Astronet > Atmosfery zvezd

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Atmosfery zvezd

Soderzhanie:

1. Vvedenie
2. Fotosfery zvezd
3. Mehanizmy poglosheniya i ispuskaniya v nepreryvnom spektre
4. Pogloshenie v zvezdah razlichnyh spektral'nyh klassov (raznyh temperatur)
5. Nablyudaemye sledstviya teorii
6. Linii poglosheniya v spektrah zvezd
7. Zaklyuchenie

1. Vvedenie

Vse, chto my znaem o zvezdah, vyvoditsya gl. obr. iz analiza ih izlucheniya - vidimogo, ul'trafioletovogo i infrakrasnogo. Eto izluchenie vyhodit iz poverhnostnyh sloev zvezd - zvezdnyh atmosfer. Samye vnesh. protyazhennye zony atmosfer - korony - nablyudayutsya takzhe v radio- i rentg. diapazonah. Svet iz bolee glubokih, podatmosfernyh, sloev zvezdy, osobenno iz ee vnutr. chastei, neposredstvenno naruzhu ne vyhodit, on pogloshaetsya v raspolozhennyh vyshe neprozrachnyh sloyah. O sv-vah glubokih sloev mozhno sudit' tol'ko na osnovanii teorii, no ishodnye dannye dlya teoretich. raschetov i dlya ih proverki opyat'-taki daet nablyudaemoe izluchenie, vyhodyashee iz atmosfer.

Sobiraya svet zvezdy v fokuse teleskopa, astronomy issleduyut ego. Obychno dlya etogo svet razlagayut v spektr, k-ryi zatem fotografiruyut ili registriruyut s pomosh'yu fotoelekt-rich. priborov. Issledovanie zvezdnogo spektra chashe vsego sostoit v izmerenii intensivnosti svecheniya zvezdy v spektral'nyh liniyah - uzkih intervalah dlin voln. Inogda izmeryayut intensivnosti v bolee shirokih intervalah. Dlya etogo svet zvezdy propuskayut cherez svetofil'try, vydelyayushie nuzhnuyu oblast' spektra (sm. Opticheskaya astronomiya, Astrofotometriya).

Harakter spektra zvezdy zavisit ot fiz. i him. sv-v ee atmosfery (temp-ry, davleniya, sostava). Osn. zadacha teorii A. z. - opredelit' po dannym nablyudenii, prezhde vsego spektra, fiz. usloviya v atmosferah (temp-ru i plotnost', skorosti dvizhenii gazovyh mass) i himicheskii sostav zvezd. S etoi cel'yu issleduyut processy, v kotoryh rozhdayutsya dohodyashie do nas fotony, zavisimost' etih processov ot fizicheskih uslovii, obrazovanie linii spektra A. z.

2. Fotosfery zvezd

V A. z. mozhno vydelit' tri osn. sloya: samyi vnesh. sloi - protyazhennuyu koronu, zatem hromosferu i fotosferu. Fotosferoi naz. sloi, dayushii osn. chast' vidimogo izlucheniya zvezdy. Dlya fotosfery harakteren spektr poglosheniya, t. e. nepreryvnyi spektr s temnymi liniyami (ris. 1). V to zhe vremya izvestno, chto svetyashiisya gaz imeet lineichatyi spektr, sostoyashii iz otdel'nyh yarkih linii na sravnitel'no temnom fone (ris. 2). Prichina etogo razlichiya v tom, chto svetyashiisya gaz v nebol'shih ob'emah prozrachen dlya vseh chastot optich. nepreryvnogo spektra, a tolsha fotosfery zvezdy neprozrachna. Fotosfera osobenno sil'no (izbiratel'no) pogloshaet prohodyashee cherez nee izluchenie na chastotah, sootvetstvuyushih chastotam izlucheniya ee atomov i ionov. Poetomu spektr. linii fotosfery kazhutsya temnymi na fone nepreryvnogo spektra zvezdy (podrobnee ob etom sm. v razdele 6). Raspolozhennye nad fotosferoi bolee prozrachnye i goryachie sloi - hromosfera i korona - obychno ne okazyvayut sushestvennogo vliyaniya na optich. izluchenie zvezdy i detal'no izucheny tol'ko u Solnca (sm. Solnechnaya hromosfera, Solnechnaya korona).

Ris. 1. Spektr zvezdy spektral'nogo klassa A5 (R Treugol'nika) s liniyami poglosheniya vodoroda (H_b, N_g, N_d) i drugih elementov (K i N - linii kal'ciya).

Ris. 2. Spektr ispuskaniya vodoroda (dliny voln dany v nm, 1 nm = 10^-9 m).

