恆星大氣

恆星大氣一般是指恆星上能被直接觀測到的表面層。大氣底層密度最大的部分，叫作光球。它的厚度同星球半徑相比一般是很小的，但恆星的全部光學輻射幾乎都是從此發出的。通常觀測到的恆星吸收譜（連續譜加吸收線），基本上就是光球光譜，而恆星的亮度也基本上決定於光球的亮度。我們見到的太陽圓面，就是光球。過去認為，光球是產生連續譜的區域，而吸收線（見線吸收）則是由光球之外的所謂反變層對光球輻射進行選擇吸收所形成的。這種把產生連續譜和產生吸收線的區域截然分開的看法，很快就被放棄了。

基本介紹

• 中文名：恆星大氣
• 定義：恆星上能被直接觀測到的表面層
• 色球：可在日蝕時或某些單色光中觀測
• 星冕：日全蝕時或特殊的日冕儀能觀測
• 恆星包層：有吸收線的連續譜
• 化學成分：氫等

恆星大氣——色球

色球 光球的外面是色球。太陽的色球可在日蝕時或在某些單色光中進行觀測﹐它的厚度約2﹐000公里﹐基本透明﹐對光球輻射的吸收很弱(只有最強的一些吸收線的線心部分可能是在色球中產生的)。太陽色球發出的可見光很少﹐它主要發出一些發射線。其他恆星的色球﹐一般無法單獨觀測到﹐因為我們觀測到的恆星輻射是整個大氣的混合輻射﹐其中占壓倒優勢的光球輻射往往掩蓋了其他部分的輻射。只有在晚型星光譜中﹐電離鈣的H和K吸收線中有時出現發射成分﹐可以比較肯定地認為它們來自這些恆星的色球。不過﹐人們還是發現了幾個很特別的恆星﹐從而獲得較詳細地研究晚型超巨星色球的可能性﹕這就是由一個晚型超巨星和一個半徑小得多的早型星組成的蝕雙星系統﹐其中最著名的有御夫座ζ﹑天鵝座31﹑天鵝座32和仙王座VV等星。在這些蝕雙星中﹐早型子星半徑一般只有晚型超巨星半徑的百分之幾。早型子星在被蝕之前和被蝕之後﹐將兩次從晚型超巨星大氣後面經過﹐這時觀測者看到的早型子星的光﹐將依次通過晚型超巨星色球不同高度的各層﹐而受到色球物質的吸收。對不同高度的?蠆闥???奈?障囈?醒芯咯o就能獲得有關晚型超巨星色球物質的物理狀態的寶貴信息。近來對元素的高次電離發射線和HeI10830埃線等現象的研究﹐確認存在色球的恆星在赫羅圖上分布甚廣。其中有的如大角﹑五車二等還是活動色球星﹐它們的色球活動比太陽強得多。已單個建立理論色球模型的恆星也正在日益增多。

恆星大氣——星冕

觀測太陽時﹐在色球之外還能看到日冕。日冕延伸範圍可達數百萬公里甚至更遠﹐但在光學輻射中的作用卻很小。一般情況下﹐日冕完全淹沒在光球輻射之中﹐只有在日全蝕時或通過特殊的日冕儀才能觀測到它。其他恆星的星冕﹐主要根據紫外線和X射線的觀測研究來確定。高能天文台2號衛星已測到100個以上恆星的X射線﹐通過分析認為主要來自它們的星冕。這些恆星在赫羅圖上分布甚廣﹐除M型巨星﹐G﹑K﹑M型超巨星外﹐還有其他類型恆星(包括白矮星)﹐典型的例子有五車二﹑參宿二等。

恆星大氣——恆星包層

典型的恆星光譜﹐是帶有吸收線的連續譜。具有這種光譜的恆星大氣﹐其厚度比星體半徑小得多。但有少數恆星的大氣厚度與星體半徑差不多或甚至更大。這種大氣稱為恆星包層或延伸大氣。延伸大氣的光譜中除吸收線外﹐往往還有發射線﹐這是大氣較外層的稀薄氣體發出的。如果發射很強﹐發射線甚至可能把吸收線淹沒。沿觀測者視線方向直接投影到星面上的那一部分大氣很像一個吸收管﹐當延伸大氣中的物質足夠多時﹐吸收管中的物質能在恆星光譜中造成附加的吸收線﹐這些吸收線的激發度低於大氣內層吸收線的激發度。一些早型星如O﹑B型發射星(見恆星光譜分類﹑沃爾夫－拉葉星)﹐以及其他一些恆星﹐都有這種延伸大氣。

恆星大氣——化學成分

通過恆星光譜中譜線的研究﹐可以測定恆星大氣的化學成分。研究得最多的是太陽及其附近的星。結果表明﹐星族I恆星大氣中元素的豐度與太陽的基本相同﹐這稱為正常豐度﹐其數值列於下表(按幾個元素族列出﹐並取氫的值為100)。

表

參考書目

D. Mihalas﹐ Stellar Atmospheres﹐2nd ed.﹐W.H.Freeman﹐San Francisco﹐1978.

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