книги из ГПНТБ / Каули, Ч. Теория звездных спектров
.pdfТЕОРИЯ Ч. КАУЛИ ЗВЕЗДНЫ Х
СПЕКТРОВ
\
THE THEORY
Charles R. COWLEY
OF STELLAR |
Department of Astronomy |
|
SPECTRA |
||
The University of Michigan |
||
|
Gordon and Breach
Science Publishers
New York • London • Paris
ТЕОРИЯ Ч. КАУЛИ ЗВЕЗДНЫХ
СПЕКТРОВ
Перевод с английского В. Е. ЧЕРТОПРУДА
Под редакцией В. Л. ХОХЛОВОЙ
Издательство «Мир Москва 1974
УДК „52*3
•5-00® |
г; / - |
jr |
|
/ |
Л' |
- |
' |
' |
. . V |
||
Книга посвящена одному из основных разделов теоретиче ской астрофизики — теории фраунгоферовых спектров звезд. Именно на этой основе производится определение химического состава звездных атмосфер и физических условий в них. Глав ное внимание уделяется физической стороне явлений, причем рассмотрение ведется и на классическом, и на квантовомеханиче ском уровне; приводится много астрофизических приложений; четко оговаривается область применения теории и направления ее дальнейшего развития. В заключение излагаются современные представления об уширении спектральных линий.
Подробное, ясное и очень физичное изложение делает книгу весьма интересной для советского читателя, особенно для моло дых специалистов и студентов физиков и астрономов.
Редакция космических исследований, астрономии и геофизики
20605-106
106—74 @ Перевод на русский язык, «Мир», 1974
041 (01)-74
ОТ РЕДАКТОРА ПЕРЕВОДА
Предлагаемая вниманию советских читателей книга «Теория звездных спектров» принадлежит перу Ч. Каули — известного специалиста в области звездной спектроскопии, автора многочисленных работ по определению хими ческого состава звезд и Солнца.
Книга Каули посвящена одному из основных и достаточно разработан ных разделов теоретической астрофизики — теории фраунгоферовых спектров звезд. Автор последовательно рассматривает теорию коэффициента поглоще ния в линии, концепцию локального термодинамического равновесия (ЛТР), теорию образования линий поглощения в звездных атмосферах, методы опре деления химического состава звездных атмосфер по кривым роста. Значи тельное место в книге занимает теория уширения спектральных линий в ре зультате столкновений с заряженными и нейтральными частицами, в том числе критический обзор существующих теоретических представлений об уширении линий. Это поможет читателю разобраться в сущности предлагаемых теорий, оценить их точность, обоснованность и пределы применимости и об легчит ему понимание специальной литературы.
На протяжении всего изложения Каули уделяет главное внимание фи зике явлений, притом рассмотрение ведется параллельно и на языке класси ческой физики, и на языке квантовой механики. Это отличает книгу Каули от других книг аналогичного содержания (в том числе и широко известной книги Э. Р. Мустеля «Звездные атмосферы»), в которых применяется только классиче ский подход. Автор приводит много астрофизических примеров и четко огова ривает область применимости теории и направление ее дальнейшего развития.
Следует отметить, что ряд вопросов звездной спектроскопии Каули упо минает вскользь или не затрагивает вообще. Это относится, в частности, к математической теории моделей звездных атмосфер, а также интерпретации спектров звезд поздних спектральных классов, богатых молекулярными ли ниями. Читателю, интересующемуся этими вопросами, можно рекомендовать обратиться к книгам: R. Mihalas, Stellar atmospheres (San Francisco, 1969); «Теория звездных спектров» под ред. В. В. Соболева (изд-во «Наука», 1966). На вопросе отклонений от условий локального термодинамического равновесия (ЛТР) в атмосферах горячих звезд классов О и В следует остановиться подробнее. В споре сторонников концепции ЛТР применительно к звездным атмосферам и ее противников Каули стоит на стороне первых, считая — и практика дает тому многочисленные подтверждения, — что в большинстве случаев концепция ЛТР позволяет с достаточной точностью получить верный результат. Такая точка зрения была оправдана еще и тем, что до недавнего времени попытки развить теорию расчетов звездных спектров, не осно ванную на концепции ЛТР, встречались с очень серьезными математическими трудностями.
