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 
, коэфф. поглощения изменяется скачком, как на рис. 4. Слева от предела поглощение больше, поэтому излучение с 
поступает к нам от сравнительно высоких (наружных) слоев фотосферы. Справа поглощение меньше, так что для 
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 . 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 . 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 |
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: Нa, Нb, Нg 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 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.
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 .
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 . 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.
