Чтение онлайн

Таблица 14

Химический состав атмосфер звёзд класса B

Элемент

Peg

Per

Sco

10 Lac

55 Cyg

H

12,00

12,00

12,00

12,00

12,00

12,00

He

11,17

11,31

11,32

–

11,23

11,18

C

8,58

8,26

8,37

7,70

8,37

8,41

N

8,01

8,31

8,57

8,26

8,37

8,63

O

8,63

9,03

9,12

8,63

8,77

8,98

Ne

8,73

8,61

8,72

8,86

8,72

–

Mg

7,95

7,76

7,73

8,30

8,22

–

Al

5,76

6,78

6,58

6,40

7,07

–

Si

7,03

7,96

7,95

7,63

7,75

7,46

Из таблиц 13 и 14 видно, что химический состав звёздных атмосфер в общих чертах не отличается от химического состава атмосферы Солнца. Как мы узнаем дальше, приблизительно таким же оказывается и химический состав газовых туманностей. Вывод об единстве химического состава различных типов звёзд и туманностей имеет громадное значение для астрофизики.

Большой интерес представляет вопрос о выявлении реальных различий в химическом составе звёздных атмосфер. Из наблюдательных данных следует, что звёзды с приблизительно одинаковой поверхностной температурой иногда очень сильно различаются по своим спектрам. В качестве примера можно указать звёзды типа Вольфа — Райе, спектры которых довольно резко делятся на две последовательности: азотную и углеродную. Другим примером могут служить звёзды поздних классов, спектры которых делятся на кислородную и углеродную ветви (первая из них характеризуется полосами TiO, а вторая — полосами C, CN и CH). Наблюдениями установлено также существование звёзд с очень слабыми спектральными линиями водорода («звёзды, бедные водородом») и звёзд с очень сильными линиями некоторых металлов («металлические звёзды»). По-видимому, в большинстве указанных случаев спектральные аномалии объясняются особенностями химического состава. Однако вполне возможно, что в некоторых случаях эти аномалии вызваны особенностями возбуждения и ионизации атомов в атмосферах звёзд.

Проблема определения химического состава атмосфер звёзд разных типов очень важна как для теории звёздной эволюции, так и для теории образования элементов. Это обусловлено тем, что в недрах звёзд происходят ядерные реакции, при которых одни элементы превращаются в другие. Надо однако иметь в виду, что по содержанию элементов в атмосфере звезды можно судить о химическом составе её недр лишь в случае перемешивания вещества внутри звезды (подробнее см. [11]).

§ 13. Физические условия в атмосферах

1. Возбуждение и ионизация атомов.

Как известно, при термодинамическом равновесии степень возбуждения и ионизации атомов определяется формулами Больцмана и Саха. Строго говоря, в звёздных атмосферах термодинамическое равновесие отсутствует. Однако и в этом случае в качестве первого приближения пользуются всё-таки формулами Больцмана и Саха. Поэтому при рассмотрении физических условий в звёздных атмосферах мы должны прежде всего остановиться на этих формулах.

Пусть Ei — энергия i-го уровня атома и gi — его статистический вес (или кратность уровня). Обозначим через ni число атомов с энергией Ei в 1 см^2 при термодинамическом равновесии. Основная формула статистической физики даёт

n

i

=

C

g

i

exp

–

Ei

kT

,

(13.1)

где C — некоторая постоянная.

Из формулы (13.1) получаем

ni

n

=

gi

g

exp

–

– i

kT

,

(13.2)

где обозначено Ei– i. Величина i представляет собой энергию ионизации с i-го уровня, а величина -i — энергию возбуждения этого уровня. Формула (13.2) называется обычно формулой Больцмана.

Формулу (13.1) можно применить и к состояниям с положительной энергией, в которых электрон не связан с атомом. Это даёт возможность найти отношение числа ионов к числу нейтральных атомов. Формула, определяющая это отношение (так называемая формула Саха) имеет вид

n

e

n

n

=

g

g

2(2mkT)^2/^3

h^3

exp

–

kT

,

(13.3)

где n — число ионизованных атомов в основном состоянии в 1 см^3, g — статистический вес этого состояния, ne — число свободных электронов в 1 см^3.

Аналогичные формулы служат и для нахождения числа атомов в следующих стадиях ионизации. В частности, отношение числа дважды ионизованных атомов к числу однажды ионизованных атомов даётся формулой

n

e

n

n

=

g

g

2(2mkT)^2/^3

h^3

exp

–

'

kT

,

(13.4)

где n — число дважды ионизованных атомов в основном состоянии в 1 см^3, g — статистический вес этого состояния, ' — энергия ионизации из основного состояния однажды ионизованного атома.

Применим в качестве примера приведённые формулы к атому водорода. В данном случае gi=2i^2 и i=/i^2. Поэтому формула (13.2) принимает вид

ni

n

=

i^2

exp

–

kT

1

–

1

i^2

.

(13.5)

В частности, для второго уровня имеем

n

n

=

4

exp

–

117 900

T

.

(13.6)

Из формулы (13.6) следует, что при господствующих в звёздных атмосферах температурах в тысячи кельвинов подавляющее большинство атомов водорода находится в основном состоянии. Однако с увеличением температуры степень возбуждения атомов быстро растёт.