Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.astronet.ru/db/msg/1202871
Дата изменения: Fri Feb 11 20:31:16 2005
Дата индексирования: Sun Feb 3 04:42:13 2013
Кодировка: Windows-1251

Поисковые слова: закон вина
Астронет > Атмосферы звезд
Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

Атмосферы звезд

Содержание:

1. Введение 
2. Фотосферы звезд

3. Механизмы поглощения и испускания в непрерывном спектре 

4. Поглощение в звездах различных спектральных классов (разных температур)

5. Наблюдаемые следствия теории 

6. Линии поглощения в спектрах звезд 

7. Заключение 

1. Введение

Все, что мы знаем о звездах, выводится гл. обр. из анализа их излучения - видимого, ультрафиолетового и инфракрасного. Это излучение выходит из поверхностных слоев звезд - звездных атмосфер. Самые внеш. протяженные зоны атмосфер - короны - наблюдаются также в радио- и рентг. диапазонах. Свет из более глубоких, податмосферных, слоев звезды, особенно из ее 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. расчетов и для их проверки опять-таки дает 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 звездного 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 ее 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 звезд. 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 звезд

В А. з. можно выделить три осн. слоя: самый внеш. слой - протяженную корону, затем хромосферу и фотосферу. Фотосферой наз. слой, дающий осн. часть видимого излучения звезды. Для фотосферы характерен спектр поглощения, т. е. непрерывный спектр с темными линиями (рис. 1). В то же время известно, что светящийся газ имеет линейчатый спектр, состоящий из отдельных ярких линий на сравнительно темном фоне (рис. 2). Причина этого различия в том, что светящийся газ в небольших объемах прозрачен для всех частот оптич. непрерывного спектра, а толща фотосферы звезды непрозрачна. Фотосфера особенно сильно (избирательно) поглощает проходящее через нее излучение на частотах, соответствующих частотам излучения ее атомов и ионов. Поэтому спектр. линии фотосферы кажутся темными 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 (Hb, Нg, Нd) 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 звезд. 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 звезд, кроме самых горячих, в диапазоне длин волн от 1000 до 2000 \AA определяется излучением хромосфер, а рентг. излучение обычных одиночных (не двойных и не кратных) звезд возникает в еще более горячих слоях - коронах. Результаты наблюдении на рентг. внеатмосферной обсерватории имени Эйнштейна (см. Рентгеновская астрономия) позволяют предположить, что горячие короны существуют у исследованных звезд практически всех спектр. классов. Такие результаты оказались неожиданными, поскольку ранее считалось, что горячие ($T \gtrsim 10^6 K$) короны могут существовать лишь у звезд с внеш. конвективной зоной (см. Конвекция), т. е. у звезд всех спектр. классов, кроме О и В. Нек-рую информацию о хромосферах звезд с протяженными атмосферами иногда удается получить из анализа кривых блеска затменных переменных звезд.

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 поглощенных 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. Звезды, Солнце). В фотосферах звезд 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.

3. Механизмы поглощения и испускания в непрерывном спектре

Фотоны рождаются и гибнут при взаимодействии с заряженными частицами, прежде всего с электронами. Фотон испускается, напр., если электрон сталкивается с ионом и тормозится (см. Тормозное излучение). Свободные электроны при торможении могут испускать фотоны любых частот, спектр их излучения непрерывен. Уносимая фотоном энергия черпается из кинетич. энергии свободного электрона, которой он обладал до взаимодействия с ионом. В отличие от свободного электрона, энергия связанного электрона (принадлежащего атому) может принимать только вполне определенные дискретные значения (см. Уровни энергии). Переход электрона в атоме с одного уровня на другой сопряжен с испусканием или поглощением кванта эл.-магн. энергии (фотона) $\varepsilon = h\nu $ строго определенной частоты n.

Рис. 3. Схема уровней энергии атома водорода.
Выше верхнего предела электрон свободен.
Первый (основной) уровень соответствует
невозмущенному состоянию атома с минимальной
энергией. Стрелками указаны переходы различных типов. 

