Лекция. Звёзды с яркими спектральными линиями

Стр 1 из 6Следующая ⇒

Nbsp;

СЕВЕРО-КАЗАХСТАНСКИЙ

ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

ИМ. М. КОЗЫБАЕВА

Сартин Сергей Александрович

КУРС ЛЕКЦИЙ ПО ДИСЦИПЛИНЕ

ИЗБРАННЫЕ ВОПРОСЫ АСТРОФИЗИКИ

Специальность: 6М061100-«Физика и астрономия»

г. Петропавловск

2017 г.

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ

РЕСПУБЛИКИ КАЗАХСТАН

Северо-Казахстанский государственный университет

Им. М. Козыбаева

Специальность: 6М061100-«Физика и астрономия»

Сартин Сергей Александрович

КУРС ЛЕКЦИЙ

По дисциплине

Избранные вопросы астрофизики

г. Петропавловск

2017 г.

Рецензент

Чугунова А.А., зав.кафедрой «Физика», к.п.н., доцент

Разработчик:

1. Сартин С.А., доцент кафедры «Физика»

Курс лекций по дисциплине «Избранные вопросы астрофизики» содержат 15 лекций. Данный курс лекций включает в себя теоретический материал, вывод расчетных формул, алгоритмы программирования и др. Ссылки на литературные источники могут быть использованы в качестве самостоятельной работы магистрантов в рамках кредитной технологии обучения для самостоятельной подготовки магистрантов. Курс лекций предлагается для магистрантов специальности 6М061100 «Физика»магистратуры.

Данный курс лекций в электронном виде можно получить на кафедре «Физика»и электронной библиотеке СКГУ.

Система менеджмента качества СКГУ им. М.Козыбаева

сертифицирована на соответствие требованиям ISO 9001:2008

Лекция. Механизм свечения туманностей.

Спектр излучения газовых туманностей и то, что их яркость больше, чем яркость соседних звезд, которые можно было бы заподозрить как причину их свечения, отвергает возможность их свечения отраженным светом. Однако доказываемая спектром разреженность газа не допускает, чтобы он был раскаленным и вполне самосветящимся. Американцы Хаббл, Боуэн и Мензел, голландец Занстра и советский ученый В. А. Амбарцумян установили основные черты свечения и природы газовых туманностей.

Газовые туманности светятся до некоторой степени подобно тому, как светятся кометы или как газ в газосветной трубке. Их свечение вынужденное.

Вынуждают их к этому звезды: в планетарных туманностях - находящаяся в их центре, а в диффузных - находящаяся где-либо в них, либо даже

по соседству. Но такая звезда должна быть непременно очень горячей. Так оно и есть, - звезды, возбуждающие свечение газовых туманностей, имеют спектральный класс О или В0, - никак не более поздний, т. е. их температура 25-30 тысяч градусов. При таких высоких температурах в спектре этих звезд максимум энергии лежит в невидимой глазу ультрафиолетовой области. Туманность поглощает невидимые глазом мощные потоки ультрафиолетовых лучей, и затем ее атомы излучают поглощенную энергию в области видимых глазом лучей, например излучают зеленые линии. Минимальная порция света или квант видимых лучей содержит меньше энергии, чем квант ультрафиолетовых лучей. Поэтому в силу закона сохранения энергии, чтобы излучить то же количество энергии, какое было поглощено, туманность должна излучить большее число квантов, чем ею получено. Впечатление яркости, воспринимаемое глазом, зависит от числа квантов, падающих на него в секунду. Вот почему газовые туманности в видимых лучах светятся ярче, чем звезды, вызывающие это свечение. Энергия же излученных туманностью видимых лучей равна энергии поглощенных ею ультрафиолетовых.

Под действием высокой температуры звезды газы туманности ионизуются очень сильно, например, там наблюдается четырежды ионизованный кислород. Водород светится, когда его ионы захватывают пролетающие мимо свободные электроны. Запрещенные же линии кислорода излучаются после того, как атомы или ионы кислорода возбудятся за счет энергии столкновения с медленно летящими свободными электронами. Чтобы испустить зеленую линию «небулия», ион кислорода должен быть в возбужденном состоянии сколько ему полагается, а именно не менее нескольких минут. За этот период, следовательно, его не должны потревожить толчком ни кванты света, ни другие атомы, ни электроны. Чтобы столкновения были так редки, число частиц в единице объема (т. е. плотность газа) должно быть очень малым. Вычисления показывают, что плотность газовых туманностей составляет 10^-19-10^-22 г/см³. При этой плотности от одного столкновения атома до другого проходят часы. Вследствие удаленности от звезды кванты ее света тоже летят далеко друг от друга и редко сталкиваются с ионами. Таким образом, у атомов есть все условия, нужные для излучения ими запрещенных линий, т. е. запрещенных в земных условиях, при большой плотности газов. В земных условиях атомы толкаются гораздо чаще, чем люди на толкучке, а в туманности по сравнению с этим они сталкиваются реже, чем бродячие музыканты встречались друг с другом. В воздухе молекулы от столкновения до столкновения проходят путь длиной в миллионные доли сантиметра, а в туманности длина, как говорят, такого «свободного пробега» измеряется миллионами километров.

Как мы говорили, масса колоссального объема газа, образующего планетарную туманность благодаря ее разреженности, составляет всего лишь одну сотую массы Солнца. Массы больших диффузных туманностей могут быть в сотни раз больше этого. О. Д. Докучаева, пользуясь теорией В. А. Амбарцумяна, оценила, например), массу туманности Ориона в 500 масс Солнца.

Очень часто диффузные газовые туманности перемешаны с пылевыми туманностями, светящимися отраженным светом, и даже с темными пылевыми туманностями. Не происходит ли кое-где сгущение газа в метеоритную пыль? На эту мысль наводят нас и другие соображения.

Некоторые планетарные туманности наряду с яркими линиями излучают и слабый непрерывный спектр. Казалось неправдоподобным, чтобы при большой прозрачности этих туманностей в них присутствовала в заметном количестве пыль, отражающая свет ядра. Эта загадка была решена в 1950 г. эстонским физиком А. Я. Киппером.

