Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
Элемент
lg n
Элемент
lg n
H
12,0
S
7,30
Li
0,96
K
4,70
Be
2,36
Ca
6,15
C
8,72
Sc
2,82
N
7,98
Ti
4,86
O
8,96
V
3,70
Na
6,30
Cr
5,36
Mg
7,40
Mn
4,90
Al
6,20
Fe
6,57
Si
7,50
Co
4,64
P
5,34
Ni
5,91
Cu
5,04
Rh
0,78
Zn
4,40
Pb
1,21
Ga
2,36
Ag
0,14
Ge
3,29
Cd
1,46
Rb
2,48
In
1,46
Sr
2,60
Sn
1,54
Y
2,25
Sb
1,94
Zr
2,23
Ba
2,10
Nb
1,95
Yb
1,53
Mo
1,90
Pd
1,33
Ru
1,43
В
Однако, как увидим ниже, в спектре солнечной хромосферы наблюдаются эмиссионные линии гелия. По отношению интенсивностей эмиссионных линий гелия и водорода удалось определить, что число атомов гелия составляет примерно 0,2 числа атомов водорода.
Таким образом, наиболее распространённым элементом в солнечной атмосфере является водород. За ним следует гелий. Далее идут лёгкие элементы: углерод, азот, кислород. Число атомов металлов, вместе взятых, составляет примерно одну десятитысячную числа атомов водорода.
В таблице 14 приведены данные о химическом составе атмосфер звёзд класса B (точнее говоря, значения ln n). Эта таблица, как и предыдущая, взята из упомянутой статьи Аллера, который использовал опубликованные результаты ряда авторов. Частично эти результаты получены при помощи кривых роста, а частично — при помощи моделей фотосфер. Для звезды Скорпиона приведены два результата. Расхождение между ними обусловлено как различиями в наблюдательном материале, так и различиями в принятых методах определения химического состава.
Таблица 14
Химический состав атмосфер звёзд класса B
Элемент
Peg
Per
Sco
10 Lac
55 Cyg
H
12,00
12,00
12,00
12,00
12,00
12,00
He
11,17
11,31
11,32
–
11,23
11,18
C
8,58
8,26
8,37
7,70
8,37
8,41
N
8,01
8,31
8,57
8,26
8,37
8,63
O
8,63
9,03
9,12
8,63
8,77
8,98
Ne
8,73
8,61
8,72
8,86
8,72
–
Mg
7,95
7,76
7,73
8,30
8,22
–
Al
5,76
6,78
6,58
6,40
7,07
–
Si
7,03
7,96
7,95
7,63
7,75
7,46
Из таблиц 13 и 14 видно, что химический состав звёздных атмосфер в общих чертах не отличается от химического состава атмосферы Солнца. Как мы узнаем дальше, приблизительно таким же оказывается и химический состав газовых туманностей. Вывод об единстве химического состава различных типов звёзд и туманностей имеет громадное значение для астрофизики.
Большой интерес представляет вопрос о выявлении реальных различий в химическом составе звёздных атмосфер. Из наблюдательных данных следует, что звёзды с приблизительно одинаковой поверхностной температурой иногда очень сильно различаются по своим спектрам. В качестве примера можно указать звёзды типа Вольфа — Райе, спектры которых довольно резко делятся на две последовательности: азотную и углеродную. Другим примером могут служить звёзды поздних классов, спектры которых делятся на кислородную и углеродную ветви (первая из них характеризуется полосами TiO, а вторая — полосами C, CN и CH). Наблюдениями установлено также существование звёзд с очень слабыми спектральными линиями водорода («звёзды, бедные водородом») и звёзд с очень сильными линиями некоторых металлов («металлические звёзды»). По-видимому, в большинстве указанных случаев спектральные аномалии объясняются особенностями химического состава. Однако вполне возможно, что в некоторых случаях эти аномалии вызваны особенностями возбуждения и ионизации атомов в атмосферах звёзд.
Проблема определения химического состава атмосфер звёзд разных типов очень важна как для теории звёздной эволюции, так и для теории образования элементов. Это обусловлено тем, что в недрах звёзд происходят ядерные реакции, при которых одни элементы превращаются в другие. Надо однако иметь в виду, что по содержанию элементов в атмосфере звезды можно судить о химическом составе её недр лишь в случае перемешивания вещества внутри звезды (подробнее см. [11]).
§ 13. Физические условия в атмосферах