58
ш
3
i
62
За исключением спектров белых карликов в большинстве зв╦здных спектральных линий преобладает многократное рассеяние света: радиац. переходы намного более вероятны, чем ударные. Это приводит к тому, что при количеств, анализе спектров прибегают в общем случае к весьма громоздким расч╦там переноса излучения в спектральных линиях с перераспределением энергий по частоте.
Простейшим массовым методом определения параметров 3. а. по спектральным линиям является метод кривых роста, позволяющий без знания профилей линий, по одним эквивалентным ширинам находить все осн. характеристики 3. а., включая хим. состав. Для зв╦зд с детально изученными спектрами используют метод синтетич. спектра ≈ метод сравнения с наблюдениями теоретически рассчитанных спектров с уч╦том наиб, важных (обычно многих тысяч) спектральных линий. Это позволяет уточнить все осн. параметры 3. а. Более тонкие характеристику такие, как вращение звезды, вертикальные движения, наличие пятен и т. д., определяют исследуя профили спектральных линий и их переменность.
Осн. часть атмосфер большинства звезд находится в состоянии, близком к гидростатич. равновесию. Исключение составляют гл. обр. ниж, части фотосфер зв╦зд с Уэ<8000 К, где важна роль конвекции, верх, части 3. а., где формируется зв╦здный ветер, а также 3. а. пульсирующих звезд, эруптивных переменных зв╦зд и те участки 3. а.т где происходят хромосфер-ные вспышки и некоторые другие активные процессы.
Магн. поля и дифференциальное вращение зв╦зд приводят к сложной неоднородной и динамичной структуре 3. а. и многообразным проявлениям зв╦здной активности (см, ниже), Магн. поля, вероятно, являются осн. источником энергии в верх, частях 3. а. многих типов. Они же, по-видимому, ответственны за исключительное своеобразие хим. состава атмосфер магнитных зв╦зд и крайне необычные физ. условия в атмосферах и магнитосферах нейтронных зв╦зд.
2. Нижняя атмосфера
В фотосферах практически всегда абсолютно доминирует радиац. перенос энергии. Его эффективность определяется коэф. непрозрачности (суммой коэф. поглощения и рассеяния) атмосферы, зависящим для фотонов каждой частоты от хим. состава, темп-ры и плотности газа. Последние зависят от Тъ и ускорения силы тяжести g в 3. а. Величины Тъ и g вместе с составом 3. а. являются гл. параметрами, определяющими свойства фотосфер. Это обстоятельство находит отражение в возможности использовать двумерную классификацию зв╦зд по спектральным классам, связанным с эффективными температурами зв╦зд, и светимости классам (разные g), а также деление зв╦зд на зв╦здный населения, различающиеся относительным содержанием (по отношению к водороду и гелию) «тяж╦лых* элементов (углерода и др.; см. Галактика].
В фотосферах зв╦зд устанавливается распределение темп-ры, падающее наружу, и распределение плотности , определяемое барометр ическо и формуле и. X а-рактерная толщина фотосферы ДЯ определяется длиной свободного пробега фотонов в слое с оптич. глубиной (толщиной) т≈1. Она близка к величине шкалы высот в фотосфере, тем самым пропорциональна теми-ре Т и обратно пропорциональна гравитац. ускорению g, т. е. при заданной массе пропорциональна радиусу звезды Д. Для большинства зв╦зд ДЛ/Л<1, напр.; ДЯ/Й~Ю~8 для горячих зв╦зд гл. последовательности; ~ 10~s≈10^* для красных карликов, красных гигантов и сверхгигантов; ~ 10~6 для белых карликов и ещ╦ меньше для нейтронных зв╦зд. Исключением являются Вольфа ≈ Райе зв╦зды, зв╦зды типа Р Cyg и др. зв╦зды с очень сильным истечением вещества, для к-рых
На непрерывный спектр звезды в области его максимума накладываются скачки (резкие изменения интенсивности с частотой; рис. 1), возникающие на границах спектральных серий наиб, обильных атомов. Основными являются балъмеровский скачок (ок. 3650 А) и лаймановский скачок (ок. 912 А). Поскольку в фотосфере градиент темп-ры направлен внутрь звезды» наблюдаемое излучение оказывается слабее в тех. областях, где ниже прозрачность фотосферы (в областях спектра, где 3. а. наиболее прозрачна, видно излучение, испускаемое более глубокими и горячими слоями). Этим определяется характер скачков, а также тот факт, что спектральные линии обычно видны в поглощении. Градиент теми-ры в 3. а. приводит также к явлению потемнения к краю диска звезды, изучаемому по покрытию диска одной звезды другой звездой в затменных двойных системах.
В разных спектральных диапазонах уровень формирования непрерывного спектра (т^!) находится на разных геом. глубинах. Для коротковолновой области спектра (где относительно велико поглощение на ионах металлов) и для длинноволновой (где велико тормозное поглощение) уровень формирования непрерывного спектра может лежать в хромосфере (рис. 2), в к-рой градиент темп-ры направлен наружу, что приводит к увеличению яркости к краю диска и возникновению эмиссионных линий. Для зв╦зд с наиб, развитыми хромосферами (напр., зв╦зд типа Т Таи> это имеет место и в видимом диапазоне ≈ вблизи максимума спектра излучения. Эмиссионные линии возникают также в зв╦здах с протяж╦нными околозв╦зд-ными оболочками, эффективно рассеивающими в спектральных линиях излучение фотосферы.
В тесных двойных зв╦здах существен эффект облучения атмосферы одного компонента излучением дру-
1200^
1000
Рис. 2. Уровни фор- | мирования непре- _-рывного спектра в |Г атмосфере Солнца. ^ Надштриховойпря- ** мой градиент тем- ч пературы положи- '"L телен (температура | раст╦т с высотой), " под прямой ≈ от- со рицателен.
БОО
-100
юэ
Ш
10s
волны X, А
10'
10'
того (т. н. эффект отражения). В случаях маломассивных двойных рентг. источников (см. Рентгеновская астрономия. Рентгеновские пульсары] облучение рентг. компонентом оптич. компонента может привести к различию темп-ры точек фотосферы последнего в неск. раз. В результате в процессе орбитального вращения наблюдается сильная переменность спектрального класса \в случае HZ Her от F (Гэ«8000 К) до В (Гэ« ^20000 К)]. Кроме того, в тесных двойных зв╦здах нередки потоки масс с одного компонента на другой и др. эффекты, резко усложняющие гидродинамику 3. а. и их спектральные проявления. Важную информацию о таких зв╦здах, а также о зв╦здах с сильными магн. полями нес╦т поляризация излучения.
3. Верхняя атмосфера
Как следует из наблюдений, у Солнца и большинства зв╦зд темп-pa, убывающая наружу в фотосфере, проходит через минимум в т. н. обращающем слое и далее возрастает, достигая значений 10е≈107 К. Это означает, что радиац. нагрев не является доминирующим источником энергии в верх, слоях 3. а. Там, по-видимому, преобладает диссипация энергии магн.
