Шрифт:
Для решения различных проблем звёздного магнетизма должна применяться теория образования линий поглощения в магнитном поле. Эта теория необходима также для изучения магнитных полей солнечных пятен (см. § 15).
§ 14. Звёзды разных спектральных классов
1. Зависимость спектра от температуры.
До сих пор мы занимались вопросом о том, как образуется спектр одной какой-либо звезды. Теперь коротко остановимся на рассмотрении всей совокупности звёздных спектров.
Как известно, в первом приближении звёздные спектры образуют линейную последовательность. Все свойства спектра (например, эквивалентные ширины линий) меняются плавно вдоль последовательности. Объясняется это тем, что спектр звезды зависит в основном от одного параметра — от температуры. С изменением температуры изменяется степень возбуждения и ионизации атомов в атмосфере звезды, вследствие чего изменяются и интенсивности линий.
На практике все звёздные спектры разделяются на ряд классов. Расположенные в порядке убывания температуры, эти классы таковы: O-B-A-F-G-K-M. В конце спектральная последовательность разветвляется: наряду со спектрами класса M (с полосами окиси титана) выделяются спектры классов R-N (с полосами углерода и циана) и спектры класса S (с полосами окиси циркония). По-видимому, это разветвление вызвано различием в химическом составе звёзд.
Проследим за изменением спектра с увеличением температуры звезды. В спектрах наиболее холодных звёзд (класс M и др.) присутствуют молекулярные полосы и линии нейтральных атомов металлов. С возрастанием температуры молекулы диссоциируют, вследствие чего молекулярные полосы пропадают (класс K). В дальнейшем металлы постепенно ионизуются. Очень сложные спектры класса G содержат огромное число линий нейтральных и ионизованных металлов. При последующем увеличении температуры увеличивается интенсивность линий ионизованных металлов (класс F). В классе A наибольшей интенсивности достигают линии бальмеровской серии водорода. В классе B появляются линии гелия (так как для возбуждения линий гелия, лежащих в видимой части спектра, нужна достаточно высокая температура). Наконец, в классе O становятся интенсивными линии ионизованного гелия.
Можно также проследить за изменением интенсивностей отдельных линий с увеличением температуры звезды. Возьмём для примера линии, возникающие при переходе электронов из возбуждённого состояния нейтрального атома. При низких температурах эти линии очень слабы, так как большинство атомов находится в основном состоянии. При увеличении температуры растёт степень возбуждения атомов, что влечёт за собой возрастание эквивалентных ширин рассматриваемых линий. Однако увеличение числа атомов в возбуждённом состоянии продолжается только до определённой температуры. При дальнейшем возрастании температуры число атомов в возбуждённом состоянии уменьшается вследствие перехода атомов в ионизованное состояние. Поэтому уменьшаются и эквивалентные ширины рассматриваемых линий. Таким образом, при увеличении температуры звезды эквивалентные ширины линий, возникающих при переходе электронов из возбуждённого состояния нейтрального атома, сначала растут, а затем убывают.
Аналогично изменяются (т.е. сначала растут, а затем убывают) с увеличением температуры и эквивалентные ширины линий ионизованных атомов. Только линии основной серии нейтрального атома ведут себя с возрастанием температуры иначе: их эквивалентные ширины при этом убывают (если не принимать во внимание образование молекул при низких температурах).
Изложенные качественные соображения подтверждаются соответствующими расчётами. Они основаны на использовании формул Больцмана и Саха, определяющих степень возбуждения и ионизации атомов. Как мы помним, эти формулы имеют вид
ni
n
=
gi
g
exp
–
– i
kT
,
(14.1)
n
e
n
n
=
f
exp
–
kT
,
(14.2)
где
f
=
g
g
2(2mkT)^2/^3
h^3
.
(14.3)
Именно в результате применения формул (14.1) и (14.2) к звёздным атмосферам Саха в 1921 г. объяснил спектральную классификацию.
Применим указанные формулы к вычислению зависимости эквивалентной ширины линии от температуры. Как и выше, рассмотрим линию, возникающую при переходе электрона из возбуждённого состояния нейтрального атома. При принятии модели Эддингтона эквивалентная ширина линии будет тем больше, чем больше отношение ni/, где ni, — число атомов в i-м состоянии в 1 см^3 и — объёмный коэффициент поглощения в непрерывном спектре (см. §12). Представим величину в виде
=
,
(14.4)
где — коэффициент поглощения, рассчитанный на единицу массы, и — плотность. Обозначим далее через q долю данного элемента в общей плотности , т.е. положим
q
=
m
a
n
,
(14.5)
где n — полное число атомов данного элемента в 1 см^3, а ma — масса одного атома. При помощи (14.4) и (14.5) получаем