恒星大气理论

　　恒星大气理论[1] （theory of stellar atmospheres ）　　理论天体物理学中较早发展起来的一个重要组成部分﹐主要是通过对恒星光谱的解释来研究恒星大气的物理状态﹑物理过程和化学组成。恒星大气理论是天体物理的基础。

　　恒星大气理论的研究开始于二十世纪初。早在1905年﹐舒斯特就讨论了恒星大气的辐射转移问题。1906年﹐K.史瓦西提出了辐射平衡和局部热动平衡的假设﹐为恒星大气的研究奠定了基础。1929年﹐米尔恩又描绘出恒星大气辐射平衡理论的轮廓。三十年代以后﹐利用量子力学等理论研究恒星大气内的物理过程﹐如原子的激发和电离﹑辐射的吸收和发射等过程﹐使恒星大气的辐射平衡理论得到了全面１940年﹐斯特龙根开始创立恒星大气模型的研究方法﹐以推导恒星大气内各个物理量随深度分布的规律。五十年代以来﹐随著电子计算技术的迅速发展﹐已计算出各类光谱型恒星大气模型﹐为精密研究恒星光谱创造了条件。恒星大气理论不仅研究正常恒星的大气﹐还研究恒星的延伸大气﹑化学组成反常的恒星的大气以及对局部热动平衡和辐射平衡有偏离的大气等。此外﹐恒星大气的对流﹑湍动﹑自转﹑质量外流﹑电磁过程和非热现象等﹐也是恒星大气理论所要讨论的课题。

　　恒星大气模型 恒星大气模型是从实际恒星大气抽象出来的理论模型。它的任务是给出恒星大气内不同深度的各个物理量(如温度﹑压力﹑密度等)的分布规律。　　恒星连续光谱的研究 把利用恒星大气模型计算得到的各个物理量随深度分布规律引入辐射转移方程(见辐射转移理论)﹐可以得到恒星连续光谱能量分布的理论曲线﹐也就是单色辐射流随波长或频率的变化曲线。利用这一曲线可以计算出色温度﹑色指数和巴耳末跳变(巴耳末系限内﹑外强度比的对数)的值﹐与观测的结果进行比较﹐以检验辐射平衡理论或恒星大气模型理论所作的物理假设的正确性。灰色大气辐射平衡理论向非灰色大气辐射平衡理论的推进﹐负氢离子(见恒星大气的吸收和散射)等吸收源的发现﹐以及某些恒星大气对局部热动平衡和辐射平衡的偏离﹐都是通过这种途径而得到确认的。

　　恒星吸收线光谱的研究 正常恒星的光谱是连续谱加吸收线。虽然吸收线在大气能量平衡和确定恒星大气模型中起著比较次要的作用﹐但研究恒星吸收线光谱则是恒星光谱分析的主要内容。首先是因为这种研究能直接得到恒星大气化学组成的知识﹐这是连续谱的研究所不可比拟的。此外﹐吸收线的形状﹑强度﹑分布等都同大气的物理状态和变化过程密切相关。研究吸收线可以深入了解恒星大气的物理状况。吸收线的分光光度测量主要给出谱线轮廓和等值宽度的资料。前者反映谱线的形状﹐后者表徵谱线的强度。恒星光谱吸收线理论主要在两方面展开。一是吸收线的辐射转移理论﹐二是谱线致宽理论。

　　吸收线的辐射转移理论的任务是解吸收线的转移方程﹐导出谱线轮廓和等值宽度的理论公式。最简单的是采用反变层模型﹐这种模型认为连续吸收和线吸收分别产生于光球和它上面的反变层。运用反变层模型讨论谱线的等值宽度还不会带来太大的误差﹐但对于分析谱线轮廓来说就嫌太粗略。现在一般采用连续吸收和线吸收产生于同一个大气层的看法。因此﹐必须在连续吸收系数上加上线吸收。由于吸收系数同温度﹑电子压力等有关﹐即同大气深度有关﹐严格解吸收线淖?品匠泰o必须应用大气模型﹐并采用数值计算方法。

