Статья спасена из Яндекс.Кью
Всем всем всем здравствуйте! В прошлый раз мы с Вами разбирались, какие бывают спектральные классы звёзд, и, следовательно, что такое спектр излучения звезды вообще.
Но, чтобы не загружать Вас огромным количеством информации сразу, я обещала позже ответить на вопрос -
Почему спектры разных звёзд отличаются?
На первый взгляд ответ на этот вопрос чрезвычайно прост - различие спектров объясняется различием в химических составах звезд и, как следствие, преобладание
линий какого-то определенного элемента в спектре звезды из за преобладания этого элемента в атмосфере звезды. Ну не, все бы было очень просто))
Но давайте вспомним основное свойство совокупности спектров звезд - линейная последовательность этой совокупности говорит нам - не-а, этот ответ ошибочный. Почему? А потому что если мы предположим что звезды спектрального класса А0 состоят главным образом из водорода, а звезды класса M2 из окиси титана, то тогда было бы несколько последовательностей спектров, соединяющих эти спектральные классы - можно было бы перейти например от подкласса А0 к подклассу М2 и через спектры, в которых преобладают линии металлов, и обходя эти спектры.
Если бы звезды сильно отличались одна от другой химическим составом и это главным образом влияло бы на различие в их спектрах, то тогда была бы возможность самых различных комбинаций в пропорциях различных элементов, и мы бы тогда не видели в совокупности спектров строгой линейной последовательности.
Спектры звезд зависели бы от множества факторов - от процентного содержания каждого элемента. А так как у нас наблюдается линейная последовательность, совокупности спектральных классов, значит, спектры звезд зависят главным образом от какого-то одного фактора. Спойлер: от температуры.
Но давайте поподробнее для начала остановимся на вопросе о том, как вообще образуются линии в спектрах звёзд. Иначе будет немного непонятно.
Добро пожаловать в физику, снова и снова! Атом любого элемента может поглощать свет, это общеизвестно. При этом он поглощает свет только в определенных частотах, что зависит от строения данного рассматриваемого нами атома.
Когда атом поглотит необходимую порцию световой энергии, а лучше сказать более научно, ну, мне так больше нравится - световой квант данной частоты, то он переходит в возбужденное состояние - такое состояние, в котором его внешний электрон из того положения, которое он занимает в атоме в обычном состоянии, не возбужденное, или его ещё называют основным состоянием атома, переходит в другое положение, более удаленное от ядра атома.
В возбужденном состоянии атом находится ничтожно малое количество времени, микроскопическую долю секунды, после чего электрон возвращается на свое обычное место, а атом при этом излучает ту же самую порцию световой энергии: либо излучается квант той же частоты, либо же атом излучает 2 или несколько квантов меньших частот, но так, что сумма их энергий равна энергии поглощенного кванта - но это случается намного реже
(помним - энергия кванта пропорциональна его частоте: Е=hν, старые добрые школьные времена).
Важно - направление, в котором будет излучен квант, не будет тем же самым, откуда прилетел квант до поглощения. Он может быть излучен в абсолютно любом, случайном направлении.
Когда свет от раскаленной поверхности звезды проходит через ее атмосферу, которая более холодная, находящиеся там атомы различных элементов поглощают свет в определенных, свойственных этим атомам частотах. Этот свет снова излучается атомами, но уже в различных направлениях. Часть ее возвращается обратно, часть летит в какую то сторону, только незначительная часть световой излученной энергии будет иметь направление, которое будет совпадать с первоначальным, откуда пришёл свет звезды. Поэтому в соответствующих местах спектров звезд мы наблюдаем ослабление света, то есть темные линии.
Если атом поглотит световой квант (поток которых идёт от звезды в виде света) с достаточно высокой частотой, а следовательно, обладающий высокой энергией, то внешний электрон атома будет не просто перемещен дальше, а будет вообще оторван от ядра - атом ионизуется. Ионизованные атомы поглощают свет в других частотах, не в таких, как неионизованные, у них внешним становится другой электрон, поэтому в спектрах звезд ионизованные атомы обнаруживают себя по другому, чем неионизованные, обычные атомы. То есть тёмные линии будут в других местах.
