22. Спектры нормальных звезд

Спектр звезды, т.е. распределение энергии по длинам волн является наиболее полной характеристикой ее излучения. Если известен спектр звезды, то путем интегрирования по длине волны рассчитывается освещенность, создаваемая звездой на Земле во всем диапазоне длин волн. Отсюда получается ее видимая звездная величина.

Спектральная классификация звезд начала разрабатываться задолго до того, как стала понятна природа спектров излучения атомов. Это делалось по чисто внешним признакам, скажем, наличию или отсутствию тех или иных особенностей в спектрах звезд. Звезды были разбиты на ряд спектральных классов и каждому спектральному классу был присвоен буквенный индекс. По мере накопления данных, а также развития физики стало ясно, что спектр звезды зависит в первую очередь от ее температуры. На рис. 23-26 в качестве примера приведено несколько спектров звезд. Отсюда видно, что при переходе от класса к классу спектры меняются существенно. Исчезают одни линии, появляются другие, меняется общий наклон спектра. Обсудим вкратце, как анализируются звездные спектры.

Известно. что плотные среды излучают непрерывный спектр.

Если состояние среды близко к состоянию термодинамического равновесия, то спектр тела похож на чернотельный.

Задача №25. Доказать закон смещения Вина, согласно которому длина волны _m, соответствующая максимальной интенсивности в распределении Планка, равна

,

где T в кельвинах.

С помощью закона смещения Вина объяснить, почему общий наклон спектров на рис. 20 и 28 различный. Указание: рассмотреть звезды с и .

Разреженные нагретые газы излучают линейчатый спектр. Его еще называют спектром эмиссии. Если между телом, излучающим, скажем, непрерывный спектр, и регистрирующим прибором находится холодный разреженный газ, то на фоне непрерывного спектра появляются провалы в интенсивности, которые хорошо видны на рис. 24-26. Это линии поглощения.

Для того, чтобы выяснить, какую информацию можно получить из анализа звездных спектров, вспомним теорию Бора строения атома водорода (см Приложение 1). На примере этого наиболее просто устроенного атома удается понять ряд особенностей звездных спектров. Но не только это побуждает нас заняться атомом водорода. Водород представляет особый интерес, ведь звезды состоят главным образом из водорода.

Задача №26. Чему равна длина волны фотона, образующегося при переходе со 2-го уровня, на 1-й.

Ответ: ₂₁ = 1215 .

Задача №27. Какая должна быть максимальная длина волны фотона, чтобы ионизировать атом водорода из основного состояния?

Ответ: max  = 912 .

Прежде всего заметим, что линии серии Лаймана, формирующиеся при переходах электрона с 1-го уровня (или на 1-й уровень) лежат в далекой ультрафиолетовой области. Вследствие поглощения ультрафиолетового излучения атмосферой Земли наблюдать их наземными методами невозможно. Группа линий, образующихся при переходах со 2-го уровня (на 2-й), называется серией Бальмера. В звездных спектрах наиболее представительна именно серия Бальмера. И т.д.

Как объяснить весьма значительную ширину спектральных линий? Ведь на первый взгляд они должны быть бесконечно узкими, тогда как на самом деле это не так (см. рис. 24,25). Существует ряд эффектов, приводящих к уширению спектральных линий. Один из них  эффект Доплера. Суть его в том, что длина волны излучения в движущейся системе отсчета  и в покоящейся ₀  связаны соотношением:

, (4.2)

где v - скорость движущейся системы отсчета по отношению к покоящейся. Здесь принято, что v << с. Поскольку атомы движутся (распределение их по скоростям подчиняется закону Максвелла), то спектральные линии вследствие эффекта Доплера размазаны и имеют конечную ширину.

Задача №28. Каков профиль спектральной линии водорода, уширенной по Доплеру, в предположении что все атомы совершают одномерные движения вдоль луча зрения?

Ответ: .

