книги из ГПНТБ / Каули, Ч. Теория звездных спектров

Г Л А В А 2

Спектральные линии в звездных атмосферах

2.1. ВВЕДЕНИЕ

Этот раздел посвящен наблюдениям спектральных линий Солнца и звезд. Мы начнем его с некоторых основных сообра­ жений, а для полного описания методов наблюдений отсылаем

участки типичных звездных спектров, полученных на астрофи­ зической обсерватории Виктория (Канада). Данные об интен­ сивностях линий, которые содержатся на гаком негативе, преоб­ разуются микрофотометром в графическую форму — регистро­ грамму [44, 172]. Почернение фотопластинки непропорционально интенсивности падающего света, т. е. удвоение интенсивности обычно не вызывает удвоения почернения пластинки. Степень почернения зависит от большого числа дополнительных факто­ ров, таких, как особенности эмульсии, способы хранения пла­ стинок и их обработки.

По указанным причинам невозможно предсказать чувстви­ тельность фотографической пластинки к световому потоку пере­ менной интенсивности и приходится определять ее эмпирически. Это делается посредством калибровки. Часть пластинки экспо­ нируется несколькими источниками света с известным отноше­ нием интенсивностей, и находится зависимость между относи­ тельными интенсивностями и степенью почернений. Такая зави­ симость называется характеристической кривой фотографиче­ ской пластинки. Мы отсылаем читателя к статьям Райта [172] или Данхэма [44], где подробно описан метод калибровки в фо­ тографической спектрофотометрии *).

Рис. 2.1.2 и 2.1.3 представляют микрофотометрические за­ писи (регистрограммы) спектров, показанных на рис. 2.1.1. Эти регистрограммы называются регистрограммами в прямых интен­ сивностях. Измерения почернений фотографических пластинок были переведены в относительные интенсивности при помощи аналогового преобразователя, который учитывал характеристи­ ческую кривую фотографических пластинок.

*) См. также Д. Я. Мартынов, Курс практической астрофизики, изд-во

«Наука», М., 1967. — Прим. ред.

■%

Рис. 2.1.4. Регистрограмма солнечного спектра с низким уров­ нем шумов в окрестности линии лития 6708 Â.

Во многих отношениях фотоумножитель имеет преимущества перед фотографической пластинкой. Например, в определенной области интенсивностей падающего света и приложенного на­ пряжения фототок зависит линейно от падающего потока: уд­ воение потока света вызывает удвоение числа фотоэлектронов, выходящих с фоточувствительной поверхности. Коуд и Лиллер [27] дают довольно полное описание фотоэлектрических методов в спектрофотометрии.

Данные о солнечном спектре в настоящее время получают почти исключительно фотоэлектрическими методами. В некото­ рых солнечных обсерваториях сигнал не записывается на ленту, а преобразуется в цифровую форму и поступает в память вычис­ лительной машины. Вслед за первым сканированием делается второе сканирование той же спектральной области, и новые дан­ ные добавляются к результатам первого сканирования. Таким образом можно усреднить большое число записей. В конечном счете эта усредненная кривая воспроизводится печатающим уст-

*ройством, наносящим цифровой материал на график.

На рис. 2.1.4 приведен пример такой кривой, полученной в астрономической обсерватории Китт-Пик. Только семь ангстре­ мов умещаются на этой записи, имеющей очень высокое разре­ шение. Заметьте также, что интенсивность в нижней части ри­ сунка составляет 91% от непрерывного спектра, а не нуль. Вос­ произведение сигнала с таким колоссальным усилием возможно лишь при достаточном ослаблении уровня шумов спектра мето­ дом многократного сканирования.

«истинного» спектра регистрирующими приборами. Учет инстру­ ментальных поправок также рассмотрен в [172], где приводится обширная дополнительная библиография.

Схематический профиль линии показан на рисунке 2.1.5. Ис­ пользуются разные обозначения величин, измеряемых для Солн­

жений контура линии и потому является очень полезной вели­ чиной. Полное поглощение определяется через эквивалентную ширину

ширина совершенно черной линии, имеющей прямоугольный контур, в которой поглощается столько же энергии, сколько и в рассматриваемой спектральной линии.

Эквивалентную ширину можно измерять планиметром по фо­ тографическим или фотоэлектрическим регистрограммам в пря­ мых интенсивностях. Во многих случаях уместно считать контур гауссовым или треугольным (инструментальным) и измерять лишь глубину и полуширину линии (см., например, [163]), тогда эквивалентная ширина получается из двух измерений. На прак­ тике для звезд поздних спектральных классов измеряются экви­ валентные ширины небольшого числа тщательно выбранных ли­ ний, которые, насколько возможно, свободны от бленд. По этим

) Эти величины определены в разд. 2.2.

сферических полярных координат

Полярная координата p равна модулю вектора импульса р. Имеется хорошо известная связь между скалярным импульсом и частотой:

Это соотношение дает возможность перейти к частотной зависи­ мости.

Число фотонов, проходящих через 1 см2 за 1 с в элементе те­ лесного угла sin Ѳс?Ѳй?ф, равно

стого переноса, ее размерность в системе СГС: [эрг/(см2-с-еди­ ница частоты-ср)].

Выведем теперь уравнение для переноса излучения. Рас­ смотрим удельную интенсивность / (р, 1). Рассуждение не поте­ ряет общности, если мы направим вектор р по х. Уменьшение / ( р, 1) вдоль пути, вызванное поглощающим веществом, будет пропорционально приращению dx. Обозначим коэффициент про­ порциональности через х(р, 1) и таким образом сохраним общ­ ность рассмотрения, допуская зависимость х от р и 1. х(р, 1) есть коэффициент поглощения фотонов с импульсом р и поляри­ зацией 1. Если поглощающее вещество находится в покое отно­ сительно наблюдателя и источника фотонов с удельной интен­ сивностью / (р, I), то зависимостью х от направления приходя­ щих фотонов можно пренебречь. Зависимостью х от 1 нельзя пренебречь, если условия возбуждения в веществе не являются

трим приемник, который регистрирует излучение малой пло­ щади АА солнечной поверхности (рис. 2.2.2). Если эта площадь достаточно мала, то энергия, посланная к приемнику за 1 с (на единицу Я), будет равна /^(Ѳ)ДЛАО, где АС— телесный угол, в пределах которого излучение поступает в приемник, а Ѳ— угол между АЛ и центром диска*). Следовательно, энергия, посту­ пающая в детектор, прямо пропорциональна удельной интенсив­ ности.

При наблюдениях звезды мы не можем выделить отдельных частей диска **). Энергия, поступающая от звезды, пропорцио­ нальна общему количеству энергии, излучае­ мой каждым элементарным участком ее по­ верхности. Эта энергия (на единицу Я) полу­ чается интегрированием удельной интенсив­ ности и по всем углам Ѳ. Результирующая ве­ личина называется потоком и обозначается

Таким образом,

Итак, для звезды измеряемая энергия пропорциональна по­ току.

Если подставить соотношение (2.2.12) в (2.2.13), изменить

где ЕДтх)— интегрально-показательная функция второго поряд­ ка [55], общий вид которой

**) Это справедливо, если поверхность звезды однородна. Если же на поверхности звезды имеются неоднородности температуры или химического состава (например, на поверхности магнитных пекулярных A-звезд), то вслед­ ствие вращения звезды по допплер-эффекту можно выделить излучение от­ дельных участков ее поверхности. — Прим. ред.