Линии поглощения в спектрах звезд - Звезды в фокусе телескопа
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).
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
-
Поглощение в звездах различных спектральных классов (разных температур) - Звезды в фокусе телескопа
Поглощение фотонов, подобное описанному выше, свойственно не только атомам водорода, но и атомам др. элементов. Только расположение энергетич. уровней у...
-
Фотосферы звезд - Звезды в фокусе телескопа
В А. з. можно выделить три осн. слоя: самый внеш. слой - протяженную корону, затем хромосферу и фотосферу. Фотосферой наз. слой, дающий осн. часть...
-
Наблюдаемые следствия теории - Звезды в фокусе телескопа
Многие следствия изложенных представлений о процессах в фотосферах можно проверить наблюдениями. 1) Должно наблюдаться, в частности, скачкообразное...
-
Механизмы поглощения и испускания в непрерывном спектре - Звезды в фокусе телескопа
Звезд внеатмосферный спектр поглощение Фотоны рождаются и гибнут при взаимодействии с заряженными частицами, прежде всего с электронами. Фотон...
-
Заключение - Звезды в фокусе телескопа
Наиболее детально в А. з. изучена фотосфера. Более прозрачные слои - хромосферу и корону, расположенные выше фотосферы, наблюдать трудно, поэтому они...
-
Введение - Звезды в фокусе телескопа
Все, что мы знаем о звездах, выводится гл. обр. из анализа их излучения - видимого, ультрафиолетового и инфракрасного. Это излучение выходит из...
-
ВВЕДЕНИЕ, ЦВЕТ И СПЕКТР ЗВЕЗД - Цвет и температура звезд
Звезды - небесные тела, в которых идут термоядерные реакции. Это наиболее распространенные объекты Вселенной. Более 98% массы видимого космического...
-
Спектры и химический состав звезд - Природа звезд
Важнейшие сведения о природе звезд астрономы получают, расшифровывая их спектры. Спектры большинства звезд, как и спектр Солнца, представляют собой...
-
Солнце как звезда - Физика солнечных явлений
Рис. 1. Фотография диска Солнца. Заметно потемнение диска к краю, видны пятна Солнце - газовый, точнее плазменный, шар (рис. 1). Радиус Солнца R _ =...
-
Спектры звезд - Звезды. Их рождение, жизнь и смерть
Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Сейчас принята так называемая гарвардская спектральная классификация. В ней десять...
-
Спектры звезд и их химический состав - Основные звездные характеристики. Рождение звезд
Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность...
-
Классификация Сверхновых, кривые блеска и спектры - Сверхновые звезды
Звездообразование астрономия телескоп Прежде чем делать какие-то выводы о физической природе явления, необходимо иметь полное представление о его...
-
Другие приборы., Типы спектров - Измерение количественных и качественных характеристик звезд
Также в астрономии используются приборы, позволяющие разложить свет на спектр (спектрограф), измерить яркость звезды (фотометры) и измерить тепло,...
-
Спектральная характеристика звезд - Особенности теории конца жизни звезд
Более полную информацию о природе излучения звезд дает спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического...
-
Классификация звездных спектров - Образование и эволюция звезд
Класс Особенности спектров Темп-ра, К Типичные звезды O Линии HI, HeI, HeII многократно ионизованных Si, C, N, O (SiIV, CIV, CIII, NIII и др.) 40-28 тыс....
-
Метод паралласкса Метод параллакса является на данный момент наиболее точным способом определения расстояний до звезд, однако он не применим к звездам,...
-
Использование спутниковых систем Земли для определения расстояния до звезд - Современная астрофизика
Определение расстояний до тел солнечной системы основано на измерении их горизонтальных параллаксов. Параллаксы, определенные по параллактическому...
-
СВЕТИМОСТЬ, ТЕМПЕРАТУРА ЗВЕЗД - Цвет и температура звезд
Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной или болометрической "светимостью". Например, светимость...
-
Использование спутниковых систем Земли для определения расстояния до звезд - Оптическая астрономия
Определение расстояний до тел солнечной системы основано на измерении их горизонтальных параллаксов. Параллаксы, определенные по параллактическому...