Еще раньше знали, что некоторые атомы могут совершить запрещенный переход, излучив не один, а два кванта сразу, причем сумма энергий этих двух квантов равна разности энергий двух соответствующих уровней в атоме. Вероятность такого двухквантового перехода мала, но не слишком. В атоме водорода время жизни на одном из подуровней второго состояния составляет 0,12 сек. Переход с него в основное состояние дает двухквантовое излучение, но в разных случаях сумма энергий распределяется между двумя квантами неодинаково. Так, при наличии множества атомов излучаются подобным образом всевозможные кванты разных частот. В результате излучается непрерывный спектр. Его могут давать в меньшей мере и атомы гелия: нейтрального и ионизованного. Яркость свечения непрерывного спектра водорода пропорциональна населенности второго уровня, а последняя пропорциональна числу рекомбинаций протонов, следовательно, яркости водородных линий. Эта теория и количественно согласуется с наблюдениями, особенно, если учесть еще некоторые тонкости процесса и то, что при рекомбинациях водородных атомов излучается некоторый слабый непрерывный спектр (его излучают также электроны, тормозящиеся при пролете вблизи атомов, не способных, однако их захватить). Так загадка непрерывного спектра в газовых туманностях тоже была разрешена теорией.

Лекция. Ионизация атомов.

Свечение туманности в линиях, являющееся переработанным ультрафиолетовым излучением звезды, значительно ярче, чем свечение самой звезды в видимой области спектра. Атомы водорода ионизуются ультрафиолетовым излучением звезды. Практически все атомы водорода находятся в туманности или в ионизованном, или в невозбужденном состоянии, поэтому рекомбинации и каскадные переходы дают свечение туманности в линиях водорода.

Рекомбинационные линии ионов других элементов относительно слабы.

Самые сильные линии планетарных туманностей – запрещённые линии. Эти линии образуются при переходах между низко расположенными термами. Чаще всего со второго уровня на первый (небулярные). Реже, с третьего на второй (линии типа полярных связей). Однако, в запрещенных линиях туманностей небулярные линии являются самые сильными, линии типа полярных связей - намного слабее, а запрещенные линии, соответствующие переходам с более высоких уровней, практически никогда не наблюдаются. Такое расположение связано с химическим составом газа в галактике. Звезды практически целиком состоят из водорода и гелия, и содержание в них других элементов составляет лишь около 0,1%, а интенсивности линий разных элементов при рекомбинации должны быть примерно пропорциональны относительному содержанию этих элементов.

Температура планетарных туманностей может меняться из-за нагревания газа ультрафиолетовым излучением горячей звезды. При ионизации атомов водорода вырванный электрон имеет энергию, величина которой зависит от температуры звезды. Однако температура туманностей не превосходит 20 000ºC, так как происходит возбуждение атомов столкновениями, в результате которых энергия электронного газа преобразуется в кванты излучения, покидающие туманность. Температуру туманностей можно определить, используя тот факт, что температура зависит от отношения интенсивности линий спектра туманности. Так как при возбуждении атома происходит излучение кванта, то отношение чисел квантов равно отношению чисел возбуждений, если не принимать во внимание удары второго рода. Числа возбуждений зависят от доли быстрых электронов и вероятности возбуждения. Вероятность возбуждения крайне трудно вычислить, для разных энергетических уровней она различна. Метод вычисления температуры диффузных туманностей принципиально ничем не отличается от планетарных, кроме того, что интенсивность запрещенных линий вычислялась теоретически из-за трудности наблюдения более разреженного межзвездного газа. В диффузных туманностях температура вблизи возбуждающей звезды несколько выше, чем на расстоянии.

Для определения химического состава туманностей необходимо вычислить содержание ионов в туманности. Для этого надо знать температуру данной туманности. Однако знание содержания ионов не дает знания химического состава, так как некоторые атомы могут находиться в других состояниях ионизации и поэтому не давать линий в спектре. В этом случае теоретический расчет не дает результатов, поэтому для выявления доли «невидимых» атомов необходимо построить график зависимости отношения концентрации пар ионов от энергии ионизации первого члена пары. Эти пары образуют кривую, по которой можно определить содержание химических элементов (С. Б. Пикельнер, Москва 1959)

Кроме различных линий химических элементов, туманности также имеют непрерывный спектр, что было доказано наблюдениями О.Струве (США) при помощи спектрографа с узкой щелью. Непрерывный спектр получается из-за того, что некоторые атомы при совершении запрещенного перехода излучает не один, а два кванта, которые дают значительную часть непрерывного спектра.

В большинстве случаев туманности имеют свойство расширяться. Такое явление могут объяснить две силы: давление газа и давление излучения. Туманность является плотным горячим облаком газа, окруженным более разреженной средой, поэтому давление газа может привести к расширению туманности. Ещё одна возможная причина расширения – давление ультрафиолетовых квантов, идущих от звезды, но этот фактор имеет меньшее значение, чем давление газа. Х. Занстра был указан эффект, позволяющий квантам выходить даже из самой неподвижной туманности. Он заключается в том, что атом активно поглощает и излучает на узком спектральном интервале и кванты, образующие крылья линии (кванты, излученные атомами, быстро движущимися по радиусу) могут почти беспрепятственно выйти из туманности.

Туманности располагаются в Галактике вдоль Млечного Пути и находятся в плоскости Галактики или на малом расстоянии от плоскости. Туманности и горячие звезды образуют спиральную структуру.

Лекция. Возбуждение атомов.

Наряду с крупномасштабной структурой (туманности, облака) M. г. имеет сложную мелкомасштабную структуру - волокна, конденсации и т. д. с масштабами до 0,1-0,001 пк и менее. Возникают они под действием разл. гидродинамич. и магннтогидродинамич. неустойчивостей. Вытянутая форма часто обусловлена межзвёздными магн. полями.

