Наблюдаемые следствия теории - Звезды в фокусе телескопа

Многие следствия изложенных представлений о процессах в фотосферах можно проверить наблюдениями.

1) Должно наблюдаться, в частности, скачкообразное изменение яркости спектра вблизи границ полос (рис. 6).

непрерывный спектр звезды класса а0 - зависимость интенсивности излучения от длины волны

Рис. 6. Непрерывный спектр звезды класса А0 - зависимость интенсивности излучения от длины волны. Для сравнения тонкой линией дана интенсивность излучения абсолютно черного тела с темп-рой 10500К (тех же размеров, что и звезда)

Действительно, пусть в нек-рой части спектра, напр. около, коэфф. поглощения изменяется скачком, как на рис. 4. Слева от предела поглощение больше, поэтому излучение с поступает к нам от сравнительно высоких (наружных) слоев фотосферы. Справа поглощение меньше, так что для видны более глубокие, горячие слои, - ведь темп-ра звезд растет в фотосфере с глубиной. Следовательно, интенсивность справа от 3646 А должна быть больше, чем слева (см. Бальмеровский скачок). Такие скачки интенсивности в спектрах действительно наблюдаются. У звезд класса А они сильны у границ полос, соответствующих энергии ионизации водорода с разных уровней. Это значит, что водородное поглощение там явл. основным. У Солнца скачок около 3646 А тоже есть, но он очень слаб. Это подтверждает малую роль водородного поглощения в атмосфере Солнца.

ход лучей в центре и на краю диска звезды. при равных путях l лучей через вещество звезды луч на краю выходит на более высоких слоев, чем в центре диска

Рис. 7. Ход лучей в центре и на краю диска звезды. При равных путях l лучей через вещество звезды луч на краю выходит на более высоких слоев, чем в центре диска

2) Наблюдается изменение яркости диска Солнца или звезды с приближением к краю (потемнение к краю - см. рис. 1 в ст. Солнце). Поскольку вблизи края диска луч идет наклонно к поверхности (рис. 7), вдоль него видны слои фотосферы, более высокие и холодные, чем в центре. Следовательно, и яркость на краю должна быть меньше, чем в центре.

Величина потемнения зависит от того, как быстро меняется темп-ра с глубиной. Если бы темп-ра фотосферы на всю ее глубину была постоянной, то ни скачков, ни потемнения не было бы. Для Солнца можно решить обратную задачу - по наблюдаемому потемнению (фактически по поглощению) определить распределение темп-ры с глубиной. Для звезд потемнение к краю непосредственно наблюдать нельзя: диски звезд слишком малы. Лишь из анализа кривых блеска затменных переменных звезд иногда удается получить величину потемнения к краю диска звезды. Однако распределение темп-ры с глубиной и, следовательно, потемнение к краю можно рассчитать теоретически. Эти расчеты хорошо подтверждаются наблюдениями.

Похожие статьи




Наблюдаемые следствия теории - Звезды в фокусе телескопа

Предыдущая | Следующая