7 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

Рассмотренные процессы, протекающие внутри Солн­ца, типичны для недр многих звезд. Солнце является ти­пичной звездой, средней по большинству параметров (массе, светимости, возрасту и т. д.). Изучение много­образия звезд помогает лучше понять физику Солнца и особенно его происхождение и эволюцию. В то же вре­мя явления и процессы, протекающие на Солнце, до­ступны нам для несравненно более детального иссле­дования, чем происходящие на звездах, и поэтому на­блюдения Солнца чрезвычайно полезны для физики звезд.

Видимый блеск звезды определяется двумя фактора­ми: ее истинной светимостью и расстоянием. Для, ха­рактеристики истинной светимости пользуются поняти­ем «абсолютная звездная величина», которая равна бле­ску звезды, если бы та находилась от нас на расстоянии в 10 пк. В табл. 4 приводятся видимые и абсолютные звездные величины нескольких хорошо известных звезд.

T_004

С расстояния 10 пк Ригель засиял бы примерно в 10 раз ярче Венеры (—4,2m), Полярная была бы, как Венера при максимальном блеске, ярчайший сейчас Си­риус стал бы довольно заурядной звездой первой вели­чины, а Солнце же оказалось бы вблизи предела види­мости невооруженным глазом.

Основные сведения о физических условиях и химиче­ском составе звезд дает изучение их спектров. Вид спектра звезды определяется в первую очередь ее тем­пературой, а во вторую — давлением и плотностью ее фотосферы (далее следует учитывать такие параметры, как магнитное поле, аномалии химического состава, осе­вое вращение и т. д.). У наиболее холодных красных звезд, класса М, температура фотосферы составляет около 3000 К, к ним относятся Бетельгейзе (а Ориона) и Антарес (а Скорпиона). В их фотосферах могут су­ществовать простейшие молекулы, и широкие полосы поглощения молекул, в первую очередь окиси титана, являются наиболее характерными деталями спектров этих звезд. Наряду с молекулярными полосами в спект­рах много линий металлов, присутствуют линии ионизо­ванного кальция К и Н (длины волн соответственно 393,4 и 396,8 нм).

По мере повышения температуры число молекул уменьшается, и молекулярные полосы исчезают. Солнце принадлежит к спектральному классу G. В его спектре огромное количество линий (их зарегистрировано око­ло 30 000), принадлежащих нейтральным и ионизован­ным металлам. Самые сильные — это линии Н и К иони­зованного кальция. Весьма сильны также (но значитель­но слабее Н и К) линии бальмеровской серии водорода, которые в классах М и К практически не заметны. Но ведь водород является наиболее обильным элементом на Солнце и в фотосферах подавляющего большинства звезд, в том числе и холодных (классов Ми К). Между тем в спектрах звезд класса G, К и М водородные ли­нии не являются доминирующими. Почему?

Для этого вернемся к рис. 5, показывающему схему уровней возбуждения атома водорода. При относитель­но невысоких температурах большая часть атомов во­дорода не возбуждена, их электроны находятся на ос­новном уровне. Линии же серии Лаймана, возникающие при переходах с основного уровня, все лежат в далекой ультрафиолетовой (УФ) области и не наблюдаются с поверхности Земли (вследствие поглощения атмосфе­рой). На втором же уровне, не говоря о более высо­ких, находится совершенно ничтожная доля атомов во­дорода (для солнечной фотосферы эта доля равна 4,2•10-9). А линии Н и К возникают при переходе элек­трона с основного (нижнего) уровня иона кальция. По­этому, хотя вообще атомов кальция на Солнце в 500 000′ раз меньше, чем водорода, поглощающих ионов кальция оказывается больше, чем атомов водорода, возбужден­ных до второго уровня. Этим и объясняется большая интенсивность линий Н и К.

С дальнейшим ростом температуры линии металлов становятся все менее интенсивными, так как все боль­шее число их атомов оказывается ионизованным. Ин­тенсивность водородных линий увеличивается. Линии Н и К еще сильны в, спектре звезд класса F (например, у Проциона), но уже слабее водородных, которые ста­новятся преобладающими у звезд этого класса и следу­ющего за ним класса А, где их интенсивность макси­мальна (Вега, Сириус).

Еще более высокая температура звезд последующих классов, В и О, обусловливает практически полное ис­чезновение в их спектрах линий нейтральных и одно­кратно ионизованных металлов: атомы железа, магния и т. д. претерпевают вторую ионизацию. Дважды иони­зованным оказывается и кальций, поэтому совсем исче­зают линии Н и К.

