Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 40
Текст из файла (страница 40)
й 2. Понятие о спектре Высокая температура и давление в звездных недрах приводят к тому, что в них вырабатывается лучистая энергия. При формировании звезды разогрев вещества вызывается постепенным сжатием под действием гравитационных сил. На более поздних стадиях эволюции звезда (в том числе и Солнце) поддерживает свое излучение за счет термоядерных реакций, происходящих в ее глубоких слоях. В недрах большинства звезд происходит ядерная реакция превращения водорода в гелий. Вещество звезды чрезвычайно непрозрачно.
Поэтому «родившийся» в глубине звезды фотон, прежде чем добратьря до внешних слоев, испытывает множество поглощений и переизлученнй и многократно преобразуется, приспосабливаясь к физическим условиям той области, куда он попадет. Он очень долго блуждает прежде чем достигнет внешних слоев звезды, откуда может уйти в мировое пространство. Слои звезды, из которых излучение может беспрепятственно уходить, называются ее атлюсферой. Излучение испускается как из внешних, так и из более глубоких частей атмосферы.
Последние называются фотосферой. У таких звезд, как наше Солнце, фотосфера не слишком протяженна. н поэтому мы видим край солнечного диска резко очерченным. Однако существуют звезды, у которых фотосфера по ряду 204 причин очень протяженна, и ее «толщина» составляет заметную долю радисуа звезды. Это означает, что до нас доходит излучение, идущее с различных глубин звездной фотосферы. Проходя через внешние слои звезды, излучение испытывает как общее, так и селективное поглощение, характер которого зависит как от химического состава, так и от физических условий, господствующих в звездной оболочке.
Для определения этих условий необходимо подвергнуть доходящее к нам от звезды излучение спектральному анализу. Рассмотрим прежде всего распределение лучистой энергии в спектре звезды. Для этого построим график, откладывая по горизонтальной оси длины волн, а по вертикальной — интенсивность излучения Вь. Построение таких графиков на основе наблюдений входит в число задач спектрофотометрии.
Как наблюдения, так н теоретические рассужения показывают, что такая кривая распределения энергии в спектре спадает до нуля (стремится слиться с горизонтальной осью) как при очень длинных волнах, так и при очень коротких, достигая, при какой-то определенной длине волны Л,„ наибольшего расстояния от горизонтальной оси. Теоретически выведено, что справедливо соотношение Л,„Т = 0,28978 см К, (3.18) где Т вЂ” температура излучателя. Это закон смещения Вина. Чем выше температура, тем короче длина волны, при которой Вк максимально. Второй важный закон теории излучения состоит в следующем. Если обозначить через Е полную лучистую энергию, испускаемую квадратным сантиметром поверхности излучателя в секунду, а через Т .— температуру, то Е=оТ« (3. 19) где о =- 0,56697 1О " ,, К, е . Это закон Сгнефанп — Больчмана.
Формулы (3.18) и (3.19) следуют из формулы Планка, описывающей распределение энергии в спектре идеально поглощающего (так называемого абсолютно черного) тела, т. е. тела, поглощающего всякое падающее на него излучение: Ех=ф (3.20) ест В этой формуле Л вЂ” длина волы, Т вЂ” абсолютная температура, е — основание натуральных логарифмов (е = 2,71828...), Ех— спектральная плотность потока энергии, выраженная в джоулях, с, и с, — постоянные величины, равные с = 3,74 !О '* Дж.см'с-' н с, = 1,439 см К. При этом длины волн должны 205 быть выражены в сантиметрах. На рис.
83 изображены кривыс распределения энергии в спектре абсолютно черного тела при различных температурах. При некоторых температурах и в определенных интервалах длин волн, используемых при астрофизических наблюдениях, первый член знаменателя гораздо больше единицы, Тогда формулу (3.20) можно упростить, отбросив единицу в знаменателе, и заменить формулой Вина с, е7 =с,"г. ае Конечно, ни звезды, ни Солнце не являются идеальными из- лучателями, но можно считать, что в некоторых ограниченных тл747 Гз7Ж Я777 сй777 Шз Р„4 ад в(а й Я до н ч.Д.7 "Й 747 б 1 2 д Ф д р' Язл7777Г Рис. 84.
