Курс теоретической астрофизики

Дальнейшими исследованиями установлено, что магнитные звёзды представляют собой особую группу звёзд класса A. Они не являются звёздами, видимыми с полюса, а вращаются медленнее других звёзд. Для объяснения магнитных и спектральных изменений этих звёзд предложена модель наклонного ротатора, т.е. звёзды, ось вращения которой наклонена под некоторым углом к магнитной оси. В таком случае вместе с вращением звезды перемещаются относительно наблюдателя и магнитные полюсы.

Важной особенностью магнитных звёзд являются аномалии в их химическом составе. Такой вывод делается на основании аномалий интенсивностей линий поглощения. Поскольку интенсивности линий меняются с течением времени (т.е. с вращением звезды), то считается, что химические элементы неравномерно распределены по поверхности звезды. По-видимому, эта неравномерность относится лишь к поверхностным слоям и она вызывается влиянием магнитного поля, которое может иметь довольно сложную структуру.

Магнитные поля по наблюдаемому эффекту Зеемана были обнаружены также у других звёзд. Например, поля с напряжённостью порядка 1000 Э измерены у некоторых красных гигантов. Наблюдаемая круговая поляризация света белых карликов дала основание предполагать, что они обладают полями с напряжённостью порядка 10⁷ Э.

Для решения различных проблем звёздного магнетизма должна применяться теория образования линий поглощения в магнитном поле. Эта теория необходима также для изучения магнитных полей солнечных пятен (см. § 15).

§ 14. Звёзды разных спектральных классов

1. Зависимость спектра от температуры.

До сих пор мы занимались вопросом о том, как образуется спектр одной какой-либо звезды. Теперь коротко остановимся на рассмотрении всей совокупности звёздных спектров.

Как известно, в первом приближении звёздные спектры образуют линейную последовательность. Все свойства спектра (например, эквивалентные ширины линий) меняются плавно вдоль последовательности. Объясняется это тем, что спектр звезды зависит в основном от одного параметра — от температуры. С изменением температуры изменяется степень возбуждения и ионизации атомов в атмосфере звезды, вследствие чего изменяются и интенсивности линий.

На практике все звёздные спектры разделяются на ряд классов. Расположенные в порядке убывания температуры, эти классы таковы: O-B-A-F-G-K-M. В конце спектральная последовательность разветвляется: наряду со спектрами класса M (с полосами окиси титана) выделяются спектры классов R-N (с полосами углерода и циана) и спектры класса S (с полосами окиси циркония). По-видимому, это разветвление вызвано различием в химическом составе звёзд.

Проследим за изменением спектра с увеличением температуры звезды. В спектрах наиболее холодных звёзд (класс M и др.) присутствуют молекулярные полосы и линии нейтральных атомов металлов. С возрастанием температуры молекулы диссоциируют, вследствие чего молекулярные полосы пропадают (класс K). В дальнейшем металлы постепенно ионизуются. Очень сложные спектры класса G содержат огромное число линий нейтральных и ионизованных металлов. При последующем увеличении температуры увеличивается интенсивность линий ионизованных металлов (класс F). В классе A наибольшей интенсивности достигают линии бальмеровской серии водорода. В классе B появляются линии гелия (так как для возбуждения линий гелия, лежащих в видимой части спектра, нужна достаточно высокая температура). Наконец, в классе O становятся интенсивными линии ионизованного гелия.

Можно также проследить за изменением интенсивностей отдельных линий с увеличением температуры звезды. Возьмём для примера линии, возникающие при переходе электронов из возбуждённого состояния нейтрального атома. При низких температурах эти линии очень слабы, так как большинство атомов находится в основном состоянии. При увеличении температуры растёт степень возбуждения атомов, что влечёт за собой возрастание эквивалентных ширин рассматриваемых линий. Однако увеличение числа атомов в возбуждённом состоянии продолжается только до определённой температуры. При дальнейшем возрастании температуры число атомов в возбуждённом состоянии уменьшается вследствие перехода атомов в ионизованное состояние. Поэтому уменьшаются и эквивалентные ширины рассматриваемых линий. Таким образом, при увеличении температуры звезды эквивалентные ширины линий, возникающих при переходе электронов из возбуждённого состояния нейтрального атома, сначала растут, а затем убывают.

Аналогично изменяются (т.е. сначала растут, а затем убывают) с увеличением температуры и эквивалентные ширины линий ионизованных атомов. Только линии основной серии нейтрального атома ведут себя с возрастанием температуры иначе: их эквивалентные ширины при этом убывают (если не принимать во внимание образование молекул при низких температурах).