ГЛАВА III. ЗВЕЗДНЫЕ АТМОСФЕРЫ

§ 8. СПЕКТРЫ ЗВЕЗД

Любая звезда, если бы она была к нам так же близка, как Солнце, доставила бы такое же, как Солнце, разнообразие явлений, а в иных случаях — гораздо более богатое. Но в действительности каждая звезда представляется нам всего лишь точкой, и мы можем изучать только интегральные свойства ее, за исключением того случая, когда рассматриваемая звезда входит в состав двойной системы и затмевается другой звездой — спутницей. Тогда при затмении последовательно выключаются отдельные детали на диске звезды или около нее. Тем самым они становятся доступными нашему познанию. Этот случай мы рассмотрим в главе III.

Солнце является типичной звездой. Но звезды весьма различны по своим физическим свойствам, что проявляется прежде всего в их спектрах. В КПА мы рассмотрели внешние признаки, по которым классифицируются звездные спектры. Теперь мы рассмотрим физические основания спектральной классификации звезд.

ФИЗИЧЕСКИЕ ОСНОВАНИЯ ГАРВАРДСКОЙ СПЕКТРАЛЬНОЙ КЛАССИФИКАЦИИ

Гарвардская классификация звездных спектров (КПА 287 и след.) — это прежде всего температурная классификация. Будучи основана на видимости и интенсивности спектральных линий различных элементов в разных стадиях ионизации, она является ионизационной классификацией.

У красных звезд М, N, R, S температура атмосферы невысока и потому в их спектрах наблюдаются многочисленные полосы молекул ( и др.) наряду с линиями атомов и даже ионов, если они имеют невысокий потенциал ионизации . Как правило, такие молекулы могут существовать при температурах ниже 3200—3000 К, но они наблюдаются и в спектрах гораздо более горячих звезд, включая Солнце: звездная атмосфера неоднородна в температурном отношении и, в частности, высокие ее слои значительно холоднее глубоких, и там могут избежать диссоциации многие молекулы. Впрочем, низкое газовое давление в верхних слоях атмосферы благоприятствует диссоциации.

При большом изобилии водорода в звездах наиболее распространенной молекулой в звездных атмосфеpax является молекула , тем более что она обладает высокой энергией связи (4,5 эВ), затрудняющей диссоциацию, но условия для наблюдения в спектре неблагоприятны: линии, как правило, слабы и требуют высокой энергии возбуждения , которая отсутствует в атмосферах холодных звезд. Это делает понятным отсутствие признаков в спектрах звезд. Напомним, что 1 эВ соответствует 11 605 К и 12 398 А.

При переходе к более горячим звездам К—G—F содержание молекул в их атмосферах падает, и проявляются со все большей силой ионы элементов, легко ионизуемых и легко возбуждаемых в состоянии ионизации. Прекрасным примером тому служит кальциевый дублет Н и К, который достигает наибольшей интенсивности в классе К0. Ионизационный потенциал Са невелик (6,1 эВ), а для появления линий Н и К в абсорбции ион CaII не нуждается в возбуждении, так как эти линии резонансные. В рассматриваемых спектрах линия нейтрального кальция тоже обладает высокой интенсивностью, потому что она резонансная. Другой элемент со сходным потенциалом ионизации — магний (7,6 эВ) имеет резонансный дублет и в ультрафиолетовой области и уже наблюдался у Солнца и звезд с помощью заатмосферных ракет, а для того чтобы образоваться линии поглощения , нужно возбуждение свыше 8 эВ — вот почему эта линия интенсивна лишь в спектрах горячих звезд , где она является самой сильной металлической линией (кроме К). Наоборот, линии железа доминируют числом и интенсивностью во всех трех классах, с той особенностью, что в спектре они представляют одинаково хорошо и нейтральный атом , и ион FeII. Для их возникновения требуются, как правило, атомы в весьма невысокой стадии возбуждения .

По мере перехода к более ранним спектральным классам вместе с ростом температуры возрастает число ионизованных атомов, растет возбуждение, усиливаются соответственные линии ионов, но при продолжающемся росте температуры начинается следующая стадия ионизации, и те же спектральные линии начинают ослабевать, уступая место линиям следующего иона. Правда, явление это осложняется в звездных атмосферах тем, что, начиная с класса и ранее, усиливается ионизация водорода, т. е. возрастает в атмосфере звезды число свободных электронов. Между тем, как это видно из ионизационного уравнения Саха, возрастание электронной концентрации препятствует ионизации. Вот почему усиление линий ионизованных металлов при переходе к спектрам А не так уж заметно (рис. 57). Зато заметным становится другое явление: усиление линий поглощения бальмеровской серии водорода, для которой нижний уровень (второй) имеет потенциал возбуждения почти 10 эВ. Как видно из рис. 58, где эквивалентная ширина линии (переход с уровня 2 на уровень 5) показана в функции (см. задачу 5 к главе I), в звездных спектрах максимум интенсивности линии наступает при , т. е. при . Это как раз совпадает с эффективной температурой звезд спектрального класса А0, названных водородными.

Мы видим, что название это отнюдь не указывает на особый химический состав.

