Астронет > Атмосферы звезд

Астронет: С. Б. Пикельнер, "Физика Космоса", 1986 Атмосферы звезд
http://variable-stars.ru/db/msg/1179555/index.html

Атмосферы звезд

Содержание:

1. Введение
2. Фотосферы звёзд
3. Механизмы поглощения и испускания в непрерывном спектре
4. Поглощение в звёздах различных спектральных классов (разных температур)
5. Наблюдаемые следствия теории
6. Линии поглощения в спектрах звёзд
7. Заключение

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 $\AA$ 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 ( $T \gtrsim 10^6 K$ ) 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.

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 сопряжён с испусканием или поглощением кванта эл.-магн. энергии (фотона) $\varepsilon = h\nu$ строго определённой частоты n.

Рис. 3. Схема уровней энергии атома водорода.
Выше верхнего предела электрон свободен.
Первый (основной) уровень соответствует
невозмущённому 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. возбуждённым. Расстояние от осн. уровня до верхнего предела соответствует энергии ионизации атома с осн. уровня.

При поглощении атомом фотона, энергия к-рого hn_П 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 счёт 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 далёкая 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, изображённый 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 остаётся 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 начнётся с максимумов интенсивности (рис. 5) и при достаточной толщине слоя получается совсем гладкий спектр излучения абсолютно чёрного 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 чёрного 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 определённых 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 остаётся почти постоянной, небольшое изменение происходит только из-за Доплера эффекта, если электрон движется относительно наблюдателя. В атмосферах горячих звёзд нек-рую роль играет также рэлеевское рассеяние - рассеяние света на микрофлуктуациях плотности, вызванных тепловым движением частиц.

4. Поглощение в звёздах 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, даёт множество перекрывающихся полос.

Вернёмся 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 возбуждённом 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 ещё ниже, пока не перейдёт на основной. Правда, за короткое время пребывания в возбуждённом состоянии атом может поглотить ещё фотон и перейти на более высокий уровень. Кроме того, он может изменить своё 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) остаётся постоянным. Поэтому можно говорить об относительной населённости 1-го, 2-го и др. уровней энергии.

Относительная населённость уровней зависит от темп-ры. Чем выше темп-ра, тем больше энергия фотонов и электронов, тем чаще происходят возбуждения и тем больше относительная населённость 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 звёздах имеются свободные электроны. Поэтому А. з. представляют собой плазму (ионизованный газ). С ростом темп-ры растёт 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 звёздах 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 распространённым в звёздах элементом - водородом. Чтобы поглощать в видимой области спектра, атом водорода должен находиться на 3-м энергетич. уровне, к-рый расположен очень далеко от основного (рис. 3). Вообще, у водорода очень большой разрыв между 1-ми остальными уровнями. Поэтому, напр., при темп-ре ок. 6000 С (фотосфера Солнца) имеется очень мало фотонов и электронов с энергией, достаточной для возбуждения на 2-й или 3-й уровни. Почти все атомы водорода при этой темп-ре находятся на осн. уровне и не могут поглощать в видимом и близком УФ-диапазонах. Такой водород практически прозрачен, его роль в формировании спектра излучения солнечной фотосферы сравнительно невелика. С погружением в глубь звезды темп-ра растёт, количество возбуждённых атомов водорода увеличивается и роль его в поглощении возрастает. Наконец, на нек-рой глубине (для Солнца эта глубина равна 0,1-0,2 R $_\odot$ ) темп-ра возрастает настолько, что водород весь ионизуется. При этом его поглощение вновь падает. В зависимости от темп-ры звёздной фотосферы аналогичную роль в поглощении и излучении света играют атомы др. элементов (с иной энергией ионизации). Следовательно, интенсивность спектр, линий, характер спектра (спектральный класс) звезды связаны гл. обр. с её темп-рой. Поскольку темп-ра звёздного газа меняется с глубиной, понятие "температура звезды" нуждается в уточнении. Обычно за темп-ру звезды принимается её эффективная температура Т_э, к-рая приблизительно равна темп-ре газа в средних слоях фотосферы.

У звёзд спектр, класса А темп-ра фотосфер ок. 10 000 К, там водородное поглощение особенно велико. В более горячих звёздах, классов В и О, водородное поглощение меньше, т. к. там водород сильно ионизован. Поэтому в звёздах класса В осн. роль в поглощении играет гелий, к-рый ионизовать труднее, чем водород (энергия ионизации у гелия выше). В звёздах класса О (с темп-рой фотосфер до 45 000 К) гелий почти полностью однократно ионизован, в этих звёздах поглощает ион гелия HeII.

