Курс теоретической астрофизики

Соболев Виктор Викторович

11,1

6,858

1,209

CN

 7

6,464

1,172

NH

 3,6

0,940

1,038

O

 5,08

8,000

1,207

OH

 4,37

0,948

0,971

TiO

 6

11,998

1,620

ZrO

 7

13,584

1,42

Вычисления по формуле (14.20) показывают, что в атмосферах холодных звёзд (с температурами порядка 2000—3000 К) должно находиться много различных молекул. С увеличением температуры число молекул в атмосферах

убывает. Однако даже при температурах порядка 5000 K в атмосферах должно находиться ещё достаточное число молекул, чтобы они могли быть обнаружены при наблюдениях. В самом деле, в спектре Солнца наблюдается большое число слабых молекулярных полос.

Для расчёта молекулярных спектров звёзд необходимо не только уметь определять количество молекул в атмосферах, но и знать структуру спектров и коэффициенты поглощения в полосах. Такие сведения для большинства молекул в настоящее время являются лишь приближёнными. Тем не менее, пользуясь имеющимися данными, можно вычислить изменение интенсивностей полос различных молекул с изменением температуры звезды. Если принять, что звёздные атмосферы по химическому составу не отличаются заметно от атмосферы Солнца, то вычисленные молекулярные спектры в общих чертах совпадают с молекулярными спектрами звёзд классов G—K—M.

Важно то, что молекулярные спектры звёзд существенно зависят от давления в атмосферах (так как число молекул n_AB пропорционально числам атомов n_A и n_B). Поэтому интенсивности полос одних и тех же молекул в спектрах гигантов и карликов весьма различны. Таким образом, по характеру молекулярных спектров звёзд можно судить об ускорении силы тяжести в атмосферах.

Как уже говорилось, в области поздних классов происходит разветвление спектральной последовательности, что объясняется различиями в химическом составе звёздных атмосфер. В атмосферах звёзд класса M кислорода больше, чем углерода, вследствие чего кислород соединяется в основном с титаном, образуя молекулы TiO. В атмосферах же звёзд классов R и N углерода больше, чем кислорода. Поэтому кислород соединяется не с титаном, а с углеродом, образуя молекулу CO (не имеющую полос в видимой части спектра). Другие же атомы углерода входят в молекулы CH, CN и C, характерные для спектров классов R и N.

5. Белые карлики.

Спектры белых карликов сильно отличаются от спектров звёзд главной последовательности. Основная их особенность — очень небольшое число линий поглощения. Значительная часть белых карликов вообще не содержит заметных линий поглощения в своих спектрах (эти спектры относят к классу DC). В спектрах белых карликов класса DB присутствуют лишь некоторые линии гелия. Большинство изученных белых карликов обладает спектрами класса DA, в которых содержится только несколько первых членов бальмеровской серии водорода. В спектрах белых карликов классов DF, DG и DK присутствуют также линии H и K Ca II и некоторые линии Fe I.

С помощью 200-дюймового телескопа Гринстейн получил спектрограммы нескольких десятков белых карликов, позволившие измерить профили и эквивалентные ширины линий поглощения (см. [9]). Он считает, что белые карлики делятся на две последовательности. Атмосферы звёзд одной из них состоят в основном из водорода (спектральные классы DA, DF, DG, DK), а атмосферы звёзд второй — в основном из гелия (спектральные классы DB и DC). Горячие звёзды второй последовательности содержат в своих спектрах линии гелия и принадлежат к классу DB. В спектрах же холодных звёзд второй последовательности линии гелия наблюдаться не могут и эти звёзды относятся к классу DC.

Основные черты спектров белых карликов объясняются огромными ускорениями силы тяжести в их атмосферах (порядка 10-10^1 см/с^2). Это приводит к большим концентрациям частиц в атмосферах и, следовательно, к сильному действию эффекта Штарка. По указанной причине бальмеровские линии в спектрах белых карликов оказываются очень широкими (их эквивалентные ширины доходят до десятков ангстрем). Вместе с тем высокие члены

бальмеровской серии сливаются и мы видим лишь несколько первых членов серии (обычно не больше пяти). Труднее объяснить слабость линий металлов в спектрах белых карликов. Может быть, здесь играет роль гравитационное разделение атомов, т.е. то обстоятельство, что под действием силы тяжести тяжёлые атомы оказываются в более глубоких слоях атмосферы, чем лёгкие.

Профили и эквивалентные ширины бальмеровских линий в спектрах белых карликов можно приближённо вычислить по формулам (14.16) и (14.18), полученным при учёте эффекта Штарка. Входящие в эти формулы величины A и D зависят от физических условий на «эффективном» уровне образования линии. Мы будем считать, что на этом уровне оптическая глубина в непрерывном спектре равна ^1/, т.е.

r

=

1

3

,

(14.22)

где r — «толщина однородной атмосферы». Далее, из уравнения гидростатического равновесия имеем

r

=

kT

m_Hg

,

(14.23)

где — средний молекулярный вес. Пользуясь также обычной формулой, связывающей температуру с оптической глубиной, получаем

T

=

T

1

+

2

1/4

,

(14.24)

где T — поверхностная температура звезды. Если задать значения величин T и g, а также химический состав атмосферы, то при помощи трёх последних формул можно определить величины r, и T на рассматриваемом уровне (значения коэффициента поглощения в зависимости от и T даются в специальных таблицах). После этого могут быть найдены и искомые величины A и D для Данной линии.

Рис. 16

В результате таких вычислений были определены профили и эквивалентные ширины бальмеровских линий для звёзд с большими ускорениями силы тяжести в атмосферах. На рис. 16 приведены графики, дающие эквивалентные ширины линии H в зависимости от величины =5040/T при разных значениях g. Из рисунка видно, что эквивалентная ширина линии растёт с увеличением g. Это объясняется увеличением плотности в атмосфере, а значит, и усилением эффекта Штарка. Приведённые графики также показывают, что величина W сильно зависит от температуры T.

На рис. 17 для сравнения приведена диаграмма, построенная на основании наблюдательных данных. На ней по оси ординат отложены значения эквивалентной ширины линии, а по оси абсцисс — значения показателя цвета U-V Так как величина U-V примерно линейно зависит от величины , то из сравнения рисунков 16 и 17 мы можем сделать заключение о приблизительном согласии теории с наблюдениями.

Рис. 17

Профили линий поглощения, вычисленные по формуле (14.16), оказываются весьма различными для разных температур. При больших значениях T величина A мала, а величина D велика, т.е. линия является широкой, но неглубокой. Малость величины A обусловлена как малостью величины при высоких температурах, так и большими значениями величины / при высоких температурах и больших ускорениях силы тяжести. В спектрах очень горячих белых карликов линии поглощения трудно обнаружить. При низких температурах величина D мала, т.е. линия является узкой. Такой характер линий поглощения, определённых теоретически, также согласуется с наблюдательными данными.