Курс теоретической астрофизики

Ниже в виде примеров приводятся результаты расчёта моделей фотосфер для звёзд разных спектральных классов (подробнее см. [6] — [8]).

4. Горячие звёзды.

В фотосферах горячих звёзд поглощение излучения производится в основном водородом и гелием. Как уже было установлено выше, в фотосферах звёзд с эффективными температурами 10 000-20 000 K главная роль в поглощении принадлежит водороду. С увеличением же температуры растёт роль в поглощении гелия. Как увидим дальше, число атомов гелия в фотосферах примерно лишь на порядок меньше числа атомов водорода. Однако в фотосферах холодных звёзд роль гелия в поглощении ничтожна. Объясняется это так же, как и слабое поглощение атомами водорода при низких температурах. Разница состоит лишь в том, что энергия возбуждения гелия ещё больше, чем энергия возбуждения водорода. Поэтому и поглощение атомами гелия начинает сказываться при ещё более высоких температурах. При дальнейшем повышении температуры становится существенным и поглощение ионизованным гелием.

Вместе с тем в фотосферах горячих звёзд важную роль в переносе излучения играет рассеяние света свободными электронами. Это связано с сильной ионизацией атомов водорода и гелия при высоких температурах.

Модели фотосфер горячих звёзд рассчитывались многими авторами. В табл. 2 приведены результаты Травинга, рассчитавшего модель фотосферы звезды 10 Ящерицы (спектральный класс 𝙾9 𝚅, 𝑇_𝑒=37 450 К, lg 𝑔=4,45). В последовательных столбцах таблицы даны: оптическая глубина τ, температура 𝑇, логарифм газового давления 𝑝_𝑔 логарифм электронного давления 𝑝_𝑒 и геометрическая глубина 𝑧 в километрах. Найденное на основе этой модели распределение энергии в непрерывном спектре звезды оказалось в хорошем согласии с наблюдённым распределением (например, вычисленный бальмеровский скачок равен 𝐷=0,044, а наблюдённый 𝐷=0,047).

Таблица 2

Модель фотосферы звезды 10 Ящерицы

τ

𝑇

lg 𝑝

_𝑔

lg 𝑝

_𝑒

𝑧

в км

0

27 000

-

-

-

0,01

29 000

2,79

2,48

0

0,02

29 700

3,06

2,76

850

0,04

30 000

3,31

3,01

1640

0,06

31 900

3,46

3,16

2090

0,08

32 800

3,56

3,26

2420

0,10

33 500

3,64

3,34

2680

0,20

36 100

3,87

3,58

3520

0,40

38 700

4,09

3,81

4420

0,60

40 800

4,22

3,94

4970

0,80

42 300

4,31

4,03

5390

1,00

43 500

4,37

4,10

5730

2,00

47 800

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 Å.

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⁻.