　　(见谱线的形成和致宽)﹐它不仅讨论谱线致宽的机制﹐同时还确定每种机制下线吸收系数对频率和其他物理量的依赖关系。线吸收系数是吸收线辐射转移理论中的重要参量。恒星吸收线光谱的分析方法也是在分析以及处理谱线等值宽度和谱线轮廓资料的基础上建立起来的﹐基本上有三种﹕生长曲线方法　　以谱线等值宽度为基本分析资料的研究方法。从理论上导出吸收线等值宽度和谱线低能级原子数目的关系﹐称为理论生长曲线。利用观测到的多重谱线得出的一系列等值宽度数据﹐构成观测生长曲线。把理论生长曲线和观测生长曲线进行比较﹐可以确定恒星大气的化学组成﹑原子的激发温度﹑原子的热运动速度﹑湍动速度﹑阻尼常数等。这种方法只需要提供谱线总吸收的资料﹐不需要有高色散的光谱资料。谱线轮廓方法　　利用恒星大气模型﹐准确解出吸收线的转移方程﹐可以得到理论谱线轮廓。把它同观测谱线轮廓进行比较﹐便可对恒星大气模型﹑谱线形成和致宽机制进行检验。由于在谱线轮廓上可以比较的细节较多﹐这便成为一个有效的检验方法。谱线轮廓的分析方法在计算上比较繁复﹐但能帮助我们深入了解恒星大气内的物理状态和大气内的物理过程。氢线方法　　在恒星大气里氢的含量最丰富﹐大多数恒星的光谱都有氢线。氢线的研究在恒星光谱分析中占重要地位。用氢线分析恒星大气的方法主要有﹕由观测到的最后一条巴耳末系谱线高能级的主量子数确定恒星大气的电子密度﹔根据巴耳末系谱线等值宽度确定氢原子数和平均电子密度﹔由巴耳末系谱线等值宽度确定恒星绝对星等(见星等)﹔利用氢线轮廓和等值宽度确定恒星大气的重力加速取

　　除了吸收线光谱外﹐有些恒星还产生发射线﹐有的甚至以发射线为其光谱的主要特徵。因此﹐对发射线光谱的研究﹐也是恒星大气理论中的一个重要课题。比较重要的发射线形成机制有﹕复合荧光机制　　罗斯兰德证明﹐当辐射密度很小时﹐高频量子转变为低频量子的过程占优势。例如﹐吸收一个高频量子h ﹐原子从状态1电离﹐然后会发射两个低频量子h 和h ﹐最后回到状态1。在发射h 的过程中就形成频率为的发射线。这种过程称为复合荧光过程。禁线　　当物质密度和辐射密度都比较小时﹐大量原子会积聚于亚稳态﹐使得由亚稳态进行的禁戒自发跃迁仍可辐射很大的能量﹐形成具有一定强度的禁线。　　此外﹐辐射的散射也会产生发射线。根据发射线的形成机制﹐采用大气或壳层的某种模型﹐可以从理论上得到发射线的强度和轮廓﹐再与观测数据比较﹐便可获得有关大气或壳层的物理状态的知识。　　恒星大气化学组成的研究 恒星大气化学组成的研究是恒星大气理论的基本课题之一。恒星大气化学组成是研究恒星大气的基本资料﹐根据这些资料可以建立恒星大气模型及研究恒星的形成和演化。研究恒星大气化学组成也可以利用生长曲线﹑谱线轮廓和等值宽度的方法﹐因为用这些方法可以得到低能级的原子数目﹐再利用萨哈公式和玻耳兹曼公式就可以求出该元素的含量。　　参考书目　　J. L. Greenstein﹐ Stellar Atmospheres﹐Univ.of Chicago Press﹐Chicago﹐1960. 　　D. Mihalas﹐ Stellar Atmospheres﹐2nd ed.﹐W.H.Freeman and Co.﹐San Francisco﹐1978.

