Звезды углеродной серии

Из наших определений получается впечатление, что, вопреки ожиданиям, все виды температур у звезд WN5 ниже, чем у звезд WN6. Если придерживаться одного и того же иона, то роста температур с ростом возбуждённости спектра во всяком случае не видно, и его нельзя усмотреть и в результатах Билса. Принятый им и часто цитируемый ход температур вдоль спектральной последовательности в сущности основан не столько на непосредственных результатах наблюдений, сколько на отборе их в стремлении получить желаемое соответствие между температурой и спектральным подклассом, на что Билс сам и намекал.

Определение отношения С/О уверенное, так как оба атома имеют несколько одинаковых стадий ионизации, но лучше сравнивать их для низких стадий ионизации, так как ион с GV может вести себя, как Не++, не давая линий в наблюдаемой области спектра, Так, по трем звездам было найдено в среднем С J О = 3 и более постоянным, чем отношение Не / С, хотя это может быть обусловлено разными причинами, а не только относительным изобилием этих элементов. Аллер оценил из наблюдений НеШ У NIV=100 и, допуская, что азота всегов пять раз больше, чем NIV, нашел Не / N=20. В звездах азотной сер ии на количество углерода указывает интенсивность имеющейся в них линии GIV и оно может быть оценено, считая NtNe меняющимся с глубиной в атмосфере, так же как оно меняется в звездах углеродной серии. В азотной серии получается N / С = 20, т. е. углерода в них в 10—20 раз меньше, чем в звездах углеродной серии.

Струве и Свинге допускают возможность объяснить это явление процессом, при помощи которого они объяснили вспышку линий ШП в спектрах новых звезд. По их мысли, вследствие процесса флуоресценции Боуэна, получившему когда-то развитие в атмосфере ядра, весь азот из этой атмосферы был вытолкнут в оболочку; но так как атмосфера этих ядер непрерывно обновляется истечением материи из звездных недр, то скорее надо предполагать, что условия в атмосферах этих ядер не благоприятствуют тому, чтобы находящийся в них азот мог себя проявить в спектре наблюдаемым образом. В туманной же оболочке механизм возбуждения соответствующих линий NIII налицо. Все же мы не видим убедительных объяснений тому, что в атмосферах других ядер, как будто ничем иным не отличающихся, азот представлен в спектре так же, как и в туманной оболочке.