|
|
Большая Советская Энциклопедия (цитаты)
|
|
|
|
|
Атмосферы звезд | Атмосферы звезд (далее А) внешний слой звезд, в котором происходит образование спектра их излучения. Различают собственно атмосферу — слой, в котором возникает линейчатый спектр, и более глубокую фотосферу, дающую непрерывный спектр; однако резкой границы между ними нет. Под фотосферой, свечение которой определяет блеск звезды, находятся недоступные наблюдениям глубинные слои звезды, содержащие источники энергии. Через фотосферу энергия переносится в основном лучеиспусканием. Для звезд с постоянным блеском излучение каждого элементарного объема фотосферы происходит за счет поглощаемой им лучистой энергии (лучистое равновесие). Построение моделей А (вычисление распределения плотности, давления, температуры и других физических характеристик атмосферы по глубине) позволяет теоретически рассчитать распределение энергии в непрерывном и линейчатом спектре звезды. Сравнение теоретического и наблюдаемого спектров для звезд различных классов является критерием правильности положенных в основу теории предположений. Основные сведения о звездах ( состав, движения в атмосфере, вращение, поля) получены на основе изучения их спектров.
Один из важнейших параметров теории А — коэффициент поглощения звездного вещества, т. к. он определяет геометрическую глубину фотосферы. Для горячих звезд основную роль играет поглощение лучистой энергии (для очень горячих добавляется поглощение и рассеяние свободными электронами), в атмосферах холодных звезд — отрицательными ионами состав внешних слоев А определяют сравнением наблюденной и теоретической (полученной методом кривой роста или из модели А) эквивалентной ширины линий поглощения (т. е. ширины соседнего с линией участка непрерывного спектра, энергия которого равна энергии, поглощенной в линии). Наиболее распространенные элементы — и за ними — Число всех металлов составляет примерно одну десятитысячную числа К 60-м гг. 20 в. подробно рассчитаны звездные модели всех спектральных классов, которые в общем хорошо объясняют их наблюдаемые спектры. В общих чертах состав А одинаков, однако наблюдаются существенные отклонения, связанные как с особым состоянием атмосфер (магнитные звезды, тесные двойные звезды), так и с реальными различиями в составе (красные звезды-гиганты, металлические "гелиевые", "бариевые" и "литиевые" звезды и др.), вероятно, вызванными эволюционными процессами. Такие звезды и звездные группы изучают особенно интенсивно.
Лит.: Мустель Э. Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Адлер Л., Распространенность элементов (во вселенной), пер. с англ., М., 1963; Звездные атмосферы, пер. с англ., М., 1963; Теория звездных спектров, М., 1966; Соболев В. В., Курс теоретической астрофизики, М., 1967.
А. Г. Масевич. |
Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска
|
|
 |
 |
 |
|