В звёздах типа G, напр. на Солнце, водород и гелий поглощают, как уже говорилось, мало. Отчасти поглощение там обусловлено присутствием атомов Mg, Fe и др. металлов, у к-рых энергия возбуждения и ионизации меньше, чем у водорода. Но атомов металлов в десятки тыс. раз меньше, чем атомов водорода, поэтому их роль всё-таки невелика. В основном же поглощение производится отрицательными ионами водорода. Такой ион представляет собой атом водорода, к к-рому присоединён второй электрон. Связь этого электрона с атомом слабая, уже фотон ИК-диапазона с $$\lambda \sim 8000 $\AA$ может разрушить отрицательный ион водорода. Поэтому отрицательные ионы водорода поглощают фотоны видимого света и прилегающих участков спектра. Излучение же происходит при захвате электронов нейтральными атомами. Образующиеся при захвате фотоны и определяют свечение фотосфер Солнца и звёзд, близких к нему по темп-ре. Отрицательные ионы разрушаются под действием потока излучения, идущего из-под фотосферы, и снова образуются, давая новые фотоны. Свободные электроны, необходимые для образования отрицательных ионов водорода, поставляют при ионизации атомы металлов и в небольшой части - атомы водорода. В самых холодных звездах, с T_э» 3000К, ионизация мала, отрицательные ионы не образуются. Там поглощают и излучают в основном более сложные системы - молекулы, к-рых на Солнце и в более горячих звёздах почти нет, т. к. они разрушаются при высокой темп-ре.

Итак, в фотосферах звёзд происходит разрушение и образование различных систем - ионов, атомов, отрицательных ионов, молекул. При этом поглощаются и испускаются фотоны, часть к-рых вылетает из фотосферы в окружающее пространство. Фотосфера непрерывно теряет энергию, к-рая восстанавливается за счёт потока излучения, идущего из более глубоких слоев.

5. Наблюдаемые следствия теории

Многие следствия изложенных представлений о процессах в фотосферах можно проверить наблюдениями.

1) Должно наблюдаться, в частности, скачкообразное изменение яркости спектра вблизи границ полос (рис. 6).

Рис. 6. Непрерывный спектр звезды класса А0 - зависимость
интенсивности излучения от длины волны. Для сравнения
тонкой линией дана интенсивность излучения абсолютно
чёрного тела с темп-рой 10500К (тех же размеров, что и звезда).

Действительно, пусть в нек-рой части спектра, напр. около $$\lambda = 3646$ \AA$ , коэфф. поглощения изменяется скачком, как на рис. 4. Слева от предела поглощение больше, поэтому излучение с $$\lambda < 3646$\AA$ поступает к нам от сравнительно высоких (наружных) слоев фотосферы. Справа поглощение меньше, так что для $$\lambda > 3646$ \AA$ видны более глубокие, горячие слои,- ведь темп-ра звёзд растёт в фотосфере с глубиной. Следовательно, интенсивность справа от 3646 А должна быть больше, чем слева (см. Бальмеровский скачок). Такие скачки интенсивности в спектрах действительно наблюдаются. У звёзд класса А они сильны у границ полос, соответствующих энергии ионизации водорода с разных уровней. Это значит, что водородное поглощение там явл. основным. У Солнца скачок около 3646 А тоже есть, но он очень слаб. Это подтверждает малую роль водородного поглощения в атмосфере Солнца.

Рис. 7. Ход лучей в центре
и на краю диска звезды. При
равных путях l лучей через
вещество звезды луч на краю
выходит на более высоких
слоев, чем в центре диска.

2) Наблюдается изменение яркости диска Солнца или звезды с приближением к краю (потемнение к краю - см. рис. 1 в ст. Солнце). Поскольку вблизи края диска луч идёт наклонно к поверхности (рис. 7), вдоль него видны слои фотосферы, более высокие и холодные, чем в центре. Следовательно, и яркость на краю должна быть меньше, чем в центре.

Величина потемнения зависит от того, как быстро меняется темп-ра с глубиной. Если бы темп-ра фотосферы на всю её глубину была постоянной, то ни скачков, ни потемнения не было бы. Для Солнца можно решить обратную задачу - по наблюдаемому потемнению (фактически по поглощению) определить распределение темп-ры с глубиной. Для звёзд потемнение к краю непосредственно наблюдать нельзя: диски звёзд слишком малы. Лишь из анализа кривых блеска затменных переменных звёзд иногда удаётся получить величину потемнения к краю диска звезды. Однако распределение темп-ры с глубиной и, следовательно, потемнение к краю можно рассчитать теоретически. Эти расчёты хорошо подтверждаются наблюдениями.

