ЗВЁЗДНЫЕ АТМОСФЕРЫ, внешние слои звёзд, определяющие их наблюдаемое излучение. Анализ этого излучения позволяет установить основные характеристики звезды. В звёздных атмосферах происходит поглощение, излучение и рассеяние энергии, образованной в звёздных недрах в результате термоядерных реакций. Протяжённость звёздных атмосфер обычно не очень велика - порядка тысячной доли радиуса звезды, но имеются гигантские звёзды, у которых протяжённость звёздной атмосферы сопоставима с радиусом звезды. Наиболее детально изучена атмосфера самой близкой звезды - Солнца.

Детальное исследование звёздной атмосферы началось с работ А. Шустера (Германия, 1905) и К. Шварцшильда (1906). Позднее Э. Милн высказал идею численного моделирования звёздной атмосферы; впервые рассчитал такую модель У. Мак-Кри (Великобритания, 1931). Большой вклад в изучение звёздной атмосферы внесли В. А. Амбарцумян, Н. А. Козырев, Э. Р. Мустель, В. В. Соболев и др.

Выделяют несколько зон звёздной атмосферы, расположенных на разной глубине. Наиболее глубокая зона - фотосфера - состоит из горячего и плотного газа, излучение которого имеет непрерывный спектр (смотри Фотосферы звёзд). Так, фотосфера Солнца имеет температуру около 6500 К и плотность 5·10 -4 кг/м З. При оптических наблюдениях фотосфера Солнца проявляется как видимая поверхность. Над фотосферой располагается так называемый обращающий слой. В нём температура и плотность ниже, чем в фотосфере, поэтому здесь формируются спектральные линии поглощения. Так, у Солнца этот слой имеет температуру около 4500 К и плотность порядка 10 -7 кг/м З. Ещё выше расположена хромосфера, температура которой выше температуры фотосферы (смотри Хромосферы звёзд). Так, температура хромосферы Солнца достигает 10 000 К. Для хромосферы характерны линии излучения в спектре; яркость хромосферы в 100 раз меньше яркости фотосферы. Над хромосферой расположена корона (смотри Короны звёзд), которая имеет очень высокую температуру (до миллионов кельвин). Яркость короны в миллионы раз меньше яркости фотосферы, поэтому её можно непосредственно наблюдать только у Солнца и только в моменты солнечных затмений, когда фотосфера закрыта Луной. Наличие разных зон в звёздной атмосфере зависит от типа звезды. Например, Солнце имеет все перечисленные зоны, тогда как горячие звёзды имеют фотосферу, обращающий слой и корону. Некоторые звёзды демонстрируют стационарное истечение вещества из атмосферы в окружающее пространство - звёздный ветер.

Перенос энергии в звёздной атмосфере происходит в основном посредством излучения. В атмосферах холодных звёзд энергия может дополнительно переноситься конвекцией, т. е. движениями газа под действием идущего из глубины теплового потока. В звёздах с очень большой плотностью (белых карликах) часть энергии переносится за счёт теплопроводности.

В атмосферах Солнца и других звёзд происходят различные нестационарные процессы, имеющие широкие наблюдательные проявления. По аналогии с солнечной активностью их называют звёздной активностью. Её удаётся наблюдать в виде тёмных пятен на Солнце и других звёздах, а также вспышек, наиболее ярко проявляющихся у красных карликовых звёзд (смотри Вспыхивающие звёзды). Механизмы и проявления вспышек на звёздах аналогичны таковым у солнечных вспышек.

Основной метод исследования звёздной атмосферы, - математическое моделирование, при котором на основе известных физических законов рассчитывается зависимость температуры, давления и других параметров от глубины. Для построения моделей звёздной атмосферы решаются уравнения гидростатики, теплового баланса и переноса излучения. Наиболее важным при таких расчётах является точное определение коэффициента поглощения веществом атмосферы излучения основных химических элементов.

Такие модели позволяют вычислить теоретические спектры, которые сравниваются со спектрами, полученными из наблюдений. Сравнение теоретического и наблюдаемого непрерывного спектра позволяет определить температуру звезды. Анализ спектральных линий даёт возможность определить ускорение силы тяжести, химический состав, поле скоростей звёздной атмосферы. При хорошем совпадении теоретических и наблюдаемых спектров параметры модели атмосферы приписываются реальной звезде.

Традиционно при расчёте моделей делается основное предположение - звёздная атмосфера находится в состоянии локального термодинамического равновесия. Это означает, что для описания поведения частиц используются равновесные соотношения: распределение атомов по состояниям возбуждения описывается формулой Больцмана, распределение атомов по состояниям ионизации - формулой Саха, распределение частиц по скоростям - формулой Максвелла. Но в отличие от состояния полного термодинамического равновесия все эти соотношения записываются при локальном значении температуры в данной точке звёздной атмосферы. Поле излучения в звёздной атмосфере определяется решением уравнения переноса.

