КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VI

ФІЗИКА ЗІР І ТУМАННОСТЕЙ

Розділ 14

НОРМАЛЬНІ ЗОРІ

14.5. Ефекти обертання, турбулентності, магнітного поля і атмосферної стратифікації елементів у спектрах зір

Відмінності у спектрах двох зір одного спектрального класу (тобто з близькими значеннями ефективної температури) можуть бути обумовлені не лише неоднаковістю густини в їхніх атмосферах. Свою роль тут відіграють і такі ефекти, як обертання зорі навколо своєї осі, наявність в атмосфері зорі потужних турбулентних рухів, сильних магнітних полів, втрати маси

у вигляді зоряного вітру, наявність газопилової оболонки або диска навколо зорі, а також ефекти стратифікації (тобто специфічного розподілу) хімічних елементів у зоряній атмосфері.

Швидкості обертання зір. Для земного спостерігача різні місця диска зорі, яка обертається, мають різну швидкість у напрямі променя зору. Згідно з формулою Доплера (8.33) за рахунок наближення одної половини видимої поверхні зорі і віддалення іншої спектральні лінії розширюються. Цей ефект істотно залежить від орієнтації осі обертання зорі відносно напрямку на спостерігача (кут і). Тому, аналізуючи спектральну інформацію для окремої зорі, можна одержати значення швидкості обертання тільки з точністю до множника (як правило, невідомого). Певні висновки щодо типової швидкості осьового обертання зір конкретного спектрального класу і класу світності роблять після уважного вивчення спектрів багатьох десятків представників цього класу. Це дає змогу статистично оцінити імовірну швидкість обертання на екваторі зорі.

Орієнтація осі обертання зорі в просторі відносно напрямку на спостерігача є довільною, відповідно до чого й ефект Доплера відіграє то більшу, то меншу роль. Чим більша з точки зору спостерігача швидкість обертання зорі, тим ширшими і мілкішими будуть лінії в її спектрі. У випадку, якщо зоря обертається дуже швидко, лінія взагалі може стати непомітною на фоні неперервного спектра. Як приклад, на рис. 14.6 показані результати комп'ютерного моделювання профілю окремої спектральної лінії, яка належить іонізованому магнію, для зорі головної послідовності з ефективною температурою 10 000 К. Добре видно, що збільшення такого параметра, як швидкість обертання зорі, істотно змінює форму лінії, але при цьому площа, обмежена профілем (що дорівнює еквівалентній ширині лінії) залишається незмінною у всіх випадках.

image13

Рис. 14.6. Зміна форми профілю спектральної лінії залежно від значення екваторіальної швидкості обертання зорі

Аналіз профілів спектральних ліній показує, що зорі різних спектральних класів обертаються навколо осі зі швидкостями, які на екваторі досягають від декількох кілометрів на секунду до Vc = 400 км/с і навіть більше.

Зорі головної послідовності спектральних класів O і A мають екваторіальні швидкості обертання 130—200 км/с, а ще більші значення спостерігаються у зір спектрального класу B. Для зір спектрального класу F вони менші від 100 км/с, а для зір в інтервалі G — M не перевищують 10 км/с.

Швидке обертання змінює форму зорі, призводить до збільшення її екваторіального радіуса порівняно з полярним, а в деяких зір — навіть до значного витікання речовини з поверхні та утворення навколо них протяжних дископодібних газових оболонок (якщо екваторіальна швидкість обертання внаслідок деяких причин перевищує критичне значення швидкості).

Гіганти ранніх спектральних класів обертаються зі швидкістю 100— 130 км/с, а для пізніших зір цього класу світності типові значення Vc ≈ 30—90 км/с, для яскравих надгігантів Vc≈ 20—30 км/с.

