книги из ГПНТБ / Цесевич В.П. Маяки Вселенной [пер. с укр

ды. Она связана также со способом переноса энергии из недр звезды к ее фотосфере. Возможны три способа переноса энергии.

Первый способ — обычная теплопроводность, когда нагретое вещество передает свое тепло соседним час­ тям звезды, не изменяя своего положения. Доказано, что этот способ передачи теплоты для звезд не эффек­ тивен.

Второй способ — лучистый теплообмен. В этом слу­ чае вещество также остается неподвижным, а «излуче­ ние» постепенно просачивается сквозь него из более нагретых частей к более холодным.

Третий способ — конвективный теплообмен, при ко­ тором нагретые массы поднимаются во внешние, более холодные слои звезды и здесь отдают свою энергию. Очевидно, что более холодные массы вещества должны при этом опуститься вглубь, происходит перемешивание вещества.

Долгие годы считали, что в недрах звезд господству­ ет лучистый теплообмен. Теперь же доказано, что на не­ которых этапах развития звезды главную роль играет конвекция.

СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД

Очень ценные сведения о физических свойствах звезд можно получить на основании изучения их спектров. Спектры звезд весьма разнообразны. Понадобилось много усилий для того, чтобы выработать подробную научно обоснованную их классификацию.

Непрерывный спектр звезды излучается, как и у Солнца, ее фотосферой. Затем излучение проходит че­ рез внешнюю, расположенную над фотосферой, оболоч­ ку, в которой происходит избирательное поглощение.

20

Именно здесь, как уже упоминалось, возникают спек­ тральные линии и полосы поглощения.

Чтобы лучше понять процессы, приводящие к изби­ рательному поглощению излучения во внешней оболоч­ ке звезды, остановимся более подробно на свойствах атома.

Атом водорода состоит из положительно заряжен­ ного ядра — протона, вокруг которого движется один отрицательно заряженный электрон. Последний удер­ живается около ядра силой электростатического притя­ жения.

Если атом водорода находится в нормальном, так сказать, «невозбужденном» состоянии, электрон не сли­ вается с ядром, а вращается вокруг ядра на некотором минимальном расстоянии. Внешнее воздействие на атом может удалить электрон от ядра на большее расстояние. При этом, затрачивается определенная энергия, так как для удаления электрона необходимо преодолеть силу взаимного притяжения между электроном и ядром. Это и есть «акт поглощения» энергии атомом. При возвра­ щении электрона в прежнее положение атом излучает энергию. Таким образом, поглощение и излучение энер­ гии — процессы обратимые.

Теория строения атома показывает, что электрон не может находиться на любом расстоянии от ядра. Суще­ ствует бесконечный набор избранных расстояний, на которые он может отходить. Следовательно, атом, нахо­ дящийся в поле излучения, способен поглощать только определенные порции лучистой энергии. Считают, что каждый атом обладает определенной совокупностью уровней энергии. При переходе электрона с одного уров­ ня энергии на другой поглощается только такое излуче­ ние, которое соответствует разности между этими уров­ нями. Вместе с тем энергия излучения обратно пропор­

21

циональна длине волны. Таким образом, атом водорода способен поглощать набор излучений, которые имеют определенные характерные для водорода длины волн. Такие же излучения он может и испускать. Так возни­ кает избирательное поглощение энергии атомом водо­ рода.

Следует заметить, что для атома водорода суще­ ствует также некоторый «порог». Возможен такой случай, когда поглощенное им жесткое излучение оторвет электрон от ядра. Атом водорода становится ионизированным. С этого момента протон и электрон больше не связаны друг с другом и движутся самосто­ ятельно.

Атом гелия состоит из ядра и двух движущихся во­ круг него электронов. Один из этих электронов менее «прочно» связан с ядром и легче поддается воздействию внешнего поля излучения. У атома гелия также существу­ ет характерный набор уровней энергии. Переходя с бо­ лее глубокого уровня энергии на внешний, электрон пог­ лощает лучистую энергию,— при этом возникает линей­ чатый спектр поглощения. И, наоборот, если электрон переходит с внешнего на внутренний уровень энергии, он испускает энергию. В последнем случае в спектре наблюдается не темная линия поглощения, а светлая — эмиссионная линия.