Физические процессы в M. г. Условия в M. г. далеки от термодинамич. равновесия. Поэтому анализ условий в M. г. проводится на основе ур-ний статистич. баланса, учитывающих элементарные процессы, определяющие населённости уровней энергии атомов, ионов, молекул, их ионизацию и рекомбинацию, а также образование и разрушение молекул, нагрев и охлаждение среды. Обычно в M. г. с хорошей точностью устанавливается Максвелла распределение по скоростям - в ударных волнах отдельно для электронов и ионов, в др. случаях - общее для всех частиц, что позволяет говорить о температуре M. г. Отклонения населёшюстей уровней от Болъцмана распределения обычно очень велики. Особенно ярко они проявляются в космич. мазерах. Населённость уровней, определяющая интенсивность спектральных линий и непрерывного спектра, формируется под влиянием столкновительных и радиа-тивных процессов и нередко рекомбинац. заселением уровней.

Осн. механизмами ионизации M. г. являются фотоионизация, а также, по-видимому, ионизация низкоэнергичной частью космических лучей (субкосмич. лучами) и тепловыми электронами. В активных галактич. ядрах преобладает фотоионизация рентг. излучением. Важна роль оже-эффекта и реакций перезарядки ионов с атомами H и Не, радиативной и диэлектронной рекомбинаций.

Кинетика химическая M. г. определяется как газофазными реакциями, так и реакциями на поверхности пылинок. Среди газофазных реакций важны лишь бинарные процессы. Определяющую роль в поддержании разнообразия молекул играют ионно-молекулярные реакции, не имеющие активац. барьеров. Они важны, несмотря на очень низкую степень ионизации

M. г. в молекулярных облаках. В совр. M. г. (в отличие от условий в ранней Вселенной, см. Космология)молекулы H₂ образуются на поверхности пылинок. Молекулы разрушаются УФ-излучением звёзд. Поэтому M. г. молекуляризован только в плотных облаках, центр, части к-рых экранированы от УФ-излучения межзвёздной пылью.

M. г. нагревается УФ-, мягкими рентг. и субкосмич. лучами, а также ударными волнами. Объёмное охлаждение происходит в осн. при излучении в спектральных линиях тепловой энергии, затраченной на возбуждение уровней, а также за счёт тормозного и рекомбинац. излучений в непрерывном спектре. В зависимости от температуры M. г. преобладает излучение в непрерывном спектре либо в спектральных линиях - рентгеновских , уф- оптических (T = 5000-10000 К), ИК- (T = 30 - 5000 К), субмиллиметровых .

Гамма-излучение M. г. обусловлено взаимодействием M. г. и пыли с космич. лучами. Наблюдаются гамма-линии позитрония (0,511 МэВ) и линии возбуждения атомных ядер (1 - 6 МэВ), а также излучение в непрерывном спектре с энергиями фотонов до 10¹⁰ эВ. Непрерывный спектр формируется тормозным излучением электронного компонента космич. лучей и фотораспадом п°-мезонов, образованных в ядерных реакциях.

В большей части объёма M. г. успевает установиться состояние, близкое к гидростатич. равновесию,- давление r в разных участках M. г. примерно одинаково.

Зависимость давления (р), температуры (T) и концентрации электронов (п_е) от концентрации водорода n(Н) в разрешенном межзвёздном газе, нагретом космическими лучами низких анергий.

В результате упомянутых выше процессов нагрева и охлаждения ур-ние состояния р(Т)или р(п)немонотонно в области температур 50-10⁴ К (рис.). Это означает, что M. г. подвержен тепловой неустойчивости, разбивающей среду на облака HI и тёплые области HI ( ), отличающиеся по плотности в раз.

Важнейшую роль в формировании крупномасштабной структуры M. г. играют взрывы сверхновых звёзд. Сильная ударная волна выметает осн. часть M. г. из области размером во MH. десятки пк, создавая долгоживущие ( лет) полости, содержащие горячий (корональный, К) газ очень низкой плотности см^-3. Холодному газу сообщаются пекулярные скорости км/с. Часть M. г. поднимается взрывом на сотни парсек над галактич. плоскостью (т. н. галактич. фонтаны). При последующем охлаждении такой M. г. может падать назад в виде высокоширотных облаков. При достаточной частоте вспышек сверхновых часть M. г. может оттекать от галактик в межгалактический газ (галактич. ветер). В поддержании пекулярных скоростей M. г. нек-рую роль играют также звёздный ветер и расширение зон HII. На формирование крупномасштабной структуры M. г. (особенно, видимо, в неправильных галактиках) существ, влияние оказывает неустойчивость Рэлея - Тейлора (см. Неустойчивости плазмы)газового диска галактики с вмороженным магн. полем. Она собирает M. г. в "магнитных ямах" размером ок. 1 кпк.

Эволюция M. г. определяется гл. обр. обменом веществом со звёздами в процессе звездообразования и при сбросе части массы звёздами в M. г. на поздних этапах их эволюции (см. Эволюция звёзд ),а также в виде звёздного ветра. За счёт термоядерной переработки вещества в звёздах M. г. обогащается тяжёлыми элементами, меняется его изотопный состав, причём с темпами, зависящими от скорости звездообразования. Это порождает, в частности, градиенты содержания элементов и изотопов вдоль радиусов спиральных галактик. Кол-во M. г. в галактиках в процессе круговорота вещества убывает с темпами, сильно различающимися в разных галактиках. Важную роль в поддержании кол-ва M. г. ыожет играть взаимодействие с межгалактич. газом в скоплениях галактик: облака межгалактич. газа могут пополнять M. г., в свою очередь часть M. г. уходит в межгалактич. пространство. Давление межгалактич. газа может уплотнять M. г. и тем самым стимулировать звездообразование.

Лекция. Запрещённые линии.

