9. Спектры Солнца и звезд

9.1 Фраунгоферовы линии -- это линии поглощения в видимой части спектра Солнца (линий в других областях спектра Фраунгофера в начале 19 в. наблюдать, естественно, не мог). Наряду с другими причинами, уширение этих линий вызывается тепловым движением атомов в атмосфере Солнца. Оценим характерную тепловую скорость атомов водорода на Солнце. Из условия находим

Подставляя значения  эрг/K (постоянная Больцмана), T=5800 K (температура "поверхности" Солнца) и  г (масса атома водорода мало отличается от массы протона), получаем  км/с. (Это число полезно помнить. Оно порядка скорости звука в атмосфере Солнца.) По формуле эффекта Доплера при такой лучевой скорости длина волны видимого света   ) смещается на величину   . Соответствующая ширина линий порядка   , так как скорости частиц газа могут быть направлены как к наблюдателю, так и в противоположном направлении.

Эта оценка относится к водороду. Для атома с массой m ширина линии будет в раз меньше (почему?).

Найденные нами ширины -- минимальные: тепловые скорости есть всегда. В действительности существуют и другие причины уширения. В итоге сильные линии (в частности, и бальмеровские линии водорода) оказываются значительно шире.

9.2 Из-за вращения один край диска приближается к нам, другой удаляется. Поэтому линия, которая была бы бесконечно узкой у невращающейся звезды, оказывается уширенной -- ведь к нам приходит излучение со всего диска, а из-за вращения в разных его точках лучевая скорость, а значит, и вызванное ею доплеровское смещение различны. Если ось вращения перпендикулярна к лучу зрения, то доплеровское уширение линии, обусловленное вращением, будет составлять (А что будет, если угол наклона оси вращения к лучу зрения не , а i?)

Обратимся к конкретному случаю, указанному в условии задачи. Радиус звезды спектрального класса B0V можно принять равным . Поэтому периоду осевого вращения соответствует скорость вращения на экваторе  км/с. Линия с длиной волны   будет иметь   .

9.3 Линии H и K Ca II -- резонансные, т.е. они возникают при переходах с основного уровня. Линии же и возникают при переходах с первого возбужденного уровня, отстоящего от основного на 10.2 эВ. При температуре  K на этом уровне находится лишь очень малая доля атомов водорода, подавляющее же большинство  -- на основном уровне. Населенность i-го уровня можно оценить по формуле Больцмана где  -- статистический вес i-го уровня (для водорода ) и  -- энергия его возбуждения (10.2 эВ для i = 2, т.е. для первого возбужденного уровня водорода). Поскольку энергии в 1 эВ соответствует температура 11600 К, то при  К оказывается, что . Поэтому при  K доля атомов водорода, находящихся на втором уровне, составляет всего . Но (напоминаем, что ), а , так что доля атомов на втором уровне составляет . Их концентрация существенно ниже концентрации ионов кальция (содержание кальция от водорода; кальций в солнечной атмосфере сильно ионизован, так как энергия его ионизации сравнительно невелика,  эВ). В итоге резонансные линии иона кальция оказываются сильнее бальмеровских линий.

9.4 Чтобы ответить на поставленные вопросы, следует прежде всего понять, почему есть бальмеровский скачок. Поглощение излучения в атмосферах с температурой  K вызывается нейтральным водородом. По коротковолновую сторону от бальмеровского предела при \ (скажем, на ) излучение способно ионизовать атомы водорода со всех уровней, начиная со второго, по длинноволновую сторону от этого предела (скажем, на ) фотоны могут ионизовать водород лишь с третьего и более высоких уровней. В результате на \ атмосфера оказывается более прозрачной, и мы видим более глубокие и потому более горячие ее слои. Излучение их сильное. По коротковолновую сторону от предела (на ) непрозрачность газа велика, излучение приходит лишь из самых поверхностных, а значит, более холодных слоев, и потому оно слабее.

Теперь уже легко ответить и на вопрос о потемнении. Там, где непрозрачность велика ( ), во всех точках диска излучение приходит почти из одних и тех же, самых поверхностных слоев. Поэтому потемнение к краю должно быть мало. С излучением по длинноволновую сторону от предела ( ) положение другое. В центре диска оно приходит со сравнительно большой глубины, где горячо, а на краю луч зрения скользит по атмосферным слоям, и излучение приходит только из самых наружных холодных слоев. Значит, на этих длинах волн должно быть значительное потемнение.