6. Линии поглощения в спектрах звёзд

Рис. 8. Участок спектра звезды с линией поглощения для
центра её диска (а) и для края диска (б).

До сих пор говорилось о непрерывном спектре звезды. Однако не менее существенную информацию о звёздных атмосферах дают спектр. линии. В линиях коэфф. поглощения велик, поэтому на частотах линий к нам приходят фотоны только от самых верхних сдоев фотосферы, в к-рых темп-ра и, следовательно, интенсивность излучения меньше, чем в более глубоких слоях, где рождается непрерывный спектр. Действительно, нек-рые слабые линии так и образуются. Однако можно показать, что большая часть линий, особенно более сильных, образуется иначе. Действительно, на краю диска в непрерывном спектре видны верхние слои фотосферы. Но эти же слои, согласно предположению, определяют и излучение в линии. Следовательно, интенсивность излучения в центре линии должна быть равна интенсивности непрерывного излучения края диска, т. е. на краю диска линии должны исчезать (рис. 8). В действительности же большинство линий на краю диска столь же резки, как и в центре (рис. 9).

Рис. 9. Спектр центра (внизу) и края (вверху) диска Солнца (приведена синяя часть спектра). Указаны длины волн (в А) спектральных линий Са, Те, Тi.

Причина этих аномалий - в нарушении закона Кирхгофа. Дело в том, что поглощение в спектр. линии не есть обычное поглощение, когда энергия фотона превращается в теплоту (напр., в кинетич. энергию электрона), а потом уже нагретый газ излучает новый фотон. Чаще это поглощение носит характер рассеяния, когда фотон сохраняет свою частоту. Происходит это след. обр. Атом поглощает фотон и переходит в возбуждённое состояние. Если бы плотность газа была велика, атом успел бы до испускания фотона столкнуться со свободным электроном и отдать ему энергию возбуждения. Однако плотность в верхних частях фотосферы не очень велика, поэтому атом обычно успевает до столкновения перейти обратно на осн. уровень, испустив такой же фотон, какой он ранее поглотил, но в ином направлении, чем двигался поглощённый фотон. К таким процессам закон Кирхгофа неприменим.

Образование линий обусловлено след. процессами. Фотоны непрерывного спектра выходят из фотосферы сравнительно свободно. Однако если фотон имеет частоту, соответствующую переходу между к.-л. двумя уровнями энергии атомов, он рассеивается атомами и не выходит из фотосферы, а отклоняется в сторону или вниз. Двигаясь по ломаной траектории, фотон в конце концов поглощается, напр. отрицательным ионом водорода, и его энергия затем переходит в энергию теплового движения частиц. Таким образом гибнут преимущественно фотоны с частотой, характерной для энергетич. переходов атомов (с частотой спектр. линий). В результате в непрерывном спектре образуются тёмные линии поглощения.

Чем больше атомов, поглощающих фотоны определённой частоты, тем сильнее должна быть соответствующая линия поглощения. Поэтому по количеству энергии, поглощенной в линии из непрерывного спектра, можно определить число поглощающих атомов (см. Кривая роста). Если сравнить спектры звёзд разных классов, то бросается в глаза существенная разница между ними. У звёзд спектр, класса А выделяются водородные линии Бальмера серии: Н_a, Н_b, Н_g и др.; у звёзд класса G - линии иона кальция (CaII), обозначаемые буквами Н и К. Можно было бы подумать. что дело в различном хим. составе, но действительная причина заключается в различных условиях возбуждения и ионизации.

Линии серии Бальмера, расположенные в видимой области спектра, образуются при переходах атомов со 2-го уровня энергии на 3-й, 4-й и более высокие. Следовательно, поглощающие атомы - это возбуждённые атомы на 2-м уровне. При темп-ре фотосферы Солнца возбуждение водорода мало, почти все атомы водорода находятся на 1-м уровне, поэтому бальмеровские линии в спектре Солнца слабы. Сильнее всего эти линии в звёздах класса А, т. к. там темп-ра достаточно высока, чтобы возбудить водород, но не настолько высока, чтобы его ионизовать. Линии CaII в звёздах класса А и более горячих слабы, потому что Са там дважды ионизован, т. е. находится в состоянии CaIII. В звёздах класса G линии CaII сильны, а в более холодных звёздах они слабее, чем линия нейтрального СаI. У холодных звёзд сильна также линия нейтрального Na, к-рая в спектре Солнца уже значительно ослаблена из-за ионизации Na.