Запрещенные линии являются чувствительным инструментом диагностики плазмы, позволяющим определить плотности и температуры в излучающей области, поскольку возможность их наблюдения сильно зависит от этих параметров. Интенсивность линий определяется конкурирующим процессом столкновительной дезактивации возбужденных уровней. Если плотность мала, происходит дезактивация с излучением фотона, и в этом случае интенсивность линии пропорциональна скорости столкновительного возбуждения. Но при высокой плотности дезактивация происходит преимущественно за счет столкновений, и в результате интенсивность излучения сильно уменьшается. Можно также определить подобные критические плотности для полузапрещенных линий, которые позволяют изучать более плотную плазму, поскольку вероятности спонтанных переходов для них выше. Например, критическая плотность для CIII ] составляет около Ю10 см-3. Таким образом, просто по наличию или отсутствию определенных запрещенных линий в спектрах активных ядер можно примерно накладывать пределы на плотность плазмы в излучающих областях.

Наблюдаемые запрещенные линии - это [ ОН ], [ OIII ] и [ eIII ]; линия Mgll не является запрещенной. По случайному стечению обстоятельств значительная доля излучаемой энергии ( 20 %) приходится именно на эти линии.

Исследование интенсивностей запрещенной линии лежит в основе определения темп-р планетарных туманностей.

Расщепление во внешнем электрическом поле линий калия, К I. Зависимость интенсивности запрещенных линий от поля различна. В не слишком сильных полях она, как правило, квадратична.

КОРОНАЛЬНЫЕ ЛИНИИ, запрещенные линии в спектрах многократно ионизованных Fe, Ni, Са, А1 и др. элементов, возникают в солнечной короне и указывают на высокую ( ок.

Стой сравнивал запрещенные линии в туманностях с линиями водорода; Вурм сравнивал интенсивность бальмеровского континуума со спектром ядра при той же длине волны. Определение температур по цвету звезд-ядер в отличие от других методов дает относительно низкие температуры, но это не показательно, поскольку неизвестно влияние экранирования ядра оболочкой туманности и цвет горячих звезд мало зависит от температуры.

Особенно малой шириной обладают запрещенные линии.

Другими словами, интенсивности запрещенных линий в РКРС могут быть больше (и это часто имеет место), чем интенсивности обычных разрешенных вне резонанса лилий. Это нарушение правил отбора также наблюдается для полярных колебаний, вообще разрешенных в комбинационном рассеянии, но запрещенных Б данной поляризационной конфигурации.

К счастью, длины волн запрещенных линий можно предсказать теоретически, и их атлас для типичных элементов также достаточно полон.

Насколько нам известно, появление запрещенных линий у нечетных изотопов до сих пор ни разу для аналитических целей не было использовано.

А - спектр ( - диапазон Си ( асас 2 при 9 87 запрещенные линии указаны стрелками.. - утло-вая зависимость расстояния между каждой парой запрещенных линий ( Дт / - П в спектре А. Кривые рассчитаны с использованием величины Q 3 4 ICT см. значки относятся к экспериментальным данным Буквы / т и / I обозначают соответственно пары в слабом, среднем и сильном полях. ( Печатается с разрешения из So H., Belford R.L.. 1 - Amer. Chem. Soc.. 91. 2392 ( 1969. Am. Chem. Soc. Константу ядерного квадрупольного взаимодействия дает анализ запрещенных линий. Для этого исследуют методом ЭПР монокристалл диамагнитного соединения, в решетку которого внесено изучаемое соединение.

В спектре Cd существует лишь несколько запрещенных линий, соответствующих комбинации триплетной системы уровней с одиночной. Поскольку нормальное состояние атома Cd относится к одиночной системе уровней, нижний р-уровень триплетно1 системы разрешенным образом не может комбинировать ни с одним более низким уровнем. Такие уровни назызаются метастабильными.

Константа квадрупольного взаимодействия найдена из наблюдения запрещенных линий сверхтонкой структуры в условиях, когда внешнее магнитное поле не совпадает с осью симметрии.

Величины притока Оер и оттока LGi энергии в областях Н II, созданных межзвездным излучением Галактики и звездами О и В. Возникающие при обратных переходах кванты излучения в запрещенных линиях беспрепятственно уходят из рассматриваемой области газа благодаря малости коэффициента поглощения в этих линиях.

Ориентация осей квантования ядерного спина с учетом локального поля напряженности А, обусловленного СТВ. Из этого выражения ясно, что относительные интенсивности разрешенных и запрещенных линий зависят от величины внешнего поля, констант / СТВ и ориентации монокристалла относительно внешнего поля.

Статья Пашена и Бака содержит ряд других примеров появления запрещенных линий в магнитном поле, но работа Ван Геела является единственной в этой области, содержащей количественные данные об иггген-сивностях.

Мы можем получить также некоторые общие результаты относительно появления запрещенных линий при эффекте Штарка. Теория здесь, конечно, аналогична соответствующему случаю эффекта Зеемана, рассмотренному Цваном.

Однако более интересная часть работы Ван Геела относится к измерению интенсивностей запрещенных линий как функции напряженности поля. Легко видеть, откуда возникает изменение интенсивности.

Между сильными линиями, а имеется множество слабых запрещенных линий. Используя соображения, изложенные в разд.

Вид оптической функции воз - возбуждения спектральной линии. буждения спектральной линии. в соответствии с эксперименталь. В обычных источниках света, где соударения 2-го рода происходят достаточно часто, запрещенные линии отсутствуют.

В оптических спектрах газовых туманностей наблюдается еще один класс сильных эмиссионных линий - запрещенные линии. Поскольку газ в туманностях относительно холодный ( Т - 5000 - 20000 К), столкновения могут возбуждать только уровни вблизи основного состояния. В этих элементах низколежащие уровни связаны с 2, 3 или 4 электронами в незаполненной р-оболочке.

Не учитывался также член с квадрупольным моментом, который можно определить путем измерения расщеплений запрещенных линий.

Результаты определения Ne методом Одегарда показывают неплохое согласие со значениями, полученными в оптике по запрещенным линиям, однако, метод непосредственого измерения штарковского уширения РРЛ ( см. табл. 3.2) позволяет найти значение электронной плотности с более высокой точностью.

