恒星大气 一般是指恒星上能被直接观测到的表面层。按物理性质的不同﹐恒星大气可以分成若干层次。

恒星大气理论 （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。

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。

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。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。

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。

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﹕

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。

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.

(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﹕

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。

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。

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