Точная кривая блеска

Точная кривая блеска, полученная при помощи фотоэлектрического фотометра пришел к заключению, что оболочка звезды Вольф — Райе по крайней мере в четыре раза больше ядра самой звезды и что она не может быть тонким поглощающим слоем, так как иначе на кривой блеска был бы резкий переход от затмения оболочкой к затмению ядром звезды. Оболочка заметно поглощает свет звезды О, но сама излучает мало света. Потому-то звезда WR как затмевающая получается больше, чем как звезда затмеваемая. Толщина оболочки и мера ее непрозрачности получаются из ширины минимумов и формы крыльев этих минимумов. Наблюдениям можно удовлетворить при любой температуре ядра звезды WR, которая может быть очень высокой, но детальный анализ осложнен тем, что оболочка звезды WR вытянута, что она может частично отражать свет звезды О и частично возбуждаться последней к свечению дополнительно ; прилив в данных условиях может деформировать ту часть светящейся «поверхности» звезды WR, которая играет роль в кривой блеска. Все эти эффекты являются функциями фазы. Таким образом, сложность подобных систем двойных звезд не только не помогает раскрыть их природу, но вводит новые осложнения в проблему.

В результате совокупности всех данных мы должны отказаться от наглядного представления о звезде Вольф — Райе как о шаре, имеющем какую-то определенную поверхность, радиус и температуру. Быть может несколько «сгущая краски», мы можем себе ее представить как газовый шар весьма условных размеров. Размеры этого шара, кроме того, сильно зависят от того, в лучах какой длины волны его рассматривать. В далеком ультрафиолете он в несколько раз меньше, чем в видимых лучах. Пока еще трудно определить, с каких слоев начиная ее атмосфера излучает яркие линии и где вообще начало и конец этой атмосферы. К тому же она слоиста в смысле излучения и, чем ближе к центру звезды, тем больше ионизация в атмосфере. Кроме того, атмосфера находится в состоянии непрерывного расширения и обновления. Возможно, что в ней происходят часто меняющиеся нарушения симметрии и в сравнительно короткие промежутки времени в ней могут происходить сильные изменения прозрачности и скорости истечения газов. У разных звезд Вольф — Райо строение внешних частей их может быть весьма различным.