Наиболее надежным методом определения температуры в областях Н II является предложенный В. А. Амбарцумя-ном метод сопоставления интенсивности запрещенных линий, принадлежащих одному и тому же иону, например О III. Дважды ионизированный ион кислорода имеет два метастабильных уровня с потенциалами возбуждения 2 5 и 5 3 эв соответственно. Интенсивность излучения небулярных линий XX 4959 - 5007 определяется возбуждением первого уровня, а интенсивность линии Х4363 - возбуждением второго уровня.

НЕБУЛЯРНЫЕ ЛИНИИ ( в астрономии) - характерные для газовых туманностей эмиссионные спектральные линии, являющиеся запрещенными линиями иек-рых хим. элементов. Соответствуют переходам с самого низкого из метастабильных уровней на подуровни основного состояния. Эти линии, также наблюдающиеся в спектрах туманностей ( с меньшой интенсивностью), сильны в более плотных газовых средах - в верхней стратосфере ( в спектре полярных сияний) и в атмосферах нек-рых звезд. N и А г, принадлежащие О2, с длинами воли 4959 и 5007 А.

Для туманностей и новых, спектры которых показывают наличие высокой степени ионизации ( Nova Pictoris, например, обнаруживает запрещенные линии Fe VII, а некоторые периодические новые - запрещенные линии Fe X, Fe XIV), наши сведения о температурах ионизации представляют собой лишь догадки; по крайней мере, в новых мы, безусловно, имеем неравновесные условия. В солнечной короне, сведения о которой даются в следующем разделе, в спектре отсутствуют линии Н и Не, что, по-видимому, является результатом полной ионизации.

Если ион N, возбужденный уровень которого несколько ниже, распространен в достаточной степени, то температура может оказаться меньше указанной и составлять 5000, но запрещенные линии О II должны были бы при этом подавляться, в то время как они наблюдаются в областях Н II в виде ярких линий.

Аллер получил по методу Мензела - Цанстра температуры для трех звезд этого класса, у которых абсорбционные спектры позднего класса (соответствующие температурам 3000 - 4000) сочетаются с высоко возбужденными яркими линейчатыми спектрами с запрещенными линиями. Следует заметить, что тот случай, когда один и тот же объект излучает одновременно низкотемпературные спектры и спектры, характерные для высокой температуры, представляет собой одну из очередных загадок астрофизики. Яркость всех трех звезд периодически меняется, у них возникают вспышки, похожие на вспышки новых звезд.

В правой части соотношения (10.5) учтены всевозможные потери энергии единицей объема в единицу времени: 1) на ионизацию газа электронным ударом, 2) на рекомбинации, 3) на возбуждение атомов электронным ударом, 4) на излучение при свободно-свободных переходах и ( что существенно для разреженной межзвездной среды), 5) на излучение энергии в запрещенных линиях, т.е. на возбуждение метастабильных уровней.

При выполнении аналогичных расчетов для запрещенных сверхтонких линий следует принять во внимание тот факт, что вероятность перехода пропорциональна sin2 20 [ формула (3.73) ], Так что при 9i зт / 2 не появляется пика интенсивности. Следовательно, запрещенные линии не расщепляются, хотя будут уширены.

Часто случается, что существенен только один член в одной из трех сумм. Тогда интенсивность запрещенной линии дается квадратом этого единственного члена. Это имеет место, когда возмущение вызвано главным образом взаимодействием двух соседних термов. Из (17.19) мы видим, что распределение относительных интенсивностей составляющих запрещенной линии не такое, как в случае незапрещенной линии.

Аномальное РКРС LO-фононами первого порядка изучалось также Мартином и Даменом [3.11], которые сообщили об измерениях резонансного усиления рассеяния lLO - фононами в поляризационной конфигурации, в которой запрещено обычное комбинационное рассеяние, по РКРС разрешено модифицированными правилами отбора. Аномальное возрастание интенсивности запрещенной линии lLO - фононов показано на фиг.

Влияние внешнего электрического поля на линию гелия, Hel, Is2p ipL - Is4d D2. Расщепление и смещение линий гелия во внешнем электрическом поле было подробно изучено рядом авторов. При этом наблюдается также появление запрещенных линий под влиянием внешнего электрического поля.

При изучении межзвездной среды был установлен критерий гравитационной неустойчиности ( Дж. Джине ( J.H.Jeans), 1902 ], отождествлены запрещенные линии в спектрах туманностей [ А.

Кривые изменения яркости новых звезд типа U Близнецов. Эти скорости имеют порядок от нескольких сотен до 3 000 - 4 000 км / сек. Через некоторое время после вспышки в спектре повой звезды появляются яркие запрещенные линии, что характерно для излучения весьма разреженного газа и для спектров газовых туманностей.

Поскольку сверхзвезды не могут быть ни близкими звездами, ни галактиками, следовало обратиться к подробному изучению их спектров. Гринстейн рассказал о том, что линии в спектре этих объектов отождествлены с запрещенными линиями ОН, NcIII и NeV. Появление запрещенных линий указывает на низкую электронную плотность ( 107 см 3); с увеличением плотности запрещенные линии постепенно исчезают.

Кроме рассмотренных задач, возможны варианты, когда в качестве допустимых экстремалей принимаются кривые, расположенные вне заданной области. В этом случае полная оптимальная траектория движения состоит из участков, принадлежащих экстремалям и запрещенным линиям.

Следствием такой модификации волновых функций является новое свойство системы электрон - ядро. Ра не равна нулю и пропорциональна Я2 - а2 / 4Я2; это означает, что интенсивность запрещенных линий мала и составляет Я от интенсивности разрешенных линий.

Согласно данным Бергера и Шай, в рассматриваемых реакциях уровень атома К Р2Р, с переходом которого на основной уровень 4s2S связано испускание первого члена главной серии калия, возбуждается не непосредственно, а через уровень За. Переход с этого уровня на основной уровень осуществляется непосредственно с испусканием обнаруженной указанными авторами в спектре пламени слабой запрещенной линии 2D - 25, а также в две стадии через уровень 4р2Р - с испусканием инфракрасной линии ( триплета) 2Л - 2Р и красной линии ( дублета) 2Р - 25, первого члена главной серии.