Рассмотрим процессы поглощения и испускания фотонов на простейшем примере атома водорода. Схема его уровней дана на рис.3. Уровни сгущаются около верхнего предела, к-рый соответствует свободному электрону с нулевой энергией. Нижний уровень - основной, электрон на этом уровне сильнее всего связан с ядром. Если электрон в атоме находится на более высоком энергетич. уровне, атом наз. возбужденным. Расстояние от осн. уровня до верхнего предела соответствует энергии ионизации атома с осн. уровня.

При поглощении атомом фотона, энергия к-рого  hnП равна энергии ионизации, атом разделится на ион и свободный электрон с нулевой кинетич. энергией. Фотоны с энергией, превышающей энергию ионизации, тоже поглощаются атомом, при этом избыток энергии сообщается освобождающемуся электрону. Т.о., атом за счет процесса ионизации может поглощать излучение в непрерывной полосе частот, начинающейся от частоты предела n„ и простирающейся в сторону более высоких частот. У водорода ионизация с осн. уровня происходит при поглощении эл.-магн. волн, длина к-рых меньше $\lambda = с/\nu _П = 912$ \AA. Это далекая УФ-область спектра. Если энергия фотона значительно больше предельной, то он поглощается хуже, коэфф. поглощения падает.

Расстояние от 2-го уровня энергии до предела гораздо меньше, чем от 1-го, т. е. атом ионизуется со 2-го уровня фотонами меньшей частоты. У водорода вторая полоса начинается от 3646 \AA, т. е. в близкой УФ-области. Через видимую область спектра тянется полоса, соответствующая ионизации с 3-го уровня ($\lambda \le 8206$ \AA). Ионизация с очень высоких уровней производится уже фотонами радиодиапазона. Зависимость от l коэфф. поглощения фотонов с энергией, соответствующей переходам электрона в свободное состояние с нижних энергетич. уровней атома водорода, схематически изображена на рис. 4.

Рис. 4. Зависимость от длины волны  l
коэффициента поглощения фотонов при ионизации
атомов водорода с различных уровней энергии.
Каждому уровню соответствует полоса поглощения,
начинающаяся у предела и идущая, постепенно слабея,
в коротковолновую сторону. Предел для основного
уровня - 912 \AA, для 2-го - 3646 \AA,
для 3-го - 8206 \AA.

Испускание - процесс, обратный поглощению, происходит при рекомбинации - захвате ионом свободного электрона. Захват может произойти на любой уровень, поэтому при рекомбинациях большого числа ионов испускаются фотоны в полосах частот, примыкающих ко всем пределам. У тонкого слоя сильно ионизованного водорода спектр излучения похож на спектр, изображенный на рис. 4: он состоит из полос, круто обрывающихся со стороны больших длин волн. С увеличением оптической толщи светящегося слоя его излучение будет усиливаться, но только до тех пор, пока вся система остается прозрачной. Когда для к.-н. частоты поглощение становится существенным, рост яркости на этой частоте прекращается, т. к. свет от глубинных слоев поглощается впереди лежащими слоями. Согласно закону Кирхгофа, поглощение сильнее в том диапазоне частот, в к-ром сильнее излучение. Поэтому сглаживание спектра начнется с максимумов интенсивности (рис. 5) и при достаточной толщине слоя получается совсем гладкий спектр излучения абсолютно черного тела с темп-рой излучающего (фотосферного) газа.

Рис. 5. Изменение вида непрерывного спектра водорода
по мере увеличения толщины излучающего слоя (цифры
1,2,3 соответствуют слоям возрастающей толщины).
С увеличением толщины и непрозрачности слоя спектр
постепенно сглаживается и приближается к спектру
абсолютно черного тела, показанному жирной линией
(F - спектральная мощность излучения).

Итак, первый тип поглощения и испускания соответствует переходам электрона из связанного состояния в свободное, и наоборот (связанно-свободные переходы).

