звездные атмосферы

Содержание:

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

2. Нижняя атмосфера .................. 62

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

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

1. Введение

Звёздные атмосферы - внеш. части звёзд, эл--магн. излучение 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 - плотность потока эрг/(см².с.см).

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 звёзды обычно излучают сильнее, чем можно ожидать в случае планковского излучения. На непрерывный спектр наложены многочисленные спектральные линии. 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 теории 3. а. Осн. предметом изучения теории 3. а. являются физ. параметры 3. а. (темп-pa, 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. Для построения моделей 3. а. решают ур-ния гидростатики (реже гидродинамики) совместно с ур-ниями теплового баланса, 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 распределение атомов и ионов по энергетическим уровням. Это приводит к необходимости построения более громоздких моделей 3. а. Такие модели лучше описывают непрерывный спектр 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. Спектральные линии несут несравненно более богатую информацию о звёздах, чем непрерывный спектр. Количеств. анализ спектральных линий возможен лишь с использованием сведений о структуре 3. а. За исключением спектров белых карликов в большинстве звёздных спектральных линий преобладает многократное рассеяние света: радиац. переходы намного более вероятны, чем ударные. Это приводит к тому, что при количеств. анализе спектров прибегают в общем случае к весьма громоздким расчётам переноса излучения в спектральных линиях с перераспределением энергии по частоте. Простейшим массовым методом определения параметров 3. а. по спектральным линиям является метод 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. Осн. часть атмосфер большинства звёзд находится в состоянии, близком к гидростатич. равновесию. Исключение составляют гл. обр. ниж. части фотосфер звёзд с T_э<8000 К, где важна роль конвекции, верх. части 3. а., где формируется звёздный ветер, а также 3. а. пульсирующих звёзд, эруптивных переменных звёзд и те участки 3. а., где происходят хромосферные вспышки и некоторые другие активные процессы. Магн. поля и дифференциальное вращение звёзд приводят к сложной неоднородной и динамичной структуре 3. а. и многообразным проявлениям звёздной активности (см. ниже). Магн. поля, вероятно, являются осн. источником энергии в верх. частях 3. а. многих типов. Они же, по-видимому, ответственны за исключительное своеобразие хим. состава атмосфер магнитных звёзд и крайне необычные физ. условия в атмосферах и магнитосферах нейтронных звёзд. 2. Нижняя атмосфера В фотосферах практически всегда абсолютно доминирует радиац. перенос энергии. 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 распределение 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 прозрачность 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. В разных спектральных диапазонах уровень формирования непрерывного спектра (t@1) находится на разных геом. глубинах. Для коротковолновой области спектра (где относительно велико 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 (температура 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 поляризация 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 10⁶-10⁷ К. Это означает, что радиац. нагрев не является доминирующим источником энергии в верх. слоях 3. а. Там, по-видимому, преобладает диссипация энергии магн. поля звёзд, а также акустич. энергии, вырабатываемой конвективными движениями в подфотосферных слоях 3. а. У звёзд с T_э[8000 К под фотосферой расположена 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. шум. 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. волны. Их затухание, как и диссипация магн. энергии, вызывает дополнит. нагрев верх. слоев 3. а. Выделяющаяся энергия 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. Верх. слои 3. а. оптически тонки для большей части собств. излучения. Поэтому тепловой баланс там определяется объёмным охлаждением и нагревом. В таких условиях космич. плазма из-за тепловой неустойчивости распадается на слой с T~ (1-5).10⁴ К, охлаждающийся в линиях наиб. обильных элементов - водорода и гелия и слой с Tа10⁶ К. Слой с T@10⁴ К лежит над фотосферой и получил назв. хромосферы. Внеш. слой с Tа10⁶ К наз. короной. Между ними имеется тонкий слой, наз. переходной областью с резким перепадом темп-ры от 10⁴ до ~10⁶ 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. давление магн. поля, по-видимому, больше газового. В одних звёздах преобладают замкнутые магн. арки, поднимающиеся высоко над фотосферой, внутри к-рых газ уплотнён. В других - магн. силовые линии имеют в осн. открытый характер, что облегчает отток вещества и формирование звёздного ветра. Для звёзд с наиб. сильным истечением [звёзды Вольфа-Райе, массивные 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 (молекулы ОН, Н₂0, 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 время 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 активность". 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 спектральные классы (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 звёзд 10⁷-10⁸ К, у них наблюдается сильная вспышечная переменность рентг. излучения. На звёздах ранних спектральных классов активные процессы не столь заметны на ярком фоне излучения звезды, но также наблюдаются по нетепловому радиоизлучению. 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.

   <<      Предметный указатель      >>