В отличие от сплошного спектра пятна линейчатый спектр, по всей вероятности, исходит главным образом из области отрицательного свечения. С увеличением напряженности поля появляются новые искровые линии, соответствующие все более высоким энергиям возбуждения, в том числе линии однократно и дважды ионизированных ртутных атомов, а также ряд запрещенных линий. Последние оказались расположенными симметрично по отношению к одним линиям и несимметрично по отношению к другим. Сент-Джон и Уайнанс пришли к выводу, что расширение линий и прилегающие к ним участки интенсивного сплошного спектра следует связать с действием электрического поля, изменяющегося в области катодного пятна от небольших до громадных значений. Это прежде всего относится к асимметричным полосам сплошного спектра. Симметричные полосы могут явиться результатом расщепления двух различных линий со сдвигом в противоположные стороны.

Завнсимосгь относительной вероятности двухфотонного распада на единичный интервал длин волн ( W от длины волны ( теоретическая кривая. Для определения абсолютной интенсивности запрещенной линии гелия вся установка градуировалась предварительно путем сравнения с двойной ионизационной камерой, наполненной аргоном. Сигнал был очень слаб, и поэтому интегрировалось излучение от ряда импульсов.

Правильность ориентации кристалла можно проверить экспериментально по спектру ЭПР. Наблюдая интенсивность запрещенных переходов, которые обусловлены членами второго порядка, изменяют ориентацию кристалла так, чтобы уменьшить насколько возможно интенсивность этих переходов. При абсолютно точной ориентации кристалла запрещенные линии должны полностью исчезнуть. Ошибку ориентации можно оценить практически по интенсивности этих линий. Таким образом, результирующая ошибка в измерениях ДЭЯР может быть оценена и в благоприятных случаях уменьшена до несущественной величины.

Спектроскописты всегда ясно сознавали, что имеющийся атлас спектральных линий отнюдь не полон и что всегда можно обнаружить атомы, находящиеся в экзотических условиях возбуждения. Правда, атлас включает в себя почти все линии, которые можно получить в лабораторных условиях. Однако астрономические объекты зачастую обнаруживают запрещенные линии, которые в лаборатории возбудить довольно трудно.

Но это ограничение влечет за собой ограничение полного числа излучающих ионов. Установив такой предел и используя наблюдаемую интенсивность запрещенных линий, Гринстейн заключил, что сверхзвезды должны были бы находиться от нас не дальше, чем Луна.

Радиоспектр ЗС 273. Линия, проведенная через светлые кружки ( компонента В, показывает, как можно подогнать эти данные под тепловой спектр. Однако вся эта интерпретация представляется не слишком правдоподобной. Как выяснилось, спектральные линии других сверхзвезд могут быть также интерпретированы кай разрешенные или запрещенные линии излучения известных атомов с поправкой на красное смещение.

Лекция. Непрерывный спектр.

Мы рассмотрели, как объясняется появление разрешенных и запрещенных линий водорода, гелия, кислорода и других элементов. Однако кроме линий, туманности имеют и непрерывный спектр. В видимой области его интенсивность, по измерениям Т. Пейджа (США), почти не меняется с длиной волны, причем в интервале шириной 100 А содержится примерно столько же энергии, сколько в линии H_δ. За бальмеровским пределом на этот непрерывный спектр накладывается излучение водорода, образующееся при рекомбинациях на второй уровень. Вначале делались попытки объяснить излучение в видимой области как результат рекомбинаций атомов водорода на третий уровень или свободно-свободных переходов. Однако наблюдаемое излучение оказалось ярче, чем можно было ожидать согласно теории. Нельзя объяснить непрерывный спектр и рассеянием света звезды пылью, находящейся в туманности, так как энергия излучения туманности больше, чем энергия излучения звезды в видимой части спектра. Трудности с объяснением привели даже к тому, что было высказано сомнение - действительно ли это непрерывный спектр, а не множество слабых линий, не разделяемых при малой дисперсии и широкой щели спектрографов, применяемых для изучения туманностей.

Однако специальные наблюдения О. Струве (США) при помощи спектрографа с узкой щелью, потребовавшие экспозиции продолжительностью несколько ночей, показали, что упомянутое свечение имеет все-таки непрерывный, а не линейчатый спектр.

Объяснение природы избытка непрерывного спектра туманностей дал А. Я. Киппер (СССР) и несколько позже Л. Спицер и Д. Гринстейн (США). Заключается оно в следующем. Еще ранее было известно, что некоторые атомы могут совершить запрещенный переход, излучив не один, а два кванта, сумма энергий которых равна энергии данного перехода. В частности, водородный атом имеет запрещенный переход с одного из подуровней второго состояния (2s) в основное (1s) [с другого подуровня (2р) переход вниз разрешен, он дает линию L_α]. Вероятность перехода с излучением двух квантов не так мала - для него требуется около 0,12 сек. Следовательно, каждый раз, как электрон в результате рекомбинаций и каскадных переходов окажется на уровне 2s, произойдет излучение двух квантов. А. Я. Киппер предположил, что два кванта, выделяющиеся при переходе 2s - 1s, и дают значительную часть непрерывного спектра туманностей. Действительно, хотя сумма энергий этих квантов является определенной, но сами энергии могут принимать любое значение, так что в целом получится непрерывный спектр с частотами от нуля до частоты L_α. Яркость свечения при двухквантовых переходах зависит от населенности уровня 2s, которая пропорциональна числу рекомбинаций, так же как и для других уровней. Поэтому интенсивность непрерывного спектра должна быть пропорциональна интенсивности водородных линий и рекомбинационного непрерывного спектра за бальмеровским и другими пределами. Л. Спицер и Д. Гринстейн и более детально М. Ситон (Англия) сопоставили интенсивность двухквантового излучения с другими процессами, дающими непрерывный спектр. Оказалось, что двухквантовые переходы дают от 20% общего излучения в зеленой части до 50% в фиолетовой части. Остальное дают рекомбинации водорода и ионизованного гелия и свободно-свободные переходы. Расчеты в общем согласовались с наблюдениями, но в некоторых очень ярких планетарных туманностях интенсивность непрерывного спектра оказалась несколько меньше, чем следовало из теории. В связи с этим было принято во внимание, что при высокой плотности часть атомов может перейти из состояния 2s в состояние 2р под действием столкновений. Вероятность такого процесса велика, значительно больше, чем для обычного удара второго рода, так как он не сопровождается изменением энергии атома. Разумеется, столкновения могут привести и к обратному переходу 2р - 2s, но этих переходов значительно меньше, потому что мала населенность уровня 2р, на котором электрон задерживается всего 10^-8 сек. Учет перехода 2s - 2р позволил приближенно согласовать теорию и наблюдения и для ярких туманностей. При этом нужно иметь в виду, что двухквантовые переходы совершают и другие атомы, в частности атомы гелия (переход 2¹S - 1¹S) и ионизованного гелия, подобного водороду. Образующееся при этом излучение также может составить часть наблюдаемого излучения с непрерывным спектром.

