Атмосферы звезд

1. Введение

Все, что мы знаем о звёздах, выводится гл. обр. из анализа их излучения - видимого, ультрафиолетового и инфракрасного. Это излучение выходит из поверхностных слоев звёзд - звёздных атмосфер. Самые внеш. протяжённые зоны атмосфер - короны - наблюдаются также в радио- и рентг. диапазонах. Свет из более глубоких, податмосферных, слоев звезды, особенно из её внутр. частей, непосредственно наружу не выходит, он поглощается в расположенных выше непрозрачных слоях. О св-вах глубоких слоев можно судить только на основании теории, но исходные данные для теоретич. расчётов и для их проверки опять-таки даёт наблюдаемое излучение, выходящее из атмосфер.

Собирая свет звезды в фокусе телескопа, астрономы исследуют его. Обычно для этого свет разлагают в спектр, к-рый затем фотографируют или регистрируют с помощью фотоэлект-рич. приборов. Исследование звёздного спектра чаще всего состоит в измерении интенсивности свечения звезды в спектральных линиях - узких интервалах длин волн. Иногда измеряют интенсивности в более широких интервалах. Для этого свет звезды пропускают через светофильтры, выделяющие нужную область спектра (см. Оптическая астрономия, Астрофотометрия).

Характер спектра звезды зависит от физ. и хим. св-в её атмосферы (темп-ры, давления, состава). Осн. задача теории А. з. - определить по данным наблюдений, прежде всего спектра, физ. условия в атмосферах (темп-ру и плотность, скорости движений газовых масс) и химический состав звёзд. С этой целью исследуют процессы, в которых рождаются доходящие до нас фотоны, зависимость этих процессов от физических условий, образование линий спектра А. з.

2. Фотосферы звёзд

В А. з. можно выделить три осн. слоя: самый внеш. слой - протяжённую корону, затем хромосферу и фотосферу. Фотосферой наз. слой, дающий осн. часть видимого излучения звезды. Для фотосферы характерен спектр поглощения, т. е. непрерывный спектр с тёмными линиями (рис. 1). В то же время известно, что светящийся газ имеет линейчатый спектр, состоящий из отдельных ярких линий на сравнительно тёмном фоне (рис. 2). Причина этого различия в том, что светящийся газ в небольших объёмах прозрачен для всех частот оптич. непрерывного спектра, а толща фотосферы звезды непрозрачна. Фотосфера особенно сильно (избирательно) поглощает проходящее через неё излучение на частотах, соответствующих частотам излучения её атомов и ионов. Поэтому спектр. линии фотосферы кажутся тёмными на фоне непрерывного спектра звезды (подробнее об этом см. в разделе 6). Расположенные над фотосферой более прозрачные и горячие слои - хромосфера и корона - обычно не оказывают существенного влияния на оптич. излучение звезды и детально изучены только у Солнца (см. Солнечная хромосфера,Солнечная корона).

Рис. 1. Спектр звезды спектрального класса А5 (Р Треугольника) с линиями поглощения водорода (H_b, Н_g, Н_d) и других элементов (К и Н - линии кальция).

Рис. 2. Спектр испускания водорода (длины волн даны в нм, 1 нм = 10^-9 м).

Внеатмосферные наблюдения в УФ- и рентг. диапазонах спектра позволили начать непосредственные исследования хромосфер и корон звёзд. Слабое оптич. излучение этих слоев атмосферы "тонет" в сильном поле излучения фотосферы. Но при переходе к более коротким волнам интенсивность излучения фотосферы, согласно закону Вина, быстро ослабевает (см. Планка закон излучения) и вклад более горячих, внеш. частей атмосферы заметно возрастает. Поэтому излучение всех звёзд, кроме самых горячих, в диапазоне длин волн от 1000 до 2000  определяется излучением хромосфер, а рентг. излучение обычных одиночных (не двойных и не кратных) звёзд возникает в ещё более горячих слоях - коронах. Результаты наблюдении на рентг. внеатмосферной обсерватории имени Эйнштейна (см. Рентгеновская астрономия) позволяют предположить, что горячие короны существуют у исследованных звёзд практически всех спектр. классов. Такие результаты оказались неожиданными, поскольку ранее считалось, что горячие () короны могут существовать лишь у звёзд с внеш. конвективной зоной (см.Конвекция), т. е. у звёзд всех спектр. классов, кроме О и В. Нек-рую информацию о хромосферах звёзд с протяжёнными атмосферами иногда удаётся получить из анализа кривых блеска затменных переменных звёзд.

Излучение фотосферы в первом приближении можно считать равновесным и подчиняющимся закону Кирхгофа (см. Кирхгофа закон излучения). Это значит, что интенсивности процессов излучения и поглощения в фотосфере уравновешены: количество и энергия поглощённых фотонов в точности компенсируются количеством и энергией испущенных фотонов. Поскольку испускание пропорционально поглощению, прозрачные слои не вносят заметного вклада в свечение звезды. Осн. часть излучения исходит из слоев, где поглощение для фотонов данной частоты достаточно велико, но в то же время вероятность выхода фотонов наружу не очень мала. Темп-ра этого слоя и определяет интенсивность излучения звезды на данной частоте.

Излучение непрерывно уносит энергию звезды. В фотосфере источников энергии нет. Энергия выделяется в самых горячих, центральных частях звезды, где происходят ядерные реакции и возникает высокотемпературное рентг. излучение. Рентг. фотоны поглощаются- и переизлучаются веществом звезды. Постепенно излучение просачивается во внешние, более холодные области. При этом частоты фотонов уменьшаются в соответствии с темп-рой, пока в фотосфере не дойдут до частот видимой и прилегающих частей спектра. Кроме радиации энергия может переноситься конвекцией, т. е. движениями газовых масс, возникающими под действием идущего из глубины теплового потока (см. ст. Звёзды, Солнце). В фотосферах звёзд конвективный перенос не очень существен, осн. роль играет испускание и поглощение фотонов - т. н. перенос излучения.

Рассмотрим теперь, как происходит поглощение и испускание фотонов в горячем газе.