Vneatmosfernye nablyudeniya v UF- i rentg. diapazonah spektra pozvolili nachat' neposredstvennye issledovaniya hromosfer i koron zvezd. Slaboe optich. izluchenie etih sloev atmosfery "tonet" v sil'nom pole izlucheniya fotosfery. No pri perehode k bolee korotkim volnam intensivnost' izlucheniya fotosfery, soglasno zakonu Vina, bystro oslabevaet (sm. Planka zakon izlucheniya) i vklad bolee goryachih, vnesh. chastei atmosfery zametno vozrastaet. Poetomu izluchenie vseh zvezd, krome samyh goryachih, v diapazone dlin voln ot 1000 do 2000 $\AA$ opredelyaetsya izlucheniem hromosfer, a rentg. izluchenie obychnyh odinochnyh (ne dvoinyh i ne kratnyh) zvezd voznikaet v eshe bolee goryachih sloyah - koronah. Rezul'taty nablyudenii na rentg. vneatmosfernoi observatorii imeni Einshteina (sm. Rentgenovskaya astronomiya) pozvolyayut predpolozhit', chto goryachie korony sushestvuyut u issledovannyh zvezd prakticheski vseh spektr. klassov. Takie rezul'taty okazalis' neozhidannymi, poskol'ku ranee schitalos', chto goryachie ( $T \gtrsim 10^6 K$ ) korony mogut sushestvovat' lish' u zvezd s vnesh. konvektivnoi zonoi (sm. Konvekciya), t. e. u zvezd vseh spektr. klassov, krome O i V. Nek-ruyu informaciyu o hromosferah zvezd s protyazhennymi atmosferami inogda udaetsya poluchit' iz analiza krivyh bleska zatmennyh peremennyh zvezd.

Izluchenie fotosfery v pervom priblizhenii mozhno schitat' ravnovesnym i podchinyayushimsya zakonu Kirhgofa (sm. Kirhgofa zakon izlucheniya). Eto znachit, chto intensivnosti processov izlucheniya i poglosheniya v fotosfere uravnovesheny: kolichestvo i energiya pogloshennyh fotonov v tochnosti kompensiruyutsya kolichestvom i energiei ispushennyh fotonov. Poskol'ku ispuskanie proporcional'no poglosheniyu, prozrachnye sloi ne vnosyat zametnogo vklada v svechenie zvezdy. Osn. chast' izlucheniya ishodit iz sloev, gde pogloshenie dlya fotonov dannoi chastoty dostatochno veliko, no v to zhe vremya veroyatnost' vyhoda fotonov naruzhu ne ochen' mala. Temp-ra etogo sloya i opredelyaet intensivnost' izlucheniya zvezdy na dannoi chastote.

Izluchenie nepreryvno unosit energiyu zvezdy. V fotosfere istochnikov energii net. Energiya vydelyaetsya v samyh goryachih, central'nyh chastyah zvezdy, gde proishodyat yadernye reakcii i voznikaet vysokotemperaturnoe rentg. izluchenie. Rentg. fotony pogloshayutsya- i pereizluchayutsya veshestvom zvezdy. Postepenno izluchenie prosachivaetsya vo vneshnie, bolee holodnye oblasti. Pri etom chastoty fotonov umen'shayutsya v sootvetstvii s temp-roi, poka v fotosfere ne doidut do chastot vidimoi i prilegayushih chastei spektra. Krome radiacii energiya mozhet perenosit'sya konvekciei, t. e. dvizheniyami gazovyh mass, voznikayushimi pod deistviem idushego iz glubiny teplovogo potoka (sm. st. Zvezdy, Solnce). V fotosferah zvezd konvektivnyi perenos ne ochen' sushestven, osn. rol' igraet ispuskanie i pogloshenie fotonov - t. n. perenos izlucheniya.

Rassmotrim teper', kak proishodit pogloshenie i ispuskanie fotonov v goryachem gaze.

3. Mehanizmy poglosheniya i ispuskaniya v nepreryvnom spektre

Fotony rozhdayutsya i gibnut pri vzaimodeistvii s zaryazhennymi chasticami, prezhde vsego s elektronami. Foton ispuskaetsya, napr., esli elektron stalkivaetsya s ionom i tormozitsya (sm. Tormoznoe izluchenie). Svobodnye elektrony pri tormozhenii mogut ispuskat' fotony lyubyh chastot, spektr ih izlucheniya nepreryven. Unosimaya fotonom energiya cherpaetsya iz kinetich. energii svobodnogo elektrona, kotoroi on obladal do vzaimodeistviya s ionom. V otlichie ot svobodnogo elektrona, energiya svyazannogo elektrona (prinadlezhashego atomu) mozhet prinimat' tol'ko vpolne opredelennye diskretnye znacheniya (sm. Urovni energii). Perehod elektrona v atome s odnogo urovnya na drugoi sopryazhen s ispuskaniem ili poglosheniem kvanta el.-magn. energii (fotona) $\varepsilon = h\nu$ strogo opredelennoi chastoty n.

Ris. 3. Shema urovnei energii atoma vodoroda.
Vyshe verhnego predela elektron svoboden.
Pervyi (osnovnoi) uroven' sootvetstvuet
nevozmushennomu sostoyaniyu atoma s minimal'noi
energiei. Strelkami ukazany perehody razlichnyh tipov.

