Файл: Каули, Ч. Теория звездных спектров.pdf

КОЛИЧЕСТВЕННЫЙ ХИМИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР Ц9

деления дифференциального содержания элементов в широком диапазоне физических условий.

Набор моделей для звезд, укладывающихся в йеркскую спек­ тральную классификацию, не дает окончательного способа оп­ ределения содержания элементов по двум причинам. Во-первых, появляется все больше указаний на то, что содержание всех эле­ ментов не является постоянным, а это означает, что должен быть найден какой-то метод для сравнения, например, звезд классов А и G. Во-вторых, многие звезды имеют химические составы, которые не укладываются в спектральную классифи­ кацию, и мы не можем считать эти звезды подобными, чтобы применить к ним метод дифференциального анализа содержа­ ния элементов.

Имеется необходимость в таком методе определения содер­ жания элементов, который мог бы связать вместе различные ре­ зультаты дифференциальных измерений. В идеале этот метод использовался бы для определения абсолютных отношений Эл/Н в широком диапазоне эффективных температур, ускорений силы тяжести на поверхности и химических составов.

Мы будем называть такой идеальный метод методом спек­ трального синтеза. Этим методом можно вывести все наблю­ даемые спектральные особенности звезд из теоретических вы­ числений.

Отправным пунктом метода спектрального синтеза должны быть фотометрические и спектрофотометрические данные самой высокой точности. Эти данные должны затем интерпретиро­ ваться по модели атмосферы, учитывающей изменение параме­ тров с глубиной. Детально определение содержания элементов методом полного спектрального синтеза рассмотрено в разд. 4.9. Пока отметим, что для получения этим методом набора стан­ дартов с точностью определения содержания элементов, срав­ нимой с результатами лучшего дифференциального анализа, по­ требуются значительные усилия и аккуратность. При этом необ­ ходимы не только модели, учитывающие изменения параметров

сглубиной и большая электронная вычислительная машина, но

имногое другое.

4.3. ВЫБОР ЗВЕЗД СРАВНЕНИЯ ДЛЯ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНОГО СОДЕРЖАНИЯ ЭЛЕМЕНТОВ

Поиски подходящих звезд сравнения лучше начать с рассмо­ трения спектров с низкой дисперсией (« 1 2 5 Â/мм). Если ис­ следуемой звезде можно приписать спектральный класс по йеркской классификации, то, вероятно, найдется несколько яр­ ких стандартных звезд такого же спектрального класса и той

120 ГЛАВА 4

же светимости в пределах спектрального класса, которые удобно использовать для дифференциального анализа. Даже в случаях, когда звезда не укладывается в йеркскую классификацию, об­ щее впечатление, полученное от просмотра спектрограмм с низ­ кой дисперсией, имеет большое значение.

После того как выбрана одна или несколько возможных звезд сравнения, нужно провести фотоэлектрическую фотометрию этих звезд и «неизвестной» (т. е. исследуемой) звезды. Большинство исследователей содержания элементов сами не проводят фото­ электрических измерений и вынуждены либо верить опублико­ ванным данным, либо просить фотометристов провести измере­ ния.

Использовалось много фотометрических систем [88, 140, 141]. Эти системы имеют один или более показателей цвета, которые являются чувствительными индикаторами температуры. Полу­ чив из наблюдений значения этих индексов, нужно учесть воз­ можное влияние межзвездного покраснения и дифференциаль­ ного экранирования линиями. Кратко прокомментируем эти два источника ошибок, искажающих зависимости показателя цвета от температуры.

4.3.1. Межзвездное покраснение. Для тщательного анализа межзвездного покраснения потребовалось бы написать целую главу, по крайней мере такого же объема, как настоящая. Но у нас нет необходимости в столь подробном рассмотрении. Повидимому, неразумно очень доверять фотометрическим показа­ телям цвета, если есть основания подозревать, что они в значи­ тельной мере подвержены межзвездному покраснению. Следова­ тельно, задача исследователя химического состава — оценить разумный верхний предел изменения показателей цвета из-за покраснения. Затем, если предполагаемая коррекция значи­ тельно влияет на температуру звезды, исследователь должен отнестись к фотометрическим данным с надлежащей осторож­ ностью.

Трудно оценить из общих соображений, насколько влияние покраснения можно считать значительным, но следующий при­ мер дает некоторое представление о численных значениях. Для звезд поздних классов дифференциальные определения темпера­ тур можно выполнять с ошибкой по ДѲ (Ѳ = 5040/7") порядка 0,05 или меньше. Если неопределенность оценки температуры, вызванная учетом покраснения цвета, имеет такую же величину, то своевременно подумать о неприменимости фотометрии.

Вероятно, наилучшим методом оценки покраснения цвета ис­ следуемой звезды являются исследования цветов близко от нее расположенных нормальных звезд ранних классов. Для таких звезд имеется несколько методов оценки покраснения. Один метод основан на сравнении измеренного цвета со спектральным

КОЛИЧЕСТВЕННЫЙ ХИМИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР ]2І

классом, другой — на рассмотрении покраснения линии на двух­ цветной диаграмме [135].

Дополнительным указанием на межзвездное покраснение яв­ ляется наличие межзвездных линий и межзвездной поляри­ зации. Для оценки покраснения ярких звезд, находящихся в пределах радиуса примерно до 200 пс, можно объединять по­ ляриметрические измерения Аппенцеллера [4] со статистическими соотношениями, найденными Хилтнером [76].

