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.

Астрофизики давно уже научились расшиф­ровывать спектры излучения звезд. По ним они узна­ют температуру, химический состав, размеры и свети­мость звезд. В то же время спектры белых карликов имеют много особенностей, что сильно затрудняет спек­тральный анализ их излучения. Начать с того, что спек­тры белых карликов довольно трудно получать — ведь эти звезды очень слабы. Если их излучение широко раз­вернуть в спектрографе по длине волны, то на каждый квадратный миллиметр фотопластинки упадет так ма­ло фотонов, что никакой спектр получить не удастся. Поэтому спектры белых карликов сильно не разворачи­вают и получают более компактными (как говорят, с низкой дисперсией). Для большинства белых карликов спектры получены с дисперсией 200 А на 1 мм. Для сравнения укажем, что весь видимый свет заключен в интервале длин волн от 4000 до 8000 А.

В спектрах белых карликов можно различить срав­нительно мало деталей, но тем не менее, их спектры так разнообразны, что «спектральная классификация» белых карликов по своей обширности не уступает об­щей спектральной классификации звезд. Рассмотрим более подробно основные особенности спектров белых карликов.

У первых открытых белых карликов в спектрах пре­обладали мощные линии водорода, так же, как и у обычных звезд спектрального класса А — поэтому их относили просто к спектральному классу А. Потом бы­ли открыты белые карлики с линиями гелия, со спект­рами, похожими на спектры обычных звезд класса В, и их, следовательно, также относили к спектральному классу В. Но скоро стало очевидным, что спектры бе­лых карликов принципиально отличаются от спектров обычных звезд.

Мы уже говорили, что у нормальных звезд ослабле­ние линий водорода и усиление линий гелия в спектре связано просто с повышением температуры, а химиче­ский состав у них почти не меняется. А вот в белых карликах все оказалось не так. В их спектрах с линиями гелия обычно совсем нет линий водорода, хотя по тем­пературе их атмосферы (например, 17 000 К) и при обычном химическом составе они там должны быть за­метны. Или, наоборот, температура атмосферы белого карлика может быть 50 000 К, а в его спектре видны только линии водорода и нет следов гелия.

Когда выявились эти особенности, Лейтен предло­жил по-особому обозначать спектральные классы белых карликов: вместо А писать DA, вместо В — DB и т. д. (буква D является первой в английских словах dense — плотный, degenerate — вырожденный, dwarf — кар­лик). Получением спектров белых карликов в основном занимался Дж. Гринстейн, работавший на 5-метровом телескопе в Маунт Паломар. Гринстейн сделал попыт­ку уточнить эту классификацию: к классу DA (самому многочисленному) от отнес белые карлики, если в их спектрах имелись линии водорода, а гелий отсутство­вал (от обычных звезд они отличаются еще и тем, что линии их спектров в несколько раз шире); к классу DB, — если гелий в спектре есть, а водород отсутству­ет; к классу DO, — если в спектрах есть линии как ионизованного и неионизованного гелия, так и водорода. Белые карлики классов DF, DG и DK не имеют в спект­ре линий водорода; в основном для этих спектров ха­рактерны немногочисленные линии кальция, иногда же­леза и других металлов, а по цвету они сходны со звез­дами спектральных классов F, G и К главной последова­тельности. Кроме этого, существует много белых карли­ков, у которых вообще не видно линий в спектре (толь­ко непрерывный спектр!) — их обозначили DC (от con­tinuous — непрерыный). Обнаружены белые карлики и с очень непонятными спектрами, линии и полосы кото­рых неясно, к каким элементам или соединениям отно­сятся. Такие белые карлики классифицируют по длине волны характерной детали в спектре (например, лямбда 4670 и Я 4135) или специальными буквами — DXC, DXP.

Выясним теперь, какова причина этих спектральных особенностей белых карликов. Начнем со странного по­ведения водородных и гелиевых линий при разных тем­пературах их звездных атмосфер. Как вообще может получиться, что водород дает мощные линии в спектрах белых карликов при температурах 20 000—30 000 К, ко­торые не исчезают даже при температуре 100 000 К? В обычных звездах с ростом температуры атмосферы, как уже говорилось, водород все сильнее ионизуется, его ли­нии слабеют и исчезают. Следовательно, ионизация во­дорода в атмосферах белых карликов чем-то должна сдерживаться. Оказалось, что «виновником» этого явля­ется высокое давление (и плотность) в их атмосферах. Посмотрим, чем определяется состояние ионизации газа. Предположим, что мы поместили холодный не­ионизованный газ в полость с высокой температурой, т. е. в некую воображаемую «печь». Излучение полости (свойства которого — цвет, энергия — определяются только температурой) начнет нагревать газ. Часть ато­мов может поглотить фотоны достаточно большой энер­гии, так что их внешние электроны в результате этого процесса окажутся оторванными от этих атомов — это, собственно говоря, и есть ионизация атомов. Но как только в газе появятся свободные электроны, начнется и обратный процесс: электрон, встретивший ион, может захватиться последним и излучить фотон — произойдет рекомбинация. Конечное, равновесное, состояние газа определяется равенством между этими прямыми и об­ратными процессами. Здесь-то и сказывается плотность газа. Если она мала, то встречи электронов с ионами будут очень редки, и ионизация будет происходить ча­ще, т. е. большая часть атомов будет ионизована. Ведь ионизация определяется излучением, т. е. температу­рой, а рекомбинация пропорциональна числу свобод­ных электронов. Если же плотность, наоборот, велика, то рекомбинаций при той же температуре будет боль­ше, и равновесие установится, когда доля ионизованных атомов будет меньше.

Итак, хотя бы частично спектры белых карликов стали нам понятны — линии водорода сохраняются в спектрах DA-карликов при очень высокой температуре из-за высокой плотности в их атмосфере. Но почему же они не видны в спектрах звезд класса DB, где сильны линии гелия, а температуры атмосфер могут быть и ни­же, чем в DA-карликах? Ведь не мог же водород весь ионизоваться, раз его нейтральные атомы «выживают» и при более высоких температурах. И даже больше то­го — из-за низкой прозрачности водорода его линии должны доминировать в спектрах при температурах, ха­рактерных для DB-карликов, даже если примесь водо­рода составляет хотя бы 1%! Приходится заключить, что водорода в атмосферах белых карликов класса DB практически нет — точный расчет показывает, что его должно быть там, по крайней мере, в 100 тыс. раз мень­ше, чем гелия!

Этот факт исключительно важен. В атмосферах всех других звезд водород — это самый распространенный элемент. Обычно его там не меньше 70% по массе. Тем самым белые карлики класса DB выделяются среди звезд не только своими чудовищными плотностями, но и совершенно необычным составом — их атмосферы почти полностью «очищены» от водорода.

Вообще говоря, необычным составом отличаются и атмосферы белых карликов класса DA — нам теперь стало понятным, почему линии водорода сохраняются в их спектрах при громадных температурах, но почему же не видны линии гелия? Ведь он при таких темпера­турах должен находиться в довольно сильно возбуж­денном состоянии. И здесь приходится сделать вывод об аномалии химического состава, но в обратную сто­рону: при высоких температурах >20 000 К) в атмо­сферах DA-звезд почти нет гелия. Из расчетов моделей атмосфер получается, что его обычно в сотни раз мень­ше, чем в нормальных звездах. Про более холодные DA-звезды (T<20 000 К).этого сказать уже нельзя, так как гелий в их спектрах уже не проявляется, даже если он есть в атмосферах этих звезд.

