книги из ГПНТБ / Каули, Ч. Теория звездных спектров

нет равным коэффициенту поглощения, получим функцию ис­ точника

Можно получить более общее выражение для функции источ­ ника, если рассматривать процессы столкновений. Следует учесть, что некоторая часть излучения вызывается возбужде­ нием столкновениями с последующим переходом вниз. Кроме того, не все радиационные возбуждения, а также возбуждения столкновениями сопровождаются переходами вниз и излучением, поскольку имеет место дезактивация столкновениями. И нако­ нец, последующие возбуждения могут снизить число фотонов, попадающих в частотный интервал изучаемой линии, а переходы с более высоких уровней могут повысить заселенность верхнего уровня линии и усилить ее. Эти почти непреодолимые трудности, как правило, обходят, либо пренебрегая перечисленными про­ цессами, либо допуская, что их совокупность приводит к функ­ ции источника ЛТР. Во втором варианте функцию источника записывают в форме

5 (ѵ, со, 1) = (1 — е) X (Слагаемые в (2.5.11), зависящие

Выражение (2.5.11) слишком сложно для анализа суще­ ствующими методами. Одно из упрощений, которое можно сде­ лать,— это пренебречь зависимостью от поляризации. В клас­ сической работе Занстра [178] установлено, что поляризация фраунгоферовых линий, образованных механизмом когерентного рассеяния, должна быть значительной вблизи лимба Солнца. Последующие неудачи [125] в обнаружении сколько-нибудь за­ метной поляризации привели Занстру [179, 180] к заключению, что линии скорее всего образуются в результате некогерентного рассеяния, которое быстро устраняет поляризацию. Учитывая это, исключим зависимость от 1 из наших уравнений.

Второе упрощение связано с исключением зависимости от направления со в фазовой функции R. Вычисления [71] показали, что функция источника, полученная с учетом зависимости R от со, отличается только на 2% от функции источника, полученной без ее учета.

Рассмотрим так называемую концепцию полного перераспре­ деления, согласно которой частотные зависимости поглощения и излучения не связаны одна с другой. Тогда фазовая функция разделяется на произведение вероятностей

причем сделано еще одно предположение — о совпадении кон­ туров поглощения и излучения. Ввиду того что R (v —*ѵ') опре­ делена как вероятность, контуры ср(ѵ) нужно нормировать к единице.

Пренебрегая зависимостями от поляризации и от направле­ ния и подставляя (2.5.13) в (2.5.11), получим функцию источ­ ника

для рассеяния (е = 0). В этом приближении функция источника не зависит от частоты. Формальное решение для удельной ин­ тенсивности можно получить при помощи уравнений (2.4.6) и (2.4.7). Результатом являются два интегральных уравнения для I (ѵ, Ѳ, т), которые мы должны решить, чтобы получить / (ѵ, Ѳ, 0).

Мы не будем останавливаться на практических подробностях решения этих интегральных уравнений. Решение для функции источника S(v, Ѳ, т), когда зависимость / от направления в (2.5.14) можно опустить, т. е. когда I можно заменить средней интенсивностью /, рассматривалось в [6]. Дальнейшие подроб­ ности содержатся и в этой статье и в других статьях трудов Гар­ вардской конференции [6].

2.6. ЗАМЕЧАНИЯ О ВЫБОРЕ ПРИБЛИЖЕННОЕО ВЫРАЖЕНИЯ ДЛЯ ФУНКЦИИ ИСТОЧНИКА

Наблюдаемые спектры Солнца и звезд формируются при огромном разнообразии физических условий. В некоторых слу­ чаях эти условия довольно хорошо известны, тогда как в других случаях, таких, как симбиотические звезды [129], приближенная модель излучающего газа является лишь догадкой.

Выбор методов, пригодных для истолкования различных осо­ бенностей звездных спектров, в свою очередь зависит от этих особенностей. Поэтому проведем специальное обсуждение ряда случаев.

2.6.1. Спектры нормальных карликов и гигантов в области

О

спектральных классов от В2 до М5. Наблюдения от « 3500А до 1 мкм. Предположение о ЛТР или о чистом поглощении (Si =

lg fff(KB)

Рис. 2.6.1. Сравнение относительных величин lg £ /[94] и абсо­ лютных величин [33] для линий Nil.

теории ионизации Саха при интерпретации спектральной после­ довательности, целиком основанной на предположении от ЛТР.

Обратимся теперь к рассмотрению количественных подроб­ ностей спектров этих «нормальных» звезд. Для простоты исклю­ чим ядра самых сильных фраунгоферовых линий (мы их рас­ смотрим потом отдельно). Специалисты по звездным атмосфе­ рам до сих пор расходятся во мнении об оправданности исполь­ зования ЛТР при объяснении количественных деталей спектров даже этих нормальных звезд. Последующие замечания выразят мнение автора, которое противоречит точке зрения Томаса [150] и Джеффриса [87].

Было бы неверно судить о правильности или неправильности научной теории по ее математическому содержанию. Единст­ венным критерием верности научной теории является ее способ­ ность объяснять и предсказывать наблюдения. Нет необходи­ мости, чтобы удачная теория объясняла буквально все наблю­ дения. Классическая механика — очень полезная теория, но она не применима к релятивистским или квантовым явлениям.

Допущение о ЛТР довольно часто применялось для прогноза особенностей в солнечном спектре. Успех таких попыток зави-

Рис. 2.6.2. Сравнение относительных величин lgg7 [121] и абсо­ лютных величин [33] для линий Nil.

сит и от корректности применения ЛТР, и от точности значений сил осцилляторов f и постоянных затухания, которые исполь­ зуются в теории. В настоящее время нет таких расхождений между наблюдениями и предсказаниями, которые нельзя было бы объяснить систематическими и случайными ошибками в оп­ ределении сил осцилляторов и констант затухания или некор­ ректностью моделей.