В результате этих исследований было установлено, что температуры звёзд лежат в широком диапазоне - от 1500-2000 К до 200 000 К. Разнообразны также значения ускорения силы тяжести g на поверхности звёзд: от lg q ≈ 0 у звёзд-сверхгигантов до lg q ≈ 8-9 у белых карликов (q в см/с 2). Химический состав звёздной атмосферы в большинстве случаев оказался почти одинаковым: наиболее распространёнными химическими элементами являются водород и гелий. Содержание других химических элементов составляет всего тысячные доли (по числу атомов) от содержания водорода. Однако наблюдаются звёзды, химический состав которых сильно отличается от приведённого. Причинами таких различий могут быть как особенная структура атмосферы (магнитные звёзды), так и особенности эволюции и возраст звезды.

В современных исследованиях звёздной атмосферы часто отказываются от гипотезы локального равновесия: в этом случае состояние вещества определяется путём решения многочисленных уравнений статистического равновесия. При анализе двойных звёзд учитывается возможное облучение исследуемой звезды со стороны соседней звезды. Наконец, рассчитываются модели звёздной атмосферы с учётом динамических явлений: расширения слоёв, пульсаций, наличия аккреционных дисков вокруг звёзд и др. Большие надежды в изучении звёздной атмосферы связывают с новым перспективным методом исследования - микролинзированием, при котором излучение звезды фокусируется объектом, расположенным между наблюдателем и звездой. В результате благодаря кратковременному увеличению яркости звезды удаётся получить более детальные спектры, несущие информацию о различных областях звёздных атмосфер.

Лит.: Грей Д. Наблюдения и анализ звездных фотосфер. М., 1980; Михалас Д. Звездные атмосферы. М., 1982. Ч. 1-2; Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики. 3-е изд. М., 1985; Сахибуллин Н. А. Методы моделирования в астрофизике. Казань, 1997-2004. Ч.1-2.

ЗВЕЗДНЫЕ АТМОСФЕРЫ

ЗВЕЗДНЫЕ АТМОСФЕРЫ

1. Введение............ ............ 61

2. Нижняя .................. 62

3. Верхняя атмосфера.................. 62

4. Проявления звёздной активности.......... 63

1. Введение

Звёздные атмосферы - внеш. части звёзд, эл.-магн. к-рых способно без последующих переизлучений покинуть звезду. Звёзды абсолютно непрозрачны для эл.-магн. излучения, возникающего в их недрах, к-рое испытывает многократное переизлучение, прежде чем достигает 3. а.- слоя с оптической толщиной tх1, откуда оно может достичь наблюдателя. Ниж. часть 3. а., из к-рой выходит основная часть её излучения, наз. фотосферой. В расположенных над ней внеш. частях 3. а. обычно выделяют хромосферу, переходный слой и корону.

Рис. 1. Спектр излучения звезды a Leo(B7V). По вертикальной оси - потокаэрг/(см 2 .с.