Rassmotrim processy poglosheniya i ispuskaniya fotonov na prosteishem primere atoma vodoroda. Shema ego urovnei dana na ris.3. Urovni sgushayutsya okolo verhnego predela, k-ryi sootvetstvuet svobodnomu elektronu s nulevoi energiei. Nizhnii uroven' - osnovnoi, elektron na etom urovne sil'nee vsego svyazan s yadrom. Esli elektron v atome nahoditsya na bolee vysokom energetich. urovne, atom naz. vozbuzhdennym. Rasstoyanie ot osn. urovnya do verhnego predela sootvetstvuet energii ionizacii atoma s osn. urovnya.

Pri pogloshenii atomom fotona, energiya k-rogo hn_P ravna energii ionizacii, atom razdelitsya na ion i svobodnyi elektron s nulevoi kinetich. energiei. Fotony s energiei, prevyshayushei energiyu ionizacii, tozhe pogloshayutsya atomom, pri etom izbytok energii soobshaetsya osvobozhdayushemusya elektronu. T.o., atom za schet processa ionizacii mozhet pogloshat' izluchenie v nepreryvnoi polose chastot, nachinayusheisya ot chastoty predela n„ i prostirayusheisya v storonu bolee vysokih chastot. U vodoroda ionizaciya s osn. urovnya proishodit pri pogloshenii el.-magn. voln, dlina k-ryh men'she $$\lambda = s/\nu _P = 912$ \AA$ . Eto dalekaya UF-oblast' spektra. Esli energiya fotona znachitel'no bol'she predel'noi, to on pogloshaetsya huzhe, koeff. poglosheniya padaet.

Rasstoyanie ot 2-go urovnya energii do predela gorazdo men'she, chem ot 1-go, t. e. atom ionizuetsya so 2-go urovnya fotonami men'shei chastoty. U vodoroda vtoraya polosa nachinaetsya ot 3646 $\AA$ , t. e. v blizkoi UF-oblasti. Cherez vidimuyu oblast' spektra tyanetsya polosa, sootvetstvuyushaya ionizacii s 3-go urovnya ( $$\lambda \le 8206$ \AA$ ). Ionizaciya s ochen' vysokih urovnei proizvoditsya uzhe fotonami radiodiapazona. Zavisimost' ot l koeff. poglosheniya fotonov s energiei, sootvetstvuyushei perehodam elektrona v svobodnoe sostoyanie s nizhnih energetich. urovnei atoma vodoroda, shematicheski izobrazhena na ris. 4.

Ris. 4. Zavisimost' ot dliny volny l
koefficienta poglosheniya fotonov pri ionizacii
atomov vodoroda s razlichnyh urovnei energii.
Kazhdomu urovnyu sootvetstvuet polosa poglosheniya,
nachinayushayasya u predela i idushaya, postepenno slabeya,
v korotkovolnovuyu storonu. Predel dlya osnovnogo
urovnya - 912 $\AA$ , dlya 2-go - 3646 $\AA$ ,
dlya 3-go - 8206 $\AA$ .

Ispuskanie - process, obratnyi poglosheniyu, proishodit pri rekombinacii - zahvate ionom svobodnogo elektrona. Zahvat mozhet proizoiti na lyuboi uroven', poetomu pri rekombinaciyah bol'shogo chisla ionov ispuskayutsya fotony v polosah chastot, primykayushih ko vsem predelam. U tonkogo sloya sil'no ionizovannogo vodoroda spektr izlucheniya pohozh na spektr, izobrazhennyi na ris. 4: on sostoit iz polos, kruto obryvayushihsya so storony bol'shih dlin voln. S uvelicheniem opticheskoi tolshi svetyashegosya sloya ego izluchenie budet usilivat'sya, no tol'ko do teh por, poka vsya sistema ostaetsya prozrachnoi. Kogda dlya k.-n. chastoty pogloshenie stanovitsya sushestvennym, rost yarkosti na etoi chastote prekrashaetsya, t. k. svet ot glubinnyh sloev pogloshaetsya vperedi lezhashimi sloyami. Soglasno zakonu Kirhgofa, pogloshenie sil'nee v tom diapazone chastot, v k-rom sil'nee izluchenie. Poetomu sglazhivanie spektra nachnetsya s maksimumov intensivnosti (ris. 5) i pri dostatochnoi tolshine sloya poluchaetsya sovsem gladkii spektr izlucheniya absolyutno chernogo tela s temp-roi izluchayushego (fotosfernogo) gaza.

Ris. 5. Izmenenie vida nepreryvnogo spektra vodoroda
po mere uvelicheniya tolshiny izluchayushego sloya (cifry
1,2,3 sootvetstvuyut sloyam vozrastayushei tolshiny).
S uvelicheniem tolshiny i neprozrachnosti sloya spektr
postepenno sglazhivaetsya i priblizhaetsya k spektru
absolyutno chernogo tela, pokazannomu zhirnoi liniei
(F - spektral'naya moshnost' izlucheniya).

Itak, pervyi tip poglosheniya i ispuskaniya sootvetstvuet perehodam elektrona iz svyazannogo sostoyaniya v svobodnoe, i naoborot (svyazanno-svobodnye perehody).

