Применяя эту формулу к центру линии, мы можем переписать её в виде
1-
𝑟
(0)
=
+1
∫
-1
⎡
⎢
⎣
1-𝑟
⎛
⎜
⎝
ν₀
𝑣
𝑐
𝑥
sin
𝑖
⎞
⎟
⎠
⎤
⎥
⎦
𝐴(𝑥)
𝑑𝑥
,
(14.25)
где величина 𝐴(𝑥) определяется формулой (13.26). Пользуясь определением эквивалентной ширины линии, из (14.25) получаем
1-
𝑟
(0)
<
𝐴(0)
𝑊λ𝑐
λ𝑣 sin 𝑖
.
(14.26)
Если 𝑊≈1 Å и 𝑣 sin 𝑖≈1000 км/с, то из неравенства (14.26) следует, что 1-𝑟(0)<0,05. Линии же с такой небольшой глубиной трудно заметить. Поэтому возможно, что именно вращение звезды вызывает отсутствие заметных линий поглощения металлов в спектрах белых карликов (за исключением, например, линий H и K 𝙲𝚊 II, обладающих значительной эквивалентной шириной).
Следует отметить, что вопрос о вращении белых карликов интересен также с точки зрения космогонии. По современным взглядам, белый карлик является конечной стадией эволюции звезды, находившейся когда-то в верхней части главной последовательности и прошедшей затем через стадию гиганта и сверхгиганта. Звёзды же верхней части главной последовательности, как известно, вращаются весьма быстро. Поэтому изучение вращения белых карликов должно способствовать выяснению эволюционных путей звезды.
ЛИТЕРАТУРА к ГЛАВЕ II
Неitlеr W. The quantum theory of radiation.— Oxford, 1954 (русский перевод: Гайтлер В. Квантовая теория излучения.— М.: Изд-во иностр. лит., 1956).
Современные проблемы астрофизики и физики Солнца.— М.: Изд-во иностр. лит., 1951.
Собельман И. И. Введение в теорию атомных спектров.— М.: Наука,. 1977.
Lang К. R. Astrophysical Formulae.— 1974 (русский перевод: Ленг К. Астрофизические формулы, ч. I.— М.: Мир, 1978).
Unsöld A. Physik der Sternatmosphären.— 1938 (русский перевод: Унзольд А. Физика звёздных атмосфер.— М.: Изд-во иностр. лит., 1949).
Мihalas D. Stellar Atmospheres.— 1978 (русский перевод: Михалас Д. Звёздные атмосферы, ч. II.:— М.: Мир, 1982).
Соболев В, В. Перенос лучистой энергии в атмосферах звёзд и планет.-М.: Гостехиздат, 1956.
Иванов В. В. Перенос излучения и спектры небесных тел.— М.: Наука 1969.
Stellar atmospheres/Ed. J. L. Greenstein, 1960 (русский перевод: Звёздные атмосферы.— М.: Изд-во иностр. лит., 1963).
Мустель Э. Р. Звёздные атмосферы.— М.: Физматгиз, 1960.
Aller L. Н. The abundance of the elements, 1961 (русский перевод: Аллep Л. Распространённость химических элементов.— М.: Изд-во иностр. лит., 1963).
Глава III АТМОСФЕРА СОЛНЦА
Солнце — одна из звёзд, и поэтому многое из того, что говорилось в предыдущих главах о звёздах, относится и к Солнцу. Однако чрезвычайная близость к нам Солнца позволяет исследовать его гораздо подробнее других звёзд. В частности, Солнце является единственной из звёзд, диск которой мы видим. Это даёт возможность изучить распределение яркости по диску Солнца и изменение спектральных линий при переходе от центра диска к краю (об этом уже шла речь выше). Вместе с тем наблюдения солнечного диска обнаруживают очень важные детали на нём: пятна, грануляцию и т.д. Несомненно, что такие детали характерны и для других звёзд, но они не могут нами наблюдаться. Краткое рассмотрение различных явлений на солнечном диске будет сделано в начале настоящей главы.
Наибольшее же внимание в этой главе будет уделено самым внешним слоям атмосферы Солнца: хромосфере и короне. Имеются факты, говорящие о наличии таких слоёв и у других звёзд, однако их изучение встречает большие трудности. В случае же Солнца хромосфера и корона исследуются сравнительно легко, особенно на основе наблюдений, выполненных во время затмений. В конце главы кратко рассматривается проблема радиоизлучения Солнца, источником которого являются те же внешние слои его атмосферы.
Физические процессы, происходящие на Солнце, представляют огромный интерес для астрофизики. Вместе с тем их изучение имеет большое практическое значение вследствие сильного влияния Солнца на Землю. Однако многие проблемы физики Солнца, лежащие в стороне от основного направления этой книги, здесь подробно рассматриваться не будут. С ними можно познакомиться по соответствующим монографиям (см., например, [1] — [4]).
§ 15. Общие сведения
1. Фотосфера Солнца.
Путём решения уравнений, приведённых в § 6, может быть построена теоретическая модель солнечной фотосферы. К настоящему времени получен ряд таких моделей, отличающихся друг от друга заданием химического состава, а также теми математическими допущениями, которые делаются при расчётах.
В таблице 18 в виде примера приведены результаты расчёта одной из первых моделей, в которых принимается правильный основной источник поглощения в солнечной фотосфере, т.е. отрицательный ион водорода (см. [2]). При вычислениях были взяты следующие значения основных параметров: 𝑇𝑒=5713 K, 𝑔=2,74⋅10⁴ см/с², lg 𝐴=3,8 (через 𝐴 обозначается отношение числа атомов водорода к числу атомов металлов).
Таблица 18
Теоретическая модель фотосферы Солнца
τ
𝑇, K
lg 𝑝
lg 𝑝
𝑒
ρ⋅10⁸
ℎ
0,01
4650
3,74
9,85
1,4
515
0,02
4700
4,01
0,09
2,7
428
0,04
4740
4,19
0,27
3,9
370
0,06
4790
4,30
0,36
5,0
333
0,08
3840
4,38
0,44
6,0
307
0,10
4890
4,43
0,50
6,6
290
0,20
5090
4,60
0,71
9,4
232
0,40
5400
4,77
0,96
13,1
170
0,60
5660
4,86
1,15
15,4
135
0,80
5870
4,91
1,32
16,6
115
1,00
6070
4,94
1,48
17,3
103
В первом столбце таблицы дана оптическая глубина, соответствующая среднему коэффициенту поглощения, во втором — температура 𝑇, в третьем и четвёртом — логарифмы полного давления 𝑝 и электронного давления 𝑝𝑒 соответственно, в пятом — плотность в г/см³ и в последнем — геометрическая высота в километрах, отсчитываемая от некоторого уровня.
Для Солнца может быть также построена эмпирическая модель фотосферы. Эта возможность основана на том, что в случае Солнца мы имеем наблюдательные данные о распределении яркости по диску для разных частот. Как известно, интенсивность излучения, выходящего из фотосферы на угловом расстоянии θ от центра диска, даётся формулой
𝐼
ν
(0,θ)
=
∞
∫
0
𝐵
ν
(𝑇)
exp
⎛
⎝
-
τ
ν
sec
θ
⎞
⎠
sec
θ
𝑑τ
ν
,
(15.1)
где 𝐵ν(𝑇) — планковская интенсивность при температуре 𝑇 и τν — оптическая глубина в частоте ν. Считая температуру 𝑇 функцией от τν, мы можем рассматривать соотношение (15.1) как интегральное уравнение для определения величины 𝐵ν(𝑇).
