Файл: Каули, Ч. Теория звездных спектров.pdf

нет равным коэффициенту поглощения, получим функцию ис­ точника

Можно получить более общее выражение для функции источ­ ника, если рассматривать процессы столкновений. Следует учесть, что некоторая часть излучения вызывается возбужде­ нием столкновениями с последующим переходом вниз. Кроме того, не все радиационные возбуждения, а также возбуждения столкновениями сопровождаются переходами вниз и излучением, поскольку имеет место дезактивация столкновениями. И нако­ нец, последующие возбуждения могут снизить число фотонов, попадающих в частотный интервал изучаемой линии, а переходы с более высоких уровней могут повысить заселенность верхнего уровня линии и усилить ее. Эти почти непреодолимые трудности, как правило, обходят, либо пренебрегая перечисленными про­ цессами, либо допуская, что их совокупность приводит к функ­ ции источника ЛТР. Во втором варианте функцию источника записывают в форме

5 (ѵ, со, 1) = (1 — е) X (Слагаемые в (2.5.11), зависящие

Выражение (2.5.11) слишком сложно для анализа суще­ ствующими методами. Одно из упрощений, которое можно сде­ лать,— это пренебречь зависимостью от поляризации. В клас­ сической работе Занстра [178] установлено, что поляризация фраунгоферовых линий, образованных механизмом когерентного рассеяния, должна быть значительной вблизи лимба Солнца. Последующие неудачи [125] в обнаружении сколько-нибудь за­ метной поляризации привели Занстру [179, 180] к заключению, что линии скорее всего образуются в результате некогерентного рассеяния, которое быстро устраняет поляризацию. Учитывая это, исключим зависимость от 1 из наших уравнений.

Второе упрощение связано с исключением зависимости от направления со в фазовой функции R. Вычисления [71] показали, что функция источника, полученная с учетом зависимости R от со, отличается только на 2% от функции источника, полученной без ее учета.

Рассмотрим так называемую концепцию полного перераспре­ деления, согласно которой частотные зависимости поглощения и излучения не связаны одна с другой. Тогда фазовая функция разделяется на произведение вероятностей

причем сделано еще одно предположение — о совпадении кон­ туров поглощения и излучения. Ввиду того что R (v —*ѵ') опре­ делена как вероятность, контуры ср(ѵ) нужно нормировать к единице.

Пренебрегая зависимостями от поляризации и от направле­ ния и подставляя (2.5.13) в (2.5.11), получим функцию источ­ ника

для рассеяния (е = 0). В этом приближении функция источника не зависит от частоты. Формальное решение для удельной ин­ тенсивности можно получить при помощи уравнений (2.4.6) и (2.4.7). Результатом являются два интегральных уравнения для I (ѵ, Ѳ, т), которые мы должны решить, чтобы получить / (ѵ, Ѳ, 0).

Мы не будем останавливаться на практических подробностях решения этих интегральных уравнений. Решение для функции источника S(v, Ѳ, т), когда зависимость / от направления в (2.5.14) можно опустить, т. е. когда I можно заменить средней интенсивностью /, рассматривалось в [6]. Дальнейшие подроб­ ности содержатся и в этой статье и в других статьях трудов Гар­ вардской конференции [6].

2.6. ЗАМЕЧАНИЯ О ВЫБОРЕ ПРИБЛИЖЕННОЕО ВЫРАЖЕНИЯ ДЛЯ ФУНКЦИИ ИСТОЧНИКА

Наблюдаемые спектры Солнца и звезд формируются при огромном разнообразии физических условий. В некоторых слу­ чаях эти условия довольно хорошо известны, тогда как в других случаях, таких, как симбиотические звезды [129], приближенная модель излучающего газа является лишь догадкой.

Выбор методов, пригодных для истолкования различных осо­ бенностей звездных спектров, в свою очередь зависит от этих особенностей. Поэтому проведем специальное обсуждение ряда случаев.

2.6.1. Спектры нормальных карликов и гигантов в области

О

спектральных классов от В2 до М5. Наблюдения от « 3500А до 1 мкм. Предположение о ЛТР или о чистом поглощении (Si =

lg fff(KB)

Рис. 2.6.1. Сравнение относительных величин lg £ /[94] и абсо­ лютных величин [33] для линий Nil.

теории ионизации Саха при интерпретации спектральной после­ довательности, целиком основанной на предположении от ЛТР.

Обратимся теперь к рассмотрению количественных подроб­ ностей спектров этих «нормальных» звезд. Для простоты исклю­ чим ядра самых сильных фраунгоферовых линий (мы их рас­ смотрим потом отдельно). Специалисты по звездным атмосфе­ рам до сих пор расходятся во мнении об оправданности исполь­ зования ЛТР при объяснении количественных деталей спектров даже этих нормальных звезд. Последующие замечания выразят мнение автора, которое противоречит точке зрения Томаса [150] и Джеффриса [87].

Было бы неверно судить о правильности или неправильности научной теории по ее математическому содержанию. Единст­ венным критерием верности научной теории является ее способ­ ность объяснять и предсказывать наблюдения. Нет необходи­ мости, чтобы удачная теория объясняла буквально все наблю­ дения. Классическая механика — очень полезная теория, но она не применима к релятивистским или квантовым явлениям.

Допущение о ЛТР довольно часто применялось для прогноза особенностей в солнечном спектре. Успех таких попыток зави-

Рис. 2.6.2. Сравнение относительных величин lgg7 [121] и абсо­ лютных величин [33] для линий Nil.

сит и от корректности применения ЛТР, и от точности значений сил осцилляторов f и постоянных затухания, которые исполь­ зуются в теории. В настоящее время нет таких расхождений между наблюдениями и предсказаниями, которые нельзя было бы объяснить систематическими и случайными ошибками в оп­ ределении сил осцилляторов и констант затухания или некор­ ректностью моделей.

Нужно осознать, что к лабораторным данным следует отно­ ситься критически. Очень часто они отягощены значительными систематическими и случайными ошибками. Рис. 2.6.1, напри­ мер, дает сравнение сил осцилляторов, определенных Кингом [94] и Корлиссом и Бозманом [33], для линий Nil. На рис. 2.6.2 представлен подобный график сравнения данных Корлисса и Бозмана и Парчевского и Пенкина *). Если эти данные исполь­ зуются для прогноза сил линий звезд, то нужно ожидать по крайней мере такого же случайного разброса результатов.

*) Значения Кинга и Парчевского и Пенкина являются относительными gf-величинами. Нужно прибавить постоянную ко всем lgg/, чтобы получить их в абсолютной шкале в смысле уравнения (1.5.35), Значения Корлисса и Бозмана даны уже в абсолютной шкале.