Vozmozhen i vtoroi tip poglosheniya, pri k-rom elektron, ostavayas' svyazannym, perehodit s odnogo energetich. urovnya na drugoi (svyazanno-svyazannye perehody). Pri etom ispuskayutsya ili pogloshayutsya fotony opredelennyh chastot (spektr. linii). Pogloshenie i izluchenie v liniyah obychno sil'nee, chem v polosah, t. k. izluchenie sosredotocheno v uzkom intervale chastot. Poetomu, poka gaz prozrachen, vidny v osnovnom tol'ko yarkie linii. Po mere uvelicheniya tolshiny sloya linii postepenno budut ischezat' na fone usilivayushegosya nepreryvnogo spektra.

Tretii vid poglosheniya v nepreryvnom spektre proishodit pri perehodah elektrona iz svobodnogo sostoyaniya v svobodnoe zhe, no s dr. energiei (svobodno-svobodnye perehody). Eto process, obratnyi uzhe upominavshemusya processu, kogda elektron ispuskaet foton, dvigayas' vblizi iona. Esli iona poblizosti net, to poglotit'sya kvant ne mozhet, no on mozhet rasseyat'sya na elektrone - izmenit' napravlenie dvizheniya. Ego chastota pri etom ostaetsya pochti postoyannoi, nebol'shoe izmenenie proishodit tol'ko iz-za Doplera effekta, esli elektron dvizhetsya otnositel'no nablyudatelya. V atmosferah goryachih zvezd nek-ruyu rol' igraet takzhe releevskoe rasseyanie - rasseyanie sveta na mikrofluktuaciyah plotnosti, vyzvannyh teplovym dvizheniem chastic.

4. Pogloshenie v zvezdah razlichnyh spektral'nyh klassov (raznyh temperatur)

Pogloshenie fotonov, podobnoe opisannomu vyshe, svoistvenno ne tol'ko atomam vodoroda, no i atomam dr. elementov. Tol'ko raspolozhenie energetich. urovnei u nih inoe, odnako vsegda urovni sgushayutsya k ionizacionnomu predelu, i pogloshenie s raznyh urovnei, svyazannoe s otryvom elektrona, t. e. s ionizaciei atoma, daet mnozhestvo perekryvayushihsya polos.

Vernemsya k vodorodu. Dlya togo chtoby ego pogloshenie imelo takoi vid, kak na ris. 4, na vseh energetich. urovnyah dolzhno byt' dostatochnoe kolichestvo atomov. Na osn. urovne atom mozhet nahodit'sya neogranichenno dolgo, lish' pogloshenie fotona ili stolknovenie s dostatochno bystrym elektronom mozhet ionizovat' ego ili vozbudit', t. e. perevesti na odin iz vyshelezhashih urovnei. V vozbuzhdennom sostoyanii atom nahoditsya nedolgo - uzhe cherez ~10^-8 s on izluchaet foton i perehodit na k.-l. iz bolee nizkih urovnei. S etogo urovnya on spuskaetsya eshe nizhe, poka ne pereidet na osnovnoi. Pravda, za korotkoe vremya prebyvaniya v vozbuzhdennom sostoyanii atom mozhet poglotit' eshe foton i pereiti na bolee vysokii uroven'. Krome togo, on mozhet izmenit' svoe sostoyanie pri stolknovenii s elektronom. T. o., atomy v A. z. nepreryvno pogloshayut i ispuskayut fotony, obmenivayutsya energiei s naletayushimi elektronami, perehodyat s urovnya na uroven', no v srednem ih chislo na kazhdom urovne (v ravnovesnyh usloviyah) ostaetsya postoyannym. Poetomu mozhno govorit' ob otnositel'noi naselennosti 1-go, 2-go i dr. urovnei energii.

Otnositel'naya naselennost' urovnei zavisit ot temp-ry. Chem vyshe temp-ra, tem bol'she energiya fotonov i elektronov, tem chashe proishodyat vozbuzhdeniya i tem bol'she otnositel'naya naselennost' verhnih urovnei.

Naryadu s vozbuzhdeniem vozmozhna i ionizaciya atomov, no obychno dlya ionizacii trebuetsya bol'she energii. Legche vsego ionizuyutsya metally, poskol'ku u nih men'she energiya ionizacii. Blagodarya prisutstviyu atomov metallov dazhe v holodnyh zvezdah imeyutsya svobodnye elektrony. Poetomu A. z. predstavlyayut soboi plazmu (ionizovannyi gaz). S rostom temp-ry rastet energiya fotonov, uvelichivaetsya chislo ionizacii, chislo neitral'nyh atomov stanovitsya neznachitel'nym. Pri etom i pogloshenie, obuslovlennoe neitral'nymi atomami, tozhe umen'shaetsya.

Ionizaciya zavisit ne tol'ko ot temp-ry, no i ot koncentracii elektronov. Chem bol'she elektronov, tem chashe proishodyat rekombinacii, chislo neitral'nyh atomov vozrastaet i stepen' ionizacii okazyvaetsya men'she, chem v bolee razrezhennom gaze toi zhe temp-ry. Esli temp-ra zvezdy ochen' vysoka, to mozhet proizoiti vtoraya ionizaciya teh elementov, k-rye imeyut bol'she odnogo elektrona. V ochen' goryachih zvezdah nablyudayutsya linii ionizovannyh atomov, u k-ryh otorvano 2-3 i bolee elektrona, napr. CIII, NIII, SiIV. Iony takzhe uchastvuyut v pogloshenii, no ih polosy raspolozheny v osnovnom v bolee korotkovolnovoi UF-oblasti spektra.

