Astronet > Krivaya rosta

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Krivaya rosta

- zavisimost' ekvivalentnoi shiriny $W_\lambda$ spektral'noi linii poglosheniya, ot chisla pogloshayushih atomov, formiruyushih etu liniyu. Inogda ispol'zuyutsya K. r. dlya linii izlucheniya (esli raspredelenie atomov po urovnyam energii sootvetstvuet raspredeleniyu Bol'cmana), opredelyayushie polnuyu intensivnost' linii izlucheniya v zavisimosti ot chisla izluchayushih atomov. K. r. primenyayutsya dlya opredeleniya him. sostava zvezdnyh i planetnyh atmosfer, obolochek novyh i sverhnovyh zvezd, mezhzvezdnyh oblakov i dr. ob'ektov s lineichatym spektrom. S pomosh'yu K. r. nahodyat takzhe temp-ru T i skorost' mikroturbulentnyh dvizhenii gaza v_turb. Analiz proizvoditsya putem sravneniya teoreticheskih i poluchennyh iz nablyudenii K. r.

Liniya poglosheniya formiruetsya v verhnei chasti fotosfery zvezdy, gde koeff. selektivnogo (v chastotah linii) poglosheniya zametno prevoshodit koeff. nepreryvnogo poglosheniya. Profil' (chastotnaya zavisimost') koeff. poglosheniya v predelah spektral'noi linii obychno yavl. svertkoi dvuh profilei: uzkogo gaussovogo profilya, polushirina k-rogo ( $\Delta\lambda_D$ ) opredelyaetsya skorostyami teplovogo i mikroturbulentnogo dvizhenii (t.n. doplerovskaya polushirina
$\Delta\lambda_D={\lambda\over c}\;\sqrt{{2kT\over m}+v_{turb}^2}$
gde m - massa atoma), i shirokogo lorencevskogo profilya, polushirina k-rogo G_L obuslovlena radiacionnym i stolknovitel'nym zatuhaniem izlucheniya (sm. ris. 4 i 3 v st. Spektral'nye linii).

K. r. stroyat obychno v shkale $\lg Ng/\lambda$ po osi absciss i $\lg (W_\lambda/\Delta\lambda)$ po osi ordinat, gde g - statistich. ves nizhnego urovnya dlya rassmatrivaemogo perehoda, N - chislo pogloshayushih atomov na luche zreniya (v stolbike edinichnogo secheniya) v oblasti obrazovaniya linii, f - sila oscillyatora linii. Bezrazmernaya velichina f predstavlyaet soboi effektivnoe chislo klassich. oscillyatorov, kotorye po pogloshatel'nomu deistviyu v dannoi linii zamenyayut odin atom. Dlya rezonansnyh linii f ~ 1.

Ris. 1. Izmenenie teoreticheskogo profilya
linii Si II ( $$\lambda=4128 $\AA$ ) v spektre
zvezdy spektral'nogo klassa AO V s
izmeneniem obiliya kremniya
lg(N_Si/N_H) (cifry u krivyh), N_Si, N_H -
koncentracii atomov kremniya i vodoroda.

Kachestvenno hod K. r. vyglyadit sled. obr. Pri malom N liniya slaba i zavisimost' $W_\lambda$ ot N prakticheski lineinaya (ris. 1, 2). Po mere uvelicheniya N opticheskaya tolsha v centre linii, gde koeff. poglosheniya maksimalen, stanovitsya bol'she edinicy i (vsledstvie eksponencial'nogo haraktera poglosheniya) nastupaet nasyshenie central'noi chasti linii (central'naya glubina linii poglosheniya perestaet rasti). Rost $W_\lambda$ zamedlyaetsya i v dal'neishem proishodit uzhe za schet bolee dalekih ot centra eshe ne nasyshennyh chastei linii (gde koeff. poglosheniya ne slishkom mal), prichem $W_\lambda\sim\sqrt{\ln Nf}$ . Pri dal'neishem uvelichenii N eti chasti linii takzhe nasyshayutsya i rost proishodit za schet shirokih nenasyshennyh lorencevskih kryl'ev linii, pri etom $W_\lambda\sim\sqrt{Nf}$ . Pervaya chast' K. r. naz. lineinoi, vtoraya - pologoi ili perehodnoi, a tret'ya - oblast'yu zatuhaniya izlucheniya. T.k. harakter nasysheniya v linii zavisit ot profilya koeff. poglosheniya, forma K. r. zavisit ot parametrov $\Delta\lambda_D$ i G_L.