лекция. Звёзды с яркими спектральными линиями.

К звездам WR, открытым более ста лет назад (Вольф и Райе, 1867), относят звезды, у которых в спектрах видны яркие линии Не I, Не II, а также дважды, трижды и четырежды ионизованных углерода, азота и кислорода. Ширина этих линий достигает десятков ангстрем, центральные интенсивности иногда в 10-20 раз превосходят интенсивность непрерывного спектра. Общее число звезд WR невелико: имеющиеся списки полны до 12m (vis). Сейчас их известно 127 в Галактике (Смит, 1968а) и 58 в БМО (Вестерлунд и Смит, 1964). Спектральные характеристики звезд WR присущи представителям разных типов звездного населения. «Классические» звезды WR (рассмотрением которых мы ограничимся) ассоциируются со звездами OВ и относятся к предельному населению I типа. Характеристиками WR обладают многие ядра планетарных туманностей, т. е. объекты населения II типа. Яркие линии у них не столь интенсивны, как в предыдущем случае, но могут иметь сравнимую ширину. Спектры, подобные WR, показывают также новые звезды в постнебулярной стадии (Воронцов-Вельяминов, 1931).

По данным Робертса (1958, 1962) не менее половины звезд WR входит в состав рассеянных звездных скоплений, до 40% -- тесные двойные со спутниками OВ, около трети ассоциируется с туманностями; вокруг некоторых обнаружены эллипсоидальные оболочки, обладающие большими массами. Звезды WR концентрируются к плоскости Галактики (Роберте, 1958, 1962); они отсутствуют в направлении на ее антицентр (140°<~l<~220°; см. также Воронцов-Вельяминов, 1948; Стефенсон, 1966; Сим, 1968). Смит (1968d) нашла различную для разных типов степень концентрации к центру Галактики (выводы здесь неуверенны ввиду ненадежности расстояний; см. Рублев, 1970b).

Надежные звездные величины и показатели цвета звезд WR получены Демерсом и Ферни (1964), Файнштейном (1964), Пайпер (1966), а также благодаря изучению звезд WR в Галактике и в БМО при помощи интерференционных фильтров, исключающих области с сильными линиями (Вестерлунд и Смит, 1964; Вестерлунд, 1966;Смит, 1968а, с, d).

У звезд WR резко выражены спектральные особенности, присущие ряду нестационарных объектов (ядрам туманностей, новым, звездам типа Р Лебедя и Of). Завершенной теории здесь до сих пор нет. Гипотеза об истечении вещества (Билс, 1929; 1944) естественно объясняет эффектом Доплера многие особенности спектров WR, однако она недостаточно разработана в деталях. По мысли Билса, быстро расширяющаяся (истекающая) атмосфера подобна небольшой планетарной туманности, в которой основным процессом является флуоресцентная переработка высокочастотного излучения горячей звезды («ядра»). Эта концепция по-разному развивалась в исследованиях Козырева (1934), Чандрасекхара (1934, 1935), Амбарцумяна (1933а) и, в особенности, Соболева (1947), разработавшего общую теорию лучевого равновесия для расширяющейся газовой среды (конкретизацию такой теории дал Кастор, 1970а). Критика гипотезы Билса (О. Вилсон, 1942; Аллер, 1943; Пласкетт, 1947; Томас, 1949; Мюнч, 1950) была недостаточно конструктивной и оперировала, в основном, данными наблюдений двойных систем, где нелегко освободить явление WR от добавочных эффектов, обусловленных тесной двойственностью. Для объяснения природы звезд WR предлагался ряд других идей. Мюнч (1950) сосредоточил внимание на электронном рассеянии, способном расширять первоначально резкие эмиссионные линии; при его учете тип стратификации в атмосферах WR, по мнению Мюнча, может быть противоположным тому, который следует из гипотезы Билса (т. е. линии ионов с низкими потенциалами, обладающие наибольшей шириной, могут возникать в наиболее глубоких слоях). Томас (1949) указал на вероятную аналогию протяженной атмосферы звезды WR солнечной хромосфере, возможность ее нетеплового нагрева до очень высокой, растущей наружу электронной температуры и, в связи с этим, на определяющую роль ударов при возбуждении ярких линий. Код и Блесс (1964) допустили, что коллизионное возбуждение и ионизация могут осуществляться тяжелыми частицами в потоках массы, принимающих участие в хаотическом движении (подобно мощным протуберанцам).