Эл.-магн. излучение 3. а. является по существу единственным источником информации о звёздах. Спектр излучения звезды в целом подобен планковскому (хотя часто имеет сильно искажённый вид; см. рис. 1 и раздел 2) с максимумом, лежащим в ближней ИК-, видимой или УФ-областях спектра. Это позволяет ввести эффективную температуру звезды Т э , к-рая лежит для большинства звёзд в диапазоне 2-100 тыс. К. Вдали от максимума спектра обычно излучают сильнее, чем можно ожидать в случае планковского излучения. На наложены многочисленные . Для большинства звёзд в области максимума непрерывного спектра преобладают линии поглощения, а в коротковолновой области - линии излучения. Для части звёзд линии излучения видны и около максимума. Анализ эл.-магн. излучения звёзд проводится на основе теории3. а. плотность, ионизация и возбуждение атомов и молекул, хим. состав, интенсивность хаотич. и регулярных движений и т. д.) и методы их получения из наблюдений. Во многих случаях для нахождения параметров 3. а. прибегают к теоретич. построению моделей 3. а. и сравнению их с наблюдениями. переноса излучения, ионизационного и статистич. равновесия. Часто ограничиваются приближением локального термодинамического равновесия (ЛТР). Однако рассеяние излучения нарушает применимость Кирхгофа закона излучения. Отклонения от ЛТР возникают в атмосферах горячих звёзд спектральных классов О и В и холодных звёзд спектрального класса М, где велика роль рассеяния излучения (на свободных электронах - в горячих звёздах, в молекулярных линиях - в холодных). Иногда (особенно в атмосферах горячих звёзд) нарушается и больцмановское атомов и ионов по энергетическим уровням. Это приводит к необходимости построения более громоздких моделей 3. а. Такие модели лучше описывают непрерывный звёзд и только на их основе можно производить количеств. сравнение с наблюдениями интенсивностей и профилей спектральных линий в спектрах горячих звёзд. В общем случае проблема построения модели 3. а. очень сложна и не решена окончательно. Для верх. атмосфер большинства звёзд лишь недавно появилось достаточное кол-во наблюдательных данных для их подробного изучения. В результате классич. объектом теории 3. а. являются фотосферы звёзд. кривых роста, позволяющий без знания профилей линий, по одним эквивалентным ширинам находить все осн. характеристики 3. а., включая хим. состав. Для звёзд с детально изученными спектрами используют метод синтетич. спектра - метод сравнения с наблюдениями теоретически рассчитанных спектров с учётом наиб. важных (обычно многих тысяч) спектральных линий. Это позволяет уточнить все осн. параметры 3. а. Более тонкие характеристики, такие, как вращение звезды, вертикальные движения, наличие пятен и т. д., определяют исследуя профили спектральных линий и их переменность. звёздный ветер, а также 3. а. пульсирующих звёзд, эруптивных переменных звёзд и те участки 3. а., где происходят хромосферные вспышки и некоторые другие активные . 2. Нижняя атмосфера В фотосферах практически всегда абсолютно доминирует радиац. . Его эффективность определяется коэф. непрозрачности (суммой коэф. поглощения и рассеяния) атмосферы, зависящим для фотонов каждой частоты от хим. состава, темп-ры и плотности газа. Последние зависят от Т э и ускорения силы тяжести g в 3. а. Величины Т э и g вместе с составом 3. а. являются гл. параметрами, определяющими свойства фотосфер. Это обстоятельство находит отражение в возможности использовать двумерную классификацию звёзд по спектральным классам, связанным с эффективными температурами звёзд, и светимости классам (разные g), а также деление звёзд на звёздные населения, различающиеся относительным содержанием (по отношению к водороду и гелию) "тяжёлых" элементов (углерода и др.; см. Галактика). В фотосферах звёзд устанавливается темп-ры, падающее наружу, и распределение плотности, определяемое барометрической формулой. Характерная толщина фотосферы DR определяется длиной свободного пробега фотонов в слое с оптич. глубиной (толщиной) t=1. Она близка к величине шкалы высот в фотосфере, тем самым пропорциональна темп-ре Т и обратно пропорциональна гравитац. ускорению g, т. е. при заданной массе пропорциональна радиусу звезды R. Для большинства звёзд DR/R<<1, напр.: DR/R~10 - 3 для горячих звёзд гл. последовательности; ~ 10 - 3 -10 - 4 для красных карликов, красных гигантов и сверхгигантов; ~ 10 - 5 для белых карликов и ещё меньше для нейтронных звёзд. Исключением являются Вольфа - Райе звёзды, звёзды типа Р Cyg и др. звёзды с очень сильным истечением вещества, для к-рых DR~R.На непрерывный спектр звезды в области его максимума накладываются скачки (резкие изменения интенсивности с частотой; рис. 1), возникающие на границах спектральных серий наиб. обильных атомов. Основными являются бальмеровский скачок (ок. 3650 Е) и лаймановский скачок (ок. 912 Е). Поскольку в фотосфере градиент темп-ры направлен внутрь звезды, наблюдаемое излучение оказывается слабее в тех областях, где ниже фотосферы (в областях спектра, где 3. а. наиболее прозрачна, видно излучение, испускаемое более глубокими и горячими слоями). Этим определяется характер скачков, а также тот факт, что спектральные линии обычно видны в поглощении. Градиент темп-ры в 3. а. приводит также к явлению потемнения к краю диска звезды, изучаемому по покрытию диска одной звезды другой звездой в затменных двойных системах. поглощение на ионах металлов) и для длинноволновой (где велико тормозное поглощение) уровень формирования непрерывного спектра может лежать в хромосфере (рис. 2), в к-рой градиент темп-ры направлен наружу, что приводит к увеличению яркости, к краю диска и возникновению эмиссионных линий. Для звёзд с наиб. развитыми хромосферами (напр., звёзд типа Т Таu) это имеет место и в видимом диапазоне - вблизи максимума спектра излучения. Эмиссионные линии возникают также в звёздах с протяжёнными околозвёздными оболочками, эффективно рассеивающими в спектральных линиях излучение фотосферы.

Рис. 2. Уровни формирования непрерывного спектра в атмосфере Солнца. Над штриховой прямой градиент температуры положителен ( растёт с высотой), под прямой - отрицателен.