Атмосферна турбулентність. В атмосферах зір-гігантів і особливо надгігантів відбуваються хаотичні (турбулентні) рухи великих газових мас. Вони також проявляють себе доплерівським розширенням спектральних ліній. Спостереження показують, що швидкості руху речовини в розріджених атмосферах зір-надгігантів досягають десятків кілометрів за секунду, а у деяких випадках можуть навіть перевищувати швидкість звуку. Завдяки атмосферній турбулентності надгігант втрачає частину своєї маси у формі зоряного вітру.

Магнітне поле і плями на поверхні зір. Аналіз зоряних спектрів дає змогу надійно виявити магнітні поля зір з напруженістю H > 200 Е (див. підрозділ 8.7). У більшості випадків це поле змінне з часом, а іноді змінює свою полярність. Природа цього явища до кінця не з'ясована. У магнітних зір головної послідовності напруженість поля на поверхні може становити декілька тисяч Е, у білих карликів — 108 Е, а в нейтронних зір навіть 1014 Е. З магнітним полем пов'язаний феномен зоряної активності, а в деяких випадках виникнення плям на поверхні зір, тобто ділянок, де температура суттєво відрізняється від температури навколишнього газу. Плями можуть мати температуру нижчу від температури решти поверхні зорі (як у випадку Сонця), або навпаки, вони можуть бути більш гарячими.

Заплямованість поверхні є причиною змінності блиску зір типу α2 Гончих Псів, SX Овна, BY Дракона, UV Кита (в цих останніх — це коливання блиску з малою амплітудою між спалахами). Якщо для Сонця площа поверхні, зайнята плямами, навіть у моменти його максимальної активності не перевищує 0,1% загальної площі поверхні, то на деяких зорях плями можуть займати до 50% поверхні. Такі плями добре виявляють себе коливаннями блиску зорі внаслідок її осьового обертання. Справді, у цьому випадку відносна площа заплямованої поверхні для спостерігача буде ритмічно змінюватися з часом, а, отже, буде змінюватися і кількість реєстрованої енергії від зорі.

Плями можуть існувати також на поверхнях зір-надгігантів. Один з прикладів — зоря Бетельгейзе, на видимій поверхні якої за допомогою космічної обсерваторії Хаббл була зафіксована гаряча пляма великих розмірів (див. рис. 14.7).

image14

Рис. 14.7. Гаряча пляма на поверхні надгіганта Бетельгейзе

Хімічний склад зоряних атмосфер. Усі наші знання про хімічний склад Сонця і зір грунтуються на аналізі їх спектрів. Зорі за своїм хімічним складом поділяються на нормальні та хімічно пекулярні (тобто такі, що мають аномалії вмісту деяких хімічних елементів). Серед хімічних елементів, які входять до складу різних космічних об'єктів, у переважній більшості найбільш розповсюдженим є водень. Більшість зір в основному складається з водню. Тому зручно порівнювати вміст будь-якого хімічного елемента в зорі із вмістом водню. Наприклад, якщо в одному кубічному сантиметрі зоряної речовини міститься N(H) атомів водню, тоді вмістом елемента будемо називати відношення числа атомів цього елемента N(E) у тому самому об'ємі до числа атомів водню, тобто N(E)/N(H). Часто використовують десятковий логарифм цього відношення.

Спектри зір, з аналізу яких ми отримуємо інформацію про вміст хімічних елементів, утворені випромінюванням, що надходить до нас лише з самих поверхневих шарів їхніх атмосфер. Тому визначений за спектром хімічний склад, строго кажучи, стосується тільки цих поверхневих шарів.

Глибоко у надрах зорі, де відбуваються реакції перетворення хімічних елементів, хімічний склад може суттєво змінюватися з часом протягом існування зорі, і на певних етапах її еволюції він може сильно відрізнятися від хімічного складу її поверхні. А проте, є підстави вважати, що для багатьох хімічних елементів їхні вмісти на поверхні та в надрах зорі відрізняються не дуже, або зовсім не відрізняються.

