Файл: Каули, Ч. Теория звездных спектров.pdf

ТЕОРИЯ Ч. КАУЛИ ЗВЕЗДНЫ Х

СПЕКТРОВ

\

THE THEORY

Charles R. COWLEY

Gordon and Breach

Science Publishers

New York • London • Paris

ТЕОРИЯ Ч. КАУЛИ ЗВЕЗДНЫХ

СПЕКТРОВ

Перевод с английского В. Е. ЧЕРТОПРУДА

Под редакцией В. Л. ХОХЛОВОЙ

Издательство «Мир Москва 1974

ОТ РЕДАКТОРА ПЕРЕВОДА

Предлагаемая вниманию советских читателей книга «Теория звездных спектров» принадлежит перу Ч. Каули — известного специалиста в области звездной спектроскопии, автора многочисленных работ по определению хими­ ческого состава звезд и Солнца.

Книга Каули посвящена одному из основных и достаточно разработан­ ных разделов теоретической астрофизики — теории фраунгоферовых спектров звезд. Автор последовательно рассматривает теорию коэффициента поглоще­ ния в линии, концепцию локального термодинамического равновесия (ЛТР), теорию образования линий поглощения в звездных атмосферах, методы опре­ деления химического состава звездных атмосфер по кривым роста. Значи­ тельное место в книге занимает теория уширения спектральных линий в ре­ зультате столкновений с заряженными и нейтральными частицами, в том числе критический обзор существующих теоретических представлений об уширении линий. Это поможет читателю разобраться в сущности предлагаемых теорий, оценить их точность, обоснованность и пределы применимости и об­ легчит ему понимание специальной литературы.

На протяжении всего изложения Каули уделяет главное внимание фи­ зике явлений, притом рассмотрение ведется параллельно и на языке класси­ ческой физики, и на языке квантовой механики. Это отличает книгу Каули от других книг аналогичного содержания (в том числе и широко известной книги Э. Р. Мустеля «Звездные атмосферы»), в которых применяется только классиче­ ский подход. Автор приводит много астрофизических примеров и четко огова­ ривает область применимости теории и направление ее дальнейшего развития.

Следует отметить, что ряд вопросов звездной спектроскопии Каули упо­ минает вскользь или не затрагивает вообще. Это относится, в частности, к математической теории моделей звездных атмосфер, а также интерпретации спектров звезд поздних спектральных классов, богатых молекулярными ли­ ниями. Читателю, интересующемуся этими вопросами, можно рекомендовать обратиться к книгам: R. Mihalas, Stellar atmospheres (San Francisco, 1969); «Теория звездных спектров» под ред. В. В. Соболева (изд-во «Наука», 1966). На вопросе отклонений от условий локального термодинамического равновесия (ЛТР) в атмосферах горячих звезд классов О и В следует остановиться подробнее. В споре сторонников концепции ЛТР применительно к звездным атмосферам и ее противников Каули стоит на стороне первых, считая — и практика дает тому многочисленные подтверждения, — что в большинстве случаев концепция ЛТР позволяет с достаточной точностью получить верный результат. Такая точка зрения была оправдана еще и тем, что до недавнего времени попытки развить теорию расчетов звездных спектров, не осно­ ванную на концепции ЛТР, встречались с очень серьезными математическими трудностями.

Однако для ранних В и О звезд предсказанные на основе ЛТР интен­ сивности линий значительно отличаются от наблюдаемых. Развитый в по­ следние годы метод линеаризации при совместном решении уравнений пере­ носа и уравнений стационарности позволил получить хорошее согласие тео­ ретических расчетов с наблюдениями. Учет эффектов отклонения от ЛТР в

заселенности уровней позволил, например, объяснить появление эмиссионных линий N III в спектрах звезд класса О в отсутствие протяженной оболочки и инверсии температуры в атмосфере. Изложение нового метода и результа­ тов его применения читатель может найти в серии работ:

1.L. Н. Auer, D. Mihatas, Astrophys. J., 158, 641 (1969).

2.D Mihalas, Astrophys. J., 177, 115 (1972).

3.D. Mihalas, Astrophys. J., 179, 209 (1973).

4.D. Mihalas, D. G. Hummer, Astrophys. J., 179, 827 (1973).

Несмотря на некоторую ограниченность астрофизических приложений, книга Каули, несомненно, является полезным пособием по звездной спектро­ скопии. Строгое изложение и подробные математические выкладки сочетаются в ней с ясной физической картиной рассматриваемых явлений. Для читателей, имеющих достаточную подготовку по физике и приступающих к самостоя­ тельным исследованиям звездных спектров, иными словами, для студентов старших курсов и аспирантов астрономических и физических специальностей, изложение этих вопросов в книге Каули, несомненно, окажется и доступным, и «удобным».

В. Л. Хохлова

ПРЕДИСЛОВИЕ

Эта книга основана на курсе лекций, прочитанных мною в йеркской обсерватории Чикагского университета зимой 1965 г. Незадолго до этого студенты прослушали курс лекций по теории переноса излучения и моделям атмосфер, а я должен был изложить теорию фраунгоферова спектра.