В тесных двойных звёздах существен эффект облучения атмосферы одного компонента излучением другого (т. н. эффект отражения). В случаях маломассивных двойных рентг. источников (см. Рентгеновская астрономия, Рентгеновские пульсары )облучение рентг. компонентом оптич. компонента может привести к различию темп-ры точек фотосферы последнего в неск. раз. В результате в процессе орбитального вращения наблюдается сильная переменность спектрального класса [в случае HZ Неr от F (T э @8000 К) до В (T э @ 20 000 К)]. Кроме того, в тесных двойных звёздах нередки потоки масс с одного компонента на другой и др. эффекты, резко усложняющие гидродинамику 3. а. и их спектральные проявления. Важную информацию о таких звёздах, а также о звёздах с сильными магн. полями несёт излучения.3. Верхняя атмосфера Как следует из наблюдений, у Солнца и большинства звёзд темп-pa, убывающая наружу в фотосфере, проходит через минимум в т. н. обращающем слое и далее возрастает, достигая значений 10 6 -10 7 К. Это означает, что радиац. нагрев не является доминирующим источником энергии в верх. слоях 3. а. Там, по-видимому, преобладает магн. конвективная зона, развитая тем больше, чем ниже Т э звезды. В конвективной зоне преобладает механич. перенос вещества и энергии. В результате в ней генерируется акустич. . Малая доля энергии звезды (для Солнца ~ 10 - 6) уходит в верх. слои 3. а. в виде акустич. волн, преобразующихся в замагниченной плазме верх. частей 3. а. в магнитогидродинамич. . Их затухание, как и диссипация магн. энергии, вызывает дополнит. нагрев верх. слоев 3. а. Выделяющаяся мала по сравнению с энерговыделением звезды, но поскольку она распределяется на малое число частиц разреженной части 3. а., среда может быть нагрета до миллионов Кельвинов. плазма из-за тепловой неустойчивости распадается на слой с T~ (1-5).10 4 К, охлаждающийся в линиях наиб. обильных элементов - водорода и гелия и слой с T а10 6 К. Слой с T@10 4 К лежит над фотосферой и получил назв. хромосферы. Внеш. слой с T а10 6 К наз. короной. Между ними имеется тонкий слой, наз. переходной областью с резким перепадом темп-ры от 10 4 до ~10 6 К, где распределение темп-ры определяется теплопроводностью, т. е. поток тепла идёт сверху вниз. Хромосферы звёзд излучают гл. обр. в резонансных спектральных линиях (в осн. в УФ-диапазоне), короны звёзд - в рентг. диапазоне. Переходная область характеризуется излучением резонансных линий широкого набора ионов гл. обр. в жёстком УФ-диапазоне (рис. 3).


Рис. 3. Распределение температуры и стадий ионизации кислорода и кремния в переходной области между хромосферой и короной Солнца.

Внеш. атмосферы Солнца и, видимо, большинства звёзд крайне неоднородны. Вне области сильного звездного ветра в верх. частях 3. а. магн. поля, по-видимому, больше газового. В одних звёздах преобладают замкнутые магн. арки, поднимающиеся высоко над фотосферой, внутри к-рых уплотнён. В других - магн. имеют в осн. открытый характер, что облегчает отток вещества и формирование звёздного ветра. протозвёзды, напр., IRC 10216 (см. Звездообразование), холодные звёзды с сильным истечением] значит. скорости истечения наблюдаются уже в фотосфере. В холодных звёздах с сильным истечением темп-pa падает наружу в такой степени, что в оттекающих оболочках образуется широкий набор молекул, наблюдаемых по радиоизлучению (см. Молекулы в атмосферах и оболочках звёзд), и, в частности, по мазерному (молекулыОН, Н 2 0, SiO; см. Мазерный эффект в космосе). В них происходит образование пылинок, выбрасываемых затем в межзвёздную среду (см. Межзвёздная пыль). Иногда в 3. а. пылеобразование идёт столь сильно, что оптич. излучение звезды ослабляется в десятки и тысячи раз на от неск. дней до неск. лет.4. Проявления звёздной активности В атмосферах Солнца и др. звёзд происходит обширный класс нестационарных процессов, имеющих широкий спектр наблюдательных проявлений. По аналогии с солнечной активностью они объединяются общим термином "звёздная ". Её удаётся наблюдать в оптич. континуме (непрерывном спектре) в виде тёмных пятен на Солнце и звёздах [последние обнаруживаются гл. обр. по переменности блеска при вращении звезды вокруг оси; см. рис. 4 (внизу)] и вспышек, наиб. ярко проявляющихся в красных карликовых (звёздах см. Вспыхивающие звёзды). Механизмы и проявления вспышек иа звёздах аналогичны таковым для вспышек на Солнце. Интенсивности излучения хромосфер и корон звёзд испытывают квазипериодич. вариации с периодами порядка десяти лет, что резко сказывается на интенсивности УФ- и рентг. линий, а также на переменности линий Н и К Call (рис. 4).

