ЗВЁЗДНЫЕ АТМОСФЕ́РЫ

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

.

Де­таль­ное ис­сле­до­ва­ние З. а. на­ча­лось с ра­бот А. Шус­те­ра (Гер­ма­ния, 1905) и К. Шварц­шиль­да

(1906). Позд­нее Э. Милн

 >>

вы­ска­зал идею чис­лен­но­го мо­де­ли­ро­ва­ния З. а.; впер­вые рас­счи­тал та­кую мо­дель У. Мак-Кри (Ве­ли­ко­бри­та­ния, 1931). Боль­шой вклад в изу­че­ние З. а. вне­сли В. А. Ам­бар­цу­мян

 >>

, Н. А. Ко­зы­рев

 >>

, Э. Р. Мус­тель

 >>

, В. В. Со­бо­лев

 >>

и др.

Вы­де­ля­ют не­сколь­ко зон З. а., рас­по­ло­жен­ных на раз­ной глу­би­не. Наи­бо­лее глу­бо­кая зо­на – фо­то­сфе­ра – со­сто­ит из го­ря­че­го и плот­но­го га­за, из­лу­че­ние ко­то­ро­го име­ет не­пре­рыв­ный спектр (см. Фо­то­сфе­ры звёзд

). Так, фо­то­сфе­ра Солн­ца име­ет темп-ру ок. 6500 К и плот­ность 5·10^–4 кг/м³. При оп­тич. на­блю­де­ни­ях фо­то­сфе­ра Солн­ца про­яв­ля­ет­ся как ви­ди­мая по­верх­ность. Над фо­то­сфе­рой рас­по­ла­га­ет­ся т. н. об­ра­щаю­щий слой. В нём темп-ра и плот­ность ни­же, чем в фо­то­сфе­ре, по­это­му здесь фор­ми­ру­ют­ся спек­траль­ные ли­нии по­гло­ще­ния. Так, у Солн­ца этот слой име­ет темп-ру ок. 4500 К и плот­ность по­ряд­ка 10^–7 кг/м³. Ещё вы­ше рас­по­ло­же­на хро­мо­сфе­ра, темп-ра ко­то­рой вы­ше темп-ры фо­то­сфе­ры (см. Хро­мо­сфе­ры звёзд

 >>

). Так, темп-ра 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 (см. Ко­ро­ны звёзд

 >>

), ко­то­рая име­ет очень вы­со­кую темп-ру (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 З. а. за­ви­сит от ти­па звез­ды. Напр., 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 З. а. про­ис­хо­дит в осн. 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 др. звёзд про­ис­хо­дят разл. не­ста­цио­нар­ные про­цес­сы, имею­щие ши­ро­кие на­блю­дат. про­яв­ле­ния. По ана­ло­гии с сол­неч­ной ак­тив­но­стью

их на­зы­ва­ют звёзд­ной ак­тив­но­стью. Её уда­ёт­ся на­блю­дать в ви­де тём­ных пя­тен на Солн­це и др. звёз­дах, а так­же вспы­шек, наи­бо­лее яр­ко про­яв­ляю­щих­ся у крас­ных кар­ли­ко­вых звёзд (см. Вспы­хи­ваю­щие звёз­ды

 >>

). Ме­ха­низ­мы и про­яв­ле­ния вспы­шек на звёз­дах ана­ло­гич­ны та­ко­вым у сол­неч­ных вспы­шек

 >>

.

Осн. ме­тод ис­сле­до­ва­ния З. а. – ма­те­ма­тич. мо­де­ли­ро­ва­ние, при ко­то­ром на ос­но­ве из­вест­ных фи­зич. за­ко­нов рас­счи­ты­ва­ет­ся за­ви­си­мость темп-ры, дав­ле­ния и др. па­ра­мет­ров от глу­би­ны. Для по­строе­ния мо­де­лей З. а. ре­ша­ют­ся урав­не­ния гид­ро­ста­ти­ки, те­п­ло­во­го ба­лан­са и пе­ре­но­са из­лу­че­ния. Наи­бо­лее важ­ным при та­ких рас­чё­тах яв­ля­ет­ся точ­ное оп­ре­де­ле­ние ко­эф. по­гло­ще­ния ве­ще­ст­вом ат­мо­сфе­ры из­лу­че­ния осн. хи­мич. эле­мен­тов.