Этот раздел теории звездных атмосфер достаточно хорошо изучен, по­ этому мне удалось переработать лекционные заметки в довольно самостоя­ тельную книгу, которая в основном имеет дело с фраунгоферовыми линиями, а необходимые для понимания линейчатых спектров аспекты теории непре­ рывного спектра и моделей атмосфер удалось ввести в соответствующие разделы.

При написании книги я преследовал две основные цели. Первая цель — установить, в каких пределах теория звездных спектров подтверждается на­ блюдениями, чтобы стимулировать дальнейшие приложения теории, так как в результатах спектроскопии нуждаются другие разделы астрономии. Тща­ тельный анализ звездных атмосфер и их химического состава дает ключ к разгадке происхождения химических элементов и истории Галактики. Но нередко ценная работа в этой области сводилась на нет. Возникло ощуще­

Я попытался как можно более убедительно показать, что теория звездных спектров определенно нуждается в дальнейшем развитии, но ее перестройка не столь универсальна, чтобы исключить многие приложения существующей теории. Я надеюсь, что настоящая книга послужит хорошим пособием астро­ ному, желающему заниматься измерениями и анализом звездных спектров, не вникая слишком глубоко в теорию неравновесного лучистого переноса.

Вторая цель — изложение современных теорий уширения линий. Хотя имеется целый ряд книг и обзорных статей, посвященных этим теориям, они рассчитаны на очень подготовленного читателя. Некоторые исследователи тратят время на то, чтобы проверить каждую деталь теории, которую они желают применить, однако большинство астрономов принимают эти теории на веру и используют формулы и таблицы, рассчитанные специалистами. Но если уж принимать теорию на веру, то, по-видимому, лучше всего верить в такие теории, которые подтверждаются большим числом данных наблюдений, чего нельзя сказать о теории уширения линий.

Изучение сильных линий в спектрах звезд обещает быть одним из самых плодотворных методов в будущем. Сильные линии довольно чувствительны к изменениям содержания элементов и в то же время не чувствительны к многим свойствам структуры атмосферы. Однако теоретические вычисления сил этих линий требуют знания параметров уширения давлением. Дальней­ шее развитие этой области настоятельно необходимо как астрономам, так и исследователям, занимающимся физикой плазмы, но первым шагом на пути улучшения теории является понимание ее в существующем виде.

Книга постепенно усложняется на протяжении пяти первых глав. Пред­ полагается, что читатель уже прослушал один из вводных курсов по электри­ честву и магнетизму, большинство из которых обычно заканчивается выво­

Г Л А В А I

Теория коэффициента поглощения

влинии

1.1.КЛАССИЧЕСКАЯ ТЕОРИЯ СПЕКТРАЛЬНОЙ

ЛИНИИ ПОГЛОЩЕНИЯ

Начнем наше рассмотрение образования спектральной ли­ нии с очень простой модели атома. Представим, что в атоме имеется отрицательный заряд, который удерживается в поло­ жении равновесия упругой силой Кх, т. е. атом описывается как простой гармонический осциллятор.

Пусть теперь на слой, содержащий N таких осцилляторов в 1 см3, падает плоскополяризованная электромагнитная волна,

Рис. ИЛ. Затухание электромагнитной волны в поглощающем слое.

движущаяся в направлении -\-х (рис. 1.1.1). На заряды будет действовать электрическое поле

стота световой волны), а влиянием магнитного поля по срав­ нению с электрическим, как легко показать, можно пренебречь. Таким образом, связанные заряды будут вовлечены в движе­

где т — масса электрона. Как хорошо известно, движущийся ускоренный заряд сам становится источником электромагнит­ ного излучения. В простейшем из возможных представлений мы можем уподобить силовую линию поля шнуру, один конец

которого привязан к гармонически колеблющемуся заряду. По­ перечное возмущение электрического поля, вызванное колеба­ нием заряда, распространяется вдоль силовой линии (рис. 1.1.2). Свет в нашем представлении как раз и есть такое поперечное электрическое (и сопутствующее ему магнитное) поле. На на­ шем простом рисунке рассмотрено распространение света только в направлении, перпендикулярном направлению колебаний. На рис. 1.1.2 мы нарисовали также кривую, показывающую выход­ ную мощность такого гармонического осциллятора как функцию направления — хорошо известную диаграмму для дипольного излучения.

Скорость сбета

Рис. 1.1.2. Электромагнитное излучение колеблющегося заряда. Диаграмма направленности показана штриховыми линиями.

Энергия излучения, испускаемая осциллирующими заря­ дами, черпается из кинетической и потенциальной энергий самих осцилляторов. Но источником энергии осцилляторов яв­ ляется первоначальная падающая электромагнитная волна. Лишь малая доля поглощенной энергии падающей волны воз­ вращается в направлении первоначального светового потока. Конечный результат описанного процесса сводится к тому, что у входящего светового пучка отнимается часть энергии и по­ сылается (или рассеивается) в других направлениях. Следо­ вательно, пропорциональная <%2 интенсивность пучка умень­ шается с ростом аг. Мы говорим, что свет поглощается. Пока оставим без внимания трудный вопрос о многократном рас­ сеянии, т. е. о возможном взаимодействии рассеянного света с другими осцилляторами. Будем считать слой вещества на­ столько тонким, что большая часть однократно рассеянного излучения просто покидает его.

Согласно классической теории излучения, частота поглоще­ ния (и/или излучения) осциллятора точно совпадает с соб­