Rassmotrim podrobnei pogloshenie, vyzyvaemoe naibolee rasprostranennym v zvezdah elementom - vodorodom. Chtoby pogloshat' v vidimoi oblasti spektra, atom vodoroda dolzhen nahodit'sya na 3-m energetich. urovne, k-ryi raspolozhen ochen' daleko ot osnovnogo (ris. 3). Voobshe, u vodoroda ochen' bol'shoi razryv mezhdu 1-mi ostal'nymi urovnyami. Poetomu, napr., pri temp-re ok. 6000 S (fotosfera Solnca) imeetsya ochen' malo fotonov i elektronov s energiei, dostatochnoi dlya vozbuzhdeniya na 2-i ili 3-i urovni. Pochti vse atomy vodoroda pri etoi temp-re nahodyatsya na osn. urovne i ne mogut pogloshat' v vidimom i blizkom UF-diapazonah. Takoi vodorod prakticheski prozrachen, ego rol' v formirovanii spektra izlucheniya solnechnoi fotosfery sravnitel'no nevelika. S pogruzheniem v glub' zvezdy temp-ra rastet, kolichestvo vozbuzhdennyh atomov vodoroda uvelichivaetsya i rol' ego v pogloshenii vozrastaet. Nakonec, na nek-roi glubine (dlya Solnca eta glubina ravna 0,1-0,2 R $_\odot$ ) temp-ra vozrastaet nastol'ko, chto vodorod ves' ionizuetsya. Pri etom ego pogloshenie vnov' padaet. V zavisimosti ot temp-ry zvezdnoi fotosfery analogichnuyu rol' v pogloshenii i izluchenii sveta igrayut atomy dr. elementov (s inoi energiei ionizacii). Sledovatel'no, intensivnost' spektr, linii, harakter spektra (spektral'nyi klass) zvezdy svyazany gl. obr. s ee temp-roi. Poskol'ku temp-ra zvezdnogo gaza menyaetsya s glubinoi, ponyatie "temperatura zvezdy" nuzhdaetsya v utochnenii. Obychno za temp-ru zvezdy prinimaetsya ee effektivnaya temperatura T_e, k-raya priblizitel'no ravna temp-re gaza v srednih sloyah fotosfery.

U zvezd spektr, klassa A temp-ra fotosfer ok. 10 000 K, tam vodorodnoe pogloshenie osobenno veliko. V bolee goryachih zvezdah, klassov V i O, vodorodnoe pogloshenie men'she, t. k. tam vodorod sil'no ionizovan. Poetomu v zvezdah klassa V osn. rol' v pogloshenii igraet gelii, k-ryi ionizovat' trudnee, chem vodorod (energiya ionizacii u geliya vyshe). V zvezdah klassa O (s temp-roi fotosfer do 45 000 K) gelii pochti polnost'yu odnokratno ionizovan, v etih zvezdah pogloshaet ion geliya HeII.

V zvezdah tipa G, napr. na Solnce, vodorod i gelii pogloshayut, kak uzhe govorilos', malo. Otchasti pogloshenie tam obuslovleno prisutstviem atomov Mg, Fe i dr. metallov, u k-ryh energiya vozbuzhdeniya i ionizacii men'she, chem u vodoroda. No atomov metallov v desyatki tys. raz men'she, chem atomov vodoroda, poetomu ih rol' vse-taki nevelika. V osnovnom zhe pogloshenie proizvoditsya otricatel'nymi ionami vodoroda. Takoi ion predstavlyaet soboi atom vodoroda, k k-romu prisoedinen vtoroi elektron. Svyaz' etogo elektrona s atomom slabaya, uzhe foton IK-diapazona s $$\lambda \sim 8000 $\AA$ mozhet razrushit' otricatel'nyi ion vodoroda. Poetomu otricatel'nye iony vodoroda pogloshayut fotony vidimogo sveta i prilegayushih uchastkov spektra. Izluchenie zhe proishodit pri zahvate elektronov neitral'nymi atomami. Obrazuyushiesya pri zahvate fotony i opredelyayut svechenie fotosfer Solnca i zvezd, blizkih k nemu po temp-re. Otricatel'nye iony razrushayutsya pod deistviem potoka izlucheniya, idushego iz-pod fotosfery, i snova obrazuyutsya, davaya novye fotony. Svobodnye elektrony, neobhodimye dlya obrazovaniya otricatel'nyh ionov vodoroda, postavlyayut pri ionizacii atomy metallov i v nebol'shoi chasti - atomy vodoroda. V samyh holodnyh zvezdah, s T_e» 3000K, ionizaciya mala, otricatel'nye iony ne obrazuyutsya. Tam pogloshayut i izluchayut v osnovnom bolee slozhnye sistemy - molekuly, k-ryh na Solnce i v bolee goryachih zvezdah pochti net, t. k. oni razrushayutsya pri vysokoi temp-re.

