НЕПРЕРЫВНЫЙ СПЕКТР

В главе 4 мы уже выяснили, что не существует четкого разделения линий на линии главного тела звезды и линии ее атмосферы. Проглядывая последовательно сквозь все более глубокие слои атмосферы, мы, наконец, доходим до уровня, на котором газовый материал оказывается совершенно непрозрачным.

При обсуждении химического состава солнечной атмосферы (ниже в этой главе) мы увидим, что удивительно небольшого количества солнечного вещества — около 2 г вещества на 1 см2 солнечной поверхности —достаточно для того, чтобы заблокировать излучение, идущее снизу к поверхности. Полное количество вещества в солнечной атмосфере, 10'7 (100 миллионов миллиардов) тонн, огромно только потому, что велики размеры Солнца, тогда как масса атмосферы составляет всего 1/20 000 000 000 всей массы Солнца. Отсюда можно сделать вывод, что газы в звездных атмосферах подобны плотному туману. Если бы земная атмосфера с ее относительно высокой плотностью была столь непрозрачна, мы едва ли могли бы видеть дальше чем на 15 м.

Главная причина «туманнообразности» атмосфер более горячих звезд состоит в том, что газы, находящиеся в процессе ионизации, в высшей степени непрозрачны. Мы, конечно, знаем, что атомы в звездных атмосферах сильно экранируют излучение в окрестностях линий поглощения, так как атом, поднятый на более высокие энергетические уровни, поглощает энергию, соответствующую отдельным длинам волн. Но когда атом становится ионизованным, он может поглощать энергию, соответствующую любой частоте, которая больше некоторой минимальной величины, необходимой для ионизации.

После того как было выяснено, что непрозрачность атмосфер Солнца и более холодных звезд нельзя отнести за счет нейтрального водорода, очевидно, логично предположить, что в этих звездах за ионизацию отвечают атомы металлов. Увы, количества металлов также оказались слишком малыми для объяснения даже небольшой доли непрозрачности солнечной атмосферы. Природа неизвестного источника непрозрачности солнечной атмосферы была выяснена в 1938 г. Вильдтом, который указал, что в таких холодных звездах, как Солнце, и в еще более холодных нейтральный атом водорода может присоединить к себе второй электрон и таким образом стать отрицательно заряженным ионом.

4 Зак. 770

Рис. 44. Способность к поглощению у отрицательных ионов водорода. Относительное поглощение для свободно-свободного, связанно-свободного н полного поглощения отрицательных ионов водорода для температуры 6300 К нанесено на график в функции длины волны. Обратите внимание на максимум близ 8000 А и увеличение свободно-свободного поглощения в инфракрасной области.

слабо, достаточно всего 0,75 эВ, чтобы электрон был оторван. Поэтому в любом данном объеме солнечной атмосферы количество отрицательных ионов водорода по отношению к количеству нейтрального водорода составляет всего одну стомиллионную. Однако водорода так много, что упомянутых отрицательных ионов достаточно для создания непрозрачности в атмосферах Солнца и холодных звезд. Точные вычисления Чандрасею хара и других ученых показали, что изменения поглощения отрицательными ионами водорода в зависимости от длины волны своего рода уникальны и очень интересны, что и показано на рис. 44. Поскольку энергия, необходимая для отрыва электрона от отрицательного иона водорода, мала, эти ионы могут поглощать излучение в длинах волн короче 16 000 А, в близкой инфракрасной области. Следовательно, в результате отрыва электронов от Н~ будет возникать непрерывное поглощение, захватывающее близкую инфракрасную и видимую области. Кривая, названная на рис. 44 «связанно-свободное», показывает, что поглощение вследствие этого процесса отрыва электронов возрастает в сторону более коротких волн, достигает максимума около 8600 А, а затем с дальнейшим уменьшением длин волн падает. После того как электрон уже оторван, вероятнее всего, что он будет двигаться по гиперболической, а не по круговой или эллиптической орбите.

могут, поглощая излучение, переходить на гиперболическую орбиту с более высокой энергией. В результате этого процесса возникает еще один непрерывный спектр поглощения, интенсивность которого растет в сторону более длинных волн, что вид- Н° П?, п^еден1^ю кривой, названной «свободно-свободное» на рис. 44. Жирной кривой изображено общее поглощение отрицательными ионами водорода, возникающее в результате обоих процессов. Наблюдаемое непрерывное поглощение в солнечной атмосфере можно также получить из наблюдений потемнения К              Совпадение наблюдаемой и теоретической кривых (на

рис. 44) хотя и не точное, но достаточно близкое, чтобы утверждать с большой долей достоверности, что отрицательные ионы водорода являются главным источником непрозрачности Солнца В ультрафиолете существенно непрерывное поглощение атомами кремния и металлов.

Отрицательные ионы водорода, вероятно, также являются главным поглощающим агентом для звезд спектральных классов и и К. В более горячих звездах ионизация нейтральных атомов водорода, несомненно, служит существенным источником непрозрачности, в то время как в очень холодных звездах в дополнение к отрицательному водороду значительный вклад в непрозрачность дает перекрытие очень близких друг к другу атомарных линий и молекулярных полос. Теория в согласии с наблюдениями предсказывает, что атмосферы более горячих звезд должны быть более непрозрачными, чем атмосферы более холодных звезд. Так, атмосфера звезды класса А примерно в 20 раз непрозрачнее Солнца.              gt;

На заре развития солнечной спектроскопии предполагалось, что Солнце имеет четко очерченную излучающую поверхность,’ дающую непрерывный спектр, в то время как линии поглощения образуются при прохождении излучения от поверхности сквозь более холодную атмосферу, или обращающий слой В наше время ясно, что такое представление было слишком упрощенным. В действительности и непрерывный спектр, и линии поглощения образуются в сущности в одних и тех же областях атмосферы. Фотосфера, в которой (по определению) возникает непрерывный спектр, вовсе не четко ограниченная поверхность а слой толщиной около 400 км. У гигантских звезд этот слой гораздо более растянут, а у карликов он сильно сжат. Мы уже видели, что непрерывный спектр Солнца и более холодных звезд образуется как следствие процесса поглощения отрицательными ионами водорода. Излучение из самых низких слоев фотосферы температура которых около 8000°, гораздо интенсивнее чем излучение из более высоких слоев, где температура ниже Но излучение из глубоких слоев поглощается гораздо сильнее чем излучение верхнего слоя. Поэтому глубинному излучению приходится проходить через толщу поглощающих отрицательных ионов водорода, прежде чем это излучение сможет выити в космическое пространство. В итоге излучение, которое в конце концов испускает Солнце, соответствует по цвету и количественным характеристикам средней температуре около 5800 .