К.А. Постнов, А.В. Засов - Курс общей астрофизики (1110768), страница 27
Текст из файла (страница 27)
Следующий по важности параметр – химический состав, определяющиймолекулярный вес вещества и влияющий на непрозрачность, а через них – и на остальные параметры.Анализируя излучение звезд, мы получаем непосредственнуюинформацию только об их атмосферах. Атмосферой звезды называют области, начинающиеся с фотосферы, которая определяет видимый радиус звезды, то есть области с оптической толщой τ <1.Температура, плотность, скорость газа и химический состав атмосфер оцениваются по спектру.Эффективная шкала высот (т.е. высота однородной атмосферы) h = kT /mg = kT R2 /mGM R, но поскольку атмосферы неизотермичны, h имеет локальный смысл. Самый тонкий слой – фотосфера, а наиболее протяженный – корона (однако для нее вышеприведенное неравенство не выполняется).Фотосферой называют слой, соответствующий τ ≈ 1 в непрерывном оптическом спектре.
Сильные линии поглощения образу-156Глава 5. Звездыются выше фотосферы в области с меньшей эффективной температурой, и наблюдения в них используются для исследования более высокого слоя – хромосферы. Хромосфера характеризуютсяположительным градиентом температуры по радиусу dT /dR > 0и сильной пространственной неоднородностью, связанных с наличием газовых струй в активных областях. Активные области возникают в местах пересоединения силовых линий (петель) магнитного поля с разной направленностью. При этом происходит мощное выделение энергии, приводящее к ускорению заряженных частиц. Тепловое и нетепловое излучение этих частиц наблюдаетсяв различных диапазонах спектра (явление хромосферной активности Солнца и других звезд).Наконец, внешний слой атмосферы – корона, в ней температура растет до очень высоких значений (≈ 106 К).
Корона излучает преимущественно в жестком ультрафиолете и рентгеновскомдиапазонах (только в случае Солнца ее можно наблюдать и в оптике), и присутствует в звездах всех спектральных классах – какгорячих, так и холодных. Свет короны – это частично собственноеизлучение газа, а частично – томсоновское рассеяние света звездына электронах.Высокая температура внешних слоев атмосферы – следствиенизкой плотности (вспомним: dE/dT ∼ −n2 λ(T ), где λ(T ) – растущая (для ионизованного газа) функция температуры, и для нагревадо большой температуры не требуется высокой мощности источника нагрева). Роль нагревающего механизма, по-видимому, играетдиссипация энергии звуковых и магнитогидродинамических волн,рождаемых в нижележащих слоях атмосферы звезды.Только в фотосфере температура газа близка к эффективнойтемпературе звезды (обычно принимается, что Tef f – это средняятемпература фотосферы).
В хромосфере и короне не выполняетсяусловие ЛТЕ, температура газа там выше, чем температура излучения (излучение непрерывного спектра рождается в фотосфере, иболее высокие слои для него прозрачны).5.8. Атмосферы Солнца и звезд1575.8.1. Спектральная классификация звездВ атмосферах формируется наблюдаемый спектр звезд – какнепрерывный спектр, так и спектральные линии. В зависимостиот содержания в спектре линий различных элементов (ионов) иот соотношения между их эквивалентными ширинами все звезды разделяются на классы О–В–А–F–G–K–M–L (см. рис.5.5).Эффективная температура звезд монотонно уменьшается от класспектральный классинтенсивность линийO5B0A0F0G0K0M0Ca+HHe+50,000 25,000Fe+He10,000 80006000температура (K)TiO500040003000Рис.
5.5. Относительные интенсивности линий поглощения различных ионов взависимости от эффективной температуры (спектрального класса звезды). Одной и той же интенсивности линий поглощения водорода может соответствоватьразный спектральный класс (пунктир), поэтому для выбора спектрального классанужно учитывать линии различных элементов.сов О–B–A (“ранние” спектральные классы) до классов K–M–L (“поздние” спектральные классы).
Отношения между линиямиразличных ионов зависят от температуры, в меньшей степени – отплотности, и, конечно, от их относительного содержания. Содержание химических элементов, впрочем, для абсолютного большинства звезд примерно одинаково, поэтому спектральные классы впервую очередь отражают температуру звездных фотосфер. Тем неменее при фиксированной температуре плотность фотосфер значительно меньше у звезд большого размера (а следовательно, и более158Глава 5. Звездывысокой светимости).
Благодаря более низкой частоте столкновений электронов с ионами степень ионизации оказывается у нихтакже более высокой. Поэтому при одном и том же спектральномклассе звезды с более разреженной атмосферой (гиганты) будутиметь температуру на несколько сотен градусов ниже, чем звездыкарлики. А при той же температуре атмосферы, что и у карлика, вспектре звезды-гиганта будут заметнее линии ионов с более высоким потенциалом ионизации, то есть спектральный класс гигантабудет немного более “ранний”, чем карлика.Другое важное различие спектров гигантов и карликов заключается в том, что ширины линий в спектрах гигантов всегда меньше(слабее сказывается уширение за счет столкновений атомов). Поэтому по содержанию (эквивалентным ширинам) линий в спектрезвезды и их профилю определяют как ее спектральный класс, так икласс светимости.
