ВЛИЯНИЕ РАЗНЫХ ФИЗИЧЕСКИХ ФАКТОРОВ НА ВИД И ИНТЕНСИВНОСТЬ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ

Качественную характеристику можно превратить в количественную. Для звезд спектральных классов К, G и F пара линий и оказывается очень хорошим индикатором абсолютной звездной величины. Если присмотреться внимательно к четырем спектрам класса К0 на рис. 59, то легко заметить, что линия усиливается от верхнего спектра к нижнему; т. е. с уменьшением светимости или с увеличением абсолютной звездной величины, тогда как ослабевает (в соответствии с тем, что было сказано выше). Следовательно, отношение интенсивностей естъ функция абсолютной величины быстро возрастающая с возрастанием М.

Если найти указанное отношение для нескольких звезд с известными М и построить на этом материале калибровочную кривую, то ее можно будет использовать для определения абсолютных звездных величин тех звезд К0, для которых измерено в спектре упомянутое отношение интенсивностей. Разумеется, описанный критерий — не единственный. Отношение интенсивностей к тоже служит в качестве критерия абсолютной звездной величины или светимости звезды. В другом спектральном классе зависимость отношения от М будет иная и может оказаться практически неудобной; тогда она заменяется другим критерием.

Рис. 59. Сопоставление спектров класса К0 различной светимости. Абсолютные визуальные величины звезд (обозначения которых приведены слева) соответственно равны — (сверху вниз). В то время как интенсивность линии убывает сверху вниз, линия усиливается (так же как и ). Хороший эффект абсолютной звездной величины показывает непрерывный спектр по стороны линии

У звезд спектрального класса подходящими для определения абсолютной звездной величины оказываются отношения пар интенсивностей линий и , а в спектрах звезд GO критерием может служить полоса g (рис. 60).

Для более горячих звезд А и хорошим критерием абсолютной звездной величины являются водородные линии бальмеровской серии — они значительно расширяются при переходе от звезд большой светимости к звездам-карликам (рис. 61). Калибровка эквивалентной ширины этих линий по абсолютным звездным величинам звезд и может быть проведена с большой уверенностью (рис. 62). Причина такого расширения заслуживает специального рассмотрения.

Одна из причин расширения спектральных линий была нами рассмотрена ранее — это эффект Доплера (см. §4). В большинстве случаев тепловое движение атомов придает линии полуширину (КПА 420) не больше 0,5 А для самых легких атомов — водородных.

Наличие турбулентных движений в атмосферах звезд может в редких случаях удвоить эту величину. Между тем реальная ширина водородных линий у звезд класса А, таких как Вега, Сириус, может достигать десятка ангстрем и больше. Профиль спектральной линии совсем не напоминает при этом колоколообразную кривую, свойственную доплеровскому профилю (4.6) — линия имеет очень широкие крылья.

Рис. 60. Сопоставление спектров звезд типа GO различных классов светимости начиная от 0 (сверх-сверхгигант) и кончая обычным карликом V. Обращает на себя внимание полоса g. которая разбивается на отдельные линии у сверхгигантов, тогда как более широкие эти линии в спектрах III—V в полосе R сливаются

Рис. 61. Эффект светимости в спектрах АО. Видно значительное расширение бальмеровских линий с переходом от абсолютно ярких звезд (сверху) к рядовым (виизу). Но линии SeII и FeII при этом ослабляются

Теория говорит в этом случае, что в образовании спектральной линии участвует очень много атомов. Атом способен поглощать не только частоту, соответствующую центру линии , но и в соседних частотах v; естественно, что по мере роста разности вероятность поглощения падает.

Когда атомов над фотосферой звезды (т. е. участвующих в образовании линии) мало, их поглощение за пределами доплеровского профиля ничтожно мало, но среди большого числа атомов, особенно в случае линий с благоприятными условиями возникновения, всегда найдутся атомы, способные поглощать свет в частотах, удаленных от центральной частоты настолько заметно, чтобы поглощение проявлялось за пределами доплеровского профиля в крыльях линии. Крылья будут раздвигаться тем шире, чем больше число поглощающих атомов N и чем больше их способность к поглощению данной линии — так называемая сила осциллятора . Источник такого расширения профиля линии называется затуханием вследствие излучения.

Рис. 63. Эффект светимости в классе В. Линии и незначительно усиливаются при переходе к карликам (вниз по трем спектрам), в то же время линия ослабевает

Теория показывает, что у звезд-гигантов произведение для линий серии Бальмера примерно таково же, как у карликов, вопреки всем ожиданиям. Значит, в этом случае расширение спектральных линий у карликов имеет другую природу, а именно — расширение вследствие соударений. В плотной атмосфере столкновения настолько часты, что возбужденный атом нередко еще не успевает излучить своей энергии возбуждения, как сталкивается с другим атомом или электроном. волн, посылаемый атомом, прерывается, искажается.

Рис. 62. Кривая зависимости эквивалентной ширины линии Ну от абсолютной звездной величины М (обсерватория Виктория, Канада)

С другой стороны, энергетические уровни в атоме при близком прохождении заряженных частиц, ионов и электронов, искажаются, и переходы между такими возмущенными уровнями будут происходить при частотах, сильно отличающихся от . Описываемый процесс можно рассматривать как микроскопический эффект Штарка, возникающий вследствие статистических флуктуаций электрических полей ионов и электронов. Ему особенно подвержены бальмеровские линии водорода и линии гелия, так как у тех и других исходное состояние соответствует пребыванию электрона на сильно возбужденном уровне далеко от ядра.

Именно эта причина и вызывает такое значительное расширение водородных линий в спектре карликов классов А и В. Тоже наблюдается и у линий Не, но в более слабой степени. Для установления таких различий в спектрах В более удобны другие критерии, основанные на наших прежних рассуждениях о преобладании трудно ионизуемых ионов (когда трудна следующая стадия ионизации) в атмосферах гигантов. В данном случае (рис. 63) удобно сравнивать линии или .