Можно утверждать, что отношение яркостей в центре и на краю по длинноволновую сторону от предела заведомо больше, чем величина наблюдаемого в спектре звезды скачка (поймите, почему).

9.5 Мы настолько привыкли к тому, что излучение Солнца в первом приближении можно считать чернотельным, что обычно не задаемся вопросом, почему, собственно, это так. Между тем вопрос нетривиален. Действительно, если бы температура Солнца была не 6000 K, а 10000 K, то оно было бы звездой класса A0V, и спектр был бы совсем не похож на планковский -- имелся бы большой бальмеровский скачок на и т. д. Так почему же распределение энергии в спектре Солнца похоже на планковское? По сути дела, причина этого в том, что атмосфера Солнца почти серая, т.е. ослабляет проходящее через нее излучение неселективно. Это вызвано тем, что основным источником непрозрачности газа в солнечной атмосфере является не нейтральный водород, как у звезд класса A (последний поглощает излучение разных длин волн весьма по-разному -- отсюда, в частности, и бальмеровский скачок, см. предыдущую задачу), а отрицательный ион водорода (см. задачу  ). Он поглощает видимое излучение всех длин волн почти одинаково. Температура в солнечной атмосфере, точнее, в тех слоях, которые мы непосредственно видим, различается не сильно и близка к 6000 K. Поэтому наблюдаемый спектр есть наложение планковских кривых со слегка различающимися температурами, входящими с весовыми множителями, учитывающими нейтральное, т.е. одинаковое для всех длин волн ослабление излучения при прохождении им слоев атмосферы, лежащих над тем уровнем, где свет был излучен. В результате и получается, что спектр Солнца близок к чернотельному с  К.

Что же касается Веги, то из-за более высокой температуры в ее атмосфере доля атомов водорода на возбужденных уровнях больше, чем на Солнце. Основным источником поглощения становится нейтральный водород, а не его отрицательный ион. Поглощение же водородом сильно селективно (см., в частности, задачу  ). На разных длинах волн излучение приходит с сильно различающихся глубин, где температура заметно разная. В итоге спектр не похож на планковский.

9.6 Вблизи края диска луч зрения почти "скользит" по атмосферным слоям, и поэтому излучение приходит к нам из самых поверхностных и потому самых холодных слоев атмосферы (соответствующую температуру обозначим через ). Край диска будет излучать как черное тело с . В центре диска луч зрения направлен по нормали к атмосферным слоям. Поэтому приходящее к нам излучение зарождается в сравнительно глубоких слоях атмосферы, где горячее (соответствующая температура ). Идущее из центра диска излучение будет близко к планковскому с . Так как , то , т.е. центр диска ярче, чем край. Поскольку в серой атмосфере излучение всех длин волн ослабляется одинаково, глубина слоев, где излучение зарождается, одна и та же. Иначе говоря, и от не зависят. Однако отсюда вовсе не следует, что отношение , дающее величину потемнения на краю, не зависит от . Поскольку отличается от не сильно, это отношение легко получить в явном виде, воспользовавшись результатом из задачи  : где Отсюда видно, во-первых, что величина потемнения к краю определяется градиентом температуры в атмосфере: чем быстрее температура растет с глубиной, тем больше отличие от , а как следствие -- больше и потемнение. При фиксированном градиенте температуры, т.е. при фиксированном отношении , потемнение в разных участках спектра оказывается различным из-за различий в значении показателя . В рэлей-джинсовской (длинноволновой) области ( ) отношение яркостей центр : край равно . В виновской же области мы имеем , так что потемнение существенно больше и увеличивается при переходе к более коротким длинам волн.

9.7 Ответ неожиданный: масса атмосферы возрастет примерно в 10 раз! Поймем, почему так. Основным источником непрозрачности газа солнечной атмосферы служат присутствующие в ней в качестве ничтожной примеси отрицательные ионы водорода (см. задачу  ). Они возникают путем присоединения к имеющимся в изобилии нейтральным атомам водорода свободных электронов, появляющихся при ионизации атомов "металлов". Если содержание "металлов", являющихся донорами электронов, уменьшить на порядок, примерно во столько же раз уменьшится и содержание отрицательных ионов водорода. Из-за этого прозрачность газа возрастет на порядок и станут видны более глубокие слои, так что масса атмосферы увеличится.