Однако, как увидим ниже, в спектре солнечной хромосферы наблюдаются эмиссионные линии гелия. По отношению интенсивностей эмиссионных линий гелия и водорода удалось определить, что число атомов гелия составляет примерно 0,2 числа атомов водорода.

Таким образом, наиболее распространённым элементом в солнечной атмосфере является водород. За ним следует гелий. Далее идут лёгкие элементы: углерод, азот, кислород. Число атомов металлов, вместе взятых, составляет примерно одну десятитысячную числа атомов водорода.

В таблице 14 приведены данные о химическом составе атмосфер звёзд класса B (точнее говоря, значения ln 𝑛). Эта таблица, как и предыдущая, взята из упомянутой статьи Аллера, который использовал опубликованные результаты ряда авторов. Частично эти результаты получены при помощи кривых роста, а частично — при помощи моделей фотосфер. Для звезды τ Скорпиона приведены два результата. Расхождение между ними обусловлено как различиями в наблюдательном материале, так и различиями в принятых методах определения химического состава.

Таблица 14

Химический состав атмосфер звёзд класса B

Элемент

γ

Peg

ζ

Per

τ

Sco

10 Lac

55 Cyg

𝙷

12,00

12,00

12,00

12,00

12,00

12,00

𝙷𝚎

11,17

11,31

11,32

-

11,23

11,18

𝙲

8,58

8,26

8,37

7,70

8,37

8,41

𝙽

8,01

8,31

8,57

8,26

8,37

8,63

𝙾

8,63

9,03

9,12

8,63

8,77

8,98

𝙽𝚎

8,73

8,61

8,72

8,86

8,72

-

𝙼𝚐

7,95

7,76

7,73

8,30

8,22

-

𝙰𝚕

5,76

6,78

6,58

6,40

7,07

-

𝚂𝚒

7,03

7,96

7,95

7,63

7,75

7,46

Из таблиц 13 и 14 видно, что химический состав звёздных атмосфер в общих чертах не отличается от химического состава атмосферы Солнца. Как мы узнаем дальше, приблизительно таким же оказывается и химический состав газовых туманностей. Вывод об единстве химического состава различных типов звёзд и туманностей имеет громадное значение для астрофизики.

Большой интерес представляет вопрос о выявлении реальных различий в химическом составе звёздных атмосфер. Из наблюдательных данных следует, что звёзды с приблизительно одинаковой поверхностной температурой иногда очень сильно различаются по своим спектрам. В качестве примера можно указать звёзды типа Вольфа — Райе, спектры которых довольно резко делятся на две последовательности: азотную и углеродную. Другим примером могут служить звёзды поздних классов, спектры которых делятся на кислородную и углеродную ветви (первая из них характеризуется полосами 𝚃𝚒𝙾, а вторая — полосами 𝙲, 𝙲𝙽 и 𝙲𝙷). Наблюдениями установлено также существование звёзд с очень слабыми спектральными линиями водорода («звёзды, бедные водородом») и звёзд с очень сильными линиями некоторых металлов («металлические звёзды»). По-видимому, в большинстве указанных случаев спектральные аномалии объясняются особенностями химического состава. Однако вполне возможно, что в некоторых случаях эти аномалии вызваны особенностями возбуждения и ионизации атомов в атмосферах звёзд.

Проблема определения химического состава атмосфер звёзд разных типов очень важна как для теории звёздной эволюции, так и для теории образования элементов. Это обусловлено тем, что в недрах звёзд происходят ядерные реакции, при которых одни элементы превращаются в другие. Надо однако иметь в виду, что по содержанию элементов в атмосфере звезды можно судить о химическом составе её недр лишь в случае перемешивания вещества внутри звезды (подробнее см. [11]).

§ 13. Физические условия в атмосферах

1. Возбуждение и ионизация атомов.

Как известно, при термодинамическом равновесии степень возбуждения и ионизации атомов определяется формулами Больцмана и Саха. Строго говоря, в звёздных атмосферах термодинамическое равновесие отсутствует. Однако и в этом случае в качестве первого приближения пользуются всё-таки формулами Больцмана и Саха. Поэтому при рассмотрении физических условий в звёздных атмосферах мы должны прежде всего остановиться на этих формулах.

Пусть 𝐸_𝑖 — энергия 𝑖-го уровня атома и 𝑔_𝑖 — его статистический вес (или кратность уровня). Обозначим через 𝑛_𝑖 число атомов с энергией 𝐸_𝑖 в 1 см² при термодинамическом равновесии. Основная формула статистической физики даёт

𝑛

_𝑖

=

𝐶

𝑔

_𝑖

exp

⎛

⎜

⎝

-

𝐸_𝑖

𝑘𝑇

⎞

⎟

⎠

,

(13.1)

где 𝐶 — некоторая постоянная.

Из формулы (13.1) получаем

𝑛_𝑖

𝑛₁

=

𝑔_𝑖

𝑔₁

exp

⎛

⎜

⎝

-

χ₁-χ_𝑖

𝑘𝑇

⎞

⎟

⎠

,

(13.2)

где обозначено 𝐸_𝑖-χ_𝑖. Величина χ_𝑖 представляет собой энергию ионизации с 𝑖-го уровня, а величина χ₁-χ_𝑖 — энергию возбуждения этого уровня. Формула (13.2) называется обычно формулой Больцмана.

Формулу (13.1) можно применить и к состояниям с положительной энергией, в которых электрон не связан с атомом. Это даёт возможность найти отношение числа ионов к числу нейтральных атомов. Формула, определяющая это отношение (так называемая формула Саха) имеет вид

𝑛

_𝑒

𝑛⁺

𝑛₁

=

𝑔⁺

𝑔₁

2(2π𝑚𝑘𝑇)²^/³

ℎ³

exp

⎛

⎜

⎝

-

χ₁

𝑘𝑇

⎞

⎟

⎠

,

(13.3)

где 𝑛⁺ — число ионизованных атомов в основном состоянии в 1 см³, 𝑔⁺ — статистический вес этого состояния, 𝑛_𝑒 — число свободных электронов в 1 см³.

Аналогичные формулы служат и для нахождения числа атомов в следующих стадиях ионизации. В частности, отношение числа дважды ионизованных атомов к числу однажды ионизованных атомов даётся формулой

𝑛

_𝑒

𝑛⁺⁺

𝑛⁺

=

𝑔⁺⁺

𝑔⁺

2(2π𝑚𝑘𝑇)²^/³

ℎ³

exp

⎛

⎜

⎝

-

χ₁'

𝑘𝑇

⎞

⎟

⎠

,

(13.4)

где 𝑛⁺⁺ — число дважды ионизованных атомов в основном состоянии в 1 см³, 𝑔⁺⁺ — статистический вес этого состояния, χ₁' — энергия ионизации из основного состояния однажды ионизованного атома.

Применим в качестве примера приведённые формулы к атому водорода. В данном случае 𝑔_𝑖=2𝑖² и χ_𝑖=χ₁/𝑖². Поэтому формула (13.2) принимает вид