Возможен и второй тип поглощения, при к-ром электрон, оставаясь связанным, переходит с одного энергетич. уровня на другой (связанно-связанные переходы). При этом испускаются или поглощаются фотоны определенных частот (спектр. линий). Поглощение и излучение в линиях обычно сильнее, чем в полосах, т. к. излучение сосредоточено в узком интервале частот. Поэтому, пока газ прозрачен, видны в основном только яркие линии. По мере увеличения толщины слоя линии постепенно будут исчезать на фоне усиливающегося непрерывного спектра.

Третий вид поглощения в непрерывном спектре происходит при переходах электрона из свободного состояния в свободное же, но с др. энергией (свободно-свободные переходы). Это процесс, обратный уже упоминавшемуся процессу, когда электрон испускает фотон, двигаясь вблизи иона. Если иона поблизости нет, то поглотиться квант не может, но он может рассеяться на электроне - изменить направление движения. Его частота при этом остается почти постоянной, небольшое изменение происходит только из-за Доплера эффекта, если электрон движется относительно наблюдателя. В атмосферах горячих звезд нек-рую роль играет также рэлеевское рассеяние - рассеяние света на микрофлуктуациях плотности, вызванных тепловым движением частиц.

4. Поглощение в звездах различных спектральных классов (разных температур)

Поглощение фотонов, подобное описанному выше, свойственно не только атомам водорода, но и атомам др. элементов. Только расположение энергетич. уровней у них иное, однако всегда уровни сгущаются к ионизационному пределу, и поглощение с разных уровней, связанное с отрывом электрона, т. е. с ионизацией атома, дает множество перекрывающихся полос.

Вернемся к водороду. Для того чтобы его поглощение имело такой вид, как на рис. 4, на всех энергетич. уровнях должно быть достаточное количество атомов. На осн. уровне атом может находиться неограниченно долго, лишь поглощение фотона или столкновение с достаточно быстрым электроном может ионизовать его или возбудить, т. е. перевести на один из вышележащих уровней. В возбужденном состоянии атом находится недолго - уже через ~10-8 с он излучает фотон и переходит на к.-л. из более низких уровней. С этого уровня он спускается еще ниже, пока не перейдет на основной. Правда, за короткое время пребывания в возбужденном состоянии атом может поглотить еще фотон и перейти на более высокий уровень. Кроме того, он может изменить свое состояние при столкновении с электроном. Т. о., атомы в А. з. непрерывно поглощают и испускают фотоны, обмениваются энергией с налетающими электронами, переходят с уровня на уровень, но в среднем их число на каждом уровне (в равновесных условиях) остается постоянным. Поэтому можно говорить об относительной населенности 1-го, 2-го и др. уровней энергии.

Относительная населенность уровней зависит от темп-ры. Чем выше темп-ра, тем больше энергия фотонов и электронов, тем чаще происходят возбуждения и тем больше относительная населенность верхних уровней.

Наряду с возбуждением возможна и ионизация атомов, но обычно для ионизации требуется больше энергии. Легче всего ионизуются металлы, поскольку у них меньше энергия ионизации. Благодаря присутствию атомов металлов даже в холодных звездах имеются свободные электроны. Поэтому А. з. представляют собой плазму (ионизованный газ). С ростом темп-ры растет энергия фотонов, увеличивается число ионизации, число нейтральных атомов становится незначительным. При этом и поглощение, обусловленное нейтральными атомами, тоже уменьшается.

Ионизация зависит не только от темп-ры, но и от концентрации электронов. Чем больше электронов, тем чаще происходят рекомбинации, число нейтральных атомов возрастает и степень ионизации оказывается меньше, чем в более разреженном газе той же темп-ры. Если темп-ра звезды очень высока, то может произойти вторая ионизация тех элементов, к-рые имеют больше одного электрона. В очень горячих звездах наблюдаются линии ионизованных атомов, у к-рых оторвано 2-3 и более электрона, напр. CIII, NIII, SiIV. Ионы также участвуют в поглощении, но их полосы расположены в основном в более коротковолновой УФ-области спектра.

Рассмотрим подробней поглощение, вызываемое наиболее распространенным в звездах элементом - водородом. Чтобы поглощать в видимой области спектра, атом