-
Оптические телескопы Невооруженным глазом на небе можно наблюдать около 6000 звезд до 6-ой звездной величины; с помощью телескопов около 2 миллиардов до...
-
Звезды рождаются, Межзвездный газ - Основные звездные характеристики. Рождение звезд
Межзвездный газ Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды -...
-
Эволюция звезд - Происхождение и эволюция звезд
"Строение звезды и источник ее энергии казались в какой-то степени выясненными, но возникли другие, не менее важные вопросы. Так, оказалось, что Солнце,...
-
Открытие двойных звезд - Природа звезд
Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркой из двух, либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь звезда...
-
Размеры звезд - Измерение количественных и качественных характеристик звезд
Очевидно, что методы определения размеров планет к звездам не подходят, в связи с тем, что дисков большинства звезд не видно даже в самые мощные...
-
По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, конечно, упрощается. Спектральный анализ звезд классов О, B, A...
-
Расчетная часть, Аналитическая часть - Звезда - Альдебаран
Для начала расчета возьмем условия, которые даны в нашем вариантеускорение свободного падения g=0,5/1,5 gз, где gз - ускорение свободного падения на...
-
Древние созвездия - Созвездия и яркие звезды
Первые представления людей о звездном небе дошли к нам из дописьменного периода истории: они сохранились в материальных памятниках культуры. Археологи и...
-
Самая яркая звезда - Галактика и Вселенная
Всего на небе находится 20 наиболее ярких звезд. Несколько особенно ярких звезд по своему блеску превышают блеск звезд 1-й звездной величины. Для этих...
-
Расстояния до звезд - Галактика и Вселенная
При наблюдении за какой-нибудь звездой с двух противоположных точек земного шара практически невозможно заметить различия в направлениях на звезду....
-
Солнце., Движение солнечной системы - Измерение количественных и качественных характеристик звезд
Солнце ближе к нам, чем другие звезды, поэтому его можно изучить особенно подробно, и сравнивать характеристики других звезд уже с характеристиками...
-
Сверхновые. - Эволюция и типы звезд
Около семи тысяч лет назад в отдаленном уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно...
-
О создании крупного орбитального оптического телескопа - Оптическая астрономия
. Давно уже мечтали астрономы. Одним из первых и наиболее активных пропагандистов этой идеи стал в 40-50-х годах Л. Спицер из Принстонского университета....
-
Химический состав звезды - Удивительные и невероятные факты о космосе
В списке всех звезд, которые относятся к первым четырем классам, преобладают линии гелия и водорода, по мере снижения температуры обнаруживаются линии...
-
Рак - Созвездия и яркие звезды
Cамое неприметное созвездие Зодиака: его звезды можно увидеть лишь в ясную безлунную ночь. Однако в нем много интересных объектов. Арабское имя звезды...
-
. Более 20 лет работают на околоземных орбитах специализированные спутники с УФ телескопами на борту, проводя астрономические наблюдения. Их инструменты...
-
Самая типичная звезда, Физические параметры Солнца, Внутреннее строение Солнца - Физика звезд
Физические параметры Солнца Благодаря своей близости к Земле Солнце, естественно, является наиболее изученной звездой. По всем параметрам Солнце - самая...
-
Более 20 лет работают на околоземных орбитах специализированные спутники с УФ телескопами на борту, проводя астрономические наблюдения. Их инструменты...
-
Схема и устройство оптических телескопов - Современная астрофизика
После того как в 1609 году Галилей впервые направил на небо телескоп, возможности астрономических наблюдений возросли в очень сильной степени. Этот год...
-
Официальные границы созвездий - Созвездия и яркие звезды
В течение многих столетий созвездия не имели четко установленных границ; обычно на картах и звездных глобусах созвездия разделяли кривыми замысловатыми...
-
Введение - Геометрическая турбулентность и эволюция звезд
Вопрос об источнике энергии звезд обсуждался в работах [1-7] и других. В одной из первых моделей эволюции звезд [1] предполагалось, что вещество...
Линии поглощения в спектрах звезд - Звезды в фокусе телескопа