Если атом гелия поглотит такую энергию, которая приведет к отрыву одного из электронов, то образуется положительный ион гелия. Теперь вокруг ядра, облада­ ющего двумя единицами положительного заряда, дви­ жется один электрон. Набор уровней энергии теперь становится иным и линейчатый спектр иона гелия до некоторой степени напоминает спектр атома водорода. Ионизация атома может происходить как под влиянием внешнего поля излучения, так и в результате столкнове­

22

ния атомов между собой или атома и свободно движу­ щегося электрона. При высокой температуре скорость теплового движения атомов столь велика, что столкно­ вения становятся очень мощными и атомы могут «те­ рять» свои электроны. Описанные явления характерны

идля других атомов с более сложным строением.

Умолекул уровни энергии гораздо сложнее, чем у атомов, и поэтому спектры молекул состоят уже не из отдельных спектральных линий, а из полос. Распад мо­ лекул на составляющие их атомы еще больше подвер­ жен действию тепловых движений.

Эти свойства атомов и молекул следует иметь в ви­ ду при истолковании звездных спектров. Изучая их, мы узнаем о физических условиях и химическом составе внешних надфотосферных слоев звезды.

Внастоящее время считают общепринятой классифи­ кацию звездных спектров, разработанную Гарвардской обсерваторией.

С п е к т р а л ь н ы й к л а с с О. Радужная полоска спектра таких звезд пересечена темными линиями погло­ щения, характерными для ионизированных гелия, азота и кислорода. Температуры атмосфер этих звезд очень велики — 30—50 тыс. градусов. Светят они голубым све­ том. Очень часто в спектре наблюдаются не только линии поглощения, но и яркие эмиссионные линии излучения, которые в большинстве случаев свидетельствуют об ис­ течении вещества звезды в мировое пространство. Су­ ществуют ли в атмосфере этих звезд другие элементы, например, железо или кальций? Безусловно, существу­ ют, но высокая температура приводит атомы этих эле­ ментов в состояние высокой ионизации, и их спектраль­ ные линии можно наблюдать только в далекой ультра­ фиолетовой области спектра, которая поглощается зем­ ной атмосферой.

23

С п е к т р а л ь н ы й к л а с с В . В спектрах этих звезд наблюдаются линии поглощения, свойственные главным образом гелию, поэтому их часто называют гелиевыми. Они светят белым, слегка голубоватым светом. Темпе­ ратура их внешних слоев 18—25 тыс. градусов.

С п е к т р а л ь н ы й к л а с с А. Это белые звезды; их температура — около 12 тыс. градусов. В их спектрах очень интенсивны линии поглощения водорода. Напом­ ним, что показатель цвета этих звезд (разность между фотографической и визуальной звездными величинами) принят за нуль.

С п е к т р а л ь н ы й к л а с с F. Для спектров этих звезд, которые излучают слегка желтоватый свет и тем­ пература внешних слоев которых составляет около 8 тыс. градусов, характерны многочисленные линии поглоще­ ния. Линии водорода выделяются уже не столь ин­ тенсивно, зато появляются линии поглощения, обра­ зованные ионизированными металлами, например кальцием.

С п е к т р а л ь н ы й к л а с с G. Температура поверх­ ностных слоев этих звезд, излучающих желтый свет, составляет около 6 тыс. градусов. В их спектрах наблю­ дается большое количество линий поглощения как иони­ зированных, так и нейтральных атомов металлов. Линии водорода очень ослаблены и не выделяются среди мно­ гочисленных линий поглощения, количество которых до­ стигает, например, у Солнца, принадлежащего к этому спектральному классу, 30 тысяч. Это не означает, что здесь мало водорода. Нет, его много, но при температу­ ре 6 тыс. градусов поглощение света водородом ста­ новится менее эффективным.

С п е к т р а л ь н ы й к л а с с К. Температура фото­ сфер этих звезд около 4,5 тыс. градусов, а светят они оранжевым светом. В спектрах видны линии поглощения

24

металлов и появляются полосы поглощения, характер­ ные для окиси титана.