Краще за все вивчений хімічний склад поверхневих шарів Сонця (див. таблицю 14.2).

Таблиця 14.2.

Вміст N(E)/N(H) деяких хімічних елементів в атмосфері Сонця

2

Не

1,10·10-1

25

Mn

2,45·10-7

57

La

1,66·10-11

3

Li

1,44·10-11

26

Fe

3,16·10-5

58

Ce

3,55·10-11

4

Be

1,41·10-11

27

Co

8,32·10-8

59

Pr

5,13·10-12

5

В

3,98·10-10

28

Ni

1,78·10-6

60

Nd

3,16·10-11

6

С

3,55·10-4

29

Cu

1,62·10-8

62

Sm

1,02·10-11

7

N

9,33·10-5

30

Zn

3,98·10-8

63

Eu

3,24·10-12

8

O

7,41 ·10-4

31

Ga

7,59·10-10

64

Gd

1,32·10-11

9

F

3,63· 10-8

32

Ge

2,57·10-9

65

Tb

7,94·10-13

10

Ne

1,20 ·10-4

37

Rb

3,98·10-10

66

Dy

1,38·10-11

11

Na

2,14·10-6

38

Sr

7,94·10-10

67

Ho

1,82·10-11

12

Mg

3,80·10-5

39

Y

1,74·10-10

68

Er

8,51·10-12

13

A1

2,95·10-6

40

Zr

3,98·10-10

69

Tm

1,00·10-12

14

Si

3,55·10-5

41

Nb

2,63·10-11

70

Yb

1,20·10-12

15

P

2,82·10-7

42

Mo

8,31·10-11

71

Lu

5,75·10-11

16

S

1,62·10-5

44

Ru

6,92·10-11

72

Hf

7,59·10-12

17

Cl

3,16·10-8

45

Rh

1,32·10-11

74

W

1,29·10-11

18

Ar

3,31·10-7

46

Pd

4,90·10-11

76

Os

2,82·10-11

19

K

1,32·10-7

47

Ag

8,7·10-12

77

Ir

2,24·10-11

20

Ca

2,29·10-6

48

Cd

5,89·10-11

78

Pt

6,31·10-11

21

Sc

1,48·10-9

49

In

4,57·10-11

79

Au

1,02·10-11

22

Ті

1,05·10-7

50

Sn

1,00·10-10

81

T1

7,94·10-12

23

V

1,00·10-8

51

Sb

1,00·10-11

82

Pb

8,91·10-11

24

Cr

4,68·10-7

56

Ba

1,35·10-10

92

U

3,38·10-13

Як видно з таблиці 14.2, другим за розповсюдженню після водню є гелій: кількість його атомів у поверхневих шарах Сонця складає 11% від числа атомів водню. Така ж ситуація і для більшості інших зір та міжзоряного середовища. Слід зазначити, що гелій, як хімічний елемент, був відкритий при ретельному дослідженні сонячного спектра, а вже згодом його було виявлено на Землі.

Наступне за розповсюдженістю місце після гелію посідають кисень, вуглець та азот. Досить розповсюдженими є неон, магній, кремній, сірка, залізо. Таких легких елементів, як літій, берилій та бор на Сонці мало. Мало тут і елементів, важчих за залізо і нікель.

Досі взагалі невідомо, скільки є в атмосфері Сонця брому, криптону, йоду, ксенону, цезію, вісмуту та деяких інших елементів.

Хімічний склад атмосфери Сонця приймають за стандарт хімічного складу при дослідженні атомосфер інших зір. Якщо зоря за вмістом окремих хімічних елементів сильно відхиляється від стандартних значень, то вона вважається хімічно пекулярною.

