Для расчёта молекулярных спектров звёзд необходимо не только уметь определять количество молекул в атмосферах, но и знать структуру спектров и коэффициенты поглощения в полосах. Такие сведения для большинства молекул в настоящее время являются лишь приближёнными. Тем не менее, пользуясь имеющимися данными, можно вычислить изменение интенсивностей полос различных молекул с изменением температуры звезды. Если принять, что звёздные атмосферы по химическому составу не отличаются заметно от атмосферы Солнца, то вычисленные молекулярные спектры в общих чертах совпадают с молекулярными спектрами звёзд классов G—K—M.

Важно то, что молекулярные спектры звёзд существенно зависят от давления в атмосферах (так как число молекул 𝑛_𝐴𝐵 пропорционально числам атомов 𝑛_𝐴 и 𝑛_𝐵). Поэтому интенсивности полос одних и тех же молекул в спектрах гигантов и карликов весьма различны. Таким образом, по характеру молекулярных спектров звёзд можно судить об ускорении силы тяжести в атмосферах.

Как уже говорилось, в области поздних классов происходит разветвление спектральной последовательности, что объясняется различиями в химическом составе звёздных атмосфер. В атмосферах звёзд класса M кислорода больше, чем углерода, вследствие чего кислород соединяется в основном с титаном, образуя молекулы 𝚃𝚒𝙾. В атмосферах же звёзд классов R и N углерода больше, чем кислорода. Поэтому кислород соединяется не с титаном, а с углеродом, образуя молекулу 𝙲𝙾 (не имеющую полос в видимой части спектра). Другие же атомы углерода входят в молекулы 𝙲𝙷, 𝙲𝙽 и 𝙲₂, характерные для спектров классов R и N.

5. Белые карлики.

Спектры белых карликов сильно отличаются от спектров звёзд главной последовательности. Основная их особенность — очень небольшое число линий поглощения. Значительная часть белых карликов вообще не содержит заметных линий поглощения в своих спектрах (эти спектры относят к классу DC). В спектрах белых карликов класса DB присутствуют лишь некоторые линии гелия. Большинство изученных белых карликов обладает спектрами класса DA, в которых содержится только несколько первых членов бальмеровской серии водорода. В спектрах белых карликов классов DF, DG и DK присутствуют также линии H и K 𝙲𝚊 II и некоторые линии 𝙵𝚎 I.

С помощью 200-дюймового телескопа Гринстейн получил спектрограммы нескольких десятков белых карликов, позволившие измерить профили и эквивалентные ширины линий поглощения (см. [9]). Он считает, что белые карлики делятся на две последовательности. Атмосферы звёзд одной из них состоят в основном из водорода (спектральные классы DA, DF, DG, DK), а атмосферы звёзд второй — в основном из гелия (спектральные классы DB и DC). Горячие звёзды второй последовательности содержат в своих спектрах линии гелия и принадлежат к классу DB. В спектрах же холодных звёзд второй последовательности линии гелия наблюдаться не могут и эти звёзды относятся к классу DC.

Основные черты спектров белых карликов объясняются огромными ускорениями силы тяжести в их атмосферах (порядка 10⁶-10¹⁰ см/с²). Это приводит к большим концентрациям частиц в атмосферах и, следовательно, к сильному действию эффекта Штарка. По указанной причине бальмеровские линии в спектрах белых карликов оказываются очень широкими (их эквивалентные ширины доходят до десятков ангстрем). Вместе с тем высокие члены бальмеровской серии сливаются и мы видим лишь несколько первых членов серии (обычно не больше пяти). Труднее объяснить слабость линий металлов в спектрах белых карликов. Может быть, здесь играет роль гравитационное разделение атомов, т.е. то обстоятельство, что под действием силы тяжести тяжёлые атомы оказываются в более глубоких слоях атмосферы, чем лёгкие.

Профили и эквивалентные ширины бальмеровских линий в спектрах белых карликов можно приближённо вычислить по формулам (14.16) и (14.18), полученным при учёте эффекта Штарка. Входящие в эти формулы величины 𝐴 и 𝐷 зависят от физических условий на «эффективном» уровне образования линии. Мы будем считать, что на этом уровне оптическая глубина в непрерывном спектре равна ¹/₃, т.е.