Ris. 2. Shematicheskie krivye rosta dlya
razlichnyh znachenii parametrov $\Delta\lambda_D$ i G_L.
Velichina S ne zavisit ot N, g i f;
ee znachenie opredelyaetsya prinyatoi
model'yu formirovaniya linii i
fizicheskimi konstantami.

Dlya postroeniya K. r. po nablyudeniyam ispol'zuyutsya linii poglosheniya atomov ili ionov, vhodyashie v mul'tiplety, t.e. imeyushie obshii nizhnii uroven' energii i razlichayushiesya velichinoi gf. Dlya linii odnogo mul'tipleta, nachinayushegosya s i-go urovnya, chisla pogloshayushih atomov N_i odinakovy. V usloviyah termodinamicheskogo ravnovesiya chislo atomov na i-m urovne
$N_i=N_0{g_i\over {u_0}} \exp\left( -{\varepsilon_i\over {kT}}\right)$ ili
$\lg N_i=\lg {N_0\over {u_0}} +\lg g_i - 0,4343 \;\left( -{\varepsilon_i\over {kT}}\right)$
gde $\varepsilon_i$ - potencial vozbuzhdeniya i-go urovnya, u₀ - summa po sostoyaniyam (obychno $u_0\approx g_0$ ), N₀ - chislo atomov na osn. urovne $\varepsilon_0=0$ (sm. Bol'cmana raspredelenie). Znacheniya g_i i f_i izvestny zaranee, oni vychislyayutsya s pomosh'yu teorii atomnyh spektrov. Velichiny f_i mogut byt' takzhe polucheny putem laboratornyh izmerenii. Dlya kazhdoi linii odnogo mul'tipleta opredelennoe po spektru znachenie $W_\lambda/\lambda$ nanositsya na grafik v zavisimosti ot $\lg gf\lambda$ . T.o., po raznym mul'tipletam poluchayutsya otrezki K. r., sdvinutye drug otnositel'no druga po osi absciss na rasstoyanie $\Delta x=\Delta\varepsilon/kT$ (ris. 3), gde $\Delta\varepsilon$ - raznost' potencialov vozbuzhdeniya nizhnih urovnei mul'tipletov. Izmeriv eti rasstoyaniya, mozhno opredelit' temp-ru T teh sloev, gde obrazuyutsya linii. Sovmestiv vse otrezki K. r., postroennye po mul'tipletam, v odnu krivuyu tak, chtoby razbros tochek byl minimal'nym, poluchayut nablyudaemuyu K. r. Peremesheniem vdol' osi ordinat i osi absciss ee sovmeshayut s odnoi iz teoretich. K. r. Neobhodimyi dlya sovmesheniya sdvig po osi ordinat pozvolyaet naiti $v=\sqrt{2kT/m+v_{turb}^2}$ , a sdvig po osi absciss opredelyaet chislo pogloshayushih atomov N_i (esli pri postroenii vse otrezki sdvigalis' k mul'tipletu s potencialom vozbuzhdeniya nizhnego urovnya $\varepsilon_i$ ). Opredeliv T i N_i po f-le Bol'cmana vychislyayut N₀. Postroiv K. r. dlya vseh stadii ionizacii elementa i prosummirovav chisla atomov (ionov), na etih stadiyah mozhno naiti polnoe chislo atomov dannogo elementa. Odnako, kak pravilo, ne udaetsya postroit' K. r. dlya vseh stadii ionizacii elementa, t.k. obychno v spektrah zvezd odnovremenno nablyudayutsya linii ne bolee dvuh sosednih stadii ionizacii (napr., Fe I i Fe II ili Fe II i Fe III). Dlya opredeleniya chisla atomov elementa v nedostayushih stadiyah ionizacii ispol'zuyut Saha formulu, v k-ruyu v kachestve neobhodimogo parametra krome temp-ry vhodit elektronnaya koncentraciya n_e. Etot parametr mozhet byt' naiden nezavisimo libo po nomeru poslednei razlichimoi linii bal'merovskoi serii vodoroda (f-la Inglisa-Tellera), libo po chislu ionov v dvuh stadiyah ionizacii (esli dlya etih stadii ionizacii mozhno postroit' K. r. po nablyudeniyam) i f-le Saha, polagaya T uzhe izvestnoi.