Последний обозначается римской цифрой. Например, обозначение К5III означает гигант класса К5. Наиболее часто встречаются звезды главной последовательности, они обозначаются римской цифрой V. Спектральный класс Солнца G2V.5.8.2. Непрерывный спектрРассмотрим, какие процессы ответственны за образование непрерывного спектра в звездах различных спектральных классов.Непрерывный спектр (континуум) образуется в фотосфере. Излучаемая энергия черпается за счет энергии теплового движенияатомов. Форма непрерывного спектра определяется механизмамиизлучения (и поглощения) в фотосферах. Они, в свою очередь, зависят от температуры вещества и излучения.Рассмотрим механизмы поглощения света (механизмы излучения обусловлены обратными процессами).
Поскольку речь идет онепрерывном спектре, все они относятся к свободно-свободным исвязанно-свободным переходам.Горячие звезды (О, В). Доминируют свободно-свободные переходы в ионизованной среде, ионизация НеII (в наиболее горячихзвездах) и He I.5.8. Атмосферы Солнца и звезд159Звезды класса А. Ионизация HI (в видимой области – со 2 и 3уровней!).Звезды класса F, G. Ионизация отрицательных ионов водорода, ионизация металлов. Свободные электроны в основном поставляет ионизация металлов (т.н.
“элементы–доноры”).Холодные звезды. Ионизация отрицательных ионов водорода,диссоциация молекул. Сливающиеся молекулярные полосы.На разных длинах волн фотосфера наблюдается на разной “глубине”. Поскольку коэффициент поглощения κ зависит от частоты,форма непрерывного спектра может сильно отличаться от планковского. Чем меньше κ, тем более глубокие и горячие слои соответствуют τ = 1, тем выше интенсивность излучения. Особеннобольшой градиент κ(λ) − у звезд, где механизм поглощения связанс ионизацией водорода с первого, самого заселенного уровня на соответствующих длинах волн. Поэтому непрерывный спектр имеетскачки (лаймановский, бальмеровский, пашеновский и др.), отражающие зависимость κ(λ).5.8.3.
Образование спектральных линийВыше в главе 2 был рассмотрен механизм образования линийпоглощения в условиях ЛТР на примере простой модели, где светзвезды с непрерывным спектром проходит сквозь более холодныйполупрозрачный слой газа. Если бы этот механизм был единственным, то контрастность линий падала бы к краю солнечного диска(различие интенсивностей уменьшается из-за уменьшения градиента температуры вдоль луча зрения при приближении к краю диска), что для сильных линий не выполняется.Вторым механизмом является рассеяние света (без изменения частоты) путем поглощения и переизлучения фотонов слоями, прозрачными в непрерывном спектре и имеющими конечное τв линии.
Здесь ЛТР не выполняется, и среда не находится в тепловом равновесии с излучением. Атом поглощает фотон и, не отдавая энергию на нагрев (т.е. другой частице), как должно было быбыть в случае ЛТР, переизлучает фотон в произвольном направле-160Глава 5. Звездынии, в том числе и обратно к фотосфере, где фотон “гибнет”, отдавсвою энергию на нагрев или ионизацию.
Поэтому фотон с частотой, соответствующей линии, имеет большую вероятность не выйти из атмосферы. Этот механизм для сильных линий играет основную роль, и особенно эффективен для резонансных линий, соответствующих переходам на основной уровень.Говоря об интенсивностях линий поглощения, обычно имеютв виду их эквивалентные ширины (не путать со спектральной шириной линии). Эквивалентной шириной спектральной линии Wν(или Wλ ) называют диапазон частот (длин волн), который равенширине прямоугольника с высотой непрерывного спектра на частоте линии и с площадью, равной площади, занимаемой линиейна фоне непрерывного спектра (см. рис.5.6). Эквивалентная ширина спектральной линии является истинной характеристикой линии, так как пропорциональна полному числу квантов, излучаемыхили поглощаемых в линии.
Спектральная ширина линии, котораянепосредственно измеряется по спектру, зависит от характеристикспектрографа, с помощью которого этот спектр был получен.Профиль линии φ(λ) зависит не только от числа атомов, ее образующих, но и от концентрации электронов и от дисперсии скоростей атомов (последняя определяется температурой и массой атомов).Ширина, или спектральная ширина линии, связанная с разбросом тепловых скоростей вдоль луча зрения, называется доплеровской шириной. Полуширина линии, обусловленная движениематомов, в этом случае равна λ 1 2kT+ Vt2 ,(5.33)∆λD =c 3mгде Vt − турбулентная скорость газа.Другой механизм уширения линий связан со столкновениематомов (здесь работают два физических процесса: сближение атомов, электрические поля которых немного изменяют энергетические уровни, и ударная дезактивация, уменьшающая время суще-5.8. Атмосферы Солнца и звезд1611.21.0крыльяFλ/Fc0.80.6ядро0.40.2W0.0Z15Z10Z5051015Длина волны (A)Рис.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
