Файл: Каули, Ч. Теория звездных спектров.pdf

в окрестности звезды, которое должно приводить к дилюции поля излучения звезды (разд. 2.6.5). Имеются и другие свиде­ тельства в пользу того, что в сверхгигантах класса М поле уль­ трафиолетового излучения не является планковским в слоях, где формируется поглощение Fel. Предварительные наблюдения были проведены много лет назад Спитпером [138], а в последую­

[113]. Линии кк 4307,9 и 4202,0 мультиплета № 42 имеют общий верхний уровень z G4. Можно ожидать, что в поле излучения, где плотность энергии и (Я 2795) исключительно высока, будет наблюдаться излучение на длинах волн кк 4307,9 и 4202,0, а не на волнах других линий мультиплета № 42. Такой эффект наблюдался Спитпером, который отметил, что линии поглоще­ ния кк 4307,9 и 4202,0 сильно ослаблены (заполнены излуче­ нием) относительно других линий в мультиплете. Спектры дол­ гопериодических переменных дают более наглядный пример этого механизма (см. ниже).

Нам кажется, что спектры сверхгигантов поздних классов должны быть подходящими объектами для приложения некото­ рых концепций отклонения от ЛТР. На примере мультиплета № 42 Fel видна необходимость рассмотрения отклонений от ЛТР и качественно понятны существенные черты механизма. С другой стороны, различия в спектрах сверхгигантов поздних классов и нормальных гигантов не столь велики, как это имеет место для симбиотических звезд, и есть основания ожидать, что простое расширение модели, применяемой для нормальных ги­ гантов, объясняло бы Спектры сверхгигантов позднего типа. Нужно было бы учесть околозвездную оболочку и, возможно, отказаться от допущения о плоскопараллельной атмосфере, но эти детали не выходят за пределы ошибок существующих методов.

Мы исключили из нашей категории «нормальных» спектраль­ ных характеристик ядра самых сильных фраунгоферовых линий главным образом потому, что вопрос о применимости ЛТР при изучении этих характеристик остается открытым. Правда, Хольвегер [79] предложил модель атмосферы, которая в рамках ЛТР хорошо предсказывает центральные глубины большинства (но не всех) сильных линий в спектре Солнца. Однако эта модель эмпирическая, и распределение температуры на самых малых

3 Ч. К ау л и

66 ГЛАВА 2

оптических глубинах подбирается таким образом, чтобы полу­ чить наилучшее согласие с ядрами самых сильных солнечных линий для трех точек на солнечном диске.

В настоящее время нет хороших способов прогноза физиче­ ских условий в областях формирования ядер сильных линий. Именно вопрос о том, что происходит на этих глубинах, яв­ ляется основным вопросом построения модели. Исследование внешних слоев атмосфер холодных звезд выполнено в [153] (см. также приведенную там библиографию), где использовалась концепция баланса лучистой и механической энергии. Несом­ ненно, дальнейший успех в этой области будет связан с разра­ боткой такой концепции. Однако в настоящее время при любом теоретическом рассмотрении плохо известны граничные условия. К граничным условиям мы относим восходящий поток акустиче­ ской энергии, напряженность и ориентацию магнитных полей и главное — роль пространственных неоднородностей.

Ясно, что мы должны знать физические условия в областях формирования ядер сильных линий, прежде чем писать выраже­ ние (при ЛТР или при отсутствии ЛТР) для функции источ­ ника. По-видимому, лучшей схемой для таких практических вычислений, как определение содержания химических элементов, является схема Хольвегера, предложившего использовать на­ блюдаемые глубины в центре линий для оценки температуры возбуждения в самых верхних слоях атмосферы*), и затем вы­ числить силы других линий, полагая, что допущение о ЛТР справедливо до самых малых оптических глубин. Было бы не­ разумно ожидать, что можно удовлетворительно предсказать та­ ким путем все линии. Удивителен тот факт, что Хольвегер, при­ меняя свой метод, достиг очень хорошего согласия для боль­ шинства солнечных линий.

2.6.3. Нормальные звезды с особенностями химического со­ става. Большая часть исследований звездных атмосфер прихо­ дится на определение содержания элементов в звездах. Среди различных изученных классов звезд упомянем субкарлики [28]

и гиганты населения II [118], звезды класса А с линиями метал­ лов [22] и звезды с аномальным обилием Ball [35]. Оказывается, что для этих звезд предпосылки ЛТР и классических моделей выполняются. Спектральные особенности объясняются вариа­ циями содержания элементов, и эта концепция представляется хорошо обоснованной.

Мы исключаем из этой категории такие объекты, как магнит­ ные звезды класса А и более горячие звезды типа v Sgr [69], а также звезды с недостатком гелия [131]. Разумно считать, что особенности в содержании элементов играют некоторую роль

) См. примечание на стр. 142.