Та­кие мо­де­ли по­зво­ля­ют вы­чис­лить тео­ре­тич. спек­тры, ко­то­рые срав­ни­ва­ют­ся со спек­тра­ми, по­лу­чен­ны­ми из на­блю­де­ний. Срав­не­ние тео­ре­тич. и на­блю­дае­мо­го не­пре­рыв­но­го спек­тра по­зво­ля­ет оп­ре­де­лить темп-ру звез­ды. Ана­лиз спек­траль­ных ли­ний да­ёт воз­мож­ность оп­ре­де­лить ус­ко­ре­ние си­лы тя­же­сти, хи­мич. со­став, по­ле ско­ро­стей З. а. При хо­ро­шем сов­па­де­нии тео­ре­тич. и на­блю­дае­мых спек­тров па­ра­мет­ры мо­де­ли ат­мо­сфе­ры при­пи­сы­ва­ют­ся ре­аль­ной звез­де.

Тра­ди­ци­он­но при рас­чё­те мо­де­лей де­ла­ет­ся осн. пред­по­ло­же­ние – З. а. на­ходит­ся в со­стоя­нии ло­каль­но­го тер­мо­ди­на­мич. 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 тер­мо­ди­на­мич. рав­но­ве­сия все эти со­от­но­ше­ния за­пи­сы­ва­ют­ся при ло­каль­ном зна­че­нии темп-ры в дан­ной точ­ке З. а. По­ле из­лу­че­ния в З. а. оп­ре­де­ля­ет­ся ре­ше­ни­ем урав­не­ния пе­ре­но­са.

В ре­зуль­та­те этих ис­сле­до­ва­ний бы­ло ус­та­нов­ле­но, что темп-ры звёзд ле­жат в ши­ро­ком диа­па­зо­не – от 1500–2000 К до 200 000 К. Раз­но­об­раз­ны так­же зна­че­ния ус­ко­ре­ния си­лы тя­же­сти $g$ на по­верх­но­сти звёзд: от $\text{lg}\:g ≈ 0$ у звёзд-сверх­ги­ган­тов до $\text{lg}\:g ≈ 8–9$ у бе­лых кар­ли­ков ($g$ в см/с²). Хи­мич. со­став З. а. в боль­шин­ст­ве слу­ча­ев ока­зал­ся поч­ти оди­на­ко­вым: наи­бо­лее рас­про­стра­нён­ны­ми хи­мич. эле­мен­та­ми яв­ля­ют­ся во­до­род и ге­лий. Со­дер­жа­ние др. хи­мич. эле­мен­тов со­став­ля­ет все­го ты­сяч­ные до­ли (по чис­лу ато­мов) от со­дер­жа­ния во­до­ро­да. Од­на­ко на­блю­да­ют­ся звёз­ды, хи­мич. 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 совр. ис­сле­до­ва­ни­ях З. а. час­то от­ка­зы­ва­ют­ся от ги­по­те­зы ло­каль­но­го рав­но­ве­сия: в этом слу­чае со­стоя­ние ве­ще­ст­ва оп­ре­де­ля­ет­ся пу­тём ре­ше­ния мно­го­числ. урав­не­ний ста­ти­стич. рав­но­ве­сия. При ана­ли­зе двой­ных звёзд учи­ты­ва­ет­ся воз­мож­ное об­лу­че­ние ис­сле­дуе­мой звез­ды со сто­ро­ны со­сед­ней звез­ды. На­ко­нец, рас­счи­ты­ва­ют­ся мо­де­ли З. а. с учётом ди­на­мич. яв­ле­ний: рас­ши­ре­ния сло­ёв, пуль­са­ций, на­ли­чия ак­кре­ци­он­ных дис­ков во­круг звёзд и др. Боль­шие на­де­ж­ды в изу­че­нии З. а. 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 разл. об­лас­тях звёзд­ных ат­мо­сфер.