57
рассчитывать системы, содержащие ~ 105 зв╦зд. Ввиду быстрого прогресса вычислит, техники, этот метод исследования весьма перспективен.
Лит./ Чандрясекар C.t Принципы звездной динамики, пер. с англ., М., 1948; Огородников К. Ф., Динамика звездных систем, М., 1958; Кинематика и динамика звегщных систем, М,т 1968; Динамика и эволюция звездных систем. [Сб. ст.]. М.≈ Л., 1975; Поляченко В. Л,, Фридман А. М., Равновесие и устойчиность гравитирую-щих систем, М., 1976. Г. С. Бисповатпый-Коган.
ЗВЕЗДНЫЕ АТМОСФЕРЫ.
Содержание:
1. Введение ............ ............ б 1
2. Нижняя атмосфера .................. (i 2
3. Верхняя атмосфера .................. 62
4. Проявления зв╦здной антииности .......... 63
1 . Введение
Зв╦здные атмосферы ≈ внеш. части зв╦зд, эл.-магн, излучение к-рых способно без последующих переиз-л учений покинуть звезду. Зв╦зды абсолютно непрозрачны для эл.-магн. излучения, возникающего в их недрах, к-рое испытывает многократное переизлучение, прежде чем достигает 3. а. ≈ слоя с оптической толщиной т^1, откуда оно может достичь наблюдателя.
Ниж. часть 3. а,, из к-рой выходит основная часть е╦ излучения, наз. фотосферой. В расположенных над ней внеш. частях 3. а. обычно выделяют хромосферу, переходный слой и корону.
0,35
J__L
t 1
l l
I 1
1300
2000
2400
Длина волны, А
0,3
0,2
0,1
3000
4000
5000
Эл.-магн. излучение 3. а. является но существу единственным источником информации о зв╦здах. Спектр излучения звезды в целом подобен планковскому (хоти часто имеет сильно искаж╦нный вид; см. рис. 1 и раздел 2) с максимумом, лежащим в ближней ИК-, видимой или УФ-областнх спектра. Это позволяет ввести эффективную температуру звезды Гэ, к-рая лежит для большинства зв╦зд в диапазоне 2≈100 тыс. К. Вдали от максимума спектра зв╦зды обычно излучают сильнее, чем можно ожидать в случае планковского излучения. На непрерывный спектр наложены многочисленные спектральные линии. Для большинства зв╦зд в области максимума непрерывного спектра преобладают линии поглощения, а в коротковолновой области ≈ линии излучения. Для части зв╦зд линии излучения видны и около максимума. Анализ эл.-магн. излучения зв╦зд проводится на основе теории
3. а.
Осн. предметом научения 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-нпя гидростатики (реже гидродинамики) совместно с ур-ниями теплового баланса, переноса излучения, ионизационного и статистич. равновесия. Часто ограничиваются приближением локального термодинамическом равновесия (ЛТР). Однако рассеяние излучения нарушает применимость Кирхгофа, закона излучения. Отклонения от ЛТР возникают в атмосферах горячих звезд спектральных классов О и В и холодных зв╦зд спектрального класса М, где велика роль рассеяния излучения (на свободных электронах ≈ в горячих зв╦здах, в молекулярных линиях ≈ в холодных). Иногда (особенно в атмосферах горячих зв╦зд) нарушается и больцмаиовскос
атомов и ионов по энергетическим уровням. Это приводит к необходимости построения более громоздких моделей 3. а. Такие модели лучше описывают непрерывный спектр зв╦зд и только на их основе можно производить количеств, сравнение с наблюдениями интенсивно-стей и профилей спектральных линий в спектрах горячих зв╦зд, В общем случае проблема построения модели 3. а. очень сложна и не решена окончательно. Для верх, атмосфер большинства зв╦зд лишь недавно появилось достаточное кол-во наблюдательных данных для их подробного изучения. В результате класснч. объектом теории 3. а. являются фотосферы зв╦зд.
Спектральные линии несут несравненно более богатую информацию о зв╦здах, чем непрерывный спектр. Количеств, анализ спектральных линий возможен лишь с использованием сведений о структуре 3. а.
распределение
I I
2800
3200
Рис. 1, Спектр излучения звсады a Leo (B7V). По иергикальной оси ≈ плотность потока,
эрг/(сма-е-см).
Длина волны, А
6000
7 ODD
Ш
2
X
ш
9 f)
61