Чем выше температура звезды, тем больше световой энергии излучает в секунду квадратный сантиметр ее
поверхности. Но от температуры зависит и состав квантов излучения. Чем выше температура, тем больше высокочастотных квантов и меньше соответственно низкочастотных.
Различие температур светящихся поверхностей звёзд, из за которого излучение не одинаково по мощности и соответственно распределению в нем квантов высоких и низких частот, влечет за собой различное состояние атомов химических элементов в атмосферах, что как раз определяет разнообразие спектров звезд.
Я в прошлой статье давала эту табличку, но посмотрите на неё ещё разик. Температуры тут указаны средние, диапазоны для каждого класса я указываю (в Кельвинах) ниже по тексту.
Давайте разберёмся как это происходит.
Предположим, что в атмосферах звезд имеются все элементы, которые вообще дают о себе знать в звездных спектрах, и притом для всех
звезд пропорция элементов примерно одна и та же. Например, возьмём рассмотрение условий в атмосферах звезд со спектрального класса М. Звезды, принадлежащие к этому классу, имеют температуру на поверхности около 3000°, это наиболее холодные звезды. При таких температурах еще могут существовать некоторые химические соединения, например, окись титана. Эти молекулы интенсивно поглощают свет в множестве частот, создавая, таким образом, в спектрах целые полосы поглощения. Тёмные полосы, про них мы говорили, помните?)
При более высоких температурах атомы и молекулы движутся быстрее. Усиливаются столкновения молекул между собой и молекул с атомами. В результате столкновений молекулы распадаются и потому в спектрах звезд класса К, который идёт перед классом М, полос поглощения молекул почти нет.
В спектрах звезд К и G сильны линии неионизованных металлов, а линии ионизованных металлов и линии водорода еще слабы. Это объясняется тем, что для ионизации атомов металлов и для возбуждения атомов водорода требуются высокочастотные кванты, которых в излучении звезд К и G, которым соответствует температура 4000-6000 градусов, ещё сравнительно мало. Но в излучении этих звезд достаточно квантов менее высокой частоты для возбуждения атомов металлов.
В звездах класса F, у которых температура до 7500° доля высокочастотного излучения заметно возрастает, значительная
часть атомов металлов ионизуется, и поэтому в спектрах их - линии поглощения ионизованных металлов. Соответственно в атмосфера звезд класса F уменьшается число неионизованных металлов, и следовательно - ослабление в спектре линий их поглощения. Усиление высокочастотного излучения => усиление линий поглощения водорода.
В спектральном классе А температура поверхности звёзд уже целых 8000-10 500°. Здесь атомы металлов ионизованы аж дважды и даже большее число раз, то есть от них оторваны два или больше электронов. Такие атомы металлов для возбуждения должны поглощать очень высокочастотные кванты из УФ части спектра.
Линии водорода в спектрах звезд класса А становятся наиболее интенсивными.
У звезд спектрального класса В температура поверхности еще выше - 12 000-15 000°. Мощность высокочастотного излучения здесь настолько огромна, что вызывает ионизацию кислорода и азота, из за чего в спектрах появляются соответственно их линии. В звездах В ионизуется ещё и водород. Но так как атом водорода имеет только один электрон, поэтому после ионизации у него нет электронов, он уже не может поглощать свет и соответственно не виден, не отмечается в спектре звезды. Число неионизованных атомов водорода в этих звездах становится меньше и следовательно линии водорода в их спектрах ослабевают.
Самые горячие звезды, класса О имеют температуры от 25 000 до 50 000° и даже более, и там появляются уже линии ионизованного гелия. Кислород ионизуется дважды, поэтому мы видим соответствующие линии. Линии водорода ослабевают, причём резко, так как подавляющая часть водорода переходит в ионизованное состояние, которое в спектре себя не проявляет. В итоге получается что в спектрах звезд класса О интенсивность линий водорода примерно такая же, как и в классе М.
А то что водородные линии видны в спектрах звезд всех классов указывает на обилие атомов водорода в атмосфера звезд. По исследованиям, атмосферы звезд не менее чем на 80% состоят из водорода.
Можете, кстати, взглянуть по-новому на первую картинку, после того, как мы с Вами разобрали механизм формирования спектра.
Итак,
Характер спектров зависит главным образом от температуры.
Что ж, вот и всё, что я хотела сегодня рассказать:)