Концепцию истекающей атмосферы со «сверхтермическим» механизмом возбуждения (Te > Trad) разрабатывали Кастор и Ван Блерком (1970). Брюс (1962) допустил существование в атмосфере стационарного электрического разрядного канала, вдоль которого газ ускоряется градиентом давления, вызванным убывающим наружу пинчэффектом; внутри подобного «магнитного сопла» поддерживается прямая стратификация ионов. Лимбер (1964 а, b) объяснял особенности спектров WR выбросом вещества в экваториальной плоскости, благодаря действию механизма «форсированной ротационной неустойчивости» при гравитационном сжатии быстро вращающейся звезды. Наконец, недавно явление WR объяснялось дисковой аккрецией (и последующим выбросом) вещества на коллапсар в тесной двойной системе при интенсивной «переброске» массы со второй звезды (Сюняев и Шакура, 1972). Разнообразие существующих концепций связано с недостатком (либо отсутствием) сведений о ряде фундаментальных параметров; это затрудняет их проверку. С другой стороны, в случае звезд WR наблюдательный материал осваивается далеко не полностью; здесь, как правило, механически используются методы, развитые для обычных (стационарных) звезд либо для газовых туманностей, т. е., по сути, двух предельных случаев. Промежуточный случай звезд WR -- объектов с оболочками малого радиуса -- требует модификации традиционных приемов исследования.

Лекция. Новые звёзды.

Переменные взрывные звезды состоят из белого карлика и звезды Главной последовательности, как Солнце, или постпоследовательности, как красный гигант. Обе звезды следуют по узкой орбите с периодичностью в несколько часов. Они находятся на близком расстоянии друг от друга, в связи с чем они тесно взаимодействуют и вызывают эффектные явления.

Ультрафиолетовые и X-излучения

В переменных взрывных звездах белый карлик находится в гравитационном взаимодействии со вторым компонентом и забирает у него газ из поверхностных слоев. Этот газ разогревается до температуры порядка 100 миллионов градусов и повышает его энергию притяжения, которая принимает форму радиации.

Переменные взрывные звезды служат источником ультрафиолетового излучения и X-лучей, характеризующихся малой энергией. Спутники UHURU определили, что среди первых источников звездного X-излучения были именно переменные взрывные звезды. Изучение X-излучения имеет большое значение, так как позволяет представить физические условия, при которых происходит процесс усиления белого карлика.

С середины XIX века ученые фиксируют на оптической полосе переменных взрывных звезд преобладание фиолетового цвета в определенное время, это явление совпадает с наличием пиков на кривой блеска. По этому принципу звезды разделили на несколько групп.

Классические новые звезды

Классические новые звезды отличаются от переменных взрывных тем, что их оптические вспышки не имеют повторяющего характера. Амплитуда кривой их блеска выражена четче, и подъем к максимальной точке происходит значительно быстрее. Обычно они достигают максимального блеска за несколько часов, за этот период времени новая звезда приобретает звездную величину равную примерно 12, то есть световой поток увеличивается на 60 000 единиц.

Чем медленнее происходит процесс подъема к максимуму, тем менее заметно и изменение блеска. Новая звезда не долго остается в положении “максимум”, обычно этот период занимает время от нескольких дней до нескольких месяцев. Затем блеск начинает уменьшаться, сначала быстро, затем медленнее до обычного уровня. Длительность этой фазы зависит от разных обстоятельств, но ее продолжительность составляет не менее нескольких лет.

У новых классических звезд все эти явления сопровождаются неконтролируемыми термоядерными реакциями, происходящими в поверхностных слоях белого карлика, именно там находится “позаимствованный” водород от второго компонента звезды. Новые звезды всегда двойные, один из компонентов обязательно – белый карлик. Когда масса компонента звезды перетекает к белому карлику, слой водорода начинает сжиматься и разогревается, соответственно температура повышается, гелий разогревается. Все это происходит быстро, резко, в результате имеет место вспышка. Излучающая поверхность увеличивается, блеск звезды становится ярким, на кривой блеска фиксируется всплеск.

Во время активной фазы вспышки новая звезда достигает максимального блеска. Максимальная абсолютная звездная величина составляет порядка от -6 до -9. У новых звезд эта цифра достигается медленнее, у переменных взрывных звезд – быстрее.

Новые звезды существуют и в других галактиках. Но то, что мы наблюдаем, это лишь их видимая звездная величина, абсолютную определить нельзя, так как неизвестно их точное расстояние до Земли. Хотя в принципе можно узнать абсолютную звездную величину новой, если она находится в максимальной близости от другой новой звезды, расстояние до которой известно. Максимальная абсолютная величина высчитывается по уравнению: M=-10,9 + 2,3 log (t). t- это время (в сутках), за которое кривая блеска новой звезды падает до 3 звездных величин.

Карликовые новые звезды и повторяющиеся новые

Ближайшими родственниками новых звезд являются карликовые новые звезды, их прототип “U Близнецов”. Их оптические вспышки практический аналогичны вспышкам новых звезд, но имеются различия в кривых блесках: их амплитуды меньше (примерно на 5 звездных величин). Отмечаются различия и в повторяемости вспышек – у новых карликовых звезд они случаются более или менее регулярно. В среднем раз в 120 дней, но иногда и через несколько лет. Оптические вспышки новых длятся от нескольких часов до нескольких дней, после чего за несколько недель блеск уменьшается и, наконец, достигает обычного уровня.

Существующую разницу можно объяснить различными физическими механизмами, провоцирующими оптическую вспышку. В “U Близнецов” вспышки происходят из-за внезапного изменения процентного соотношения материи на белом карлике – ее увеличения. В результате имеет место огромный выброс энергии. Наблюдения за карликовыми новыми звездами в фазе затмения, т.е. когда белый карлик и диск, окружающий его, закрываются звездой – компонентом системы, точно свидетельствуют о том, что именно белый карлик, вернее, его диск является источником света.

Повторяющиеся новые звезды представляют собой нечто среднее между классическими новыми и карликовыми новыми звездами. Как следует из названия, их оптические вспышки повторяются регулярно, что роднит их с новыми карликовыми звездами, но происходит это через несколько десятков лет. Усиление блеска во время вспышки более выражено и составляет около 8 звездных величин, эта черта приближает их к классическим новым звездам.

Дата добавления: 2018-02-28; просмотров: 470; Мы поможем в написании вашей работы!
Поделиться с друзьями:

12 3 4 5 6 Следующая ⇒

Мы поможем в написании ваших работ!