Рис. 4. Наблюдения циклов активности по излучению в фиолетовых линиях Н и К Call для двух звёзд (вверху). Приведены номера звёзд по каталогу HD и (в скобках). Внизу показаны изменения блеска (в относительных единицах) аналогичных звёзд в тех же линиях, возникающие вследствие осевого вращения.

Звёздная активность тесно связана с наличием конвективной зоны в подфотосфорной области и вращением звезды вокруг оси. Чем сильнее развита конвективная зона и чем быстрее вращение звезды, тем интенсивнее активные процессы. Наиб. интенсивны они на молодых, ещё не замедливших вращение звёздах (типа Т Таu) и в тесных двойных звёздах поздних спектральных классов (типа RS CVn). Темп-ры корон таких звёзд10 7 -10 8 К, у них наблюдается сильная вспышечная переменность рентг. излучения. Лит.: У н з о л ь д А., Физика звездных атмосфер, пер. с нем.,М. 1949; Звездные атмосферы, под ред. Дж.-Л. Гринстейна, пер. с англ., М., 1963; Соболев В. В., Курс теоретической астрофизики, 3 изд., М., 1985; Иванов В. В., Перенос излучения и спектры небесных тел, М., 1969; К u r u с z R., Model atmospheres for G, F, А, В and О stars, "Astrophys. J. Suppl. Ser.", 1979, v. 40, p. 1; Г р е й Д., Наблюдения и анализ звездных фотосфер, пер. с англ., М., 1980; М и х а л а с Д., Звездные атмосферы, пер. с англ., ч. 1-2, М., 1982; Thomas R. N., Stellar atmospheric structural patterns, P.- Wash., 1983; Климишин И. А., Ударные волны в оболочках звезд, М., 1984; Гурзадян Г. А., Звездные хромосферы, М., 1984; M-stars, ed. by H. R. Johnson, F. Querci, Wash.- P.. 1985. H. Г . Бочкарев.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. - М.: Советская энциклопедия . Главный редактор А. М. Прохоров . 1988 .