Itak, v fotosferah zvezd proishodit razrushenie i obrazovanie razlichnyh sistem - ionov, atomov, otricatel'nyh ionov, molekul. Pri etom pogloshayutsya i ispuskayutsya fotony, chast' k-ryh vyletaet iz fotosfery v okruzhayushee prostranstvo. Fotosfera nepreryvno teryaet energiyu, k-raya vosstanavlivaetsya za schet potoka izlucheniya, idushego iz bolee glubokih sloev.

5. Nablyudaemye sledstviya teorii

Mnogie sledstviya izlozhennyh predstavlenii o processah v fotosferah mozhno proverit' nablyudeniyami.

1) Dolzhno nablyudat'sya, v chastnosti, skachkoobraznoe izmenenie yarkosti spektra vblizi granic polos (ris. 6).

Ris. 6. Nepreryvnyi spektr zvezdy klassa A0 - zavisimost'
intensivnosti izlucheniya ot dliny volny. Dlya sravneniya
tonkoi liniei dana intensivnost' izlucheniya absolyutno
chernogo tela s temp-roi 10500K (teh zhe razmerov, chto i zvezda).

Deistvitel'no, pust' v nek-roi chasti spektra, napr. okolo $$\lambda = 3646$ \AA$ , koeff. poglosheniya izmenyaetsya skachkom, kak na ris. 4. Sleva ot predela pogloshenie bol'she, poetomu izluchenie s $$\lambda < 3646$\AA$ postupaet k nam ot sravnitel'no vysokih (naruzhnyh) sloev fotosfery. Sprava pogloshenie men'she, tak chto dlya $$\lambda > 3646$ \AA$ vidny bolee glubokie, goryachie sloi,- ved' temp-ra zvezd rastet v fotosfere s glubinoi. Sledovatel'no, intensivnost' sprava ot 3646 A dolzhna byt' bol'she, chem sleva (sm. Bal'merovskii skachok). Takie skachki intensivnosti v spektrah deistvitel'no nablyudayutsya. U zvezd klassa A oni sil'ny u granic polos, sootvetstvuyushih energii ionizacii vodoroda s raznyh urovnei. Eto znachit, chto vodorodnoe pogloshenie tam yavl. osnovnym. U Solnca skachok okolo 3646 A tozhe est', no on ochen' slab. Eto podtverzhdaet maluyu rol' vodorodnogo poglosheniya v atmosfere Solnca.

Ris. 7. Hod luchei v centre
i na krayu diska zvezdy. Pri
ravnyh putyah l luchei cherez
veshestvo zvezdy luch na krayu
vyhodit na bolee vysokih
sloev, chem v centre diska.

2) Nablyudaetsya izmenenie yarkosti diska Solnca ili zvezdy s priblizheniem k krayu (potemnenie k krayu - sm. ris. 1 v st. Solnce). Poskol'ku vblizi kraya diska luch idet naklonno k poverhnosti (ris. 7), vdol' nego vidny sloi fotosfery, bolee vysokie i holodnye, chem v centre. Sledovatel'no, i yarkost' na krayu dolzhna byt' men'she, chem v centre.

Velichina potemneniya zavisit ot togo, kak bystro menyaetsya temp-ra s glubinoi. Esli by temp-ra fotosfery na vsyu ee glubinu byla postoyannoi, to ni skachkov, ni potemneniya ne bylo by. Dlya Solnca mozhno reshit' obratnuyu zadachu - po nablyudaemomu potemneniyu (fakticheski po poglosheniyu) opredelit' raspredelenie temp-ry s glubinoi. Dlya zvezd potemnenie k krayu neposredstvenno nablyudat' nel'zya: diski zvezd slishkom maly. Lish' iz analiza krivyh bleska zatmennyh peremennyh zvezd inogda udaetsya poluchit' velichinu potemneniya k krayu diska zvezdy. Odnako raspredelenie temp-ry s glubinoi i, sledovatel'no, potemnenie k krayu mozhno rasschitat' teoreticheski. Eti raschety horosho podtverzhdayutsya nablyudeniyami.

6. Linii poglosheniya v spektrah zvezd

Ris. 8. Uchastok spektra zvezdy s liniei poglosheniya dlya
centra ee diska (a) i dlya kraya diska (b).

Do sih por govorilos' o nepreryvnom spektre zvezdy. Odnako ne menee sushestvennuyu informaciyu o zvezdnyh atmosferah dayut spektr. linii. V liniyah koeff. poglosheniya velik, poetomu na chastotah linii k nam prihodyat fotony tol'ko ot samyh verhnih sdoev fotosfery, v k-ryh temp-ra i, sledovatel'no, intensivnost' izlucheniya men'she, chem v bolee glubokih sloyah, gde rozhdaetsya nepreryvnyi spektr. Deistvitel'no, nek-rye slabye linii tak i obrazuyutsya. Odnako mozhno pokazat', chto bol'shaya chast' linii, osobenno bolee sil'nyh, obrazuetsya inache. Deistvitel'no, na krayu diska v nepreryvnom spektre vidny verhnie sloi fotosfery. No eti zhe sloi, soglasno predpolozheniyu, opredelyayut i izluchenie v linii. Sledovatel'no, intensivnost' izlucheniya v centre linii dolzhna byt' ravna intensivnosti nepreryvnogo izlucheniya kraya diska, t. e. na krayu diska linii dolzhny ischezat' (ris. 8). V deistvitel'nosti zhe bol'shinstvo linii na krayu diska stol' zhe rezki, kak i v centre (ris. 9).

