Spektri zvezda

Nastanak zvezdanog spektra

Energija zvezda se stvara u termonuklearnim reakcijama, duboko u njenoj unutrasnjosti. U toku fuzije, energija se oslobadja u vidu neutrina i visokoenergetskog gama zracenja. Neutrini skoro bez interakcija prolaze kroz zvezdu, dok put nastalih fotona do povrsine traje i vise miliona godina, zbog interakcije sa materijom.
U dubokoj i vreloj unutrasnjosti zvezde, zbog velike gustine, srednji slobodni put fotona je mali, tako da na toj duzini ne dolazi do znacajnih promena temperature, sto znaci da su zracenje i materija u ravnotezi, tj. zracenje ima Plankovsku (ravnoteznu) raspodelu. Medjutim, u visim i redjim slojevima zvezde, menjaju se fizicki uslovi, putanja fotona postaje duza a samim tim i gradijent temperature znacajniji na rastojanjima reda velicine te putanje. Posledica toga je narusavanje ravnoteze zracenja i materije, tako da se Plankovska raspodela deformise, a takodje, zbog vezano-vezanih prelaza (koji su moguci samo na nizim temperaturama, u atmosferema), nastaju apsorpcione linije.
Krajnji, posmatrani spektar je ne-Plankovski kontinum ispresecan apsorpcionim linijama.

Posto su fotoni poslednji put interagovali sa cesticama iz atmosfere, pre nego sto su emitovani u prostor, spektar zvezde nam daje informacije o fizickim i hemijskim uslovima iskljucivo u zvezdanoj atmosferi, dok su zvezdani omotac i jezgro sasvim nedostupni za proucavanje preko zvezdanih spektara.

Formiranje linija

Apsorpcione linije predstavljaju direktnu posledicu opadanja temperature u atmosferi, ka spolja, i cinjenice da je na svakom nivou u atmosferi, koeficijent neprozracnosti gasa u liniji veci nego u kontinumu. One nastaju u vezano-vezanim prelazima, kada foton biva termalizovan ili reemitovan u nekom drugom pravcu.
Razliciti delovi jedne linije nastaju na razlicitim mestima u atmosferi, tj. fotoni razlicitih frekvencija unutar linije dolaze sa razlicitih dubina atmosfere.
Kontinum se formira u najdubljim delovima atmosfere, krila linije nastaju u malo visim slojevima, a jezgro linije se formira u najvisim, gornjim slojevima atmosfere. Razlog za to lezi u profilu koeficijenta apsorpcije, koji svoj maksimum dostize na frekvencijama u jezgru linije (Osobine linija, slika 2.). To znaci da je neprozracnost atmosfere na tim frekvencijama najveca, tj. fotoni koji formiraju jezgro, uspece da napuste atmosferu samo sa gornjih slojeva, jer ce oni nastali dublje biti apsorbovani (slika 10.).



slika 10. Nastanak odredjenih delova linije na razlicitim dubinama u atmosferi.

Odredjivanje T i P u spektrima zvezda

Spektralna raspodela zvezda se moze aproksimirati sa krivom zracenja apsolutnog crnog tela. U tom slucaju mozemo odrediti sledece temperature:
Temperatura sjaja se odredjuje tako sto se na nekoj talasnoj duzini, odredi Plankova funkcija koja bi imala istu visinu krive, kao posmatrana kriva na datoj talasnoj duzini.
Temperatura boje se dobija iz polozaja maksimuma emitovane energije (Vinov zakon pomeranja), ili iz razlike flukseva na dve talasne duzine u spektru.
Efektivna temperatura se dobija izjednacavanjem povrsina ispod posmatrane i Plankove krive.
Temperatura ekscitacije se moze odrediti iz odnosa jacine linija koje nastaju iz atoma razlicitih stepena ekscitacije.
Temperatura jonizacije se odredjuje iz odnosa jacina linija koje nastaju iz jona razlicitih stepena jonizacije.

Sve ove temperature bile bi medjusobno jednake da zvezda zaista zraci kao apsolutno crno telo, ali posto je to samo aproksimacija, Tboje, Tsjaja, Teff, Teksc i Tjon za jednu zvezdu imaju razlicite vrednosti. Takodje, kao indikator povrsinske temperature u spektrima zvezda moze posluziti i odnos inteziteta apsorpcionih linija neutralnog atoma i jona istog elementa.

Zakljucke o pritisku i povrsinskoj gravitaciji na zvezdi mozemo izvesti, kao sto smo vec napomenuli u poglavlju "Sirenje i pomeranje linija", iz profila linija prosirenih pritiskom, ili iz odnosa inteziteta linija koje slabo zavise od temperature, a jako od elektronskog pritiska.

Takodje Balmerov skok i Pasenov kontinum, pomenuti u prethodnom poglavlju, mogu dati znacajne informacije o temperaturi zvezde u dubokim slojevima i pritisku.

Izgled spektra zvezde

U spektrima zvezda preovladjuju apsorpcione linije. Medjutim u nekim zvezdanim spektrima javljaju se emisione linije ili apsorpcione linije, koje se u svom centru preobracuju u emisione.
Te emisione linije nastaju u visim slojevima zvezdane atmosfere (u hromosferi i koroni), i superponiraju se na vec nastali spektar zvezde iz fotosfere.
Kod Sunca, kao i kod svih zvezda cija je efektivna temperatura veca od 6500K, centri jakih apsorpcionih linija poticu iz hromosfere. U hromosferi je temperatura veca nego u fotosferi, i samim tim je veca i funkcija izvora, sto ce za posledicu imati pojavu slabe emisione linije u centru jake apsorpcione linije, koja ce odrazavati porast temperature od fotosfere do hromosfere.
Takodje, moguce je i da se i ta nastala emisiona linija u centru jake apsorpcione, u svom centru ponovo preobrati u apsorpcionu (slika 10).
Ovakav profil se moze sresti kod CaII u hladnim zvezdama.



slika 10. Primer apsorpcione linije u spektru zvezde, u cijem centru nastaje emisiona linija, koja se ponovo u svom centru preobracuje u apsorpcionu.



slika 11. Primer spektra zvezde

Suncev spektar

U spektru zvezda Suncevog tipa, u vidljivom opsegu, dominantne su linije vodonika, sodijuma, magnezijuma, kalcijuma i brojne linije gvozdja (slika 12).
Takodje u Suncevom spektru, prisutne su i linije koje nastaju prilikom prolaska Sunceve svetlosti kroz gasove Zemljine atmosfere. Te linije, koje nastaju u Zemljinoj atmosferi, daju nam podatke o fizickim uslovima koji vladaju u njoj. Primer takvih linija u Suncevom spektru su linije molekulskog kiseonika.



slika 12. Spektar Sunca

Pocetna strana