В атмосферах горячих звёзд спектральных классов O, В, А и F M.
отсутствуют, имеются лишь атомы и ионы. В спектрах менее горячих звёзд спектральных
классов G и K с температурой поверхности T 6000
К обнаруживаются следы M. В спектрах холодных красных звёзд с T 3500
К самой характерной особенностью является наличие сильных молекулярных полос
поглощения. В соответствии с этим холодные звёзды подразделяют на 4 спектральных
класса M, R, N, S. В видимом диапазоне в спектрах М-звёзд доминируют полосы
TiO, у R-звёзд - CN, у N-звёзд- C2 и у S-звёзд - ZrO. В атмосферах
M- и S-звёзд наряду с TiO и ZrO найдены оксиды СО, SiO, VO, ScO, YO, CeO, LaO,
а также гидриды магния, кальция, железа, кобальта, никеля и др. Существенно
иной молекулярный состав атмосфер R- и N-звёзд, у к-рых кроме CN и C2
обнаружены СО, CS, SiC, а также M. ацетилена C2H2, карбида
кремния SiC2, синильной к-ты HCN и др.
Атмосферы звёзд имеют равновесный молекулярный
состав, не зависящий от конкретных хим. реакций, а определяемый только температурой,
энергиями диссоциации M. ()
и содержанием хим. элементов. Молекулярный водород H2, хотя непосредственно
и не наблюдается, является, обычно, доминирующим компонентом атмосферы. По числу
атомов при нормальном кос-мич. содержании элементов: |Н] ~ 93% и [Не] ~7% (см.
Распространённость элементов ).Остальные элементы составляют лишь небольшую
примесь, наиб. содержание из них имеют О и/или С, к-рые идут прежде всего на
образование СО, поскольку эта M. самая устойчивая (
= 11,1 эВ). Отношение |O]/[С] играет ключевую роль в формировании молекулярного
состава атмосферы.
Звёзды спектральных классов M и S богаты кислородом.
У них [О] > [С], и весь углерод связывается в СО, др. молекулы, содержащие
С, не образуются. Оставшийся кислород идёт на образование менее устойчивых оксидов,
прежде всего SiO (
= 8,2 эВ), ZrO (=
7,8 эВ), если хватает кислорода, то TiO (=7,0
эВ) и т. д. вплоть до радикала ОН (=
4,4 эВ), к-рый преобразуется в H2O и забирает весь остаток кислорода.
Поэтому оксиды с
< 4,4 эВ не образуются, а соответствующие элементы дают в осн. гидриды. Различие
M- и S-звёзд обусловлено разницей в кол-ве остаточного кислорода ([O] - [C])
и, возможно, повышенным содержанием тяжёлых элементов в S-звёздах.
Звёзды спектр. классов R и N являются углеродными
звёздами (иногда их объединяют в один спектр. класс С). У них [С] > [О] и
весь кислород захватывается в СО, др. оксиды не образуются. Оставшийся
углерод идёт на образование наиб. устойчивых радикалов - CN (
= 7,8 эВ), CS (
= 7,4 эВ), С2 (
= 6,2 эВ), к-рые затем формируют более сложные органич. M.- C2H,
C2H2, HCN, HC3N и др. Различие R- и N-звёзд
обусловлено в основном разницей в содержании азота.
Mн. звёзды спектр. классов M, R, N, S окружены
протяжёнными, весьма разреженными и холодными газопылевыми оболочками, образовавшимися
в результате истечения вещества из атмосфер звёзд. Молекулярный состав оболочки
формируется вверх. слоях атмосферы, а затем "замораживается", т.
к. скорости хим. реакций с уменьшением температуры и плотности резко падают. Состав
оболочки соответствует равновесию при T 1000-500
К. При таких темп-pax ряд веществ конденсируется, образуя твёрдые пылинки. ИК-излу-чение
оболочки обусловлено в осн. тепловым излучением пыли, нагреваемой светом центр.
звезды. Отд. детали в этом спектре указывают на то, что пылинки в оболочках
M- и S-звёзд состоят из силикатов, а в оболочках R- и N- звёзд-из графита, ароматич.
углеводородов и, возможно, карбидов.
Радиоастр. наблюдения показали, что атмосферы
и оболочки многих М-звёзд являются мощными источниками мазерного излучения в
радиолиниях SiO,H2O и ОН (см. Мазерный эффект в космосе).
В отличие от них R- и N-звёзды не дают такого мазерного излучения, но спектр
их радиоизлучения содержит множество эмиссионных линий разнообразных M., не
только простых - СО, CN, CS, SiS, но и сложных - SiC2, C2H2,
NH3, HCN, включая органические, напр. ряд цианополии-нов HC3N,
HC5N, HC7N, HC9N, HC11N и их фрагментов,
возникающих в результате фотодиссоциации исходных молекул C2H, C3N,
C4H.
M. являются крайне чувствительными индикаторами
физ. условий. Поэтому анализ интенсивностей молекулярных линий и полос в спектрах
звёзд и оболочек позволяет получить детальную информацию о хим. и изотопич.
составе вещества (рис. 1), о строении звёздной атмосферы и оболочки, т. е. о
радиальной зависимости плотности, состава и температуры газа, о поле его скоростей
(рис. 2) и т. п.
Рис. 1. Полоса поглощения TiO в спектре М-звезды.
Относительное содержание редких изотопов титана
определяют из сравнения рассчитанных профилей
( отмечены буквами) с измеренными (точки).
Рис. 2. Профиль линии мазерного излучения ОН 1612 МГц, формирующийся в расширяющейся оболочке М-звезды. Скорость расширения оболочки u определяют по величине расщепления линии Dv = 2v0u/c.
Д. А. Варшалович