Рис. 57. Относительное число атомов и ионов железа в атмосферах звезд главной последовательности. участвующих в образовании четырех линий, встречающихся в звездных спектрах. Числа атомов и ионов N даны в логарифмической шкале в функции логарифма температуры Т

На рис. 58 точки показывают результат наблюдений, а плавная кривая соответствует теоретическим расчетам. Получение ее — не простое дело, так как следует учитывать и температуру в атмосфере звезды и электронное давление (для применения уравнений Больцмана и Саха). Разумеется, в конечном счете должна быть согласованность между наблюдаемой температурой максимума развития той или иной линии или группы линий и спектрофотометрической (или колориметрической) температурой того спектрального класса, где этот максимум наблюдается. Достичь подобного согласования можно только при определенных электронных давлениях, которые осуществляются при определенном соотношении между числом атомов водорода и металлов в целом, так как при низких температурах основным источником электронов являются металлы, а при высоких — водород.

Рис. 58. Теоретическое (кривая) и наблюдаемое (точки) изменения интенсивности ( логарифма эквивалентной ширины W в мА) в функции температуры для бальмеровской линии . Числам приблизительно пропорциональны величины — числа возбужденных на второй уровень атомов водорода в столбе, пронизывающем всю атмосферу звезды

В случае Солнца мы уже пришли к выводу (§ 3), что это соотношение равно 10 000 : 1.

Того же приблизительно требуют спектры звезд (даже несколько большее значение — 13 000 : 1). Температура, которая наилучшим образом соответствует наблюдаемому развитию всех спектральных линий (или полос), называется ионизационной температурой. Последняя может иногда расходиться со спектрофотометрической или эффективной температурой, но лишь для отдельных линий или групп линий, в целом же все эти виды температуры в современной астрофизике согласованы хорошо. Все же известное расхождение должно остаться, так как линии относятся к верхней, а непрерывный спектр — к нижней фотосфере.

Возвратимся к спектральным признакам ранних классов. В спектрах водородные линии совершенно подавляют все другие особенности спектра. Линия CaII становится все слабее, так как кальций переходит во вторую стадию ионизации (линия Н сливается с крылом мощной линии водорода Не). Линии ионизованного железа, достигавшие максимума развития в классе , также быстро ослабевают и исчезают в классе так как с ростом температуры быстро прогрессирует вторая ионизация (рис. 57). В классе становится незаметной и линия , так как магний переходит в состояние MgIII.

Зато в классе В появляются хорошо выраженные линии нейтрального гелия . Мы видели, что проявляет себя на Солнце только в виде эмиссий, а в виде линий поглощения очень редко — лишь в хромосферных вспышках. В звездных спектрах он тоже не Представлен, за исключением класса В. Причина — общая: Слишком высокий потенциал возбуждения тех уровней атома гелия, с которых происходит поглощение в частотах оптического спектра (см. задачу 4 к главе I) и поэтому же линии не достигают большой силы, даже в максимуме развития у спектральных подразделений . В еще более ранних классах ВО, где температура достигает 25 000 К, становится заметной ионизация Не, проявляющаяся в полной мере уже в, спектральных классах 05—09. Но наблюдаемые в видимой и ультрафиолетовой области спектра линии поглощения HeII требуют очень высокого потенциала возбуждения нижнего уровня (48—50 эВ) и понятно поэтому, что их интенсивность монотонно нарастает при переходе от ВО к 05.

Интересна так называемая пикерингова серия HeII, которую Пикеринг обнаружил в спектре звезды Кормы (С Puppis), когда гелий только был открыт на Земле и его спектр в ионизованном состоянии не был известен в лаборатории. Линии этой серии как будто следовали закономерности бальмеровской серии водорода, располагаясь между этими линиями. Лишь в 1912 г. квантовая теория спектров, разработанная Бором, объяснила эту серию как результат квантовых переходов в атоме, заряд ядра которого точно в два раза больше, чем у водорода. Тогда вместо сериальной формулы для серии Бальмера

где — волновое число, а n — текущее число, равное 3, 4, 5,.., теория дает для атома ионизованного гелия, подобного атому водорода, но с зарядом в два раза большим,

или

где . Последняя формула совпадает с формулой серии Бальмера, но из-за текущего члена вместо частота линий серии Пикеринга вдвое больше, чем серии Бальмера. При нечетном линии серии Пикеринга располагаются между бальмеровскими линиями, а при четном — те и другие совпадают. Впрочем, это совпадение неточное, так как коэффициент R (постоянная Ридберга) во второй формуле несколько больше, чем R в первой формуле из-за различия масс ядер. В результате длины волн HeII при четном и бальмеровских линий отличаются у — на и т. д. до — 1,48 А на границе серии.

У звезд спектрального класса О, температура атмосфер которых достигает 25—30 тыс. Кельвинов, ионизация и возбуждение достигают наивысшей степени. Соответственно здесь, кроме линий , наблюдаются также линии . Необходимые для образования четырех последних ионов потенциалы равны 33,5; 47,9; 24,4; 29,6 эВ соответственно, и температура, при которой должны наблюдаться максимальные интенсивности линий этих элементов, равна 25—35 тыс. Кельвинов.