Зато появляются линии гелия. В спектрах более хо­лодных звезд их нет по той же причине, по которой в классах К и G слабы линии водорода: наблюдаемые (с поверхности Земли) линии гелия возникают при пе­реходах с достаточно высоких уровней возбуждения. А при низких температурах возбужденных атомов гелия, по сути дела, нет. Однако главной отличительной чертой является уменьшение интенсивности водородных линий с ростом температуры при Т>12 тыс. К. Хотя относи­тельная населенность второго уровня продолжает уве­личиваться, но уже возникает сильная ионизация, кото­рая тоже растет с температурой. У самых горячих звезд водородные линии слабы, интенсивны линии ней­трального и ионизованного гелия, присутствуют линии трижды ионизованных кремния и углерода, дважды ионизованного азота и т. д.

Таким образом, имеется следующая последователь­ность спектральных классов: О (температура звезд 30— 50 тыс. К), В (15-30 тыс. К), А (10-12 тыс. К), F (7-8 тыс. К), G (5-6 тыс. К), К (4000 К), М (2000-3000 К). Детальная классификация предусматривает подклассы вида АО, A1, A2 и т. д.

Здесь все время говорилось о силе или об интенсив­ности линий поглощения. Сила линий характеризуется тем количеством энергии, которое они изымают из спект­ра. Существует понятие «эквивалентная ширина ли­нии» _ протяженность участка непрерывного спектра с интенсивностью, которую он имел бы, если бы линия поглощения отсутствовала, и содержащий столько энер­гии, сколько ее изымает линия (рис. 6). Спектральные классы как раз и уста­навливаются на осно­вании относительной интенсивности линий разных элементов (на­пример, у звезд клас­са А водородные ли­нии сильнее всех остальных).

Фотометрический профиль линии поглощения

Фотометрический профиль линии поглощения

Однако если у звез­ды а Андромеды (клас­са А, а точнее, под­класса А2) эквива­лентная ширина синей водородной линии (обозначаемой Ну) составляет 1,91 нм, то у звезды Денеб (того же подкласса) эта линия, будучи самой сильной в спектре, имеет эквивалентную ширину всего лишь 0,29 нм. Ока­зывается, эквивалентные ширины линий при данной температуре зависят от светимости звезды, т. е. внутри одного и того же спектрального класса — от радиуса. Чем меньше радиус и, следовательно, чем больше плот­ность в фотосфере звезды, тем большими будут эквива­лентные ширины линий, и наоборот. Звезда а Андроме­ды — карлик, а Денеб (а Лебедя) по сравнению с ней (и с Солнцем) — гигант. Таким образом, изучение спектров вместе с некоторыми другими методами позво­ляет определять не только температуры, но и светимо­сти звезд, характеризуемые их абсолютными величи­нами.

Сопоставим теперь спектральные классы и абсолютные величины звезд. Спектральные классы будем откла­дывать по оси абсцисс, а абсолютные величины (обозна­чаются через М) — по оси ординат. Получим диаграм­му, изображенную на рис. 7. Она называется диаграм­мой Герцшпрунга—Рессела (сокращенно диаграммой Г—Р). Большинство точек располагается на ней вдоль «криволинейной» диагонали, идущей из левого верхнего в правый нижний угол — так называемой главной по­следовательности. Лет 35 назад было введено понятие класса светимости применительно к разным группам звезд на диаграмме Г—Р. Римской цифрой V, постав­ленной после обозначения спектрального подкласса, отмечаются звезды главной последовательности (напри­мер, Солнце классифицируется как G2V), цифрой IV — субгиганты, III — гиганты. Сверхгиганты максимальной светимости обозначаются Iа, несколько более слабые — Ib и т. д.

Диаграмма Герцшпрунга - Рессела

Диаграмма Герцшпрунга – Рессела

Диаграмма Г—Р, вообще говоря, не может служить аргументом в пользу большего или меньшего обилия звезд на тех или иных последовательностях диаграммы. В самом деле, различие в светимостях, например, у бе­лых карликов и у сверхгигантов Iа, а также у звезд, находящихся на противоположных концах главной по­следовательности, достигает 20m, т. е. в 100 миллионов раз. Естественно, звезды большей светимости обнаружи­ваются и доступны изучению с больших расстояний, чем слабые звезды. Тем не менее имеются убедительные сви­детельства в пользу того, что большинство звезд отно­сится к главной последовательности. И объясняется это обстоятельство в конечном счете различными источника­ми звездной энергии, связанными с различием внутрен­него строения и химического состава звезд, меняющими­ся в процессе их эволюции.