Зоряні атмосфери
ЗІРКОВІ АТМОСФЕРИ, зовнішні шари зірок, що визначають їх спостережуване випромінювання. Аналіз цього випромінювання дозволяє встановити основні характеристики зірки. У зоряних атмосферах відбувається поглинання, випромінювання та розсіювання енергії, утвореної у зоряних надрах у результаті термоядерних реакцій. Протяжність зоряних атмосфер зазвичай дуже велика - близько тисячної частки радіусу зірки, але є гігантські зірки, які мають протяжність зоряної атмосфери порівнянна з радіусом зірки. Найбільш детально вивчена атмосфера найближчої зірки – Сонця.
Детальне дослідження зоряної атмосфери розпочалося з робіт А. Шустера (Німеччина, 1905) та К. Шварцшильда (1906). Пізніше Е. Мілн висловив ідею чисельного моделювання зоряної атмосфери; вперше розрахував таку модель У. Мак-Крі (Великобританія, 1931). Великий внесок у вивчення зоряної атмосфери зробили В. А. Амбарцумян, Н. А. Козирєв, Е. Р. Мустель, В. В. Соболєв та ін.
Вирізняють декілька зон зоряної атмосфери, розташованих на різній глибині. Найбільш глибока зона – фотосфера – складається з гарячого та щільного газу, випромінювання якого має безперервний спектр (див. Фотосфери зірок). Так, фотосфера Сонця має температуру близько 6500 і щільність 5·10 -4 кг/м З . При оптичних спостереженнях фотосфера Сонця проявляється як видима поверхня. Над фотосферою розташовується так званий шар обертання. У ньому температура і щільність нижче, ніж у фотосфері, тому формуються спектральні лінії поглинання. Так, у Сонця цей шар має температуру близько 4500 і щільність порядку 10 -7 кг/м З . Ще вище розташована хромосфера, температура якої вища за температуру фотосфери (дивися Хромосфери зірок). Так, температура хромосфери Сонця досягає 10 000 К. Для хромосфери характерні лініївипромінювання у спектрі; яскравість хромосфери у 100 разів менша за яскравість фотосфери. Над хромосферою розташована корона (дивися Корони зірок), яка має дуже високу температуру (до мільйонів кельвінів). Яскравість корони в мільйони разів менша за яскравість фотосфери, тому її можна безпосередньо спостерігати тільки у Сонця і тільки в моменти сонячних затемнень, коли фотосфера закрита Місяцем. Наявність різних зон у зоряній атмосфері залежить від типу зірки. Наприклад, Сонце має всі ці зони, тоді як гарячі зірки мають фотосферу, що обертає шар і корону. Деякі зірки демонструють стаціонарне витікання речовини з атмосфери в навколишній простір - зірковий вітер.
Перенесення енергії у зоряній атмосфері відбувається переважно у вигляді випромінювання. В атмосферах холодних зірок енергія може додатково переноситися конвекцією, тобто рухами газу під дією теплового потоку, що йде з глибини. У зірках з дуже великою щільністю (білих карликах) частина енергії переноситься рахунок теплопровідності.
У атмосферах Сонця та інших зірок відбуваються різні нестаціонарні процеси, мають широкі спостережні прояви. За аналогією із сонячною активністю їх називають зоряною активністю. Її вдається спостерігати у вигляді темних плям на Сонці та інших зірках, а також спалахів, що найяскравіше виявляються у червоних карликових зірок (дивись Зірки, що спалахують). Механізми та прояви спалахів на зірках аналогічні таким у сонячних спалахів.
Основний метод дослідження зоряної атмосфери – математичне моделювання, при якому на основі відомих фізичних законів розраховується залежність температури, тиску та інших параметрів від глибини. Для побудови моделей зоряної атмосфери вирішуються рівняння гідростатики, теплового балансута перенесення випромінювання. Найбільш важливим за таких розрахунків є точне визначення коефіцієнта поглинання речовиною атмосфери випромінювання основних хімічних елементів.
Такі моделі дозволяють обчислити теоретичні спектри, які порівнюються із спектрами, отриманими зі спостережень. Порівняння теоретичного і спостережуваного безперервного спектра дозволяє визначити температуру зірки. Аналіз спектральних ліній дає можливість визначити прискорення сили тяжіння, хімічний склад, поле швидкостей зоряної атмосфери. При хорошому збігу теоретичних та спостережуваних спектрів параметри моделі атмосфери приписуються реальній зірці.
Зазвичай при розрахунку моделей робиться головне припущення - зоряна атмосфера перебуває у стані локального термодинамічного рівноваги. Це означає, що з опису поведінки частинок використовуються рівноважні співвідношення: розподіл атомів за станами порушення описується формулою Больцмана, розподіл атомів за станами іонізації - формулою Саха, розподіл часток за швидкостями - формулою Максвелла. Але на відміну стану повного термодинамічного рівноваги всі ці співвідношення записуються при локальному значенні температури у цій точці зоряної атмосфери. Поле випромінювання у зоряній атмосфері визначається рішенням рівняння перенесення.
В результаті цих досліджень було встановлено, що температури зірок лежать у широкому діапазоні - від 1500-2000 К до 200 000 К. Різноманітні також значення прискорення сили тяжіння g на поверхні зірок: від lg q ≈ 0 у зірок-надгігантів до lg q ≈ 8 -9 у білих карликів (q см/с 2 ). Хімічний склад зоряної атмосфери здебільшого виявився майже однаковим: найбільш поширеними хімічними елементами є водень та гелій. Змістінших хімічних елементів становить лише тисячні частки (за кількістю атомів) від вмісту водню. Однак спостерігаються зірки, хімічний склад яких відрізняється від наведеного. Причинами таких відмінностей може бути як особлива структура атмосфери (магнітні зірки), і особливості еволюції та вік зірки.
У сучасних дослідженнях зоряної атмосфери часто відмовляються від гіпотези локальної рівноваги: у цьому випадку стан речовини визначається шляхом розв'язання численних рівнянь статистичної рівноваги. Під час аналізу подвійних зірок враховується можливе опромінення досліджуваної зірки з боку сусідньої зірки. Нарешті, розраховуються моделі зоряної атмосфери з урахуванням динамічних явищ: розширення шарів, пульсацій, наявності акреційних дисків навколо зірок та ін. зіркою. В результаті завдяки короткочасному збільшенню яскравості зірки вдається отримати детальніші спектри, що несуть інформацію про різні галузі зоряних атмосфер.
Літ.: Грей Д. Спостереження та аналіз зіркових фотосфер. М., 1980; Міхалас Д. Зоряні атмосфери. М., 1982. Ч. 1-2; Соболєв В. В. Курс теоретичної астрофізики. 3-тє вид. М., 1985; Сахібуллін Н. А. Методи моделювання в астрофізиці. Казань, 1997-2004. Ч.1-2.