Приглашаем посетить сайт

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах
ФОТОСФЕРА

ФОТОСФЕРА

ФОТОСФЕРА - слой космич. тела, непрозрачного для собственной радиации, из к-рого выходит наружу осн. часть возникающей в космич. теле радиации. Обычно Ф. наз. ниж. часть звёздной атмосферы с оптич. толщиной ~ 1 для оптич. излучения с непрерывным спектром (осн. часть эл.-магн. излучения невырожденных звёзд). Звёзды непрозрачны во всех диапазонах эл.-магн. спектра. Поэтому излучение, рождающееся в ядре звезды, медленно диффундирует наружу, испытывая многократные рассеяния и переизлучения. По достижении Ф. фотоны рассеиваются (переизлучаются) последний раз и покидают звезду.

При взрывах сверхновых звёзд внутр. части их ядер становятся непрозрачными для образующихся там нейтрино, уносящих в этот момент осн. часть энергии. Они диффундируют до нейтринной фотосферы (расположенной глубоко в недрах звезды, см. Нейтринная астрофизика), после чего свободно выходят за пределы звезды.

Осн. механизмами непрозрачности Ф. для эл.-магн. излучения являются фотоионизация и свободно-свободные переходы (тормозное поглощение), а также рассеяние фотонов в спектральных линиях и континууме. В Ф. наиб, холодных звёзд ( спектрального класса M )преобладает рассеяние света в молекулярных полосах (гл. обр. окислов металлов TiO, ZrO и др.). В звёздах спектрального класса К доминирует поглощение излучения металлами, в G- и F-звёздах - отрицательными ионами водорода, в звёздах спектрального класса А - атомами водорода. В Ф. наиб. горячих звёзд, классов В и О, преобладают рассеяние на свободных электронах и поглощение атомами и ионами гелия, а в УФ-области спектра- ионами элементов С-Fe.

Осн. параметры Ф. звёзд гл. последовательности приведены в табл. (N- концентрация частиц, h - шкала высоты, g - ускорение силы тяжести, Т _э - эффективная температура, р - газовое давление, р _е - электронное давление, р _r- давление излучения, -коэф. непрозрачности на длине волны 0,5 мкм).

Параметры фотосфер звёзд главной последовательности (класс светимости V)

На рис. 1 показано распределение с глубиной осн. физ. величин в Ф. трёх звёзд с параметрами:

Здесь М - масса звезды в единицах массы Солнца, = 2 10³³ г, R - радиус звезды.

Рис. 1. Модели фотосфер трёх звёзд с "нормальным" (солнечным) химическим составом. Параметры звёзд приведены в тексте. Представлены зависимости от оптической глубины на длине волны 500 нм (lgt₅₀₀) шести величин: геометрической глубины Л. отсчитанной от слоя t₅₀₀= 1; темп-ры Т; доли энергии, передаваемой конвекцией e _с (в третьем случае e_c = 0); плотности r; степени ионизации вещества x = N_e/N_a[N_e, N_a - концентрации электронов и тяжёлых частиц (атомов и ионов) соответственно] и коэффициента непрозрачности вещества , рассчитанного для области максимума спектра излучения звезды (т. н. росселандово среднее для ).

Рис. 2. Один из лучших снимков части фотосферы Солнца в белом свете, полученный 30 июля 1970 на советском стратосферном телескопе. В виде мелкой зернистости наблюдается грануляция (размер ячеек ок. 1000 км, время жизни 5 мин). Слева-солнечное пятно. В центральной его части ("тени") температура приблизительно на 2000 К ниже средней температуры фотосферы Солнца, вокруг (в "полутени") хорошо видна сложная структура.

В Ф. большинства звёзд имеются перепады темп-ры и др. параметров не только по вертикали, но и вдоль поверхности. Наиб. изучена в этом отношении Ф. Солнца (рис. 2). Осн. её структурные элементы - грануляция, пятна и факелы. Грануляция является прямым отражением конвекции, а пятна и факелы - фотосферными проявлениями солнечной активности - следствием развитой подфо-тосферной конвекции. На др. звёздах с внеш. конвективной зоной (звёзды с T _э8000 К) также часто присутствуют холодные пятна. В Ф. Ар- и Am-звёзд существуют области (пятна), резко различающиеся по хим. составу (см. Химически пекулярные звёзды). При вращении - звёзд вокруг оси наличие пятен приводит к фотометрич. и спектральной переменности.

Различия параметров Ф. в разных местах поверхности звезды существуют также у быстровращающихся и при-ливно-деформированных звёзд.

Лит. см. при ст. Звёздные атмосферы. Н. Г. Бочкарёв