будет лишь означать, что среди ядер, кроме обычных звезд типа О, есть и еще более горячие звезды, неизменно окруженные туманными оболочками. Подобные непрерывные спектры с интенсивным ультрафиолетом обнаружены еще у некоторых новых звезд после вспышки и у некоторый обычных белых или, лучше сказать, у голубых карликов. На эту мысль, например, наводит изучение белого, очень горячего карлика, открытого в 1935 г., у которого темные линии спектра также не видны, вероятно, вследствие их большой ширины при невысокой интенсивности. Мы увидим далее, что как раз наиболее слабые ядра имеют в среднем и наибольшую температуру и наименьшую светимость, а следовательно, они являются особенно слабыми карликами. Поэтому при значительном давлении в их атмосфере их линии должны быть особенно широки и профили их неглубоки, отчего линии могут быть плохо видны в спектре. Они слабы даже в спектре ядра NGC 7635 типа 07 . К этому вопросу мы еще вернемся.