Спектроскопическими методами удается наблюдать излучение главным образом фотосфер и в некоторых случаях хромосфер звезд. Для изучения физических условий в звездных атмосферах в принципе должны быть применены те же самые методы, что и для исследования солнечной фотосферы. Однако из наблюдений звезды, как правило, невозможно установить распределение яркости по ее диску. Поэтому определение изменения температуры с оптической глубиной может быть выполнено только теоретически. Как мы видели на примере Солнца, конкретные свойства фотосферы зависят от эффективной температуры, массы и радиуса звезды. В § 120 было показано, что шкала высоты находится по формуле где R - универсальная газовая постоянная, а ускорение силы тяжести (R* - радиус звезды): Если бы температуры и массы всех звезд были одинаковы, протяженность их атмосфер была бы пропорциональна квадрату радиуса. В действительности, благодаря наличию зависимости «масса - светимость - радиус» она оказывается пропорциональной R* в степени несколько выше первой. Отсюда следует, что звезды верхней части диаграммы спектр - светимость с наибольшими радиусами обладают самыми протяженными атмосферами. У гигантов поздних спектральных классов протяженность фотосфер больше, чем у Солнца, в сотни раз, а у сверхгигантов - в тысячи и десятки тысяч раз. Поэтому если протяженность солнечной фотосферы всего лишь несколько сотен километров, то у звезд главной последовательности ранних спектральных классов она достигает тысячи километров, у гигантов - десятков тысяч, а у сверхгигантов - миллионов километров. С другой стороны, белые карлики, масса которых чуть меньше солнечной, по своим размерам примерно в сто раз меньше Солнца и протяженность их атмосфер в десять тысяч раз меньше солнечной и составляет около десяти метров (одна миллионная доля радиуса!) С протяженностями атмосфер тесно связан вопрос о наличии конвективных оболочек у звезд. Как мы видели, у Солнца имеется подфотосферная конвективная зона. При не слишком высоких температурах одно лучеиспускание без конвекции не может перенести всей той энергии, которая должна выйти из недр звезды и попасть в атмосферу, чтобы высветиться в пространство. Кроме того, в «холодной» атмосфере возникновение конвекции облегчается тем, что она способна эффективнее переносить энергию: поднимающийся из глубоких слоев элемент конвенкции содержит ионизованный водород, который в верхних, холодных слоях отдает не только тепловую, но и, становясь нейтральным, ионизационную энергию. Поэтому у звезд более холодных, чем Солнце, водородные конвективные оболочки еще протяженнее, а сама конвекция сильнее. С другой стороны, у звезд горячее Солнца, у которых водород ионизован всюду в атмосфере, возникновение конвекции затруднено и конвективные зоны не возникают, поскольку лучеиспускание обеспечивает необходимый перенос энергии. Теперь рассмотрим плотности атмосфер различных звезд. Для определения плотности r солнечной фотосферы мы воспользовались в § 121 тем соображением, что количество вещества, содержащееся в слое атмосферы толщиной Н, должно обладать заметной непрозрачностью (иметь оптическую толщину t " 1). Иными словами, Если бы непрозрачность вещества во внешних слоях у всех звезд была одинакова, то плотности были бы обратно пропорциональны протяженностям Н. Но непрозрачность вещества сильно зависит от температуры и, что особенно важно, от давления, определяемого силой тяжести. Чем больше сила тяжести, а следовательно, и давление, тем сильнее непрозрачность. Однако мы только что видели, что протяженность как раз обратно пропорциональна силе тяжести. Поэтому произведение k Н, входящее в формулу (9.16), должно меняться мало. Это объясняет, почему плотности звездных фотосфер различаются между собой значительно меньше, чем их протяженности. Действительно, фотосферы гигантов и сверхгигантов всего лишь раз в 10 разреженнее солнечной, в то время как наружные слои белых карликов только в 10 раз плотнее. Наиболее разреженными являются атмосферы гигантов и «холодных» сверхгигантов. Их фотосферы в сотни тысяч раз разреженнее солнечной, что соответствует условиям в верхних слоях солнечной хромосферы. Таким образом, в этом разделе мы рассмотрели важнейшие особенности и строение нормальных звезд, занимающих различное положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. В качестве итога в табл. 12 приведены характеристики наиболее типичных звезд. Три первые из них, включая Солнце, расположены на главной последовательности, одна (класса В0) существенно выше, а другая (класса М0) - существенно ниже Солнца. Четвертая звезда - типичный красный гигант с массой несколько большей, чем у Солнца. Наконец последняя звезда - представитель белых карликов, занимающих самое нижнее положение на диаграмме спектр - светимость. Следует иметь в виду, что все числа, приведенные в табл. 12, как правило, являются результатом грубых предварительных расчетов, к тому же округленных для удобства запоминания. 2. ПЛАНЕТАРНЫЕ ТУМАННОСТИ Известны звезды, которые являются как бы наглядной иллюстрацией того, что красные гиганты могут превращаться в белые карлики. Нас они интересуют еще и потому, что окружены горячей газовой оболочкой, свойства которой напоминают газовые туманности, рассматриваемые в следующей главе. Но внешнему сходству с дисками планет, наблюдаемыми в телескоп, они называются планетарными туманностями (200). В центре их всегда можно заметить ядро - горячую звезду, спектр которой напоминает спектр звезд Вольфа - Райе (см. стр. 438) или звезд класса О. Самым близким и крупным из подобных объектов является планетарная туманность Хеликс в созвездии Водолея, видимый размер которой только вдвое меньше Луны. При расстоянии в 700 пс это соответствует истинным размерам туманности почти в 3 пс. Очень известной также является кольцевая туманность в созвездии Лиры. Большинство планетарных туманностей, которых в настоящее время найдено около 1000, имеют значительно меньшие размеры, в среднем 0,05 пс, и концентрируются преимущественно к центру Галактики, а не к ее плоскости. Спектры самих планетарных туманностей (201) представляют собой слабый континуум, на фоне которого видны яркие эмиссионные линии, причем сильнее всего выделяются запрещенные линии однажды и дважды ионизованных кислорода и азота (особенно небулярные линии N1 и N2), линии водорода и нейтрального гелия. По внешнему виду планетарных туманностей, которые обычно имеют симметричную форму и часто выглядят кольцами, можно заключить, что они представляют собой оболочку из сильно разреженного ионизованного газа, окружающую звезду и имеющую, возможно, форму тороида. По смещениям линий в спектре этих оболочек обнаружено, что они расширяются в среднем со скоростью в несколько десятков километров в секунду. Полное количество энергии, излучаемой всей планетарной туманностью, в десятки раз больше, чем излучение ядра в видимой области спектра. Поскольку центральная звезда очень горячая и обладает температурой во много десятков тысяч градусов, максимум ее излучения лежит в невидимой ультрафиолетовой области спектра. Жесткое излучение ядра ионизует разреженный газ туманности и нагревает его до температуры, достигающей одного-двух десятков тысяч градусов. Вместо него атомы туманности испускают видимое излучение, спектр которого содержит наблюдаемые эмиссионные линии и слабое непрерывное свечение. По-видимому, планетарные туманности - определенная стадия эволюции некоторых звезд, возможно, похожих на неправильные переменные типа RV Тельца. В стадии планетарной туманности звезда сбрасывает с себя оболочку и обнажает свои горячие внутренние слои. Судя по скорости расширения оболочки, этот процесс должен происходить очень быстро (около 20 000 лет). Существенные изменения за это время могут иметь место и внутри звезды. Есть основания полагать, что, пройдя стадию планетарных туманностей, некоторые звезды превращаются в белые карлики. 3. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ Часто на небе встречаются две или несколько близко расположенных звезд. Некоторые из них на самом деле далеки друг от друга и физически не связаны между собой. Они только проектируются в очень близкие точки на небесной сфере и потому называются оптическими двойными звездами. В отличие от них, физическими двойными называются звезды, образующие единую динамическую систему и обращающиеся под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс. Иногда наблюдаются объединения трех и более звезд (тройные и кратные системы). Если компоненты двойной звезды достаточно удалены друг от друга, так что видны раздельно (могут быть разрешены), то такие двойные называются визуально двойными. Двойственность некоторых тесных пар, компоненты которых не видны в отдельности, может быть обнаружена либо фотометрически (затменные переменные звезды), либо спектроскопически (спектрально-двойные).