Однако для ранних В и О звезд предсказанные на основе ЛТР интен сивности линий значительно отличаются от наблюдаемых. Развитый в по следние годы метод линеаризации при совместном решении уравнений пере носа и уравнений стационарности позволил получить хорошее согласие тео ретических расчетов с наблюдениями. Учет эффектов отклонения от ЛТР в
6 |
ОТ РЕДАКТОРА ПЕРЕВОДА |
заселенности уровней позволил, например, объяснить появление эмиссионных линий N III в спектрах звезд класса О в отсутствие протяженной оболочки и инверсии температуры в атмосфере. Изложение нового метода и результа тов его применения читатель может найти в серии работ:
1.L. Н. Auer, D. Mihatas, Astrophys. J., 158, 641 (1969).
2.D Mihalas, Astrophys. J., 177, 115 (1972).
3.D. Mihalas, Astrophys. J., 179, 209 (1973).
4.D. Mihalas, D. G. Hummer, Astrophys. J., 179, 827 (1973).
Несмотря на некоторую ограниченность астрофизических приложений, книга Каули, несомненно, является полезным пособием по звездной спектро скопии. Строгое изложение и подробные математические выкладки сочетаются в ней с ясной физической картиной рассматриваемых явлений. Для читателей, имеющих достаточную подготовку по физике и приступающих к самостоя тельным исследованиям звездных спектров, иными словами, для студентов старших курсов и аспирантов астрономических и физических специальностей, изложение этих вопросов в книге Каули, несомненно, окажется и доступным, и «удобным».
В. Л. Хохлова
ПРЕДИСЛОВИЕ
Эта книга основана на курсе лекций, прочитанных мною в йеркской обсерватории Чикагского университета зимой 1965 г. Незадолго до этого студенты прослушали курс лекций по теории переноса излучения и моделям атмосфер, а я должен был изложить теорию фраунгоферова спектра.
Этот раздел теории звездных атмосфер достаточно хорошо изучен, по этому мне удалось переработать лекционные заметки в довольно самостоя тельную книгу, которая в основном имеет дело с фраунгоферовыми линиями, а необходимые для понимания линейчатых спектров аспекты теории непре рывного спектра и моделей атмосфер удалось ввести в соответствующие разделы.
При написании книги я преследовал две основные цели. Первая цель — установить, в каких пределах теория звездных спектров подтверждается на блюдениями, чтобы стимулировать дальнейшие приложения теории, так как в результатах спектроскопии нуждаются другие разделы астрономии. Тща тельный анализ звездных атмосфер и их химического состава дает ключ к разгадке происхождения химических элементов и истории Галактики. Но нередко ценная работа в этой области сводилась на нет. Возникло ощуще
ние, что сегодня работа |
по |
звездным атмосферам |
может быть полезна |
только в том случае, если |
она |
базируется на теории |
образования линий. |
Я попытался как можно более убедительно показать, что теория звездных спектров определенно нуждается в дальнейшем развитии, но ее перестройка не столь универсальна, чтобы исключить многие приложения существующей теории. Я надеюсь, что настоящая книга послужит хорошим пособием астро ному, желающему заниматься измерениями и анализом звездных спектров, не вникая слишком глубоко в теорию неравновесного лучистого переноса.
Вторая цель — изложение современных теорий уширения линий. Хотя имеется целый ряд книг и обзорных статей, посвященных этим теориям, они рассчитаны на очень подготовленного читателя. Некоторые исследователи тратят время на то, чтобы проверить каждую деталь теории, которую они желают применить, однако большинство астрономов принимают эти теории на веру и используют формулы и таблицы, рассчитанные специалистами. Но если уж принимать теорию на веру, то, по-видимому, лучше всего верить в такие теории, которые подтверждаются большим числом данных наблюдений, чего нельзя сказать о теории уширения линий.
Изучение сильных линий в спектрах звезд обещает быть одним из самых плодотворных методов в будущем. Сильные линии довольно чувствительны к изменениям содержания элементов и в то же время не чувствительны к многим свойствам структуры атмосферы. Однако теоретические вычисления сил этих линий требуют знания параметров уширения давлением. Дальней шее развитие этой области настоятельно необходимо как астрономам, так и исследователям, занимающимся физикой плазмы, но первым шагом на пути улучшения теории является понимание ее в существующем виде.
Книга постепенно усложняется на протяжении пяти первых глав. Пред полагается, что читатель уже прослушал один из вводных курсов по электри честву и магнетизму, большинство из которых обычно заканчивается выво
8 ПРЕДИСЛОВИЕ
дом уравнений Максвелла. Предполагается также, что читатель знаком с эле ментарными понятиями квантовой механики из курса современной физики или из вводного курса квантовой механики. Эти курсы не всегда включают теорию зависящих от времени возмущений, и, по-видимому, полезно познако миться с этой теорией еще до того, как будет дан вывод коэффициента Эйнштейна В.