Строго кажучи, не існує зір з однаковим хімічним складом. Це зрозуміло. Оскільки речовина, з якої утворюються зорі, дуже неоднорідна за своїм хімічним складом у космосі, то зорі теж відрізнятимуться за вмістом окремих хімічних елементів. Наприклад, зорі з периферійної частини Галактики, де рівень збагачення міжзоряного середовища хімічними елементами значно нижчий, ніж у центральній частині, мають вміст заліза та інших елементів у декілька разів менший, ніж Сонце. Це також стосується тих зір, які сформувалися значно раніше від Сонця, коли міжзоряне середовище Галактики ще не було збагачене хімічними елементами, важчими за гелій. Тут різниця може сягати 10—1000 разів. Проте зустрічаються зорі, в котрих вміст заліза та інших елементів є в кілька разів більший, ніж у Сонця. Як правило, вони групуються у напрямі галактичного центра.

Є й інші причини, які призводять до відмінності у хімічному складі зір. Наприклад, як уже згадувалося, в надрах зір можуть синтезуватися важчі хімічні елементи, і, за відповідних умов, збагачена ними речовина може потрапляти до зовнішніх шарів зорі, змінюючи таким чином, первісний хімічний склад її атмосфери. Цей тип аномалій часто зустрічається в гігантів і надгігантів спектральних класів F — K , в атмосферах яких спостерігається дефіцит вуглецю і надлишок азоту, натрію, а також гелію. Тут внаслідок широко розвинутої конвекції із зоряних надр в атмосферу попадає речовина, «перероблена» у CNO і NeNa циклах ядерного синтезу гелію, в яких з ядер вуглецю формуються ядра азоту, а з ядер неону — ядра натрію (див. наступний підрозділ). Крім цього, термоядерний синтез гелію веде до поступового збагачення зоряної речовини цим елементом, і після конвективного перемішування вміст гелію в атмосфері зростає. Лінії поглинання гелію можна спостерігати лише в зір ранніх спектральних класів, і справді, аналіз хімічного складу O — Bнадгігантів свідчить про істотно підвищений атмосферний вміст цього

елемента. Якщо ж у надрах зорі йде синтез вуглецю з гелію, то збагачення атмосфери зорі надлишковим вуглецем приведе до появи феномену вуглецевої зорі.

У зовнішніх оболонках деяких зір відбуваються процеси, які призводять до значного накопичення одних хімічних елементів у поверхневих шарах та до втрати інших. Значну роль тут може відігравати потужне магнітне поле, або висока стабільність зоряної атмосфери, пов'язана з відсутністю помітних конвективних рухів. За таких умов у атмосфері проходить процес сепарації хімічних елементів. Навіть якщо зоря сформувалася з газу, що мав нормальний хімічний склад, вона згодом може виявити значні відхилення у вмісті деяких елементів від стандартних значень. Наприклад, існують хімічно пекулярні зорі, в яких у поверхневих шарах вміст таких важких елементів, як хром, марганець, стронцій, срібло, барій, європій, вольфрам, золото, ртуть та багато інших, може у десятки і сотні разів перевищувати стандартні значення. Такі аномалії, як правило, зустрічаються серед зір спектральних класів B8 — A9, розташованих поблизу головної послідовності. Для них використовують позначення Bp, Ap, Am. Інколи такі зорі мають аномально низький вміст гелію і вуглецю. Зорі типу λ Волопаса, навпаки, мають нормальний вміст вуглецю в атмосфері, але значний дефіцит таких елементів, як титан, хром, залізо, нікель. Основна причина такої аномалії полягає в особливій ролі, яку відіграють навколозоряні газові оболонки цих зір. Вважається, що в оболонці з тугоплавких елементів (Ti, Cr, Fe, Ni та ін.) формуються пилинки, які потім вимітаються за її межі внаслідок тиску випромінювання зорі. Сама ж оболонка згодом акреціюється центральною зорею, атмосфера якої, таким чином, набуває хімічних аномалій.

Дослідження хімічного складу зір має дуже важливе значення для правильного розуміння того, як відбувається процес зореутворення, як формується структура зір і які процеси в них протікають.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.