Сравнивая интенсивности определённых линий, напр. водорода и CaII, можно определить спектр. класс и, следовательно, темп-ру звезды. На диаграмме спектр - светимость (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) жёлтые (5000-7000 К) и особенно красные холодные (2500-5000 К) звёзды довольно резко делятся на звёзды главной последовательности (карлики) и на звёзды-гиганты. Последние представляют собой яркие звёзды с очень разреженными протяжёнными атмосферами. При одном и том же спектр. классе, т. е. одной и той же степени ионизации фотосферы, темп-ра гиганта на неск. сотен градусов ниже, чем у карлика. Ещё более разреженные атмосферы сверхгигантов холоднее, чем атмосферы гигантов того же класса. Различие темп-р в основном компенсируется влиянием низкой плотности, при к-рой степень ионизации, характерная для звёзд данного класса, сохраняется за счёт уменьшения числа рекомбинаций. Правда, эта компенсация возможна не для всех линий. Поэтому более тщательный анализ спектра позволяет определить и темп-ру, и светимость звёзд. Гиганты можно отличить не только по относительным интенсивностям линий, но и по ширине линий. Дело в том, что столкновения поглощающих атомов с др. атомами, с ионами и с электронами расширяют линию. Поэтому линии карликов широкие, а линии гигантов, и особенно сверхгигантов, в атмосферах к-рых столкновения редки, более узкие.

Наконец, по профилю спектр. линий можно определить скорости хаотических движений атомов, т. к. эти движения, вследствие эффекта Доплера, делают линию более широкой. Движения, расширяющие линии, явл. не столько тепловыми движениями атомов, сколько движениями целых газовых масс, связанных гл. обр. с конвекцией.

7. Заключение

Наиболее детально в А. з. изучена фотосфера. Более прозрачные слои - хромосферу и корону, расположенные выше фотосферы, наблюдать трудно, поэтому они подробно изучены пока только у Солнца. Однако у нек-рых звёзд, особенно у красных холодных карликов, а иногда и у гигантов, хромосфера настолько плотная и протяжённая, что излучаемые ею линии можно наблюдать в общем спектре всей звезды. Теория звёзд с мощными хромосферами, дающими яркие линии, ещё мало разработана.

Итак, изучение звёздных спектров позволяет уточнить физ. природу процессов излучения и поглощения в А. з. Теория позволяет определить из наблюдений темп-ру и плотность фотосфер, изменение этих величин с глубиной, ионизацию и возбуждение атомов, хим. состав газа. Кроме того, определяются скорости хаотических движений газовых масс и вращение звёзд, если скорость вращения экваториальной зоны достаточно велика (100-200 км/с), чтобы заметно расширить линию. По форме профиля спектр. линий нек-рых звёзд (напр., звёзд типа Вольфа - Райе и др. ярких горячих звёзд, имеющих профили линий, похожие на профили линий звезды Р Cyg) удалось установить, что атмосферы их расширяются во все стороны со скоростями в сотни, а иногда и тысячи км/с, создавая звёздный ветер, в какой-то степени аналогичный солнечному ветру, но гораздо более мощный.

Значения темп-ры и плотности газа фотосферы служат исходными параметрами для расчёта внутр. строения звёзд (см. Звёзды).

Всё сказанное выше относится к звёздам, фотосферы к-рых практически не меняются со временем. Однако существует большое число переменных звёзд, блеск к-рых периодически или нерегулярно меняется. У большинства переменных звёзд блеск меняется из-за пульсации атмосферы - изменения её размеров и темп-ры (см. Пульсации). При этом меняется обычно и спектр звезды.

Лит.:
Каплан С. А., Физика звезд, 3 изд.. М., 1977; Курс астрофизики и звездной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, т. 2, М., 1962, гл. 1, 15;
Мустель Э. Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Звездные атмосферы, пер. с англ.. М., 1963;
Соболев В. В., Курс теоретической астрофизики, 2 изд., М., 1975;
Грей Д., Наблюдение и анализ звездных атмосфер, пер. с англ., М., 1980;
Михалас Д., Звездные атмосферы, ч. 1-2, пер. с англ., М., 1982.

С. Б. Пикельнер.