Линии поглощения в спектрах звезд - Звезды в фокусе телескопа

участок спектра звезды с линией поглощения для центра ее диска (а) и для края диска (б)

Рис. 8. Участок спектра звезды с линией поглощения для центра ее диска (а) и для края диска (б)

До сих пор говорилось о непрерывном спектре звезды. Однако не менее существенную информацию о звездных атмосферах дают спектр. линии. В линиях коэфф. поглощения велик, поэтому на частотах линий к нам приходят фотоны только от самых верхних сдоев фотосферы, в к-рых темп-ра и, следовательно, интенсивность излучения меньше, чем в более глубоких слоях, где рождается непрерывный спектр. Действительно, нек-рые слабые линии так и образуются. Однако можно показать, что большая часть линий, особенно более сильных, образуется иначе. Действительно, на краю диска в непрерывном спектре видны верхние слои фотосферы. Но эти же слои, согласно предположению, определяют и излучение в линии. Следовательно, интенсивность излучения в центре линии должна быть равна интенсивности непрерывного излучения края диска, т. е. на краю диска линии должны исчезать (рис. 8). В действительности же большинство линий на краю диска столь же резки, как и в центре (рис. 9).

спектр центра (внизу) и края (вверху) диска солнца (приведена синяя часть спектра). указаны длины волн (в а) спектральных линий са, те, тi

Рис. 9. Спектр центра (внизу) и края (вверху) диска Солнца (приведена синяя часть спектра). Указаны длины волн (в А) спектральных линий Са, Те, Тi

Причина этих аномалий - в нарушении закона Кирхгофа. Дело в том, что поглощение в спектр. линии не есть обычное поглощение, когда энергия фотона превращается в теплоту (напр., в кинетич. энергию электрона), а потом уже нагретый газ излучает новый фотон. Чаще это поглощение носит характер рассеяния, когда фотон сохраняет свою частоту. Происходит это след. обр. Атом поглощает фотон и переходит в возбужденное состояние. Если бы плотность газа была велика, атом успел бы до испускания фотона столкнуться со свободным электроном и отдать ему энергию возбуждения. Однако плотность в верхних частях фотосферы не очень велика, поэтому атом обычно успевает до столкновения перейти обратно на осн. уровень, испустив такой же фотон, какой он ранее поглотил, но в ином направлении, чем двигался поглощенный фотон. К таким процессам закон Кирхгофа неприменим.

Образование линий обусловлено след. процессами. Фотоны непрерывного спектра выходят из фотосферы сравнительно свободно. Однако если фотон имеет частоту, соответствующую переходу между к.-л. двумя уровнями энергии атомов, он рассеивается атомами и не выходит из фотосферы, а отклоняется в сторону или вниз. Двигаясь по ломаной траектории, фотон в конце концов поглощается, напр. отрицательным ионом водорода, и его энергия затем переходит в энергию теплового движения частиц. Таким образом гибнут преимущественно фотоны с частотой, характерной для энергетич. переходов атомов (с частотой спектр. линий). В результате в непрерывном спектре образуются темные линии поглощения.

Чем больше атомов, поглощающих фотоны определенной частоты, тем сильнее должна быть соответствующая линия поглощения. Поэтому по количеству энергии, поглощенной в линии из непрерывного спектра, можно определить число поглощающих атомов (см. Кривая роста). Если сравнить спектры звезд разных классов, то бросается в глаза существенная разница между ними. У звезд спектр, класса А выделяются водородные линии Бальмера серии: Нa, Нb, Нg и др.; у звезд класса G - линии иона кальция (CaII), обозначаемые буквами Н и К. Можно было бы подумать. что дело в различном хим. составе, но действительная причина заключается в различных условиях возбуждения и ионизации.

Линии серии Бальмера, расположенные в видимой области спектра, образуются при переходах атомов со 2-го уровня энергии на 3-й, 4-й и более высокие. Следовательно, поглощающие атомы - это возбужденные атомы на 2-м уровне. При темп-ре фотосферы Солнца возбуждение водорода мало, почти все атомы водорода находятся на 1-м уровне, поэтому бальмеровские линии в спектре Солнца слабы. Сильнее всего эти линии в звездах класса А, т. к. там темп-ра достаточно высока, чтобы возбудить водород, но не настолько высока, чтобы его ионизовать. Линии CaII в звездах класса А и более горячих слабы, потому что Са там дважды ионизован, т. е. находится в состоянии CaIII. В звездах класса G линии CaII сильны, а в более холодных звездах они слабее, чем линия нейтрального СаI. У холодных звезд сильна также линия нейтрального Na, к-рая в спектре Солнца уже значительно ослаблена из-за ионизации Na.

Сравнивая интенсивности определенных линий, напр. водорода и CaII, можно определить спектр. класс и, следовательно, темп-ру звезды. На диаграмме спектр - светимость (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) желтые (5000-7000 К) и особенно красные холодные (2500-5000 К) звезды довольно резко делятся на звезды главной последовательности (карлики) и на звезды-гиганты. Последние представляют собой яркие звезды с очень разреженными протяженными атмосферами. При одном и том же спектр. классе, т. е. одной и той же степени ионизации фотосферы, темп-ра гиганта на неск. сотен градусов ниже, чем у карлика. Еще более разреженные атмосферы сверхгигантов холоднее, чем атмосферы гигантов того же класса. Различие темп-р в основном компенсируется влиянием низкой плотности, при к-рой степень ионизации, характерная для звезд

Данного класса, сохраняется за счет уменьшения числа рекомбинаций. Правда, эта компенсация возможна не для всех линий. Поэтому более тщательный анализ спектра позволяет определить и темп-ру, и светимость звезд. Гиганты можно отличить не только по относительным интенсивностям линий, но и по ширине линий. Дело в том, что столкновения поглощающих атомов с др. атомами, с ионами и с электронами расширяют линию. Поэтому линии карликов широкие, а линии гигантов, и особенно сверхгигантов, в атмосферах к-рых столкновения редки, более узкие.

Наконец, по профилю спектр. линий можно определить скорости хаотических движений атомов, т. к. эти движения, вследствие эффекта Доплера, делают линию более широкой. Движения, расширяющие линии, явл. не столько тепловыми движениями атомов, сколько движениями целых газовых масс, связанных гл. обр. с конвекцией.

Похожие статьи




Линии поглощения в спектрах звезд - Звезды в фокусе телескопа

Предыдущая | Следующая