часть атмосферы звезды

Головной убор, являющийся символом монархической власти

Атрибут монарха

В России до 1917 г. - драгоценное головное украшение правителя как символ княжеской, царской власти

Венчает Цезаря

Головной убор, связанный со знаменитым открытием Архимеда

Знак монаршего достоинства

Одна из монархических регалий

Ореол вокруг небесного светила

Царская нахлобучка

Царский венец, украшенный драгоценностями

Царский головной убор

Роман российского писателя О. П. Смирнова «Северная...»

Что такое тиара?

Символ власти на голове

Латинский «венец»

Головной убор монарха

Неуловимые ее вернули

Венец царя

Монарший венец

Убор, достойный царя

Венчает короля

Созвездие Южная...

Золотой венец

Венец (латинское)

Убор на голове царя

То, чем занята голова монарха

Царский венец

Царский драгоценный головной убор

Венец Его Величества

Солнечный венец

Марка «королевского» шоколада

Диадема

Солнечный «головной» убор

Предмет возложения на царскую голову

Символ монархической власти

. (коруна) зубчатое украшение на вершине венца иконы

Шапка монарха

Шоколад с царским названием

Драгоценный головной убор

Часть атмосферы Солнца

Символ царской власти

Венец императора

Мексиканское пиво

Что у царя на голове?

Шапка царя

Головной убор монархов

Царский венец, украшенный драгоценностями

Драгоценный головной убор, предмет дворцового церемониала

Ореол вокруг небесного светила

Ж. головное украшенье из золота с дорогими камнями; это одна из регалий, принадлежностей владетельных особ: венец, золотой обод, сведенный дугами на темени, с условными признаками степени владельческого сана. Папскую корону называют тиарою. Железною ломбардскою короною, конца шестого века. короновались Карл Великий и Наполеон Первый. Казна, правительство. Чиновник от короны, не по выборам. Корона вала, бруствера, воен. верхняя плоскость его. Коронка умалит. украшенье, в виде короны; олон. девичий головной убор, лента. Коронный, к короне относящийся, государственый, от казны, либо казенный. Корончатый, короновидный, -образный, сделанный в виде короны. Короновать кого, возлагать впервые корону на главу владетельной особы, совершать торжественый церковный обряд возведенья на престол; венчать на царство. -ся, быть коронованным; короновать себя. Коронованье ср. коронация ж. совершенье этого обряда; первое, в знач. действия; второе, в знач. события и самого торжества

Латинский "венец"

Марка "королевского" шоколада

Роман российского писателя О. П. Смирнова "Северная..."

Солнечный "головной" убор

Что такое тиара

Что у царя на голове

Венец короля

Руководящий головной убор неуместный в республике

Ушанка - у мужика, а у царя?

Изучение интенсивности и профилей спектральных линий позволяет построить модель звездной атмосферы того или иного класса, а также определить количественный химический состав звезд вообще и отдельных звезд, уклоняющихся от нормы.

При этом очень существенно иметь правильное представление о коэффициенте непрерывного поглощения, который определяет геометрическую глубину звездной фотосферы. Слои звездной атмосферы, в которых образуется спектральная линия, не могут быть на большой глубине. Но если фотосфера залегает неглубоко, то не могут быть очень сильными спектральные линии, кроме резонансных, ибо образующие их слои маломощны.

