4. Поглощение в звёздах различных спектральных классов (разных температур)

Поглощение фотонов, подобное описанному выше, свойственно не только атомам водорода, но и атомам др. элементов. Только расположение энергетич. уровней у них иное, однако всегда уровни сгущаются к ионизационному пределу, и поглощение с разных уровней, связанное с отрывом электрона, т. е. с ионизацией атома, даёт множество перекрывающихся полос.

Вернёмся к водороду. Для того чтобы его поглощение имело такой вид, как на рис. 4, на всех энергетич. уровнях должно быть достаточное количество атомов. На осн. уровне атом может находиться неограниченно долго, лишь поглощение фотона или столкновение с достаточно быстрым электроном может ионизовать его или возбудить, т. е. перевести на один из вышележащих уровней. В возбуждённом состоянии атом находится недолго - уже через ~10^-8 с он излучает фотон и переходит на к.-л. из более низких уровней. С этого уровня он спускается ещё ниже, пока не перейдёт на основной. Правда, за короткое время пребывания в возбуждённом состоянии атом может поглотить ещё фотон и перейти на более высокий уровень. Кроме того, он может изменить своё состояние при столкновении с электроном. Т. о., атомы в А. з. непрерывно поглощают и испускают фотоны, обмениваются энергией с налетающими электронами, переходят с уровня на уровень, но в среднем их число на каждом уровне (в равновесных условиях) остаётся постоянным. Поэтому можно говорить об относительной населённости 1-го, 2-го и др. уровней энергии.

Относительная населённость уровней зависит от темп-ры. Чем выше темп-ра, тем больше энергия фотонов и электронов, тем чаще происходят возбуждения и тем больше относительная населённость верхних уровней.

Наряду с возбуждением возможна и ионизация атомов, но обычно для ионизации требуется больше энергии. Легче всего ионизуются металлы, поскольку у них меньше энергия ионизации. Благодаря присутствию атомов металлов даже в холодных звёздах имеются свободные электроны. Поэтому А. з. представляют собой плазму (ионизованный газ). С ростом темп-ры растёт энергия фотонов, увеличивается число ионизации, число нейтральных атомов становится незначительным. При этом и поглощение, обусловленное нейтральными атомами, тоже уменьшается.

Ионизация зависит не только от темп-ры, но и от концентрации электронов. Чем больше электронов, тем чаще происходят рекомбинации, число нейтральных атомов возрастает и степень ионизации оказывается меньше, чем в более разреженном газе той же темп-ры. Если темп-ра звезды очень высока, то может произойти вторая ионизация тех элементов, к-рые имеют больше одного электрона. В очень горячих звёздах наблюдаются линии ионизованных атомов, у к-рых оторвано 2-3 и более электрона, напр. CIII, NIII, SiIV. Ионы также участвуют в поглощении, но их полосы расположены в основном в более коротковолновой УФ-области спектра.

Рассмотрим подробней поглощение, вызываемое наиболее распространённым в звёздах элементом - водородом. Чтобы поглощать в видимой области спектра, атом водорода должен находиться на 3-м энергетич. уровне, к-рый расположен очень далеко от основного (рис. 3). Вообще, у водорода очень большой разрыв между 1-ми остальными уровнями. Поэтому, напр., при темп-ре ок. 6000 С (фотосфера Солнца) имеется очень мало фотонов и электронов с энергией, достаточной для возбуждения на 2-й или 3-й уровни. Почти все атомы водорода при этой темп-ре находятся на осн. уровне и не могут поглощать в видимом и близком УФ-диапазонах. Такой водород практически прозрачен, его роль в формировании спектра излучения солнечной фотосферы сравнительно невелика. С погружением в глубь звезды темп-ра растёт, количество возбуждённых атомов водорода увеличивается и роль его в поглощении возрастает. Наконец, на нек-рой глубине (для Солнца эта глубина равна 0,1-0,2 R) темп-ра возрастает настолько, что водород весь ионизуется. При этом его поглощение вновь падает. В зависимости от темп-ры звёздной фотосферы аналогичную роль в поглощении и излучении света играют атомы др. элементов (с иной энергией ионизации). Следовательно, интенсивность спектр, линий, характер спектра (спектральный класс) звезды связаны гл. обр. с её темп-рой. Поскольку темп-ра звёздного газа меняется с глубиной, понятие "температура звезды" нуждается в уточнении. Обычно за темп-ру звезды принимается её эффективная температура Т_э, к-рая приблизительно равна темп-ре газа в средних слоях фотосферы.

У звёзд спектр, класса А темп-ра фотосфер ок. 10 000 К, там водородное поглощение особенно велико. В более горячих звёздах, классов В и О, водородное поглощение меньше, т. к. там водород сильно ионизован. Поэтому в звёздах класса В осн. роль в поглощении играет гелий, к-рый ионизовать труднее, чем водород (энергия ионизации у гелия выше). В звёздах класса О (с темп-рой фотосфер до 45 000 К) гелий почти полностью однократно ионизован, в этих звёздах поглощает ион гелия HeII.

В звёздах типа G, напр. на Солнце, водород и гелий поглощают, как уже говорилось, мало. Отчасти поглощение там обусловлено присутствием атомов Mg, Fe и др. металлов, у к-рых энергия возбуждения и ионизации меньше, чем у водорода. Но атомов металлов в десятки тыс. раз меньше, чем атомов водорода, поэтому их роль всё-таки невелика. В основном же поглощение производится отрицательными ионами водорода. Такой ион представляет собой атом водорода, к к-рому присоединён второй электрон. Связь этого электрона с атомом слабая, уже фотон ИК-диапазона с  может разрушить отрицательный ион водорода. Поэтому отрицательные ионы водорода поглощают фотоны видимого света и прилегающих участков спектра. Излучение же происходит при захвате электронов нейтральными атомами. Образующиеся при захвате фотоны и определяют свечение фотосфер Солнца и звёзд, близких к нему по темп-ре. Отрицательные ионы разрушаются под действием потока излучения, идущего из-под фотосферы, и снова образуются, давая новые фотоны. Свободные электроны, необходимые для образования отрицательных ионов водорода, поставляют при ионизации атомы металлов и в небольшой части - атомы водорода. В самых холодных звездах, с T_э » 3000К, ионизация мала, отрицательные ионы не образуются. Там поглощают и излучают в основном более сложные системы - молекулы, к-рых на Солнце и в более горячих звёздах почти нет, т. к. они разрушаются при высокой темп-ре.

Итак, в фотосферах звёзд происходит разрушение и образование различных систем - ионов, атомов, отрицательных ионов, молекул. При этом поглощаются и испускаются фотоны, часть к-рых вылетает из фотосферы в окружающее пространство. Фотосфера непрерывно теряет энергию, к-рая восстанавливается за счёт потока излучения, идущего из более глубоких слоев.