поглощение в визуальной области, выраженные в звездных ве­ личинах. Используя соотношение Ев_ѵ — Аѵ/3, где Ев- Ѵ— раз­ ность между искаженным покраснением и истинным значением

нельзя пренебречь. Хотя только для 10% звезд, измеренных Аппенцеллером, Р > 0,006т , было бы неразумно полагать а priori, что звезды не подвержены покраснению, даже если они располо­ жены относительно близко к Солнцу.

4.3.2. Экранирование линиями. На Солнце и других звездах поздних классов с солнечным химическим составом фраунгоферовы линии уносят большие доли энергии из непрерывного спектра. Это явление обычно называют экранированием линиями (в непрерывном спектре). Иногда этим термином называют всю совокупность эффектов, проистекающих из-за наличия линий Фраунгофера в спектрах звездных атмосфер, в том числе воз­ можное влияние поглощения в линиях на структуру атмосферы.

На рис. 4.3.1, взятом из [168] (см. также [116]), для несколь­ ких звезд приведена доля е% энергии, унесенная из интервалов по 25 А непрерывного спектра, в функции X. Незачерненные об­ ласти гистограммы относятся к поглощению, вызванному водо­ родными линиями. Для звезды 70 Ѵіг класса G5 V на длинах волн меньше 4800 А задача выделения континуума столь трудна, что измерения в этой области не проводились.

Если мы сравним коэффициенты е% Солнца и бедного метал­ лами субкарлика HD 19445, то увидим, что у субкарлика из не­ прерывного спектра уносится гораздо меньшая доля ультрафио­ летовой энергии. Этот эффект приводит к тому, что у субкарли­ ков наблюдается ультрафиолетовый избыток.

Ясно, что если мы рассматриваем измерение двух показате­ лей цвета как индикатор АѲ(эфф), то каким-то образом нужно учесть различное экранирование линиями в двух звездах. Разум­ нее всего попытаться уменьшить эффект экранирования до зна­ чения, соответствующего неопределенности в дифференциальном

анализе. Это можно осуществить двумя способами. Во-первых, можно выбрать звезды сравнения, для которых экранирование линиями не слишком сильно отличается от экранирования в ис­ следуемой звезде. Во-вторых, можно использовать показатель

Рис. 4.3.1. Доля гх энергии, изъятой из непрерывного спектра нескольких звезд в результате экранирования линиями [168].

цвета, который не включает измерения в области коротких волн, где ех, как правило, велико. Например, показатель цвета G — / подвержен меньшему влиянию этого эффекта, чем В — V. Неко­ торые инфракрасные показатели цвета с этой точки зрения мо­ гут оказаться еще более ценными.

Детальное сравнение коэффициентов е*. для исследуемой и стандартной звезд требует большой спектрофотометрической об­ работки и потому не может служить основой для первоначаль­ ного выбора звезды сравнения. С другой стороны, сравнение спектров с низкой дисперсией предполагаемой звезды сравне­ ния и исследуемой звезды может дать ценное качественное представление об экранировании линии в этих двух звездах. Это представление можно получить даже из полуколичественного

КОЛИЧЕСТВЕННЫЙ ХИМИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР 123

анализа, сравнивая спектры с низкой дисперсией для исследуе­ мой звезды и предполагаемой звезды сравнения со спектрами звезд, для которых имеются измерения г\.

Общее рассмотрение проблем экранирования линиями при­ водится в J. Quant. Spec, Rad. Transf., 6, № 5 (1966).

При предварительном поиске звезды сравнения нужно также каким-то образом учитывать ускорение силы тяжести на по­ верхности. Согласно основному принципу дифференциального анализа химического состава, следует попытаться найти такую звезду сравнения, чтобы ускорение силы тяжести на ее поверх­ ности не слишком сильно отличалось от этой величины для ис­ следуемой звезды.

Для звезд с заметными линиями водорода имеются различ­ ные фотометрические и спектрофотометрические методы, по­ средством которых можно получить A lgg. Некоторые из этих методов рассмотрены Стрёмгреном [140, 141]. Для звезд поздних спектральных классов задача отыскания ускорений силы тяже­

нии элементов.

Некоторые фотометрические критерии оценки светимости не слишком сильно зависят от химического состава, но нужно очень тщательно исследовать каждый конкретный случай. Стрёмгрен [140, 141] рассмотрел трехмерную классификацию (Те, lg g и со­ держание элементов) звезд поздних спектральных классов, но применение этих методов является далеко не столь простым.

Во многих случаях можно лишь просмотреть все индикаторы светимости, включая возможные собственные движения и па­ раллаксы, квалифицированно провести оценки и надеяться на лучшее. В конечном счете определение [Ре\ покажет, насколько разумно был сделан выбор звезды сравнения.

4.4. ЗВЕЗДНЫЕ СИЛЫ ЛИНИЙ, ИЛИ ЗВЕЗДНЫЕ СИЛЫ ОСЦИЛЛЯТОРОВ

Когда звезда сравнения выбрана, получают спектры с высо­

валентных ширин линий звезд сравнения к звездным силам линий.

Чтобы получить звездные силы линий, необходимо иметь некоторую модель. Если звезда сравнения была хорошо вы­ брана, то имеется несколько простых моделей, любую из кото­ рых можно принять, и во всех случаях должны получиться оди­