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 𝑇₀ 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
⎛
⎜
⎝
ν₀
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)
𝑊λ𝑐
λ𝑣 sin 𝑖
.
(14.26)
Если 𝑊≈1 Å и 𝑣 sin 𝑖≈1000 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).
Unsöld A. Physik der Sternatmosphären.— 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.
Aller L. Н. The abundance of the elements, 1961 (русский перевод: Аллep Л. Распространённость химических элементов.— М.: Изд-во иностр. лит., 1963).
Глава III АТМОСФЕРА СОЛНЦА
Солнце — одна из звёзд, и поэтому многое из того, что говорилось в предыдущих главах о звёздах, относится и к Солнцу. Однако чрезвычайная близость к нам Солнца позволяет исследовать его гораздо подробнее других звёзд. В частности, Солнце является единственной из звёзд, диск которой мы видим. Это даёт возможность изучить распределение яркости по диску Солнца и изменение спектральных линий при переходе от центра диска к краю (об этом уже шла речь выше). Вместе с тем наблюдения солнечного диска обнаруживают очень важные детали на нём: пятна, грануляцию и т.д. Несомненно, что такие детали характерны и для других звёзд, но они не могут нами наблюдаться. Краткое рассмотрение различных явлений на солнечном диске будет сделано в начале настоящей главы.
Наибольшее же внимание в этой главе будет уделено самым внешним слоям атмосферы Солнца: хромосфере и короне. Имеются факты, говорящие о наличии таких слоёв и у других звёзд, однако их изучение встречает большие трудности. В случае же Солнца хромосфера и корона исследуются сравнительно легко, особенно на основе наблюдений, выполненных во время затмений. В конце главы кратко рассматривается проблема радиоизлучения Солнца, источником которого являются те же внешние слои его атмосферы.
Физические процессы, происходящие на Солнце, представляют огромный интерес для астрофизики. Вместе с тем их изучение имеет большое практическое значение вследствие сильного влияния Солнца на Землю. Однако многие проблемы физики Солнца, лежащие в стороне от основного направления этой книги, здесь подробно рассматриваться не будут. С ними можно познакомиться по соответствующим монографиям (см., например, [1] — [4]).
§ 15. Общие сведения
1. Фотосфера Солнца.
Путём решения уравнений, приведённых в § 6, может быть построена теоретическая модель солнечной фотосферы. К настоящему времени получен ряд таких моделей, отличающихся друг от друга заданием химического состава, а также теми математическими допущениями, которые делаются при расчётах.
В таблице 18 в виде примера приведены результаты расчёта одной из первых моделей, в которых принимается правильный основной источник поглощения в солнечной фотосфере, т.е. отрицательный ион водорода (см. [2]). При вычислениях были взяты следующие значения основных параметров: 𝑇𝑒=5713 K, 𝑔=2,74⋅10⁴ см/с², lg 𝐴=3,8 (через 𝐴 обозначается отношение числа атомов водорода к числу атомов металлов).
Таблица 18
Теоретическая модель фотосферы Солнца
τ
𝑇, K
lg 𝑝
lg 𝑝
𝑒
ρ⋅10⁸
ℎ
0,01
4650
3,74
9,85
1,4
515
0,02
4700
4,01
0,09