С п е к т р а л ь н ы й к л а с с R. По температуре и цвету звезды напоминают звезды спектрального класса К. В их спектрах также видны линии поглощения ме­ таллов, по вместо окиси титана их атмосферы содержат углерод и циан (соединение углерода с азотом). Эти звезды часто называют углеродными.

С п е к т р а л ь н ы й к л а с с М. Красные звезды (температура внешних слоев близка к 25 тыс. градусов). В их спектрах интенсивно выделяются полосы поглоще­ ния, характерные для окиси титана.

С п е к т р а л ь н ы й к л а с с N. Звезды этого класса еще более красные, чем звезды спектрального класса М, хотя температура их одинакова. Как и у звезд спект­ рального класса R, в их спектрах видны полосы погло­ щения углерода и циана, но гораздо более интенсивные.

С п е к т р а л ь н ы й к л а с с S. Это также красные звезды, но в их спектрах главную роль играют полосы поглощения, характерные для окиси циркония.

Различие в спектрах красных звезд вызвано разным химическим составом их оболочек.

Описание звездных спектров было бы неполным, ес­ ли не упомянуть о существовании особенно горячих звезд с протяженными диффузными оболочками, вещество ко­ торых рассеивается в мировое пространство. Эти звезды называются звездами типа Вольф-Райе. В их спектрах особенно выделяются яркие эмиссионные линии ионизи­ рованных кислорода, азота и др. Исследования показа­ ли, что звезды этого типа по своему химическому сос­ таву делятся на две группы: в первую входят звезды, обогащенные азотом, а в другую —- углеродом.

Мы описали только главные классы звезд, каждый из них в свою очередь имеет десять подклассов, кото­

25

рые обозначают цифрами (например, А5, К2, В8 и т. д.). Однако не всегда спектр звезды укладывается в эту классификацию. Например, было обнаружено, что ряд звезд, о которых речь пойдет ниже, по интенсив­ ности линий водорода должны быть отнесены к клас­ су А, в то время как по интенсивности линий ионизиро­ ванного кальция — к классу F. Иногда бывают и более сложные случаи. Тогда к главному обозначению спек­ трального класса звезды дописывают букву р (от лат. pecularis — огабенный). Например, А5р или К2р.

Если в спектре звезды видны эмиссионные линии, та­ кая звезда обозначается добавочной буквой е (напри­ мер, М5е). Появление эмиссионных линий часто вызвано тем, что во внешней оболочке звезды — ее атмосфере — возникают быстрые потоки нагретого вещества. Чтобы понять причину этого явления, вспомним об эффекте Допплера. Если атом движется по отношению к наблю­ дателю, то длина волны излучения изменяется, в резуль­ тате чего спектральная линия смещается со своего нор­ мального положения. При тех скоростях, которые возни­ кают в атмосферах звезд, эти смещения хотя и невелики, но вполне ощутимы. Такое «смещенное» излучение уже не может поглощаться атомами верхних слоев звездной атмосферы, которые пребывают в состоянии покоя, и доходит до земного наблюдателя. В спектре при этом появляется яркая эмиссионная линия. Конечно, это только одна из возможных причин возникновения эмис­ сионных линий.

Особенный вид спектра звезды, как правило, вызы­ вает повышенный интерес у астрофизиков, ибо он сви­ детельствует о каких-то необычных процессах, происхо­ дящих в оболочке этой звезды.

В последние годы ученые стали обращать особое внимание на изучение' самих спектральных линий. Они

26

теперь ставят целью не только определить спектральный класс звезды, но и изучить строение линий поглощения, исследовать, как распределена энергия «внутри» спек­ тральной линии. Для этого измеряют интенсивность из­ лучения поперек линии и строят «контур» линии. В центре линии помещают ее «ядро» — самую темную часть, а по обе стороны ядра — «крылья». Изучение этих крыльев дает много ценных сведений о физических ус­ ловиях, господствующих в оболочках звезд.

