Избранное
ЭБ Нефть
и Газ
Главная
Оглавление
Поиск +
Еще книги ...
Энциклопедия
Помощь
Для просмотра
необходимо:


Книга: Главная » Вавилов С.И. Большая советская энциклопедия Том 03
 
djvu / html
 

330
АСТРОФИЗИКА
непрерывного спентра. Лить у пек-рых звезд на фоне непрерывного сиентра видны и яркие линии. Слои звездной атмосферы, создающие непрерывный спектр, называются фотосферой. Во внешних слоях фотосферы (н-рые условно называются обращающим слоем) возникают линии поглощения, образованные, в основном, рассеянием спета, идущего снизу. Линии же излучения возникают в силу особых процессов, происходящих в звездных атмосферах.
Подобно тому как яркие линии излучения в спектрах имеют разную интенсивность так н темные линии поглощения имеют разную интенсивность, определяемую их шириной н т. и. глубиной. Теория спектров пока-вывает что интенсивность нркпх и темных линий растет с числом излучающих и поглощающих атомов лежащих на луче зрения в столб 4 таза имеющем заданное сечение. Ото открывает возможность, знап поглощатель-ную и нзлучательпую способность разных атомов химических элементов, производить количественный химический анализ туманностей и звопных атмосфер. Химический же состав н физическое состояние газов находящихся под поверхностью фотосферы из наблюдении спектра установить нельзя; поэтому их устанавливают исходя из теоретич. расч то». Была разработана классификации звездных спектром. Спектры наиболее горячих знезд обозначаются буквами О н В, затем идут спектры менее горячих звезд, обозначаемые буквами A. F, G. Спектры наиболее холодных Bit1 зд обозначаются буквами К и М. Звезд так много, что наблюдается непрерывный переход от одного спектрального класса к другому, так что были введены десятые доли интервала. Напр, спектр наиболее типичной звезды класса А обозначается символом АО, а спектр звезды с промежуточными характеристиками между классами А и F - символом А5. Известны зв( зды с особыми спектрами, для которых разработана особая символика (см. Зв.эоы).
Распределение энергии в непрерывном спектре звезды, а тем самым и ее цвет зависит от ее температуры. У большинства зге зд относительное распределение анергии в некоторых (иногдадостаточно широких) участках спектраблпзко к распределению энергии в спектре т. и. абголюкшо чср-ио.о тела (см.) которое дается формулой Планка. Вместо полных данных о распределении энергии в спектре светил часто используют отношение энергий, излучаемых ими в двух разных участках спектра, что осуществляется простым измерением звездной величины светил в этих участках спектра. например визуально н по фотографии, о чем уже говорилось. Выяснилось, что вблизи плоскости МлечпогоПутп звезды кажутся тем краснее н холоднее (судя по распределению энергии в их спектре) чем они дальше от нас. в то время как их истинная температура, определенная другими методам», одинакова. В результате изучения втого явления было доказано наличие в межзвездном пространстве мелкой космической пыли, производящей поглощение света звезд, по величине обратно и роморнпопальной длине волны. Несмотря на учет этого явлении у ряда звезд. все же обнаружились различные уклонения в распределении энергии по спектру от формулы Планка, что объясняется теорией строении звездных атмосфер для тех случаев, когда эти атмосферы особенно протяженны или когда в них поглощение производится преимущественно водородом. Исследование непрерывного спектра или цвета згезд дает возможность определить их температуру, в предположении, что они излучают как абсолютно черные тела. Определяемую таким путем температуру условились называть эффективной температурой.
Исследования спектров и ионизации атомов показывают, что отношение интенсивности спектральных линий разных атомов и лаже разных линии одного и того же атома зависит прежде всею от температуры, затем - от давления газа. Это позволило определить но отпосптелып м интепсивно-стям линии (уже независящим от межзвездного поглощения света) температуру и давление в звездных атмосферах, а также расстояния до зв; зд. Последнее (определение т. н. спектральных абсолютны звездных величин, см.) основано на том что интенсивности нек-рых пар лпыпй при почти одинаковонтемпературе сильно реагируют на изменение давления газа. Между тем, давление газа в атмосферах звезд разной абсолютной звездной величины [т. е. curmu.vtocmu Зйе.лЧ ( м.) или истинной силы света, по сравнению с Солп-пем] различно: оно велико у ш больших звезд с малой светимостью и мало у гигантских звезд с большой светимостью. Калибровка относительной интенсивности линий в таких парах по спектрам звезд с известной уже абсолютной звездной величиной и с одинаковой температурой позволяет устанавливать абсолютные звездные величины других звезд этого же типа но их спектру. Тогда сравнение найденной абсолютной звездной величины с видимой звездной величиной дает расстояние до звезды. Утнм метолом с 1919 до настоящего времени установлены абсолютные зьездныс величины, а следовательно, и расстояния 30000 звезд с точностью порядка 20%. Между тем, основной классический (геометрический) метод определения расстояния дал к I9f>0 расстояния лишь 5 000 звезд. Точность классического метода падает с увеличением расстояния звезды. Определить расстояния более 300 световых лет этим метолом почти невозможно, тогда как спектральный метод требует лишь воз-
