Курс теоретической астрофизики

По этим причинам в настоящее время определение химического состава звёздных атмосфер с помощью кривой роста рассматривается лишь в качестве первого приближения. В следующем приближении (с целью устранения второй из упомянутых погрешностей) используются расчёты моделей звёздных фотосфер, выполненных применительно к данной звезде (см. § 6). Результаты таких расчётов дают распределение температуры и плотности в поверхностных слоях звезды. Это позволяет более или менее точно вычислить профиль любой линии рассматриваемого элемента при различных предположениях относительно его содержания. Путём сравнения вычисленных и наблюдённых эквивалентных ширин определяется содержание этого элемента в звёздной атмосфере.

Определение химического состава атмосфер различных звёзд делалось во многих исследованиях. Мы сейчас приведём некоторые результаты, взятые из статьи Аллера [9].

В таблице 13 содержатся сведения о химическом составе атмосферы Солнца. Здесь под 𝑛 понимается полная концентрация атомов данного элемента. В таблице даются значения lg 𝑛, причём для водорода условно принято lg 𝑛=12.

Таблица 13

Химический состав атмосферы Солнца

Элемент

lg 𝑛

Элемент

lg 𝑛

𝙷

12,0

𝚂

7,30

𝙻𝚒

0,96

𝙺

4,70

𝙱𝚎

2,36

𝙲𝚊

6,15

𝙲

8,72

𝚂𝚌

2,82

𝙽

7,98

𝚃𝚒

4,86

𝙾

8,96

𝚅

3,70

𝙽𝚊

6,30

𝙲𝚛

5,36

𝙼𝚐

7,40

𝙼𝚗

4,90

𝙰𝚕

6,20

𝙵𝚎

6,57

𝚂𝚒

7,50

𝙲𝚘

4,64

𝙿

5,34

𝙽𝚒

5,91

𝙲𝚞

5,04

𝚁𝚑

0,78

𝚉𝚗

4,40

𝙿𝚋

1,21

𝙶𝚊

2,36

𝙰𝚐

0,14

𝙶𝚎

3,29

𝙲𝚍

1,46

𝚁𝚋

2,48

𝙸𝚗

1,46

𝚂𝚛

2,60

𝚂𝚗

1,54

𝚈

2,25

𝚂𝚋

1,94

𝚉𝚛

2,23

𝙱𝚊

2,10

𝙽𝚋

1,95

𝚈𝚋

1,53

𝙼𝚘

1,90

𝙿𝚍

1,33

𝚁𝚞

1,43

В таблице 13 нет сведений о количестве атомов гелия в солнечной атмосфере, что объясняется отсутствием линий поглощения гелия в видимой части спектра Солнца. В этой части спектра могут наблюдаться линии гелия, возникающие только из возбуждённых состояний. Однако потенциал возбуждения гелия очень велик, вследствие чего при сравнительно низкой температуре Солнца в возбуждённых состояниях оказывается мало атомов гелия и они не могут дать заметных линий поглощения. Интенсивные линии поглощения гелия появляются только в спектрах горячих звёзд (классов B и O).

Однако, как увидим ниже, в спектре солнечной хромосферы наблюдаются эмиссионные линии гелия. По отношению интенсивностей эмиссионных линий гелия и водорода удалось определить, что число атомов гелия составляет примерно 0,2 числа атомов водорода.

Таким образом, наиболее распространённым элементом в солнечной атмосфере является водород. За ним следует гелий. Далее идут лёгкие элементы: углерод, азот, кислород. Число атомов металлов, вместе взятых, составляет примерно одну десятитысячную числа атомов водорода.

В таблице 14 приведены данные о химическом составе атмосфер звёзд класса B (точнее говоря, значения ln 𝑛). Эта таблица, как и предыдущая, взята из упомянутой статьи Аллера, который использовал опубликованные результаты ряда авторов. Частично эти результаты получены при помощи кривых роста, а частично — при помощи моделей фотосфер. Для звезды τ Скорпиона приведены два результата. Расхождение между ними обусловлено как различиями в наблюдательном материале, так и различиями в принятых методах определения химического состава.

Таблица 14

Химический состав атмосфер звёзд класса B

Элемент

γ

Peg

ζ

Per

τ

Sco

10 Lac

55 Cyg

𝙷

12,00

12,00

12,00

12,00

12,00

12,00

𝙷𝚎

11,17

11,31

11,32

-

11,23

11,18

𝙲

8,58

8,26

8,37

7,70

8,37

8,41

𝙽

8,01

8,31

8,57

8,26

8,37

8,63

𝙾

8,63

9,03

9,12

8,63

8,77

8,98

𝙽𝚎

8,73

8,61

8,72

8,86

8,72

-

𝙼𝚐

7,95

7,76

7,73

8,30

8,22

-

𝙰𝚕

5,76

6,78

6,58

6,40

7,07

-

𝚂𝚒

7,03

7,96

7,95

7,63

7,75

7,46

Из таблиц 13 и 14 видно, что химический состав звёздных атмосфер в общих чертах не отличается от химического состава атмосферы Солнца. Как мы узнаем дальше, приблизительно таким же оказывается и химический состав газовых туманностей. Вывод об единстве химического состава различных типов звёзд и туманностей имеет громадное значение для астрофизики.

Большой интерес представляет вопрос о выявлении реальных различий в химическом составе звёздных атмосфер. Из наблюдательных данных следует, что звёзды с приблизительно одинаковой поверхностной температурой иногда очень сильно различаются по своим спектрам. В качестве примера можно указать звёзды типа Вольфа — Райе, спектры которых довольно резко делятся на две последовательности: азотную и углеродную. Другим примером могут служить звёзды поздних классов, спектры которых делятся на кислородную и углеродную ветви (первая из них характеризуется полосами 𝚃𝚒𝙾, а вторая — полосами 𝙲, 𝙲𝙽 и 𝙲𝙷). Наблюдениями установлено также существование звёзд с очень слабыми спектральными линиями водорода («звёзды, бедные водородом») и звёзд с очень сильными линиями некоторых металлов («металлические звёзды»). По-видимому, в большинстве указанных случаев спектральные аномалии объясняются особенностями химического состава. Однако вполне возможно, что в некоторых случаях эти аномалии вызваны особенностями возбуждения и ионизации атомов в атмосферах звёзд.