Чтение онлайн

Рис. 13

Сравнение эмпирической кривой роста с семейством теоретических кривых даёт возможность выбрать ту из них, которая ближе всего соответствует наблюдениям. Тем самым определяются значения параметров v и (или ) для рассматриваемых атомов в атмосфере данной звезды. По полученной таким путём кривой роста может быть найдено и число поглощающих атомов N.

Изучение звёздных атмосфер при помощи кривых роста приводит к весьма интересным результатам. Укажем, например, на то, что для звёзд-сверхгигантов значения параметра v часто оказываются в несколько раз превосходящими средние тепловые скорости атомов. Это объясняется турбулентными движениями в атмосферах звёзд (см. § 13).

В случае звёзд-карликов найденные из наблюдений значения параметра оказываются во много раз больше (например, в случае Солнца — в 5—10 раз) соответствующих теоретических значений, определённых при учёте только затухания вследствие излучения. Это значит, что в атмосферах звёзд большую роль играет также затухание вследствие столкновений. Большое значение для звёзд-карликов объясняется сравнительно большой плотностью их атмосфер.

5. Содержание различных атомов в атмосферах.

Основным назначением кривой роста является определение с её помощью химического состава звёздных атмосфер. По эквивалентной ширине линии кривая роста даёт число поглощающих атомов, т.е. число атомов в нижнем состоянии для данной линии. В большинстве случаев это состояние является возбуждённым. Чтобы перейти к числу атомов в основном состоянии, обычно пользуются формулой Больцмана. Часто бывает, что в спектре звезды наблюдаются линии, возникающие из возбуждённых состояний нейтрального атома, а большинство атомов данного элемента находится в ионизованном состоянии (или наоборот). В таком случае для нахождения полного числа атомов этого элемента приходится применять также формулу ионизации Саха. Входящая в эту формулу концентрация свободных электронов должна быть предварительно определена одним из способов, описанных в следующем параграфе.

Указанный метод определения химического состава звёздных атмосфер довольно прост и часто применяется на практике. Однако надо иметь в виду, что он связан с двумя погрешностями. Первая из них возникает вследствие отклонения распределения атомов по состояниям от распределения, даваемого формулами Больцмана и Саха. Источником другой погрешности является использование средних для всей атмосферы значений температуры и электронной концентрации, в то время как эти величины сильно меняются в атмосфере.

По этим причинам в настоящее время определение химического состава звёздных атмосфер с помощью кривой роста рассматривается лишь в качестве первого приближения. В следующем приближении (с целью устранения второй из упомянутых погрешностей) используются расчёты моделей звёздных фотосфер, выполненных применительно к данной звезде (см. § 6). Результаты таких расчётов дают распределение температуры и плотности в поверхностных слоях звезды. Это позволяет более или менее точно вычислить профиль любой линии рассматриваемого элемента при различных предположениях относительно его содержания. Путём сравнения вычисленных и наблюдённых эквивалентных ширин определяется содержание этого элемента в звёздной атмосфере.

Определение химического состава атмосфер различных звёзд делалось во многих исследованиях. Мы сейчас приведём некоторые результаты, взятые из статьи Аллера [9].

В таблице 13 содержатся сведения о химическом составе атмосферы Солнца. Здесь под n понимается полная концентрация атомов данного элемента. В таблице даются значения lg n, причём для водорода условно принято lg n=12.

Таблица 13

Химический состав атмосферы Солнца

Элемент

lg n

Элемент

lg n

H

12,0

S

7,30

Li

0,96

K

4,70

Be

2,36

Ca

6,15

C

8,72

Sc

2,82

N

7,98

Ti

4,86

O

8,96

V

3,70

Na

6,30

Cr

5,36

Mg

7,40

Mn

4,90

Al

6,20

Fe

6,57

Si

7,50

Co

4,64

P

5,34

Ni

5,91

Cu

5,04

Rh

0,78

Zn

4,40

Pb

1,21

Ga

2,36

Ag

0,14

Ge

3,29

Cd

1,46

Rb

2,48

In

1,46

Sr

2,60

Sn

1,54

Y

2,25

Sb

1,94

Zr

2,23

Ba

2,10

Nb

1,95

Yb

1,53

Mo

1,90

Pd

1,33

Ru

1,43

В таблице 13 нет сведений о количестве атомов гелия в солнечной атмосфере, что объясняется отсутствием линий поглощения гелия в видимой части спектра Солнца. В этой части спектра могут наблюдаться линии гелия, возникающие только из возбуждённых состояний. Однако потенциал возбуждения гелия очень велик, вследствие чего при сравнительно низкой температуре Солнца в возбуждённых состояниях оказывается мало атомов гелия и они не могут дать заметных линий поглощения. Интенсивные линии поглощения гелия появляются только в спектрах горячих звёзд (классов B и O).

Однако, как увидим ниже, в спектре солнечной хромосферы наблюдаются эмиссионные линии гелия. По отношению интенсивностей эмиссионных линий гелия и водорода удалось определить, что число атомов гелия составляет примерно 0,2 числа атомов водорода.

Таким образом, наиболее распространённым элементом в солнечной атмосфере является водород. За ним следует гелий. Далее идут лёгкие элементы: углерод, азот, кислород. Число атомов металлов, вместе взятых, составляет примерно одну десятитысячную числа атомов водорода.

В таблице 14 приведены данные о химическом составе атмосфер звёзд класса B (точнее говоря, значения ln n). Эта таблица, как и предыдущая, взята из упомянутой статьи Аллера, который использовал опубликованные результаты ряда авторов. Частично эти результаты получены при помощи кривых роста, а частично — при помощи моделей фотосфер. Для звезды Скорпиона приведены два результата. Расхождение между ними обусловлено как различиями в наблюдательном материале, так и различиями в принятых методах определения химического состава.