Распределении знергни в спектрах звезд спектральных классов ЛО, Мт, 8, Н. Рис. 88. Кривив распределении энергии в спектре аосолзотио еер наго тела. Шкала по оси ординат в единицах СГС. интервалах длнн волн формулы (3.20) и (3.21) достаточно точно описывают распределение энергии в их спектрах, если подобрать подходящее значение Т. На рис. 84 изображены кривые распределения энергии в спектрах некоторых звезд. й 3. Спектральная классификация звезд Фотосферы звезд (в том числе и Солнца) испускают излучение, обладающее непрерывным спектром.
Когда же излучение фото- сферы проходит через расположенные над ней внешние слои атмосферы, его характер меняется. Часть лучей поглощается, причем это поглощение может быть непрерывным, когда ослабляется некоторый более или менее протяженный участок спектра, и селективным — избирательным, при котором поглощаются уз- лов кие участки спектра. В спектре появляются темные линни, вызванные погло:цепляем атомов, и полосы, обусловлвнные поглощением молекул. Исследование спектральных линий и полос позволяет установить химический состав и физические условия, господствующие во внешних слоях оболочки звезды. В результате многолетних исследовании было разработано несколько спектральных классификаций звездных спектров. Наиболее широкое распространение получила классификация, разработанная на Гарвардской обсерватории.
Она была принята впоследствии за основу и в нее постепенно вносились все новые уточнения, которые были необходимы для более полного описания авойств той или иной разновидности звезд. Гарвардская спектральная классификация подробно описана в книге П. Г.
К у л и к о в о к о г о «Справочник любителя астрономии» (4-е изд. — М.: Наука, 1971, таблица Х, с. 123). Поэтому здесь мы приводим только главные характеристики каждого из спектральных классов. Классификация спектров может быть изображена «цепочкой», вдоль которой слева направо температура фотосферы систематически понижается: %Н К вЂ” Н Г (;~, Р, Ж, Π—  — А — Р— 6 — К вЂ” М ЖС Буква Я принята для обозначения спектральных классов новых звезд. Буквой Р обозначаются спектральные классы спектров планетарных туманностей.
Буквой % обозначаютоя спектры звезд типа Вольфа — Райе — чрезвычайно горячих звезд, в спектрах которых много ярких эмиссионных линий. В спектре звезд %1Ч видны спектральные линии азота, а в спектре звезд ЮС— линии углерода. Температуры фотосфер этих звезд очень высоки. от 60 до 100 тыс. кельвннов.
Остальные зпектральные классы можно кратко охарактеризовать так: Π— наиболее заметны линии, принадлежащие ионизованному гелию. Иногда видны эмиссионные линии (Т от 25 000 до 50 000 К).  — наиболее заметны линии поглощения нейтрального гелия (Т от 15000 до 25000 К). А — наиболее интенсивны линии поглощения водорода: бальмеровская серия (Т от 9000 до 12 000 К). Р— линии бальмеровской серии ослаблены. Появляются хорошо заметные линии Н и К ионизованного кальция (Т около 7500 К). Π— очень интенсивны линии Н и К.
Много линий поглощения атомов металлов. Линии водорода не выделяются на фоне спектра, пересеченного очень большим количеством линий. К 207 этому спектральному классу принадлежит Солнце (Т около 6000 К). К вЂ” многочисленны линии металлов. Интенсивна полоса О. Становится заметной полоса поглощения молекулы окиси титана (Т около 5000 К). М вЂ” спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана. Фиолетовый конец спектра очень ослаблен (Т от 2000 до 3500 К). В правой части цепочка расщепляется на три параллельные ветви (К вЂ” М), (К вЂ” Х) и $. У звезд спектральных классов )( и о) титан, характерный для классов К и М, заменен углеродом и его молекулярными соединениями.
В настоящее время для обозначения таких спектров все чаще употребляется вместо ц и )ч символ С с его десятичным делением. У звезд спектрального класса 5 титан заменен цирконием; наблюдаются полосы поглощения, свойственные молекулам окиси циркоиия. Вместе с тем звезды классов К и ц обладают почти одинаковыми температурами, около 5000 К. То же самое можно сказать,и о звездах классов М, 1( и 5; их температуры также почти одинаковы, около 3000 К. Таким образом, при низких температурах становится более заметным различие химического сост ава звездных оболочек.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