α

_ν

Δ

𝑟

=

1

3

,

(14.22)

где Δ𝑟 — «толщина однородной атмосферы». Далее, из уравнения гидростатического равновесия имеем

Δ

𝑟

=

𝑘𝑇

μ𝑚_H𝑔

,

(14.23)

где μ — средний молекулярный вес. Пользуясь также обычной формулой, связывающей температуру с оптической глубиной, получаем

𝑇

=

𝑇₀

⎛

⎜

⎝

1

+

α

2α_ν

⎞¼

⎟

⎠

,

(14.24)

где 𝑇₀ — поверхностная температура звезды. Если задать значения величин 𝑇₀ и 𝑔, а также химический состав атмосферы, то при помощи трёх последних формул можно определить величины Δ𝑟, ρ и 𝑇 на рассматриваемом уровне (значения коэффициента поглощения α_ν в зависимости от ρ и 𝑇 даются в специальных таблицах). После этого могут быть найдены и искомые величины 𝐴 и 𝐷 для Данной линии.

Рис. 16

В результате таких вычислений были определены профили и эквивалентные ширины бальмеровских линий для звёзд с большими ускорениями силы тяжести в атмосферах. На рис. 16 приведены графики, дающие эквивалентные ширины линии H_γ в зависимости от величины θ₀=5040/𝑇₀ при разных значениях 𝑔. Из рисунка видно, что эквивалентная ширина линии растёт с увеличением 𝑔. Это объясняется увеличением плотности в атмосфере, а значит, и усилением эффекта Штарка. Приведённые графики также показывают, что величина 𝑊 сильно зависит от температуры 𝑇₀.

На рис. 17 для сравнения приведена диаграмма, построенная на основании наблюдательных данных. На ней по оси ординат отложены значения эквивалентной ширины линии, а по оси абсцисс — значения показателя цвета 𝑈-𝑉 Так как величина 𝑈-𝑉 примерно линейно зависит от величины θ₀, то из сравнения рисунков 16 и 17 мы можем сделать заключение о приблизительном согласии теории с наблюдениями.

Рис. 17

Профили линий поглощения, вычисленные по формуле (14.16), оказываются весьма различными для разных температур. При больших значениях 𝑇₀ величина 𝐴 мала, а величина 𝐷 велика, т.е. линия является широкой, но неглубокой. Малость величины 𝐴 обусловлена как малостью величины β_ν при высоких температурах, так и большими значениями величины α_ν/α при высоких температурах и больших ускорениях силы тяжести. В спектрах очень горячих белых карликов линии поглощения трудно обнаружить. При низких температурах величина 𝐷 мала, т.е. линия является узкой. Такой характер линий поглощения, определённых теоретически, также согласуется с наблюдательными данными.

Более точные вычисления профилей бальмеровских линий в спектрах белых карликов были сделаны на основе расчётов моделей звёздных фотосфер. Путём сравнения теоретических и наблюдённых профилей линий произведены оценки величин 𝑇₀ и 𝑔 для ряда белых карликов.

Представляет интерес вопрос о влиянии вращения звезды на профили линий поглощения в спектрах белых карликов. Однако этот вопрос очень труден, так как линии в спектрах белых карликов сильно расширены эффектом Штарка. Чтобы определить скорость вращения, необходимы очень большие значения этой скорости. Правда, белые карлики в принципе могут вращаться очень быстро, так как скорость отрыва достигает у них нескольких тысяч километров в секунду.

Можно даже высказать предположение, что быстрое вращение белых карликов делает незаметными линии поглощения в их спектрах. Подсчёты показывают, что это вряд ли возможно в случае линий водорода с большой эквивалентной шириной. Однако менее широкие линии могут стать совершенно незаметными вследствие вращения. Чтобы показать это, воспользуемся формулой (13.20), позволяющей определять профили линий в спектре вращающейся звезды по профилям линий в спектре невращающейся звезды при различных скоростях вращения.