Так, удается сделать не только качественный, но и количественный анализ химического состава атмосферы звезды. Иными словами, мы можем не только узнать, какие химические элементы содержатся в оболочке звез­ ды, но и «взвесить» их, т. е. определить относительную насыщенность оболочки звезды этими элементами.

Ширина линий поглощения свидетельствует о мно­ гом. Если линии узкие, то вещество звезды разрежен­ ное— плотность его мала. Если линии широкие и раз­ мытые — плотность сравнительно велика. На изображе­ ние спектральных линий влияет также мощность магнитного поля. Особые приборы позволяют изучить магнитные поля звезд (к сожалению, пока только наи­ более ярких) и исследовать изменения в этих полях во времени. На виде спектральных линий сказывается так­ же и вращение звезды вокруг оси.

ТЕМПЕРАТУРА ЗВЕЗД

О температуре звезды можно судить по спектраль­ ным линиям. Однако есть еще и другой способ. Нагре­ тое светящееся тело излучает волны различной длины, то есть всю радужную полоску спектра. Но интенсивность излучения разных цветов неодинакова — она зависит от температуры нагрева. Распределение интенсивности из­ лучения в спектре часто изображают графически: на

27

горизонтальной оси такого графика откладывают длину волны излучения, а на вертикальной — соответствующую интенсивность излучения.

Для каждой температуры можно найти такую длину волны, при которой излучается наибольшее количество энергии. Оказывается, что эта «длина волны максималь­ ного излучения» обратно пропорциональна температуре тела. Вот почему при малых температурах излучается больше всего красных лучей, у которых длина волны больше. По мере увеличения температуры длина волны максимального излучения уменьшается и максимум сме­ щается в сторону желтых, зеленых, синих, а затем фио­ летовых лучей. Таким образом, исследуя распределение энергии в спектре звезды, мы можем определить темпе­ ратуру ее фотосферы.

Существует еще один, более простой, хотя и менее точный способ определения температуры звезд, основан­ ный на использовании показателя их цвета. Зная пока­ затель цвета звезды, можно, при помощи довольно прос­ той формулы, определить ее температуру. Однако нуж­ но заметить, что в процессе вычислений приходится учитывать межзвездное покраснение цвета звезды, воз­ никающее в результате поглощения света в космическом пространстве.

Так как в дальнейшем мы встретимся не только со спектральными классами звезд, но и с показателями цве­ та, ниже приводим некоторые классы и соответствующие «нормальные» для них показатели цвета:

28

В заключение надо сказать, что от температуры зави­ сит и та энергия, которую излучает звезда. Теория тепло­ вого излучения показывает, что мощность испускаемой нагретым предметом энергии пропорциональна четвер­ той степени температуры этого тела (закон Стефана— Больцмана). Это означает, что один квадратный метр светящейся поверхности белой звезды, температура ко­ торой равна 12 тыс. градусов, излучает в 16 раз боль­ ше энергии, чем квадратный метр поверхности желтой звезды, обладающей температурой 6 тыс. градусов. Это свойство теплового излучения приходится учитывать при вычислениях размера звезд.

ДИАГРАММА СВЕТИМОСТЬ — СПЕКТРАЛЬНЫ Й КЛАСС

Это было в начале нашего столетия, когда уже были определены светимости некоторых звезд и установлены их спектральные классы. Два астронома, Герцшпрунг и Рессел, независимо друг от друга, сопоставили эти дан­ ные и построили знаменитую диаграмму, которая стала одним из самых могущественных средств исследования звездной Вселенной (рис. 1). На вертикальной оси диа­ граммы они отложили абсолютные звездные величины таким образом, чтобы светимость возрастала снизу вверх, а на горизонтальной оси — спектральные классы.

Каждая звезда изображается на этой диаграмме точкой. Например, Солнце имеет абсолютную звездную величину +4,5 и принадлежит к звездам спектрально­ го класса G.

Оказалось, что точки скучиваются в определенных областях диаграммы. Некоторые из них заняли верх­ нюю часть диаграммы, вытянувшись почти горизон­ тальной полосой. Большая часть точек выстроилась вдоль наклонной полосы, пересекающей диаграмму по

29