можности сфотографировать спектр звезды, как бы далека она ни была. Но. конечно, возможность определения спектральных абсолютных звездных величин требует все-таки для калибровки предварительного знания геометрич. параллаксов большого ряда звезд.
Внутри линий поглощения как показывают измерения, энергия в разных точках поперечного сечения линии различна. Наибольшее поглощение обычно соответствует центру линии - ее самому темному месту. Таким образом, каждая линия спектра имеет свой контур, свою кривую распределения энергии внутри линии. Физические теории и астрономические соображения показывают, что различные причины по-разному влияют на контур линии. Поэтому, изучая тщательно контур линии, можно определить условии, имеющие место в атмосфере звезды, в к-рой возникают эти линии. Так напр. один тип расширения линий обусловлен вращением звезды вокруг оси, скорость к-рого. как показал акад. Г. А. Шапн, можно определить. Другой тип расширения вызван наличием микроскопических атомных электрич. полей в ионизированном газе атмосферы. Расщепление линий на несколько компонентов, сопровождаемое поляризацией света в них. обусловлено наличием магнитного ноля, напряжение и характер к-рого устанавливаются по величине этого расщепления. Область применения спектрального анализа, в особенности анализа контуров линий, быстро расширяется в связи с развитием физической теории спектров и теории звездных атмосфер.
Дли исследования Солнца применяют, кроме описанных выше приборов и методов еще другие специальные средства, к-рые описаны в статье Солнца (см.). Они позволяют изучать в частности, распределение разных химич. элементов на разной высоте над поверхностью Солнца в его атмосфере. Однако за последнее время нечто подобное удалось получить и для нек-рых гигантских звезд невысокой температуры. Ото оказалось возможным сделать и для тесных двойных звезд в тех случаях, когда маленькая горячая овезла. медленно скрываясь за большой звездой при их орбитальном движении около общего центра тяжести, просвечивает последовательно сквозь разные слои гигантской атмосферы, окружающей большую звезду. Это позволило детально изучить строение атмосфер холодных красных звезд - Возничего и VV Цефея.
Спектральный анализ позволяет обнаруживать и изучать системы двойных звезд, столь близких одна к другой, что даже в сильнейшие телескопы эти звезды представляются одиночными. Ото - т. н. спектрально-двойные звезды. Возможность их обнаружения обусловлена тем, что при взаимном движении компонентов проекция орбитальной скорости по мере движении будет меняться с периодом, ранным периоду обращения зпезд. Если Out; звезды имеют одинаковые спектры, то в то время, когда их скорости направлены перпендикулярно к лучу зрения, спектры обеих звезд н линии в них совпадают. В другое время лучевые скорости звезд направлены в противоположные стороны, поэтому липни их спектров, по принципу Доплера, слегка смещаются в противоположные стороны, т. е. линии спектра, сливавшиеся прежде одна с другой, расходятся. Величина этого раздвоения периодически меняется и достигает максимума, когда звезды двшкутся так, что проекция их относительной орбитальной скорости на луч зрения максимальна. Величина смещения линий относительно того положения, когда они слиты воедино, определпет скорость движения. Менее массивный компонент пары звезд имеет, конечно, большую линейную скорость обращения н положение его линий в спектре колеблется сильнее. Смещение слившихся линий относительно положения их в лабораторном спектре того же элемента указывает на скорость переносного движения центра тяжести двойной звезды.
Если спектры компонентов различны, то двойственность звезды обнаруживается легче. По различие спектров есть следствие различил температур. В таких случаях одна из зпезд обычно бывает гораздо более слаба, чем другая, и ее спектр на фойе спектра главной звезды часто невидим. В этом случае наблюдается лишь периодическое колебание линий спектра яркой звезды около среднего их положения. Анализ лучевых скоростей компонентов двойной звезды позволяет установить период их обращения, форму орбиты н произведение большой полуоси орбиты, а также массы звезд, на некоторую функцию угла наклона орбиты к лучу зрения. Отот угол остается, однако, неизвестным. Все же получаемое таким образом наименьшее значение массы компоненто» этих спекфалыю-лвопных звезд крайне важно, т. к. дает представление о массах звезд. Именно спектрально-двойные системы доставили сведения о звездах с массами, в десятки раз превышающими солнечную массу. У некоторых систем звезд плоскость их орбиты почти совпадает с лучом зрения н тогда периодически одна из звезд, закрывая от нас другую, производит ее затмение, отчего суммарный блеск системы (к-рый именно и наблюдается) ослабевает. Такие звезды называются з а т-м е н н о - л в о и н ы м и или з а т м е н н о - и е р е м е н-н ы м и. Типичные представители -• Алголь и р Лиры. Они являются в то же время спектрально-двойными звездами, и колебания лучевой скорости компонентов находятся

 

1 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100 110 120 130 140 150 160 170 180 190 200 210 220 230 240 250 260 270 280 290 300 310 320 330 331 332 333 334 335 336 337 338 339 340 350 360 370 380 390 400 410 420 430 440 450 460 470 480 490 500 510 520 530 540 550 560 570 580 590 600 610 620 630 640 650 660 670 680 690 700 710


Большая Советская Энциклопедия Второе издание