Подчеркнем еще раз, что, говоря о температуре, плотности и давлении в атмосфере, при истолковании спектров, мы вкладываем в эти понятия строго опреде­ленный смысл. Значения этих величин относятся к тому слою атмосферы звезды, излучение которого свободно доходит до нас — более глубокие слои мы уже не ви­дим. Необходимо четко различать, например, среднее значение плотности в звезде и значение плотности в ат­мосфере. Мы говорили, что средняя плотность Солнца 1,4 г/см3, а у белых карликов — 105—106 г/см3. Плот­ность в атмосфере Солнца 3-10-7 г/см3, а в атмосфере белых карликов — 10-5—10-3 г/см3, т. е. различие здесь поменьше. То же относится и к давлению.

Так же, как и в земной атмосфере, давление в атмо­сфере звезды определяется соотношением P = mg, где т — масса газа, лежащего выше данного атмосферно­го уровня над 1 см2 поверхности, a g — ускорение силы тяжести. В зависимости от химического состава степень прозрачности газа может быть разной. При высокой прозрачности атмосферы мы смотрим в глубь звезды сквозь большее число атомов газа, т е. значение массы т в данном случае больше, чем при низкой прозрачно­сти. Поэтому при одинаковом ускорении силы тяжести g давление атмосферы может быть разным. Например, у звезды ван Маанен 2 давление в атмосфере в 100 раз выше, чем у белых карликов класса DA той же массы. Это объясняется тем, что атмосфера звезды ван Маанен 2 почти лишена водорода (так же, как и у карликов DB) — самого непрозрачного вещества при температу­ре 5000 К, — и мы просто видим область более высоко­го давления.

По закону всемирного тяготения Ньютона ускорение силы тяжести на поверхности звезды определяется соот­ношением g = GM/R2, где М — масса, R — радиус звез­ды, a G — постоянная тяготения. Поскольку массы бе­лых карликов близки к массам обычных звезд, а радиу­сы в 100 раз меньше, получаем, что ускорение g на их поверхности очень велико, порядка 107—108 см/с2. Вспомним, что на Земле g = 980 см/с2, т. е. на белых карликах оно в 10—100 тыс. раз выше (человек весил бы на белом карлике столько же, сколько на Земле ве­сит океанский лайнер!). Любое тело при своем свобод­ном падении на поверхность белого карлика за первую секунду пролетит не 4,9 м, как на Земле, а несколько сот километров! Большая сила тяжести в атмосфере звезды и приводит к высокому давлению газа и к свя­занным с ним эффектам.

Частично с эффектами давления мы уже познакоми­лись — оно помогло нам объяснить наличие водород­ных линий при высоких температурах. Теперь рассмот­рим причину уширения линий в спектрах DA-карликов. Большая ширина спектральных линий (в особенности водородных) — это важный признак, который позволя­ет отличить белый карлик от обычной звезды класса А, даже если расстояние до него неизвестно.

Сначала вспомним, что наличие спектральных линий связано с существованием в атоме определенных уров­ней энергии возбуждения. Если бы электроны могли «летать» по любым орбитам вокруг атомного ядра, то они поглощали бы свет любой длины волны, и никаких дискретных линий в спектре не было бы. Если атом на­ходится в газовой среде, то на положение орбит его электронов могут влиять соседние ионы. (Подобный эф­фект был обнаружен на Земле при лабораторных опы­тах и получил названия эффекта Штарка.)

Когда давление и плотность в атмосфере звезды не­высоки, то расстояния между атомами и ионами вели­ки, и другие ионы (ядра) почти не влияют на спектр. Но если плотность достаточно высока, как, например, в атмосферах белых карликов, то смещение уровней ста­новится очень сильным. Очевидно, что в некоторый фик­сированный момент времени все атомы находятся, во­обще говоря, в различных состояниях возбуждения: у одного уровни сдвинуты сильнее, у другого слабее. Эти два атома поглотят фотоны разных длин волн, а сум­марный эффект всех атомов проявится в том, что линия поглощения будет выглядеть уширенной. Это явление называют уширением линий давлением.