      恒星大气一般是指恒星上能被直接观测到的表面层。大气底层密度最大的部分，叫作光球。它的厚度同星球半径相比一般是很小的，但恒星的全部光学辐射几乎都是从此发出的。通常观测到的恒星吸收谱（连续谱加吸收线），基本上就是光球光谱，而恒星的亮度也基本上决定于光球的亮度。我们见到的太阳圆面，就是光球。过去认为，光球是产生连续谱的区域，而吸收线（见线吸收）则是由光球之外的所谓反变层对光球辐射进行选择吸收所形成的。这种把产生连续谱和产生吸收线的区域截然分开的看法，很快就被放弃了。

　　色球 光球的外面是色球。太阳的色球可在日蚀时或在某些单色光中进行观测﹐它的厚度约2﹐000公里﹐基本透明﹐对光球辐射的吸收很弱(只有最强的一些吸收线的线心部分可能是在色球中产生的)。太阳色球发出的可见光很少﹐它主要发出一些发射线。其他恒星的色球﹐一般无法单独观测到﹐因为我们观测到的恒星辐射是整个大气的混合辐射﹐其中占压倒优势的光球辐射往往掩盖了其他部分的辐射。只有在晚型星光谱中﹐电离钙的H和K吸收线中有时出现发射成分﹐可以比较肯定地认为它们来自这些恒星的色球。不过﹐人们还是发现了几个很特别的恒星﹐从而获得较详细地研究晚型超巨星色球的可能性﹕这就是由一个晚型超巨星和一个半径小得多的早型星组成的蚀双星系统﹐其中最著名的有御夫座ζ﹑天鹅座31﹑天鹅座32和仙王座VV等星。在这些蚀双星中﹐早型子星半径一般只有晚型超巨星半径的百分之几。早型子星在被蚀之前和被蚀之后﹐将两次从晚型超巨星大气后面经过﹐这时观测者看到的早型子星的光﹐将依次通过晚型超巨星色球不同高度的各层﹐而受到色球物质的吸收。对不同高度的?虿闼???奈?障呓?醒芯咯o就能获得有关晚型超巨星色球物质的物理状态的宝贵信息。近来对元素的高次电离发射线和HeI10830埃线等现象的研究﹐确认存在色球的恒星在赫罗图上分布甚广。其中有的如大角﹑五车二等还是活动色球星﹐它们的色球活动比太阳强得多。已单个建立理论色球模型的恒星也正在日益增多。

　　观测太阳时﹐在色球之外还能看到日冕。日冕延伸范围可达数百万公里甚至更远﹐但在光学辐射中的作用却很小。一般情况下﹐日冕完全淹没在光球辐射之中﹐只有在日全蚀时或通过特殊的日冕仪才能观测到它。其他恒星的星冕﹐主要根据紫外线和X射线的观测研究来确定。高能天文台2号卫星已测到100个以上恒星的X射线﹐通过分析认为主要来自它们的星冕。这些恒星在赫罗图上分布甚广﹐除M型巨星﹐G﹑K﹑M型超巨星外﹐还有其他类型恒星(包括白矮星)﹐典型的例子有五车二﹑参宿二等。

　　典型的恒星光谱﹐是带有吸收线的连续谱。具有这种光谱的恒星大气﹐其厚度比星体半径小得多。但有少数恒星的大气厚度与星体半径差不多或甚至更大。这种大气称为恒星包层或延伸大气。延伸大气的光谱中除吸收线外﹐往往还有发射线﹐这是大气较外层的稀薄气体发出的。如果发射很强﹐发射线甚至可能把吸收线淹没。沿观测者视线方向直接投影到星面上的那一部分大气很像一个吸收管﹐当延伸大气中的物质足够多时﹐吸收管中的物质能在恒星光谱中造成附加的吸收线﹐这些吸收线的激发度低于大气内层吸收线的激发度。一些早型星如O﹑B型发射星(见恒星光谱分类﹑沃尔夫－拉叶星)﹐以及其他一些恒星﹐都有这种延伸大气。