Рис. 158. Яркие полосы в спектрах звезд Вольфа — Райе образуются совокупностью атомов, движущихся в их обширных атмосферах наружу под разными углами к линии нашего зрения

Атомы газа, ее составляющие, непрерывно обновляются за счет звезды, истекающей газом. Вместо яркой линии мы видим в спектре такой звезды широкую полосу как совокупность множества линий, смещенных с нормального места на различную величину и слившихся друг с другом. Каждая из них образована атомами, летящими под каким-нибудь углом к линии, по которой мы смотрим на звезду. Чем больше этот угол, тем меньше проекция скорости атома на луч зрения, т. е. тем меньше его лучевая скорость, а лишь ее величиной (а не пространственной скоростью) обусловлена величина сдвига линий в спектре по принципу Доплера. Благодаря обширности излучающей атмосферы звезды Вольфа — Райе за телом звезды скрыты от нас лишь немногие атомы, удаляющиеся от нас с наибольшей скоростью. Атомы же, приближающиеся к нам с наибольшей скоростью, проектируются на звезду и потому, как полагается, дают темную линию поглощения в спектре. Она смещена, очевидно, к фиолетовому концу спектра на величину, соответствующую скорости их приближения к нам, т. е. на величину скорости, с которой атомы покидают поверхность звезды.

Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа — Райе? Подсчеты привели ленинградского профессора Н. А. Козырева к выводу, что в год звезда Вольфа — Райе выбрасывает массу газа, равную примерно одной десяти- или стотысячной доле массы Солнца. Как говорится, «если дальше так пойдет — до чего ж это дойдет!», — и не истечет ли такая звезда газом нацело, без остатка? Масса звезд типа Вольфа — Райе в среднем в десяток раз превышает массу Солнца. Истекая газом с такой скоростью, звезда Вольфа — Райе не может просуществовать дольше, чем 104–105 лет, после этого от нее уже ничего не останется. Независимо от этого есть данные, позволяющие считать, что и в действительности звезды в подобном состоянии существуют не дольше десяти тысяч лет, скорее даже значительно меньше. Вероятно, с уменьшением их массы до некоторого значения температура их падает, выброс атомов прекращается, прекращается и дальнейшее саморазрушение звезды.

В настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких саморазрушающихся звезд, из которых в СССР ни одна, к сожалению, не видна невооруженным глазом. Вероятно, лишь немногие, наиболее массивные звезды достигают, как мы думаем, в своем развитии таких высоких температур, когда начинается потеря газа. Быть может, как думает автор этой книжки, это явление можно сравнить с кровопусканием, полезным для полнокровных и тучных людей, так что, освободившись этим путем от излишка своей массы, звезда может продолжать нормальное, «здоровое» развитие.