Звёздные атмосферы

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/с²). 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.