Из этой задачи видно, что профиль линии несет информацию о температуре звезды.

Поставим теперь такой вопрос: от чего зависит интенсивность той или иной линии? Очевидно, она определяется количеством атомов N_n1 1-го сорта, находящихся в соответствующем (n-ом) квантовом состоянии. Согласно распределению Больцмана

.

Отсюда видно, что интенсивность той или иной линии зависит как от общего количества атомов N₁ 1-го сорта. так и от температуры, поскольку доля атомов в n-ом состоянии определяется еще и температурой, интенсивность (или глубина) линии зависит также от других факторов, но мы не станем на них останавливаться.

Итак, при анализе звездных спектров вначале отождествляют линии. Разумеется, по одной единственной линии бывает трудно сказать, какому элементу она принадлежит. Но если видны серии линий, например, бальмеровская или какие-нибудь другие, то можно с уверенностью отнести их к тому или иному элементу. Далее, по ширине линии оценивается температура. Затем по интенсивности линии - концентрация интересующего нас элемента.

Методика исследования звезд по их спектрам описана выше в общих чертах. В действительности приходится решать много сложных проблем. С помощью современных ЭВМ удается рассчитать детальные профили большого количества спектральных линий. Сравнение этих профилей с наблюдаемыми позволяет достаточно надежно определять параметры звезд.

В настоящее время принято выделять 7 основных спектральных классов звезд (для простоты изложения ограничимся только этими типами). В таблице 3 приведены их буквенные обозначения и соответствующие температуры.

Таблица 3

Здесь и далее "спектральный класс" обозначен сокращенно Sp. Звезды, спектры которых располагаются слева, называют звездами ранних спектральных классов, справа - поздних.

В заключение остановимся вкратце на объяснении некоторых деталей спектров звезд, изображенных на рис. 23-26. На первом из них показан спектр звезды класса O. Как видно, в спектре присутствуют лишь слабые линии водорода (,,,). В чем причина? Может в этих звездах его действительно очень мало? Водород в этих звездах есть и в больших количествах. Его примерно столько же, сколько и на Солнце. Линий водорода не видно просто потому, что из-за высокой температуры (см. табл. 3) он весь находится в ионизированном состоянии.

Звезды спектральных классов O и B (в последних линии водорода уже достаточно интенсивные; см. рис. 24) излучают много энергии в ультрафиолетовой области. Они имеют голубой оттенок.

На рис. 24 изображен спектр звезды типа Солнца, спектральный класс которого G. Наряду с водородными линиями видны многочисленные линии металлов, в частности, железа, магния, натрия. Очень сильны линии ионизированного кальция (на рис. 2 они помечены индексом CaII - римское "два" означает однократно ионизированный). Кстати сказать, линии ионизированного кальция часто встречаются в спектре звезд. Почему именно ионизированного кальция? Почему линии нейтрального кальция (CaI) слабее? Почему совсем не видны или видны слабо линии элементов, расположенных в таблице Менделеева рядом с кальцием, например, калия (К), скандия (Sc) и других? Эти закономерности можно понять, если учесть, что потенциалы ионизации KI, CaI и ScI (римское "один" означает нейтральный) очень малы, порядка 4-6 эВ. Поэтому они находятся в ионизированном состоянии. Потенциал ионизации CaII самый низкий, около 12 эВ. Тогда как у KII он порядка 32 эВ, а у ScII - примерно 13 эВ. Поэтому наиболее интенсивными будут линии CaII, т.к. они легче всего возбуждаются.

Звезды класса G имеют желтый оттенок и называются желтыми. На рис. 26 приведен спектр звезды позднего класса K. В спектрах этих звезд сильны молекулярные полосы поглощения. Эти звезды имеют красный цвет и называются красными.

Выше речь шла о так называемых нормальных звездах. Есть звезды, которые содержат аномальное количество отдельных элементов, например, углерода, циркония и других. Но мы останавливаться на них не будем.