Курс теоретической астрофизики

В атмосферах звёзд-гигантов значения 𝑔 гораздо меньше, чем в атмосферах звёзд-карликов. Поэтому при данной эквивалентной ширине линии температура гиганта должна быть ниже температуры карлика. Иными словами, звёзды-гиганты должны быть холоднее звёзд-карликов того же спектрального класса. Этот теоретический вывод качественно подтверждается результатами наблюдений. Однако найденные из наблюдений различия в спектрах гигантов и карликов гораздо больше тех, которые предсказываются теорией, основанной на применении формулы (14.7) и аналогичной формулы для 𝑛⁺/α_ν. В значительной мере это объясняется тем, что изменение ускорения силы тяжести сказывается на эквивалентной ширине линии не только благодаря изменению степени ионизации атомов, но также вследствие изменения роли эффектов давления, которые непосредственно влияют на ширину линии.

Тот факт, что эквивалентная ширина линии зависит не только от температуры 𝑇, но и от ускорения силы тяжести 𝑔, требует усовершенствования спектральной классификации. Каждый спектр звезды должен характеризоваться заданием не одного параметра, а двух, определённым образом связанных с 𝑇 и 𝑔. Иначе говоря, спектральная классификация должна быть не одномерной, а двумерной.

Заметим, что влияние ускорения силы тяжести на спектр звезды называется обычно эффектом абсолютной величины. Объясняется это тем, что при заданной температуре ускорение силы тяжести 𝑔 однозначно связано со светимостью звезды 𝐿. В самом деле, мы имеем

𝑔

=

𝐺

𝑀

𝑅²

(14.9)

и

𝐿

=

4π𝑅²σ𝑇

_𝑒

⁴

.

(14.10)

Кроме того, величины 𝐿 и 𝑀 связаны эмпирическим соотношением масса — светимость типа

𝐿

∼

𝑀

^𝑛

,

(14.11)

где 𝑛 — некоторый параметр (порядка 3—4). Из приведённых формул при 𝑇_𝑒=const получаем

𝑔

∼

𝐿⁻¹⁺¹

^/𝑛

.

(14.12)

Таким образом, 𝑔 тем больше, чем меньше 𝐿.

В некоторых работах были предложены эмпирические двумерные классификации звёздных спектров. На практике наиболее часто применяется йеркская классификация, приписывающая каждой звезде, кроме спектрального класса, ещё один из семи классов светимости (I — сверхгиганты, II — яркие гиганты, III — гиганты, IV — субгиганты, V — карлики главной последовательности, VI — субкарлики, VII — белые карлики). Иногда, используется также французская классификация, основанная на характеристиках непрерывного спектра звезды, не искажаемых межзвёздным поглощением света.

Представляет большой интерес то обстоятельство, что влияние ускорения силы тяжести на линии нейтральных и ионизованных атомов оказывается различным. Это позволяет по отношению эквивалентных ширин линий иона и нейтрального атома в спектре звезды находить ускорение силы тяжести на её поверхности, а значит, и абсолютную величину звезды. Путём сопоставления абсолютной величины звезды с её видимой величиной может быть также найдено расстояние до звезды. На этом основывается метод определения так называемых спектральных параллаксов. Указанный метод начал применяться уже давно и дал ряд ценных результатов. На практике для каждого спектрального класса подобраны те линии ионов и нейтральных атомов, отношение интенсивностей которых особенно чувствительно к абсолютной величине.

3. Звёзды ранних спектральных классов.

В спектрах звёзд ранних классов весьма интенсивны бальмеровские линии водорода. Как видно из табл. 16, своей наибольшей интенсивности они достигают в спектральном классе A0, т.е. при температуре около 10 000 K. При уменьшении температуры эти линии ослабевают из-за уменьшения числа атомов во втором состоянии. При увеличении температуры линии ослабевают вследствие усиления ионизации атомов.

Профили и эквивалентные ширины бальмеровских линий в спектрах звёзд-гигантов и звёзд-карликов существенно отличаются друг от друга. Это говорит о сильном влиянии на бальмеровские линии ускорения силы тяжести. Однако в данном случае это влияние обусловлено не столько изменением степени ионизации атомов, сколько эффектом Штарка. При переходе от гигантов к карликам плотность вещества в атмосфере возрастает, вследствие чего действие эффекта Штарка усиливается. По этой причине эквивалентные ширины бальмеровских линий в спектрах карликов значительно больше, чем в спектрах гигантов.

Сильное влияние ускорения силы тяжести на бальмеровские линии даёт возможность определить значение 𝑔 для данной звезды путём сравнения теоретических и наблюдённых профилей линий. Теоретические профили должны быть определены на основе расчётов моделей фотосфер при эффективной температуре звезды и при разных значениях 𝑔. Сравнение теории с наблюдениями позволяет выбрать наиболее подходящее значение 𝑔. Как уже говорилось выше, знание 𝑔 даёт возможность найти светимость звезды, а затем и её параллакс.