В гл. 1 выводятся выражения для коэффициентов поглощения в линии. Я следовал методу изложения Адлера и Унзольда, детально проводя вы кладки классической теории поглощения в линии и, как правило, давая ре зультаты квантовой механики по аналогии. Фундаментальная трактовка кван товой теории поглощения в линии была бы здесь неуместна.
Гл. 2 посвящена теории звездных спектров. После знакомства с наблюде ниями и их редукцией следует рассмотрение переноса излучения и функции источника. Эта тема излагается в общем виде и дает теоретическую основу тем, кто пожелает продолжить рассмотрение этих вопросов для неравновес ных условий. Моя собственная точка зрения по поводу полемики относи тельно использования условий равновесия или отклонений от равновесия приведена в разд. 2.6. Остальные разделы этой главы касаются теории функ ции источника в линии сначала в схематических моделях, а затем в моделях, учитывающих зависимость параметров от глубины.
Гл. 3 посвящена статистической механике. Повсюду в гл. 2 использова лось число атомов, способных поглощать в линии. В гл. 3 дается теория, по зволяющая вычислить эту величину при локальном термодинамическом рав новесии. В эту главу включены также дебаевская теория плазменных взаимо действий и суммы по состояниям.
Гл. 4 посвящена дифференциальным и абсолютным определениям содер жания элементов. Это — общепринятое рассмотрение, но я попытался ука зать сильные и слабые стороны применяемых методов, чтобы до некоторой степени стимулировать дальнейшую работу по высокоточным определениям. Представлялось полезным провести изложение таким образом, чтобы помочь исследователю, выполняющему обработку на электронной вычислительной машине.
В гл. 5 дается введение в теорию уширения линий. В первой части рас смотрено влияние вращения звезды, турбулентности, эффекта Зеемана и т. д., а во второй части вводится полуклассический подход к анализу уширения давлением. Подробно представлено также распределение Хольцмарка и при водятся более общие распределения.
Современным теориям уширения линий посвящена гл. 6. Эта глава не могла быть написана на таком же уровне, как предыдущие. Недостаточно подготовленный читатель должен упорно поработать, чтобы овладеть изло женным в гл. 6 материалом. Однако я попытался облегчить восприятие, при ведя большее число выкладок при выводах, чем это требуется подготовлен ному студенту, и снабдив наиболее трудные места ссылками на литературу. В приложении III кратко изложены квантовомеханические понятия, которые необходимы для понимания современных работ по уширению линий. Это при ложение изобилует ссылками на монографию Дирака «Принципы квантовой механики» [42]. Я не согласен с общим мнением, что книга Дирака тяжела для восприятия, и сожалею, что начал изучение квантовой механики не с Этой книги, а с традиционных рассмотрений, в которых за деревьями не вид но леса.
Можно изучать книгу в произвольном порядке. На мой взгляд, имеется некоторое преимущество в объединении физики и астрономии, поэтому мате риал расположен в такой последовательности. Тем, кто желает сначала ов ладеть основами применяемой здесь физической теории, прежде чем перехо дить к приложениям, я бы посоветовал следующий порядок изучения: гл. 1, 3, 5, 6, 2, 4,
Ч, Каули
Г Л А В А I
Теория коэффициента поглощения
влинии
1.1.КЛАССИЧЕСКАЯ ТЕОРИЯ СПЕКТРАЛЬНОЙ
ЛИНИИ ПОГЛОЩЕНИЯ
Начнем наше рассмотрение образования спектральной ли нии с очень простой модели атома. Представим, что в атоме имеется отрицательный заряд, который удерживается в поло жении равновесия упругой силой Кх, т. е. атом описывается как простой гармонический осциллятор.
Пусть теперь на слой, содержащий N таких осцилляторов в 1 см3, падает плоскополяризованная электромагнитная волна,
Рис. ИЛ. Затухание электромагнитной волны в поглощающем слое.
движущаяся в направлении -\-х (рис. 1.1.1). На заряды будет действовать электрическое поле
$ — |
ехр [г {kx — oaf)] |
(1.1.1) |
(здесь k = 2лД — волновое |
число, а ю = |
2пѵ — круговая ча |
стота световой волны), а влиянием магнитного поля по срав нению с электрическим, как легко показать, можно пренебречь. Таким образом, связанные заряды будут вовлечены в движе
ние с частотой, близкой к основной, |
или резонансной, частоте |
щ = Ѵ Ж Іт , |
(1.1.2) |
где т — масса электрона. Как хорошо известно, движущийся ускоренный заряд сам становится источником электромагнит ного излучения. В простейшем из возможных представлений мы можем уподобить силовую линию поля шнуру, один конец