ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 19.10.2024
Просмотров: 173
Скачиваний: 0
146 |
ГЛАВА 5 |
Эмпирически найдено, что наблюдаемые допплеровские ширины нельзя объяснить одними тепловыми движениями. Приходится вводить посредством выражения
a*0 = + (5-2Л)
величину It, интерпретируемую как турбулентная скорость (по добно {2RTI\k)'i*, она равна среднеквадратичному значению в проекции на луч зрения*)). Какие бы у нас ни были физиче ские соображения относительно природы движений газа, приво дящих к 11, нужно всегда хорошо помнить, что астрономическая
турбулентность — понятие главным образом феноменологиче ское. Если мы изучаем звездные кривые роста, то микротурбу лентность определяется соотношением (5.2.1). Между тем мож но интерпретировать контуры линий, используя как понятие микротурбулентности, так и понятие макротурбулентности (см. ниже). Нельзя считать а priori, что микротурбулентность, тре буемая для объяснения контуров линий, как раз такова, как следует из (5.2.1), хотя, конечно, сильного расхождения быть не должно.
Контуры линий в звездных спектрах исследуются теперь с большой точностью, и настала пора пересмотреть принятую до сих пор точку зрения о том, что распределение микротурбулентных скоростей в звездных атмосферах является гауссовым. Пора исследовать влияние различных распределений микротурбулентных скоростей на контуры линий, используя правдоподоб ные предположения о негауссовом распределении, например рас сматривая прямоугольные, треугольные или синусоидальные (речь идет о положительной части синусоиды) профили.
б. Изотопические сдвиги, сверхтонкая структура и эффект Зеемана. Эти три эффекта рассматриваются вместе, поскольку они обладают общим свойством превращать простой контур по глощения в суперпозицию ряда контуров. Ни один из указан ных эффектов не оказывает влияния на эквивалентные ширины слабых линий, поскольку их силы не зависят от коэффициента поглощения. Эффекты также несущественны, когда расщепле ние контура значительно меньше допплеровской ширины.
Но когда расщепление, вызванное этими эффектами, стано вится сравнимым с допплеровской шириной, то пренебрежение структурой линии приведет к большим ошибкам в результатах вычислений. В этом случае лучше всего при расчете сил линий вычислить блендированный контур линий, который включает разделение различных компонент, интенсивности (сверхтонкая
*) В действительности |( равно умноженному на Y 2 среднеквадратич
ному значению турбулентной скорости (разд. 1.7).
ТЕОРИЯ УШИРЕНИЯ ЛИНИЙ |
147 |
структура) и изотопическое обилие (изотопические сдвиги). Тео рия изотопических сдвигов в атомных линиях применялась в астрофизике к самым легким элементам Н, Не, Li [106; 130, fig. 2.14]. Изотопические эффекты для более тяжелых ядер легче всего наблюдаются в колебательной структуре молекулярных линий. Несколько работ было посвящено влиянию сверхтонкой структуры на звездные линии. Библиография статей по сверх тонкой структуре приведена в [136, ch. 26], несколько дополни тельных ссылок астрофизического значения дано Адлером
[2, гл. II, § 13].
В принципе эффект Зеемана мог бы учитываться в основном тем же самым методом, который используется для изотопи ческих сдвигов и сверхтонкой структуры. Для данной точки звездной атмосферы записывается выражение коэффициента по глощения составных зеемановских контуров с учетом относи тельных интенсивностей компонент и состояний поляризации. Однако обычно напряженность и направление магнитного поля, усредненные по всей поверхности звезды, известны лишь при ближенно. В этом случае единственный способ объяснить влия ние магнитных полей на звездные спектры — это задать разум ное значение напряженности среднего магнитного поля по всей атмосфере звезды.
К счастью, для большинства звезд солнечного типа средние магнитные поля, вероятно, столь слабы, что зеемановская струк тура значительно меньше допплеровской ширины. Общее рас смотрение магнитных полей и линий поглощения в солнечных пятнах дается в книге Брея и Лоухеда «Солнечные пятна» [19].
в . |
У ш и р е н и е с |
п е к т р а л ь н ы х |
л и н и й д а в л е н и е м . Мы объединяем |
под |
этим общим |
заголовком |
ряд источников уширения линий, |
связанных с возмущениями излучающих атомов окружающими частицами, как заряженными, так и нейтральными. Многие раз делы данной главы и вся следующая глава будут посвящены этой теме.
г . З а т у х а н и е в с л е д с т в и е и з л у ч е н и я и т е п л о в о е д о п п л е р о в с к о е
у ш и р е н и е . Мы упоминаем эти механизмы здесь лишь для пол
ноты изложения. Профили уширения в результате этих меха низмов были рассмотрены в гл. 1.
5.2.2. Механизмы, изменяющие контуры без изменения экви валентных ширин, а . М а к р о т у р б у л е н т н о с т ь . В некотором смысле
все механизмы, которые мы рассмотрим в п. 5.2.2, можно на звать турбулентными. Однако здесь мы будем применять термин «макротурбулентность» к движениям оптически толстых газовых элементов звезды (таких, как гранулы), имеющих размеры по крайней мере на порядок меньше размеров самой звезды.
Простейшая концепция макротурбулентности должна осно вываться на рассмотрении поднимающихся и опускающихся
148 ГЛАВА $
гранульных элементов. Каждый элемент в точности подобен любому другому, за исключением скорости его движения по лучу зрения. Таким образом, каждый элемент вещества вносит рав ную долю в континуум и в энергию, уносимую из континуума спектральной линией, и, следовательно, доля энергии, уносимой из континуума всеми элементами вещества (эквивалентная ши рина), равна доле энергии, уносимой из континуума одним эле ментом. Хотя макротурбулентные движения не влияют на эк вивалентную ширину, образованные в каждом элементе линии имеют допплеровские смещения относительно друг друга. Из-за допплеровских смещений интегральный контур получается не таким, как контуры отдельных элементов.
Хотя простое разделение движений среды на микро- и мак ротурбулентные в некоторых случаях полезно, оно неудовлетво рительно в других отношениях. Например, если рассматривают ся различные точки на контуре линии, где оптическая толща данного газового элемента может сильно меняться, то подраз деление на микро- и макротурбулентность становится недоста точно определенным. Точный расчет контуров линий требует знания действительных движений газа, т. е. мы должны знать физику явления, а не просто астрономическую турбулентность. В настоящее время в большинство расчетов контуров линий включается постоянная скорость микротурбулентности, а макротурбулентностыо обычно пренебрегают, так как многие совре менные данные наблюдений, вероятно, недостаточно качествен ны для использования более точной теории.
Конечно, если средние физические условия: температура, давление и т. п. — меняются от одного макроэлемента к другому, то средняя эквивалентная ширина также должна отличаться от эквивалентной ширины линии, образующейся в среде без турбу лентности. Только тогда, когда физические условия одинаковы во всех элементах, эквивалентная ширина не меняется.
б. Вращение. В своих ранних исследованиях лучевых скоро стей О. Струве подразделил звезды класса В на две категории: спектры одних он с удовольствием измерял, а других нет. Пер вые имели резкие и легко измеряемые линии, а вторые — более широкие линии. Когда Струве понял, что эмиссионные линии наиболее часто связаны со вторым типом звезд класса В, он выдвинул гипотезу, согласно которой уширение линий вызвано вращением, а эмиссионные линии образуются в газе, выбрасы ваемом с экватора из-за высокой скорости вращения *).
Теперь вращение звезд — хорошо изученное явление. Если проекция скорости вращения на луч зрения достаточно велика,
*) Одновременно со Струве влияние вращения звезды на ширину ее спектральных линий обнаружил и исследовал в СССР Г. А. Шайн. —
Прим. ред.
ТЕОРИЯ УШИРЕНИЯ ЛИНИЙ |
149 |
то об этом можно узнать по характерной плоской форме кон туров. Малые скорости вращения нельзя по контуру отличить от макротурбулентных скоростей.
Выведем выражение для контура спектральной линии, кото рая уширена из-за вращения звезды. Смещение ДА, точки в кон туре линии может быть вызвано вращением и другими причи нами, например такими, как микротурбулентность и затухание:
ДА = ДА, (вращение) + ДА (другие причины). (5.2.2)
Предполагается, что обе величины ДА в правой части (5.2.2) ста тистически независимы, и можно применить теорию вероятно сти, согласно которой плотность распределения вероятностей суммы двух независимых величин равна свертке плотностей рас пределений вероятностей этих величин (ср. разд. 1.8; [120]). Та ким образом, если F(ДА)— контур линии невращающейся звезды, а Я (ДА) — контур в случае вращения при достаточно узкой спек тральной линии, то результирующим контуром будет
FrotiДЛ )= Jоо Р (t) F (ДА — i) dt, |
(5.2.3) |
где опущен нормирующий множитель. Уравнение (5.2.3) может показаться читателю очевидным и без обращения к указанной теореме.
Наша задача теперь сводится к отысканию профиля доста точно узкой спектральной линии для вращающейся звезды. Ясно, что это не что иное, как функция частоты или функция плотности допплеровских смещений, взвешенная по распреде лению соответствующих интенсивностей по всему диску звезды.
На рис. 5.2.1 мы выбрали систему координат внутри сфери ческой звезды. Ось z направлена по лучу зрения к наблюда телю, а ось вращения о лежит в плоскости ( у , г ) . Если і есть
наклон оси вращения к лучу зрения, то вектор со определяется уравнением
с» = sin іу -f- cos iz, |
(5.2.4) |
где у и £ — единичные векторы. В точке г ( х , у , г ) |
на поверхно |
сти звезды скорость равна со X г, а ее проекция на луч зрения |
|
составляет |
|
со X г • é = ха sin і. |
(5.2.5) |
Этот результат показывает, что лучевая скорость в точке г(х, у , г) зависит только от х , поскольку со и sin і постоянны для
данной звезды. Используя соотношение
ДА= (Асо/с) Xsin /, |
(5.2.6) |