Атмосферы звёзд
Атмосфе́ры звёзд (звёздные атмосферы), внешние слои звёзд, определяющие их наблюдаемое излучение. Анализ этого излучения позволяет установить основные характеристики звезды. В атмосферах звёзд происходит поглощение, излучение и рассеяние энергии, образованной в звёздных недрах в результате термоядерных реакций. Протяжённость звёздной атмосферы обычно не очень велика – порядка тысячной доли радиуса звезды, но имеются гигантские звёзды, у которых протяжённость атмосферы сопоставима с радиусом звезды. Наиболее детально изучена атмосфера самой близкой звезды – Солнца.
Детальное исследование атмосфер звёзд началось с работ А. Шустера (1905) и К. Шварцшильда (1906). Позднее Э. Милн высказал идею численного моделирования звёздных атмосфер; впервые рассчитал такую модель У. Маккри (1931). Большой вклад в изучение атмосфер звёзд внесли В. А. Амбарцумян, Н. А. Козырев, Э. Р. Мустель, В. В. Соболев и др.
Изображение солнечной грануляции с разрешением около 30 км, полученное на солнечном телескопе имени Д. К. Иноуэ (DKIST). Поле изображения охватывает область размером 36,5 × 36,5 тыс. км.Выделяют несколько зон атмосферы звезды, расположенных на разной глубине. Наиболее глубокая зона – фотосфера – состоит из горячего и плотного газа, излучение которого имеет непрерывный спектр. Так, фотосфера Солнца имеет температуру около 6500 К и плотность 5 ·10–4 кг/м3. При оптических наблюдениях фотосфера Солнца проявляется как видимая поверхность. Над фотосферой располагается т. н. обращающий слой. В нём температура и плотность ниже, чем в фотосфере, поэтому здесь формируются спектральные линии поглощения. Так, у Солнца этот слой имеет температуру около 4500 К и плотность порядка 10–7 кг/м3. Ещё выше расположена хромосфера, температура которой выше температуры фотосферы. Так, температура 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, которая имеет очень высокую температуру (до миллионов кельвинов). Яркость короны в миллионы раз меньше яркости фотосферы, поэтому до 1930-х гг. её можно было непосредственно наблюдать только у Солнца и только в моменты солнечных затмений, когда фотосфера закрыта Луной. Изобретение внезатменного коронографа (Б. Лио, 1931) позволило наблюдать солнечную корону на высокогорных обсерваториях вне затмений. В дальнейшем с помощью звёздных коронографов существование корон было установлено и у других звёзд. Наличие разных зон в звёздных атмосферах зависит от типа звезды. Например, 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.
Спектры звёзд разных спектральных классов (указаны слева) в видимом диапазоне длин волн (от 400 до 700 нм), полученные с помощью 0,9-метрового телескопа Национальной обсерватории Китт-Пик. Приведены спектры следующих звёзд (сверху вниз): HD 12993 (спектральный класс O6,5), HD 158659 (B0), HD 30584 (B6), HD 116608 (A1), HD 9547 (A5), HD 10032 (F0), BD+61 0367 (F5), HD 28099 (G0), HD 70178 (G5), HD 23524 (K0), SAO 76803 (K5), HD 260655 (M0), YALE 1755 (M5). Подписи и адаптация: БРЭ.Перенос энергии в атмосферах звёзд происходит в основном посредством переноса 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 других звёзд происходят различные нестационарные процессы, имеющие широкие наблюдательные проявления. По аналогии с солнечной активностью их называют звёздной активностью. Её удаётся наблюдать в виде тёмных пятен на Солнце и других звёздах, а также вспышек, наиболее ярко проявляющихся у красных карликовых звёзд. Механизмы и проявления вспышек на звёздах аналогичны таковым у солнечных вспышек.
Изображение солнечной короны, полученное путём обработки серии снимков с различной экспозицией, сделанных во время полного солнечного затмения 2 июля 2019 г. в обсерватории Ла-Силья. На изображении видны тонкие детали солнечной короны. Корона имеет дипольную форму, характерную для минимумов солнечной активности (короткие лучи на снимке находятся в области солнечных полюсов, а длинные лучи и петли – в области экватора). Здесь изображена только центральная часть солнечной короны, в действительности она простирается намного дальше.Основной метод исследования атмосфер звёзд – математическое моделирование, при котором на основе известных физических законов рассчитывается зависимость температуры, давления и других параметров от глубины. Для построения моделей звёздных атмосфер решаются уравнения гидростатики, теплового баланса и переноса излучения. Наиболее важным при таких расчётах является точное определение коэффициента поглощения веществом атмосферы излучения основных химических элементов.
Такие модели позволяют вычислить теоретические спектры, которые сравниваются со спектрами, полученными из наблюдений. Сравнение теоретического и наблюдаемого непрерывного спектра позволяет определить температуру звезды. Анализ спектральных линий даёт возможность определить ускорение силы тяжести, химический состав, поле скоростей атмосферы звезды. При хорошем совпадении теоретических и наблюдаемых спектров параметры модели атмосферы приписываются реальной звезде.
Группа солнечных пятен. 13 декабря 2006. Фото: космический аппарат Hinode. Традиционно при расчёте моделей делается основное предположение, что атмосфера звезды находится в состоянии локального термодинамического 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. Однако, в отличие от состояния полного термодинамического равновесия, все эти соотношения записываются при локальном значении температуры в данной точке атмосферы. Поле излучения в атмосфере звезды определяется решением уравнения переноса.
Активный красный карлик с пятнами на поверхности и протуберанцами (а также с обращающейся вокруг него экзопланетой) в представлении художника. Самые мощные вспышки на красных карликах на 2–3 порядка величины превосходят самые мощные солнечные вспышки, а суммарная площадь пятен на красных карликах достигает 40–50 % их поверхности.В результате этих исследований было установлено, что температуры звёзд лежат в широком диапазоне – от 1500–2000 до 200 000 К. Разнообразны также значения ускорения силы тяжести на поверхности звёзд: от у звёзд-сверхгигантов до у белых карликов (где измеряется в см/с2). Химический состав атмосфер звёзд в большинстве случаев оказался почти одинаковым: наиболее распространёнными химическими элементами являются водород и гелий. Содержание других химических элементов составляет всего тысячные доли (по числу атомов) от содержания водорода. Однако наблюдаются звёзды, химический состав которых сильно отличается от приведённого. Причинами таких различий могут быть как особенная структура атмосферы (магнитные звёзды), так и особенности эволюции и возраст звезды.
Изображение солнечной вспышки (справа снизу) в ультрафиолетовом диапазоне спектра на длинах волн 13,1 и 17,1 нм. 27 октября 2014. Фото: космическая обсерватория Solar Dynamics Observatory.В современных исследованиях атмосфер звёзд часто отказываются от гипотезы локального равновесия: в этом случае состояние вещества определяется путём решения многочисленных уравнений статистического равновесия. При анализе двойных звёзд учитывается возможное облучение исследуемой звезды со стороны соседней звезды. Наконец, рассчитываются модели звёздных атмосфер с учётом динамических явлений: расширения слоёв, пульсаций, наличия аккреционных дисков вокруг звёзд и др. Большие надежды в изучении атмосфер звёзд связывают с новым перспективным методом исследования – гравитационным 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 различных областях звёздных атмосфер.
Метод моделирования атмосфер, хорошо развитый для звёзд, является перспективным также для исследования атмосфер экзопланет и стал активно использоваться в этой области после их открытия. Благодаря этому появляется возможность обнаружения у экзопланет т. н. биомаркеров – наблюдаемых признаков, свидетельствующих о возможном наличии жизни.