Книга -

Гелиевые звезды класса В горячее, чем звезды АО. Поскольку они в основном удалены на большое расстояние и зачастую окрашены в несколько более желтый цвет из-за поглощения в пространстве, измерения интенсивности спектра не могли дать значения температуры. Здесь, однако, могли привести к желаемому результату спектральные линии. Благодаря появлению и исчезновению в спектрах A-, В- и О-звезд линий однажды, дважды и трижды ионизованного кремния, Цецилия Пейн в 1924 г. смогла установить шкалу температур для звезд от В5 до ВО. Эти температуры изменялись в пределах от 15000° до 20000°. Затем перешли к первым О-звездам (09 и 08) с температурой от 25000° до 30000°. У следующих классов возрастала интенсивность линий ионизованного гелия, так же как и линий с трудом ионизуемых атомов кислорода, азота и углерода (они возбуждали ранее упоминавшуюся яркую линию Вольфа — Райе 4650 А), что указывало на еще более высокие температуры. Но насколько высокие? На это ответили исследования Занстра (1925 г.).

У звезд со столь высокими температурами — в 30 000° и выше — все излучение происходит в далеком ультрафиолете, в таких длинах волн, которые не оказывают действия на наш глаз и даже на фотопластинку, так как все длины волн, меньшие 3000 А, целиком поглощаются озоном, расположенным в высоких слоях нашей атмосферы. По формуле Планка излучение такой звезды будет максимально на длинах волн около 1000 А. Длины волн выше 3000 и 4000 А, в которых мы видим или фотографируем такую звезду, составляют самый кончик спектра, очень малый процент общего ее излучения. Невидимые длины волн большой интенсивности меньше 911 А состоят из квантов света, оказывающих сильное ионизующее воздействие на атомы водорода, находящиеся в окружающем пространстве. Рекомбини- руясь в нормальные атомы, ионизованный водород излучает различные линии, отмечаемые нашим глазом или спектрографом (например, серию Бальмера). Мы видим окружающую их разреженную материю как светящуюся тумапность, «планетарную» или «кольцевую», дающую в спектре яркие водородные линии. Так удалось объяснить спектры газовых туманностей. «Светящаяся жидкость» Гершеля оказалась предельно разреженным газом из водорода и других светящихся (в результате сложных процессов) атомов, входящих в состав атмосфер высокотемпературных звезд. Действительно, Райту на Ликской обсерватории удалось в 1918 г. установить, что все центральные звезды в пла- петарпых и кольцевых туманностях дают О-спектр. Интенсивная невидимая радиация, исходящая из центральной звезды, вызывает свечение окружающей туманности, которое в видимых лучах значительно сильнее света самой звезды. Из этого различия исходил Занстра. По мере повышения температуры этот контраст усиливается. В высшей степени слабая, почти невидимая в яркой туманности звездочка должна была иметь очень высокую температуру. Так ему удалось установить температуру центральных звезд различных туманностей от 34000° до 40000°, а в одном случае еще выше — до 70 000°.