Ris. 9. Spektr centra (vnizu) i kraya (vverhu) diska Solnca (privedena sinyaya chast' spektra). Ukazany dliny voln (v A) spektral'nyh linii Sa, Te, Ti.

Prichina etih anomalii - v narushenii zakona Kirhgofa. Delo v tom, chto pogloshenie v spektr. linii ne est' obychnoe pogloshenie, kogda energiya fotona prevrashaetsya v teplotu (napr., v kinetich. energiyu elektrona), a potom uzhe nagretyi gaz izluchaet novyi foton. Chashe eto pogloshenie nosit harakter rasseyaniya, kogda foton sohranyaet svoyu chastotu. Proishodit eto sled. obr. Atom pogloshaet foton i perehodit v vozbuzhdennoe sostoyanie. Esli by plotnost' gaza byla velika, atom uspel by do ispuskaniya fotona stolknut'sya so svobodnym elektronom i otdat' emu energiyu vozbuzhdeniya. Odnako plotnost' v verhnih chastyah fotosfery ne ochen' velika, poetomu atom obychno uspevaet do stolknoveniya pereiti obratno na osn. uroven', ispustiv takoi zhe foton, kakoi on ranee poglotil, no v inom napravlenii, chem dvigalsya pogloshennyi foton. K takim processam zakon Kirhgofa neprimenim.

Obrazovanie linii obuslovleno sled. processami. Fotony nepreryvnogo spektra vyhodyat iz fotosfery sravnitel'no svobodno. Odnako esli foton imeet chastotu, sootvetstvuyushuyu perehodu mezhdu k.-l. dvumya urovnyami energii atomov, on rasseivaetsya atomami i ne vyhodit iz fotosfery, a otklonyaetsya v storonu ili vniz. Dvigayas' po lomanoi traektorii, foton v konce koncov pogloshaetsya, napr. otricatel'nym ionom vodoroda, i ego energiya zatem perehodit v energiyu teplovogo dvizheniya chastic. Takim obrazom gibnut preimushestvenno fotony s chastotoi, harakternoi dlya energetich. perehodov atomov (s chastotoi spektr. linii). V rezul'tate v nepreryvnom spektre obrazuyutsya temnye linii poglosheniya.

Chem bol'she atomov, pogloshayushih fotony opredelennoi chastoty, tem sil'nee dolzhna byt' sootvetstvuyushaya liniya poglosheniya. Poetomu po kolichestvu energii, pogloshennoi v linii iz nepreryvnogo spektra, mozhno opredelit' chislo pogloshayushih atomov (sm. Krivaya rosta). Esli sravnit' spektry zvezd raznyh klassov, to brosaetsya v glaza sushestvennaya raznica mezhdu nimi. U zvezd spektr, klassa A vydelyayutsya vodorodnye linii Bal'mera serii: N_a, N_b, N_g i dr.; u zvezd klassa G - linii iona kal'ciya (CaII), oboznachaemye bukvami N i K. Mozhno bylo by podumat'. chto delo v razlichnom him. sostave, no deistvitel'naya prichina zaklyuchaetsya v razlichnyh usloviyah vozbuzhdeniya i ionizacii.

Linii serii Bal'mera, raspolozhennye v vidimoi oblasti spektra, obrazuyutsya pri perehodah atomov so 2-go urovnya energii na 3-i, 4-i i bolee vysokie. Sledovatel'no, pogloshayushie atomy - eto vozbuzhdennye atomy na 2-m urovne. Pri temp-re fotosfery Solnca vozbuzhdenie vodoroda malo, pochti vse atomy vodoroda nahodyatsya na 1-m urovne, poetomu bal'merovskie linii v spektre Solnca slaby. Sil'nee vsego eti linii v zvezdah klassa A, t. k. tam temp-ra dostatochno vysoka, chtoby vozbudit' vodorod, no ne nastol'ko vysoka, chtoby ego ionizovat'. Linii CaII v zvezdah klassa A i bolee goryachih slaby, potomu chto Sa tam dvazhdy ionizovan, t. e. nahoditsya v sostoyanii CaIII. V zvezdah klassa G linii CaII sil'ny, a v bolee holodnyh zvezdah oni slabee, chem liniya neitral'nogo SaI. U holodnyh zvezd sil'na takzhe liniya neitral'nogo Na, k-raya v spektre Solnca uzhe znachitel'no oslablena iz-za ionizacii Na.