Свойства атома водорода таковы, что он наиболее восприимчив к воздействию соседних ионов, и поэтому эффект Штарка сильнее всего проявляется в линиях во­дорода. Однако и в атмосферах белых карликов, бед­ных водородом, уширение линий давлением очень су­щественно (в линиях других элементов). Поскольку уширение линий прямо связано с давлением газа в ат­мосфере, этот эффект можно использовать для опреде­ления ускорения силы тяжести на поверхности белого карлика.

Измерив уширение линии, теоретически вычисляют, какое давление Р соответствует такому уширению. Зная степень прозрачности вещества, находят т, т. е. массу прозрачных слоев атмосферы белого карлика, лежащих над поверхностью площадью в 1 см2. А затем из соотно­шения P = mg получают ускорение силы тяжести g.

Итак, для расшифровки спектра необходимо знать распределение энергии излучения по длине волны, а также ширину различных линий. На основании извест­ного спектрального распределения энергии рассчитыва­ют строение атмосферы звезды, т. е. подбирают такие значения эффективной температуры Тэф, ускорения си­лы тяжести g и такой химический состав атмосферы, чтобы рассчитанный спектр излучения совпадал в дос­таточной степени с наблюдаемым (рис. 4). Для белых карликов такой расчет гораздо более сложен, чем для обычных звезд: во-первых, из-за высокого давления в их атмосферах трудно точно вычислить уширение спек­тральных линий, во-вторых, часто встречается совер­шенно аномальный химический состав атмосферы, для которого плохо известны законы зависимости прозрач­ности вещества от температуры и плотности, и, в-треть­их, в обычных звездах спектральные линии поглощения узки, и поэтому обычно пренебрегают количеством пог­лощенной энергии. В белых карликах, с их широкими линиями, это может привести к неверному результа­ту — поглощенная в линиях энергия, переизлучаясь, может привести к значительному нагреву атмосферы и это надо учитывать.

Распределение энергии по спектру типичной DA-звезды Вольф 485

Распределение энергии по спектру типичной DA-звезды Вольф 485

Несмотря на все эти трудности, метод спектрально­го анализа по отношению к белым карликам дал ин­тересные результаты, которые приводим ниже:

1. Большинство белых карликов принадлежит к классу DA (с линиями водорода), и эффективные температуры их атмосфер лежат в пределах от 6000 до 110 000 К. Атмосферы белых карликов этого класса со­стоят в основном из водорода, а содержание других элементов, в частности, гелия может быть близко к со­ставу обычных звезд (при высокой температуре такой белый карлик относят к классу DO), но может быть в сотни раз ниже.

2. Атмосферы белых карликов класса DB (с линия­ми гелия) состоят почти из чистого гелия (водорода там в сотни тысяч раз меньше, чем гелия), а содержа­ние тяжелых элементов, по крайней мере, в сотни раз ниже, чем у обычных звезд. Эффективные температуры атмосфер этих белых карликов от 11 000 до 20 000 К.

3. Эффективные температуры атмосфер DC-карли­ков (непрерывный спектр) близки к 10 000 К (и ниже). Отсутствие линий в их спектрах скорее всего объясня­ется тем, что их атмосферы также состоят из чистого гелия, а при низких температурах он уже не дает спек­тральных линий, хотя иногда возможны и другие причи­ны отсутствия линий.

4. Эффективные температуры атмосфер спектральных классов DF и DG лежат в более широком диапазо­не, чем у обычных звезд классов F и G — от 4500 до 9000 К. Их атмосферы тоже очень часто бедны водоро­дом.

Помимо значений эффективной температуры Тэф, ус­корения силы тяжести g и химического состава атмо­сфер, анализ спектров позволил узнать многое о дви­жениях белых карликов в пространстве и о их враще­нии, но об этом мы поговорим позднее. А пока посмот­рим, как анализ спектров помогает по «наружности» белого карлика понять его внутреннее строение.