Как видно на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, определенная звездная классификация может соответствовать более чем одной группе/последовательности звезд (например, G5 может быть либо гигантом, звездой главной последовательности, либо белым карликом и так далее). Я прочитал в учебнике, что хотя эти группы могут иметь одинаковый спектр поглощения, их можно различить по ширине их линий поглощения. Например, у великанов узкие линии, а у карликов широкие. Каково физическое объяснение этого?
Многие из сильнейших спектральных линий (например, бальмеровские линии поглощения и резонансные линии металлов) очень чувствительны к силе тяжести на поверхности звезды. Это позволяет различать карликов главной последовательности и гигантов, потому что поверхностная гравитация гигантской звезды является фактором ниже, чем у карликовой звезды той же температуры, и имеет более узкие линии поглощения. И наоборот, белые карлики имеют гораздо более широкие линии, потому что их гравитация на поверхности меньше. раз больше звезды главной последовательности.
Причина, по которой поверхностная гравитация играет роль, заключается в гидростатическом равновесии; плотность и давление в атмосфере гигантской звезды намного ниже при данной температуре. Если атом или ион испытывает частые столкновения в среде с высокой плотностью, то поперечное сечение поглощения может быть размыто из-за «уширения под давлением» — всеобъемлющего термина, который может относиться к ряду механизмов (эффект Штарка, уширение Ван-дер-Ваальса). , столкновительное уширение), посредством чего взаимодействия могут либо возмущать энергетические уровни атомов и ионов, либо прерывать процессы радиационного излучения (например, Foley, 1946 ; Griem, 1976 ).
У карликов главной последовательности расширение давления достаточно, чтобы дать заметное поперечное сечение в крыльях линии, и означает, что видимые линии формируются в более широком диапазоне температур, чем это было бы в противном случае. В звездах-гигантах этот механизм уширения неэффективен даже в сильных линиях, и в них полностью преобладает тепловое доплеровское уширение вблизи температуры, при которой формируется ядро линии, что в целом дает более узкий профиль.
Есть много механизмов, которые могут способствовать расширению спектральных линий . Обычно, так или иначе, атомы имеют широкий диапазон случайных скоростей, которые вызывают доплеровские сдвиги различной величины, уширяя линию. Одним из наиболее фундаментальных случаев является простое «тепловое расширение», когда скорость определяется тепловым движением. Чем горячее газ, тем выше скорость, тем шире линия.
Тогда можно подумать, что звезды одного и того же спектрального класса (с одинаковыми температурами) должны иметь одинаковое тепловое расширение. На самом деле это обычно не так, потому что газ, вызывающий линии поглощения, находится в разных местах атмосферы каждой звезды. Линии поглощения у гигантов, например, имеют тенденцию быть вызваны газом далеко в более холодной атмосфере — и, следовательно, более узкие линии, в то время как линии на карликах, как правило, исходят из более горячих областей ближе к поверхности — и, следовательно, более широкие линии.
ПрофРоб