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 . 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 . Переход электрона в атоме с одного уровня на другой сопряжён с испусканием или поглощением кванта эл.-магн. энергии (фотона) строго определённой частоты n.

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 . 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 , т. е. в близкой УФ-области. Через видимую область спектра тянется полоса, соответствующая ионизации с 3-го уровня (). 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.

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.

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-заДоплера 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.

 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) 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 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.                                                       

( по материалам http://www.astronet.ru/ )