Sravnivaya intensivnosti opredelennyh linii, napr. vodoroda i CaII, mozhno opredelit' spektr. klass i, sledovatel'no, temp-ru zvezdy. Na diagramme spektr - svetimost' (sm. Gercshprunga - Ressella diagramma) zheltye (5000-7000 K) i osobenno krasnye holodnye (2500-5000 K) zvezdy dovol'no rezko delyatsya na zvezdy glavnoi posledovatel'nosti (karliki) i na zvezdy-giganty. Poslednie predstavlyayut soboi yarkie zvezdy s ochen' razrezhennymi protyazhennymi atmosferami. Pri odnom i tom zhe spektr. klasse, t. e. odnoi i toi zhe stepeni ionizacii fotosfery, temp-ra giganta na nesk. soten gradusov nizhe, chem u karlika. Eshe bolee razrezhennye atmosfery sverhgigantov holodnee, chem atmosfery gigantov togo zhe klassa. Razlichie temp-r v osnovnom kompensiruetsya vliyaniem nizkoi plotnosti, pri k-roi stepen' ionizacii, harakternaya dlya zvezd dannogo klassa, sohranyaetsya za schet umen'sheniya chisla rekombinacii. Pravda, eta kompensaciya vozmozhna ne dlya vseh linii. Poetomu bolee tshatel'nyi analiz spektra pozvolyaet opredelit' i temp-ru, i svetimost' zvezd. Giganty mozhno otlichit' ne tol'ko po otnositel'nym intensivnostyam linii, no i po shirine linii. Delo v tom, chto stolknoveniya pogloshayushih atomov s dr. atomami, s ionami i s elektronami rasshiryayut liniyu. Poetomu linii karlikov shirokie, a linii gigantov, i osobenno sverhgigantov, v atmosferah k-ryh stolknoveniya redki, bolee uzkie.

Nakonec, po profilyu spektr. linii mozhno opredelit' skorosti haoticheskih dvizhenii atomov, t. k. eti dvizheniya, vsledstvie effekta Doplera, delayut liniyu bolee shirokoi. Dvizheniya, rasshiryayushie linii, yavl. ne stol'ko teplovymi dvizheniyami atomov, skol'ko dvizheniyami celyh gazovyh mass, svyazannyh gl. obr. s konvekciei.

7. Zaklyuchenie

Naibolee detal'no v A. z. izuchena fotosfera. Bolee prozrachnye sloi - hromosferu i koronu, raspolozhennye vyshe fotosfery, nablyudat' trudno, poetomu oni podrobno izucheny poka tol'ko u Solnca. Odnako u nek-ryh zvezd, osobenno u krasnyh holodnyh karlikov, a inogda i u gigantov, hromosfera nastol'ko plotnaya i protyazhennaya, chto izluchaemye eyu linii mozhno nablyudat' v obshem spektre vsei zvezdy. Teoriya zvezd s moshnymi hromosferami, dayushimi yarkie linii, eshe malo razrabotana.

Itak, izuchenie zvezdnyh spektrov pozvolyaet utochnit' fiz. prirodu processov izlucheniya i poglosheniya v A. z. Teoriya pozvolyaet opredelit' iz nablyudenii temp-ru i plotnost' fotosfer, izmenenie etih velichin s glubinoi, ionizaciyu i vozbuzhdenie atomov, him. sostav gaza. Krome togo, opredelyayutsya skorosti haoticheskih dvizhenii gazovyh mass i vrashenie zvezd, esli skorost' vrasheniya ekvatorial'noi zony dostatochno velika (100-200 km/s), chtoby zametno rasshirit' liniyu. Po forme profilya spektr. linii nek-ryh zvezd (napr., zvezd tipa Vol'fa - Raie i dr. yarkih goryachih zvezd, imeyushih profili linii, pohozhie na profili linii zvezdy R Cyg) udalos' ustanovit', chto atmosfery ih rasshiryayutsya vo vse storony so skorostyami v sotni, a inogda i tysyachi km/s, sozdavaya zvezdnyi veter, v kakoi-to stepeni analogichnyi solnechnomu vetru, no gorazdo bolee moshnyi.

Znacheniya temp-ry i plotnosti gaza fotosfery sluzhat ishodnymi parametrami dlya rascheta vnutr. stroeniya zvezd (sm. Zvezdy).

Vse skazannoe vyshe otnositsya k zvezdam, fotosfery k-ryh prakticheski ne menyayutsya so vremenem. Odnako sushestvuet bol'shoe chislo peremennyh zvezd, blesk k-ryh periodicheski ili neregulyarno menyaetsya. U bol'shinstva peremennyh zvezd blesk menyaetsya iz-za pul'sacii atmosfery - izmeneniya ee razmerov i temp-ry (sm. Pul'sacii). Pri etom menyaetsya obychno i spektr zvezdy.

Lit.:
Kaplan S. A., Fizika zvezd, 3 izd.. M., 1977; Kurs astrofiziki i zvezdnoi astronomii, pod red. A. A. Mihailova, t. 2, M., 1962, gl. 1, 15;
Mustel' E. R., Zvezdnye atmosfery, M., 1960; Zvezdnye atmosfery, per. s angl.. M., 1963;
Sobolev V. V., Kurs teoreticheskoi astrofiziki, 2 izd., M., 1975;
Grei D., Nablyudenie i analiz zvezdnyh atmosfer, per. s angl., M., 1980;
Mihalas D., Zvezdnye atmosfery, ch. 1-2, per. s angl., M., 1982.

S. B. Pikel'ner.

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce