Найпростіша відповідь на поставлене запитання полягає, здавалося б, в тому, що відмінність спектрів пояснюється різницею хімічних складів зірок, і переважання ли-ний якогось елементу в спектрі зірки є наслідком переважання цього елемента в атмосфері зірки. Однак основна властивість сукупності спектрів зірок - її лінійна послідовність - вказує, що така відповідь є помилковим. Дійсно, якщо припустити, що зірки спектрального класу АТ со-стоять головним чином з водню, а зірки класу М2 - з окису титану, то мало б існувати не-скільки послідовностей спектрів, що з'єднують ці спектральні класи. Наприклад, можна було б перейти від підкласу АТ до підкласу М2 і через спектри, в ко-торих переважають лінії металів, і минаючи такі спектри.
Якби зірки сильно відрізнялися одна від одної хі-мическим складом і це визначало б їх спектри, то внаслідок можливості самих різних комбінацій в пропорціях різних елементів ні про яку лінійної послідовності спектрів не могло б бути й мови. Спектри зірок залежали б від безлічі факторів - від процентного вмісту кожного елемента. Явище лінійної послідовності спектрів вказує на те, що спектри зірок залежать головним чином від якогось одного фактора. Як вдалося з'ясувати, цим фактором є температура зірки.
Щоб пояснити таку важливу роль температури, необхідно познайомитися з механізмом освіти ли-ний в спектрах зірок.
Відомо, що атом будь-якого елемента може поглинати світло. При цьому він поглинає світло в абсолютно визна-лених частотах. У яких частотах - залежить від пристрою цього атома, т. Е. Від того, з яких і в якій кількості елементарних частинок він складається.
Коли атом поглине необхідну порцію світловий; енергії або, як кажуть, світловий квант даної частоти, він переходить в збуджений стан, обумовлений; тим, що його зовнішній електрон з того положення, кото-рої він займає в атомі в звичайному стані, переходить в інше положення, більш віддалене, від ядра атома.] У збудженому стані атом знаходиться незначну »частку секунди, після чого електрон повертається на своє ; звичайне місце, а атом при цьому випромінює ту ж саму порцію світлової енергії: або випромінюється той же самий квант тієї ж частоти, який поглинув атом, або ж (що трапляється рідше) атом випромінює два або кілька квантів менших частот, але так, що сума їх енергій дорівнює енергії поглиненого кванта (енергія кванта про-пропорційна його частоті).
Напрямок, в якому буде знову випромінюючи квант, що не буде тим же самим, за яким квант рухався до його поглинання. Він може бути випромінюючи в будь-якому напрямку, причому кожен раз цей напрямок є випадковим.
Коли світло від розпеченої поверхні зірки про-ходить через її більш холодну атмосферу, що знаходяться там атоми різних елементів поглинають світло в визна-ділених, двоїстих цим атомам частотах. Ця све-товая енергія тут же знову випромінюється атомами, але вже в різних напрямках. Частина її повертається назад, частина відсилається в сторону і лише у незначної частини напрямок буде збігатися з початковим. Тому у відповідних місцях спектрів зірок ми спостерігаємо різке ослаблення світла - темні лінії,
Якщо атом поглине квант досить високою часто-ти, що володіє високою енергією, то зовнішній електрон буде не просто переміщений Кілька далі, а буде відірваний від ядра; атом стане іонізованним. Іонізованниє атоми поглинають світло в інших частотах, ніж неіонізованние, у них зовнішнім стає інший електрон, тому в спектрах зірок іонізованниє атоми обнаружи-ють себе інакше, ніж неіонізованние, звичайні атоми.
Чим, вище температура зірки, тим більше світлової енергії випромінює в секунду квадратний сантиметр її по-поверхні. Але від температури залежить і склад квантів
в її випромінюванні. Чим вище температура, тим більше частка високочастотних квантів і менше частка низькочастотних.
Різниця температур світяться поверхонь зірок, внаслідок якого випромінювання не однаково по потужності і по розподілу в ньому квантів високих і низьких частот, тягне за собою різний стан атомів хі-мічних елементів в атмосферах, а це визначає раз-нообразія спектрів зірок.
Пояснимо, як це відбувається. Припустимо, що в ат-мосферах зірок є всі елементи, які взагалі дають про себе знати в зіркових спектрах і притому для всіх зірок пропорція елементів приблизно одна і та ж. Почнемо розгляд умов в атмосферах зірок зі спектрального класу М. Зірки, що належать до це-му спектрального класу, мають температуру на поверх-ності близько 3000 ° і є порівняно холодними зірками.
При температурах близько 3000 ° ще можуть істота-вать деякі хімічні сполуки, наприклад, окис титану, і хоча окису титану в атмосферах зірок ничтож-ну кількість, його молекули дуже інтенсивно поглинутої-ють світло в безлічі частот, створюючи, таким чином, в спектрах зірок класу М цілі смуги поглинання.
При більш високих температурах прискорюються рух атомів і молекул. Посилюються зіткнення молекул між собою і молекул з атомами. В результаті цих зіткнень молекули розпадаються і тому в спектрах зірок класу До смуг поглинання молекул майже немає.
В спектрах зірок Кий сильні лінії неіонізованних металів, лінії ж іонізованих металів і лінії водню ще слабкі. Це пояснюється тим, що для иони-зації атомів металів і для збудження атомів водо-роду потрібні високочастотні кванти, яких в через лучении зірок До і О, що мають температуру 4000-6000К, ще порівняно мало. Але в випромінюванні цих зірок досить квантів менш високої частоти для воз-буждения атомів металів.
У зірках класу Р з температурою до 7500 К частка високочастотного випромінювання помітно зростає, велика частина атомів металів ионизуется, і тому ми спостеріга-даємо лінії поглинання іонізованих металів. Соот-повідно в атмосферах Р-зірок зменшується число неіонізованних металів, що тягне ослаблення в спектрі ліній їх поглинання. Посилення високочастотного випромі-чення викликає і посилення ліній поглинання водню. В спектральному класі А температура поверхні 8000-10 500 К. Тут атоми металів ионизована дваж-ди і більше число раз, т. Е. Від них відірвані два або більше електронів. Такі багаторазово іонізованниє ато-ми металів для збудження повинні поглинати дуже високочастотні кванти з ультрафіолетової частини спектра. Ця частина спектра зірок нам майже невідома, так як ультрафіолетова область випромінювання зірок по-глощается земною атмосферою і до телескопів спостерігаючи-телей не доходить. Тільки тепер, в останні роки, в свя-зи з космічними польотами з'явилася можливість винесення астрономічних інструментів за межі атмо-сфери Землі і вивчення ультрафіолетових областей спектрів зірок. Лінії водню в спектрах зірок класу А стають найбільш інтенсивними.
У зірок спектрального класу В температура поверх-ності ще більш висока: 11 000-15 0001С. Потужність ви-сокочастотного випромінювання тут така велика, що іонізующей-ються кисень і азот, внаслідок чого в спектрах появ-ляють лінії іонізованих кисню та азоту. У зірках класу В ионизуется і водень. Але атом водню має лише один електрон, тому після іонізації він не містить електронів, уже не може поглинати світло і не дає про себе знати в спектрі зірки. Число ж неіонізованних атомів водню в В-зірках стає менше і лінії водню в їх спектрах слабшають.
Нарешті, в найгарячіших зірок класу О, з темпе-ратура від 15 000 до 50000 К і більш, ионизуется вже і гелій, з'являються лінії іонізованого гелію. Кисло-род ионизуется двічі, про що свідчать відпо-ціалу лінії. Лінії водню різко слабшають, так як переважна частина водню переходить в іонізован-ве стан.
В спектрах зірок класу Про інтенсивність ліній водо-роду приблизно така ж, як і в класі М. Те йдуть-тельство, що водневі лінії видно в спектрах зірок всіх класів, хоча умови для їх появи до деяких законів-яких з них, наприклад, в крайніх класах Про і М, вельми несприятливі, вказує на велику кількість атомів водню в атмосферах зірок. Дослідження показують, що атмо-сфери зірок не менше ніж на 80% складаються з водню.
Ми дали пояснення відмінності спектрів різних класів якісно. Кількісна теорія була розроб-ботана індійським, астрономом і фізиком Саха. Спостеріга-дення добре узгоджуються з теорією Саха і показують, що хімічний склад зірок дійсно майже (але не зовсім) однаковий. Характер спектрів залежить головним чином від температури. Деякий відбиток на спект-ри накладає і величина прискорення сили тяжіння на поверхні зірки, але вплив цього фактора набагато слабкіше, ніж вплив температури зірки.
Як все буде виглядати в блозі:
Чому спектри зірок різні!
Найпростіша відповідь на поставлене запитання полягає, здавалося б, в тому, що відмінність спектрів пояснюється різницею хімічних складів зірок, і переважання ли-ний якогось елементу в спектрі зірки є наслідком переважання цього елемента в атмосфері зірки
Скопіюйте код для блогу: