Грубая классификация

Нами показано в 1931 г., что для грубой классификации можно «сохранить только два подкласса — Оа и ОЬ, придавая, однако, этим символам новый смысл. Подкласс Оа должен объединять спектры, в которых полоса 4640 или 4650 ярче, чем 4686, ОЬ — те, у которых 4686 ярче, чем 4640 или 4650. Эта классификация была основана на том, что полоса 4640 принадлежит NIII, а полоса 4650 принадлежит СШ, потенциалы ионизации которых практически одинаковы: 47.4 и 47.6 вольта. Подкласс ОЬ соответствует большей степени возбужденности звездного спектра, и если между эмиссионными и абсорбционными спектрами можно провести аналогию, то его следует рассматривать как подкласс более «ранний», чем Оа. Прежние подклассы Ос и Оср физического смысла не имеют и в большинстве случаев должны войти в новый класс ОЬ. Далее, нами было показано, что по этому признаку, повидимому, рационально классифицировать все звезды Вольф—Райе и даже можно ввести более точную градацию, в зависимости от величины отношения интенсивности полос 4686: .

Позднее выяснилось, что встречаются звезды, в которых одновременно все-таки присутствуют и азот и углерод. В азотных звездах некоторые полосы углерода, может быть, всегда присутствуют в спектре, в блендах с другими элементами, а в спектре звезды, находящейся в центре планетарной туманности NGC 6543, азот и углерод почти одинаково интенсивны — Такой объект в предыдущую классификацию не укладывается. Все же несомненно, что в общем атмосферы одних звезд Вольф — Райе богаче азотом, другие — углеродом, так как главная причина, обусловливающая различие звездных спектров,— температура, в звездах обеих групп одинакова. Это видно из сопоставления возбужденности их спектров> характеризуемой отношениями интенсивностей линий нейтрального и ионизованного гелия, т. е. относительного числа нейтральных и ионизованных атомов в атмосферах звезд одинаковых подклассов обеих последовательностей. Из попытки количественного подсчета этого различия в химическом составе вытекает, что в азотных звездах атомов азота в атмосфере в 20 раз меньше, чем атомов гелия, а в углеродных звездах атомов углерода в 3 раза больше, чем атомов кислорода, в то время как последних раз в 50 меньше, чем атомов гелия: По спектрам азотных звезд, содержащих, однако, в спектрах линии углерода, последнего в 20 раз меньше, чем азота, что в 10—20 раз меньше, чем в углеродно-кислородных звездах Вольф — Райе. О методе этой оценки мы скажем в главе VII, но такая оценка еще очень неуверенна. Новейшие данные говорят о несколько различном содержании азота и углерода и в некоторых абсорбционных О звездах, имеющих узкие яркие линии. Так, Свинге и Струве отмечают, что абсорбционные спектры 9 Sge и HD 192639 сходны, но первая из них имеет сильные линии NIII и слабые эмиссии СШ, а другая звезда — наоборот, в ней линия СШ 5696А — ярчайшая из эмиссий.