Нужно осознать, что к лабораторным данным следует отно­ ситься критически. Очень часто они отягощены значительными систематическими и случайными ошибками. Рис. 2.6.1, напри­ мер, дает сравнение сил осцилляторов, определенных Кингом [94] и Корлиссом и Бозманом [33], для линий Nil. На рис. 2.6.2 представлен подобный график сравнения данных Корлисса и Бозмана и Парчевского и Пенкина *). Если эти данные исполь­ зуются для прогноза сил линий звезд, то нужно ожидать по крайней мере такого же случайного разброса результатов.

*) Значения Кинга и Парчевского и Пенкина являются относительными gf-величинами. Нужно прибавить постоянную ко всем lgg/, чтобы получить их в абсолютной шкале в смысле уравнения (1.5.35), Значения Корлисса и Бозмана даны уже в абсолютной шкале.

в наблюдаемых аномалиях спектров. Однако природа фотосфер этих звезд плохо изучена, и до тех пор пока не решены более фундаментальные вопросы, применение известных методов вы­ числения функции источника вряд ли может привести к успеху.

2.6.4. Пекулярные звезды поздних спектральных классов. Переменные карлики и долгопериодические переменные. Как звезды типа Т Таи [98], так и долгопериодические переменные явно обнаруживают селективное возбуждение (или флуоресцен­ цию), вызванное совпадением длин волн. В табл. 2.6.1 приво­ дится несколько случаев селективного возбуждения в звездных атмосферах. Данные заимствованы из аналогичных таблиц Унзольда [158], дополнительные источники были любезно предоста­ влены Биделманом и Уингом. Гози [56, 57] рассмотрел много других примеров эмиссионных линий, появление которых в спек­ трах звезд поздних классов можно объяснить механизмом селек­ тивного возбуждения.

В спектрах долгопериодических переменных наблюдаются линии излучения Fe ЯЯ 4307,9 и 4202,0 мультиплета № 42, а дру­ гие компоненты мультиплета отсутствуют. Это более наглядный пример явления, о котором мы уже упоминали при рассмотре­ нии сверхгигантов поздних классов. Такой вид линий был на­ зван Струве «искаженным мультиплетом» [142]. Его физическое

в спектрах переменных звезд-карликов. Наблюдались линии из­ лучения ЯЯ 4063,6 и 4132,1 мультиплета № 43 Fel. У этих линий один и тот же верхний уровень. Еще одна линия Я 3969 в этом

ЛТР. Многие особенности поглощения звезд поздних классов с эмиссионными линиями можно объяснить в приближении ЛТР, но ясно, что полное объяснение потребует рассмотрения эффек­ тов отклонения от ЛТР. Основным камнем преткновения при интерпретации спектров этих звезд по-прежнему является пол­ ная физическая (можно даже сказать, геометрическая) модель.

Каули и Мальборо [38] наблюдали селективное возбуждение

уровня у3Рз Fel в спектрах солнечных вспышек. В этом случае был возможен полуколичественный анализ явления, на основа­ нии которого можно было получить данные об электронной

3;

температуре и концентрации во вспышке. Возможно, подобное рассмотрение неравновесных эффектов в пекулярных звездах приведет к удовлетворительной модели.

2.6.5. Звезды других типов. Здесь мы сделай ряд общих замечаний о некоторых звездах, исключенных из нашего преды­ дущего рассмотрения, таких, как магнитные переменные [22] и пекулярные углеродные звезды (сверхгиганты) с недостатком водорода [165].

Содержание химических элементов во многих пекулярных звездах изучалось с использованием допущения о ЛТР. На се­ годняшний день это допущение вместе с допущением о возмож­ ности вариаций содержания элементов дает удовлетворительное объяснение спектральным особенностям. Однако у некоторых магнитных переменных наблюдаются значительные вариации сил некоторых линий Сг, Ей, Si, Sr и др. Невозможно объяснить такие вариации ни одной стационарной функцией источника (как при ЛТР, так и при отклонении от ЛТР). По-видимому, источник спектральных вариаций Ар-звезд и звезд других типов связан с необычной и до сих пор не определенной моделью*).

Прежде чем приступать к подробному анализу спектра пеку­ лярной звезды, нужно проанализировать признаки неравновес­ ных условий. Мы уже указывали на явные случаи флуоресцен­ ции, вызванной совпадениями длин волн, и на околозвездные оболочки в сверхгигантах позднего типа. Другим известным при­ знаком неравновесной ситуации являются эффекты «разжиже­ ния» излучения (дилюции).

В некоторых звездах ранних классов многие наблюдаемые особенности возникают в тонких, окружающих звезду оболочках. Поле излучения, в котором находится поглощающее вещество,

под которым им «виден» диск звезды. Говорят, что в этих усло­ виях излучение «разжижается». В этом случае относительные силы линий поглощения будут тесно связаны с временем жизни нижних энергетических уровней. Если время жизни нижнего уровня мало, то атом перейдет с излучением в более низкое энер­ гетическое состояние раньше, чем получит возможность погло­ тить квант. Если же время жизни велико, т. е. уровень метастабилен, то поглощение может произойти прежде, чем возбужден­

Ар-звезд не сильно отличаются от моделей атмосфер нормальных А-звезд. Вариации интенсивностей линий объясняются наличием на поверхности этих звезд областей с сильными аномалиями химического состава. Период спек­ тральных вариаций определяется периодом вращения звезды. При анализе спектра этих звезд можно исходить из ЛТР, но нужно учитывать поверх­ ностную неоднородность химического состава. — Прим. ред.