Курс теоретической астрофизики

В результате таких вычислений были определены профили и эквивалентные ширины бальмеровских линий для звёзд с большими ускорениями силы тяжести в атмосферах. На рис. 16 приведены графики, дающие эквивалентные ширины линии H в зависимости от величины =5040/T при разных значениях g. Из рисунка видно, что эквивалентная ширина линии растёт с увеличением g. Это объясняется увеличением плотности в атмосфере, а значит, и усилением эффекта Штарка. Приведённые графики также показывают, что величина W сильно зависит от температуры T.

На рис. 17 для сравнения приведена диаграмма, построенная на основании наблюдательных данных. На ней по оси ординат отложены значения эквивалентной ширины линии, а по оси абсцисс — значения показателя цвета U-V Так как величина U-V примерно линейно зависит от величины , то из сравнения рисунков 16 и 17 мы можем сделать заключение о приблизительном согласии теории с наблюдениями.

Рис. 17

Профили линий поглощения, вычисленные по формуле (14.16), оказываются весьма различными для разных температур. При больших значениях T величина A мала, а величина D велика, т.е. линия является широкой, но неглубокой. Малость величины A обусловлена как малостью величины при высоких температурах, так и большими значениями величины / при высоких температурах и больших ускорениях силы тяжести. В спектрах очень горячих белых карликов линии поглощения трудно обнаружить. При низких температурах величина D мала, т.е. линия является узкой. Такой характер линий поглощения, определённых теоретически, также согласуется с наблюдательными данными.

Более точные вычисления профилей бальмеровских линий в спектрах белых карликов были сделаны на основе расчётов моделей звёздных фотосфер. Путём сравнения теоретических и наблюдённых профилей линий произведены оценки величин T и g для ряда белых карликов.

Представляет интерес вопрос о влиянии вращения звезды на профили линий поглощения в спектрах белых карликов. Однако этот вопрос очень труден, так как линии в спектрах белых карликов сильно расширены эффектом Штарка. Чтобы определить скорость вращения, необходимы очень большие значения этой скорости. Правда, белые карлики в принципе могут вращаться очень быстро, так как скорость отрыва достигает у них нескольких тысяч километров в секунду.

Можно даже высказать предположение, что быстрое вращение белых карликов делает незаметными линии поглощения в их спектрах. Подсчёты показывают, что это вряд ли возможно в случае линий водорода с большой эквивалентной шириной. Однако менее широкие линии могут стать совершенно незаметными вследствие вращения. Чтобы показать это, воспользуемся формулой (13.20), позволяющей определять профили линий в спектре вращающейся звезды по профилям линий в спектре невращающейся звезды при различных скоростях вращения.

Применяя эту формулу к центру линии, мы можем переписать её в виде

1-

r

(0)

=

+1

-1

1-r

v

c

x

sin

i

A(x)

dx

,

(14.25)

где величина A(x) определяется формулой (13.26). Пользуясь определением эквивалентной ширины линии, из (14.25) получаем

1-

r

(0)

A(0)

Wc

v sin i

.

(14.26)

Если W1 A и v sin i1000 км/с, то из неравенства (14.26) следует, что 1-r(0)0,05. Линии же с такой небольшой глубиной трудно заметить. Поэтому возможно, что именно вращение звезды вызывает отсутствие заметных линий поглощения металлов в спектрах белых карликов (за исключением, например, линий H и K Ca II, обладающих значительной эквивалентной шириной).

Следует отметить, что вопрос о вращении белых карликов интересен также с точки зрения космогонии. По современным взглядам, белый карлик является конечной стадией эволюции звезды, находившейся когда-то в верхней части главной последовательности и прошедшей затем через стадию гиганта и сверхгиганта. Звёзды же верхней части главной последовательности, как известно, вращаются весьма быстро. Поэтому изучение вращения белых карликов должно способствовать выяснению эволюционных путей звезды.

ЛИТЕРАТУРА к ГЛАВЕ II

Неitlеr W. The quantum theory of radiation.— Oxford, 1954 (русский перевод: Гайтлер В. Квантовая теория излучения.— М.: Изд-во иностр. лит., 1956).

Современные проблемы астрофизики и физики Солнца.— М.: Изд-во иностр. лит., 1951.

Собельман И. И. Введение в теорию атомных спектров.— М.: Наука,. 1977.

Lang К. R. Astrophysical Formulae.— 1974 (русский перевод: Ленг К. Астрофизические формулы, ч. I.— М.: Мир, 1978).

Uns"old A. Physik der Sternatmosph"aren.— 1938 (русский перевод: Унзольд А. Физика звёздных атмосфер.— М.: Изд-во иностр. лит., 1949).

Мihalas D. Stellar Atmospheres.— 1978 (русский перевод: Михалас Д. Звёздные атмосферы, ч. II.:— М.: Мир, 1982).

Соболев В, В. Перенос лучистой энергии в атмосферах звёзд и планет.-М.: Гостехиздат, 1956.

Иванов В. В. Перенос излучения и спектры небесных тел.— М.: Наука 1969.

Stellar atmospheres/Ed. J. L. Greenstein, 1960 (русский перевод: Звёздные атмосферы.— М.: Изд-во иностр. лит., 1963).

Мустель Э. Р. Звёздные атмосферы.— М.: Физматгиз, 1960.