Как мы видели в главе I, в атмосфере Солнца главным источником поглощения являются отрицательные водородные ионы - в инфракрасной и визуальной областях, тогда как в крайней ультрафиолетовой области - металлы.

То же можно сказать о звездах классов F, К, М, но у последних мощное поглощение создают молекулы, а также рэлеевское рассеяние на молекулах и при недостаточности водорода - на молекулах .

С повышением температуры, по мере роста ионизации водорода, очень сильно возрастает способность нейтральных атомов водорода к фотоэлектрическому непрерывному поглощению, так что при поглощение нейтральными атомами Н и ионами уравнивается. По более высокой температуре поглощение атомами Н преобладает, но растет и их ионизация, а у самых горячих звезд присоединяется фотоэлектрическое поглощение . Кроме того, когда ионизация водорода приближается к полной (в области 10-12 тыс. Кельвинов) и число электронов резко возрастает, включается еще один механизм: рассеяние света свободными электронами - явление, с которым мы уже встречались при рассмотрении причин свечения короны (§ 5). У звезд ВО и горячее этот источник поглощения становится весьма заметным. Он не зависит от длины волны, в противоположность всем другим, рассмотренным ранее.

Таким образом, у звезды класса А0, благодаря большой непрозрачности атмосферы, количество атомов вещества, лежащих «над фотосферой», значительно (по крайней мере на порядок) меньше, чем у Солнца. По той же причине, как показывает рис. 58, при переходе от атмосферы звезды с к атмосфере звезды с Т= 10 000 К количество атомов, способных к поглощению линии FeII , нисколько не возрастает, хотя во втором случае почти все атомы железа перешли в ионизованное состояние, а в первом ионизация только началась.

Как уже было сказано выше, наблюдаемые спектры звезд и потребность согласования ионизационной температуры с эффективной приводят к необходимости принятия определенного химического состава, справедливого для большинства звезд. Этот же состав определит также абсолютные значения коэффициента поглощения и после этого - модель атмосферы.

Средний химический состав звезд оказывается очень близким к химическому составу нашего Солнца, который мы приводили в § 3. Собственно, для модели звезды весьма важно соотношение водорода, гелия и металлов: первые два очень обильны, последние же легче всего ионизуются. Так, атомы С, N, О несравненно более многочисленны по сравнению с атомами металлов, но их потенциал первой ионизации приблизительно такой же, как и у водорода, неизмеримо более обильного. Впрочем, и содержание Не важно только при весьма высокой температуре. Таким образом, решающим оказывается отношение атомов водорода) (число атомов металлов). В таблице 9 дается модель звезд трех типов при .

В таблице 9 предполагается, что возникновение спектральных линий начинается в фотосфере на глубине (в фиолетовой части непрерывного спектра).

Таблица 9. Газовое и электронное давление и масса газа (г/см2) над фотосферой

Приведены значения ( в г/см2) именно над этим уровнем. Сравнивая значения lgrn в трех колонках - для карликов, гигантов и сверхгигантов, легко убедиться, что наибольшей непрозрачностью (на грамм вещества) отличается атмосфера карлика. С другой стороны, убывание с ростом температуры говорит о росте непрозрачности, которая достигает максимума в области температуры 10-15 тыс. Кельвинов.

Само по себе количество вещества «над фотосферой» удивительно невелико, особенно у карликов. Такая мощная пара линий, как резонансный дублет , в спектре Солнца вызывается присутствием в солнечной атмосфере всего лишь 0,08 мг атомов натрия в столбе сечением в 1 см2, из которых лишь 0,001 доля нейтральна и, следовательно, может участвовать в образовании линий.

Что касается геометрической толщины атмосферы звезды, то для ее вычисления нужно сочетать два уже встречавшихся нам дифференциальных соотношения:

уравнение гидростатического равновесия

и определение оптической толщины

из которых получается

С другой стороны, в простейшем случае связь между гидростатическим давлением и линейными глубинами в атмосфере определяется барометрическим уравнением (4.3):

Из совокупности этих формул численными методами на основании связей р и Т, выводимых из условий ионизации, определяются связи между и в сильной зависимости от принятого значения g, что вместе с принимавшимися при решении значениями р и Т определит модель звезды.

У весьма горячих звезд давление, входящее в уравнение (9.4), должно в себя включать, кроме газового , давление излучения

Давление излучения равно одной трети плотности излучения и [см. примечание к формуле (15.26)]:

где , если а - постоянная Стефана - Больцмана (КПА 393).

В атмосфере Солнца при давление дин/см2, а давление газа . Между тем в атмосферах сверхгигантов, где мало, или в атмосферах горячих звезд может занять преобладающее место. Так, при (сверхгигант) и , а при для разных типов звезд меняется от -0,3 до +3,3, тогда как .