Ris. 3. Uchastki krivyh rosta,
postroennye po liniyam mul'tipletov
Fe I s potencialami vozbuzhdeniya
0-1 eV (tochki) i 3-4 eV (kruzhki)
v spektre Prociona (spektral'nyi
klass F5 IV).

Teoreticheski K. r. mogut byt' rasschitany pri razlichnyh predpolozheniyah o processah obrazovaniya linii poglosheniya. V modeli formirovaniya linii Shustera-Shvarcshil'da atmosfera razdelena na fotosferu, gde obrazuetsya tol'ko nepreryvnyi spektr, i obrashayushii sloi, gde obrazuyutsya tol'ko linii poglosheniya (K. r. Unzol'da). Odnako v real'nyh atmosferah zvezd linii (za isklyucheniem samyh sil'nyh) obychno formiruyutsya v usloviyah, kogda koeff. nepreryvnogo poglosheniya $\varkappa_\lambda$ (v raschete na 1 g veshestva) ne yavl. ischezayushe malym po sravneniyu s koeff. selektivnogo poglosheniya $k_\lambda$ , i intensivnost' linii poglosheniya zavisit ot otnosheniya $\eta_\lambda={k_\lambda\over {\varkappa_\lambda}}$ (model' Milna-Eddingtona, dlya k-roi K. r. byli rasschitany Vrubelem). I te i dr. K. r. rasschitany v predpolozhenii nezavisimosti ot glubiny temp-ry T, v_turb i $\eta_\lambda$ v sloe, gde obrazuyutsya linii. K. r., vychislennye putem resheniya ur-niya perenosa izlucheniya s ispol'zovaniem chislennyh modelei atmosfer, uchityvayut izmenenie fiz. uslovii (temp-ry, plotnosti, ionizacii) s glubinoi i dayut neposredstvenno zavisimost' $W_\lambda$ ot obiliya elementa. V metode modelei atmosfer dlya analiza him. sostava mogut byt' ispol'zovany nablyudeniya malogo chisla linii ili dazhe tol'ko odnoi linii bez postroeniya K. r. po nablyudeniyam, esli parametry modeli atmosfery (effektivnaya temperatura i uskorenie sily tyazhesti), a sledovatel'no, i teoretich. K. r. vybrany na osnove nezavisimyh kriteriev (spektral'nogo klassa, profilei vodorodnyh linii, raspredeleniya energii v nepreryvnom spektre). Mnogochisl. issledovaniya pokazyvayut, chto dannye ob obilii him. elementov, poluchaemye pri ispol'zovanii vseh treh vidov K. r., razlichayutsya ne sil'no. Osn. pogreshnost' v rezul'taty vnosyat pogreshnosti izmereniya $W_\lambda$ po nablyudaemym spektram i pogreshnosti v ispol'zuemyh znacheniyah sil oscillyatorov f.

S pomosh'yu K. r. vypolneny obshirnye issledovaniya him. sostava zvezd nashei Galaktiki i yarkih zvezd dr. galaktik, a takzhe issledovan harakter dvizhenii v atmosferah zvezd razlichnogo tipa. Udalos' vyyasnit', napr., chto mikroturbulentnaya skorost' dlya zvezd-karlikov sostavlyaet 1-3 km/s, a dlya sverhgigantov ona v 10 raz bol'she; ustanovleno, chto obilie zheleza v zvezdah starogo naseleniya Galaktiki v 1000 raz men'she, chem na Solnce.

Lit.:
Unzol'd A., Fizika zvezdnyh atmosfer, per. s nem., M., 1949; Mustel' E.R., Zvezdnye atmosfery, M., 1960; Kauli Ch., Teoriya zvezdnyh spektrov, per. s angl., M., 1974.

(V.L. Hohlova)

V. L. Hohlova, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: krivaya rosta - atmosfera zvezdy Publikacii so slovami: krivaya rosta - atmosfera zvezdy
Sm. takzhe: Otkrytie belyh karlikov s kislorodnoi atmosferoi. Otkrytie uglerodnoi atmosfery u Cas A. Molekuly (na zvezdah) Atmosfera zvezdy

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati