§ 9. МОДЕЛИ ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР. ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ЗВЕЗД

МОДЕЛИ ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР. СРЕДНИЙ ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ АТМОСФЕР ЗВЕЗД

Изучение интенсивности и профилей спектральных линий позволяет построить модель звездной атмосферы того или иного класса, а также определить количественный химический состав звезд вообще и отдельных звезд, уклоняющихся от нормы.

При этом очень существенно иметь правильное представление о коэффициенте непрерывного поглощения, который определяет геометрическую глубину звездной фотосферы. Слои звездной атмосферы, в которых образуется спектральная линия, не могут быть на большой глубине. Но если фотосфера залегает неглубоко, то не могут быть очень сильными спектральные линии, кроме резонансных, ибо образующие их слои маломощны.

Как мы видели в главе I, в атмосфере Солнца главным источником поглощения являются отрицательные водородные ионы — в инфракрасной и визуальной областях, тогда как в крайней ультрафиолетовой области — металлы.

То же можно сказать о звездах классов F, К, М, но у последних мощное поглощение создают молекулы, а также рэлеевское рассеяние на молекулах и при недостаточности водорода — на молекулах .

С повышением температуры, по мере роста ионизации водорода, очень сильно возрастает способность нейтральных атомов водорода к фотоэлектрическому непрерывному поглощению, так что при поглощение нейтральными атомами Н и ионами уравнивается. По более высокой температуре поглощение атомами Н преобладает, но растет и их ионизация, а у самых горячих звезд присоединяется фотоэлектрическое поглощение . Кроме того, когда ионизация водорода приближается к полной (в области 10—12 тыс. Кельвинов) и число электронов резко возрастает, включается еще один механизм: рассеяние света свободными электронами — явление, с которым мы уже встречались при рассмотрении причин свечения короны (§ 5). У звезд ВО и горячее этот источник поглощения становится весьма заметным. Он не зависит от длины волны, в противоположность всем другим, рассмотренным ранее.

Таким образом, у звезды класса А0, благодаря большой непрозрачности атмосферы, количество атомов вещества, лежащих «над фотосферой», значительно (по крайней мере на порядок) меньше, чем у Солнца. По той же причине, как показывает рис. 58, при переходе от атмосферы звезды с к атмосфере звезды с Т= 10 000 К количество атомов, способных к поглощению линии FeII , нисколько не возрастает, хотя во втором случае почти все атомы железа перешли в ионизованное состояние, а в первом ионизация только началась.

Как уже было сказано выше, наблюдаемые спектры звезд и потребность согласования ионизационной температуры с эффективной приводят к необходимости принятия определенного химического состава, справедливого для большинства звезд. Этот же состав определит также абсолютные значения коэффициента поглощения и после этого — модель атмосферы.

Средний химический состав звезд оказывается очень близким к химическому составу нашего Солнца, который мы приводили в § 3. Собственно, для модели звезды весьма важно соотношение водорода, гелия и металлов: первые два очень обильны, последние же легче всего ионизуются. Так, атомы С, N, О несравненно более многочисленны по сравнению с атомами металлов, но их потенциал первой ионизации приблизительно такой же, как и у водорода, неизмеримо более обильного. Впрочем, и содержание Не важно только при весьма высокой температуре. Таким образом, решающим оказывается отношение атомов водорода) (число атомов металлов). В таблице 9 дается модель звезд трех типов при .

В таблице 9 предполагается, что возникновение спектральных линий начинается в фотосфере на глубине (в фиолетовой части непрерывного спектра).

Таблица 9. Газовое и электронное давление и масса газа (г/см2) над фотосферой

Приведены значения ( в г/см2) именно над этим уровнем. Сравнивая значения lgrn в трех колонках — для карликов, гигантов и сверхгигантов, легко убедиться, что наибольшей непрозрачностью (на грамм вещества) отличается атмосфера карлика. С другой стороны, убывание с ростом температуры говорит о росте непрозрачности, которая достигает максимума в области температуры 10—15 тыс. Кельвинов.

Само по себе количество вещества «над фотосферой» удивительно невелико, особенно у карликов. Такая мощная пара линий, как резонансный дублет , в спектре Солнца вызывается присутствием в солнечной атмосфере всего лишь 0,08 мг атомов натрия в столбе сечением в 1 см2, из которых лишь 0,001 доля нейтральна и, следовательно, может участвовать в образовании линий.

Что касается геометрической толщины атмосферы звезды, то для ее вычисления нужно сочетать два уже встречавшихся нам дифференциальных соотношения:

уравнение гидростатического равновесия

и определение оптической толщины

из которых получается

С другой стороны, в простейшем случае связь между гидростатическим давлением и линейными глубинами в атмосфере определяется барометрическим уравнением (4.3):

Из совокупности этих формул численными методами на основании связей р и Т, выводимых из условий ионизации, определяются связи между и в сильной зависимости от принятого значения g, что вместе с принимавшимися при решении значениями р и Т определит модель звезды.

У весьма горячих звезд давление, входящее в уравнение (9.4), должно в себя включать, кроме газового , давление излучения

Давление излучения равно одной трети плотности излучения и [см. примечание к формуле (15.26)]:

где , если а — постоянная Стефана — Больцмана (КПА 393).

В атмосфере Солнца при давление дин/см2, а давление газа . Между тем в атмосферах сверхгигантов, где мало, или в атмосферах горячих звезд может занять преобладающее место. Так, при (сверхгигант) и , а при для разных типов звезд меняется от —0,3 до +3,3, тогда как .

В расчетах можно приближенно принимать значения g см/с2 по классу светимости, а именно для класса для класса для класса и для белых карликов .

Таблица 10. Модель атмосферы горячего сверхгиганта Персея. и даны в дин/см2; нуль-пункт высоты выбран произвольно. Для этой звезды принято

Для моделей гигантов и сверхгигантов специфической трудностью оказывается то обстоятельство, что в их атмосферах существует какой-то механизм, поддерживающий атмосферу так, что высота однородной атмосферы [формула (4.4)] оказывается гораздо больше, чем следует из значения ускорения силы тяжести по закону тяготения. Спектр сверхгиганта нередко указывает на эффективное значение g, которое в 10—100 раз меньше ньютонианского.

О том же говорят прямые наблюдения протяженности атмосфер при их затмениях (глава IV). Давление излучения здесь явно недостаточно, так как оно в лучшем случае может уменьшить g лишь в немного раз. Для примера в таблице 10 показана модель горячего сверхгиганта Малое значение силы тяжести и высокая температура делают атмосферу этой звезды неизмеримо более протяженной, чем например, атмосферу карлика, такого же, как Солнце (ср. таблицу 2).