Курс теоретической астрофизики

4,57

4,30

6840

3,00

50 900

4,68

4,41

7580

Результаты других расчётов также подтверждаются наблюдательными данными о распределении энергии в видимой области спектра. В частности, для многих звёзд класса B вычисленные и наблюдённые непрерывные спектры удовлетворительно согласуются между собой во всем интервале от 3400 до 8000 A.

Однако горячие звёзды основную часть энергии излучают в ультрафиолетовой области спектра. Поэтому большое значение для проверки теории имеют спектрограммы звёзд в ультрафиолетовой области, полученные при внеатмосферных наблюдениях. Изучение этих спектрограмм привело к заключению, что наблюдаемое распределение энергии в спектрах звёзд класса B согласуется с теоретическим. В случае же звёзд класса O обнаружились существенные расхождения, которые были в значительной мере устранены после уточнения модели (в основном за счёт учёта так называемого «покровного эффекта», т.е. поглощения в линиях). Ещё лучшее согласие теории с наблюдениями достигается при отказе от предположения о локальном термодинамическом равновесии в фотосфере (см. ниже).

5. Холодные звёзды.

Сначала в виде примера холодной звезды рассмотрим Солнце. В непрерывном спектре Солнца не наблюдается бальмеровский скачок. Уже одно это говорит о том, что главная роль в поглощении в фотосфере Солнца принадлежит не атомам водорода. Долгое время перед астрофизиками стояла важная задача - выяснить источник поглощения в солнечной фотосфере. Из наблюдений при помощи приближённой теории фотосфер была найдена зависимость коэффициентов поглощения от частоты, однако ни один из известных атомов не обладал такой поглощательной способностью. Наконец, в 1939 г. Вильд высказал правильную мысль: основным источником поглощения в фотосфере Солнца является отрицательный ион водорода.

Квантовомеханический расчёт отрицательного иона водорода представил значительные трудности, однако они были преодолены Чандрасекаром (см. § 5). Вычисления показали, что коэффициент поглощения иона H примерно так же зависит от частоты, как и коэффициент поглощения в фотосфере Солнца, найденный указанным выше способом. В частности, отсутствие скачков в видимой области спектра Солнца объясняется отсутствием скачков коэффициента поглощения иона H.

Ранее уже отмечалось, что теория фотосфер при коэффициенте поглощения, не зависящем от частоты, даёт неплохие результаты в применении к Солнцу. Это связано с тем, что коэффициент поглощения иона H сравнительно мало меняется в той области спектра, в которой излучение Солнца является наиболее сильным. Пользуясь последним обстоятельством, Чандрасекар для применения к Солнцу разработал специальную теорию фотосфер при коэффициенте поглощения, мало отличающемся от среднего. На основе этой теории были получены некоторые поправки к значениям температуры, найденные ранее для случая, когда коэффициент поглощения не зависит от частоты (см. [4]). Результаты расчёта модели солнечной фотосферы, выполненные при использовании указанной теории, приведены в начале гл. III.

Переходя от Солнца к другим холодным звёздам, мы можем сказать, что роль иона H является главной в образовании непрерывного спектра всех таких звёзд (с эффективными температурами приблизительно меньше 8000 К). При более высоких температурах очень сильное поглощение производят атомы водорода, и оно преобладает над поглощением ионом H. К тому же при очень высоких температурах этих ионов мало, так как мало нейтральных атомов водорода, при встрече которых со свободными электронами и образуются ионы H. Наоборот, при низких температурах атомы водорода поглощают слабо и их роль в поглощении гораздо меньше роли ионов H. В фотосферах холодных звёзд отрицательных ионов водорода довольно много, так как почти все атомы водорода находятся в нейтральном состоянии, а свободные электроны возникают при ионизации металлов.

В фотосферах очень холодных звёзд (с температурами 2000-3000 K), кроме атомов, содержатся различные молекулы. Как выяснилось, при расчёте моделей таких фотосфер надо учитывать поглощение отрицательными ионами H, H, He, поглощение в молекулярных полосах и рэлеевское рассеяние на атоме H и молекуле H. Поэтому для вычисления полного коэффициента поглощения следует предварительно определить концентрации различных молекул и свободных электронов в зависимости от физических условий при принятом химическом составе. С этой целью должны быть решены уравнения диссоциации молекул и уравнения ионизации металлов, поставляющих свободные электроны. При расчёте моделей фотосфер необходимо также принимать во внимание конвекцию. Вследствие сказанного расчёты моделей фотосфер холодных звёзд довольно сложны. Поэтому результатов таких расчётов сравнительно немного (см. [8] и [9]).

6. Белые карлики.