Звёздные атмосферы и перенос излучения

Свет, который мы получаем от звезды, формируется при прохождении через её атмосферу, а уравнение переноса излучения описывает, как поглощение и испускание на этом пути определяют формирующийся спектр.

Definition

Перенос излучения — это описание того, как излучение распространяется через среду, которая его поглощает, испускает и рассеивает, а звёздная атмосфера — это внешний слой звезды, в котором этот перенос определяет спектр, выходящий в космос.

Scope

Тема охватывает структуру звёздных атмосфер, уравнение переноса излучения и его решение, источники непрерывной и линейчатой непрозрачности (поглощения), предположение о локальном термодинамическом равновесии и его нарушениях, формирование линий поглощения и модельные атмосферы, используемые для интерпретации наблюдаемых спектров.

Core questions

• Как уравнение переноса описывает выход света из звезды?
• Что определяет непрозрачность звёздных атмосфер?
• Когда предположение о локальном термодинамическом равновесии является обоснованным?
• Как формируются линии поглощения в атмосфере?

Key concepts

• уравнение переноса
• функция источника
• оптическая толщина
• непрозрачность
• локальное термодинамическое равновесие
• модельная атмосфера
• потемнение к краю диска

Key theories

Уравнение переноса излучения

Изменение интенсивности вдоль луча равно испусканию минус поглощение, определяемое непрозрачностью и функцией источника; решение этого уравнения для модельной атмосферы даёт выходящий континуум и профили линий, которые сравниваются с наблюдаемыми спектрами.

Непрозрачность, равновесие и формирование линий

Непрерывная и линейчатая непрозрачность от атомов, ионов и отрицательного иона водорода контролирует, откуда в атмосфере исходят различные длины волн; в условиях локального термодинамического равновесия заселённости следуют температуре, но сильные линии и разреженные слои требуют неравновесного рассмотрения.

Mechanisms

Фотоны, движущиеся наружу через атмосферу, поглощаются и переизлучаются в соответствии с локальной непрозрачностью и функцией источника; более глубокие, горячие слои формируют континуум, в то время как определённые длины волн блокируются линейчатой непрозрачностью в более холодных вышележащих газах. Глубина, с которой излучение данной длины волны выходит, определяемая тем, где оптическая толщина достигает порядка единицы, фиксирует его наблюдаемую интенсивность.

Clinical relevance

Модели переноса излучения в атмосферах являются существенным связующим звеном между теорией и наблюдением в звёздной астрономии: они преобразуют спектры в температуры, гравитации и распространённости элементов, лежат в основе калибровки звёздных параметров в крупных обзорах, и та же физика переноса применима к планетарным атмосферам и межзвёздной среде.

History

Шварцшильд и Милн разработали раннюю теорию лучистого равновесия в атмосферах, Чандрасекар систематизировал перенос излучения в 1940-х годах, а Унсёльд и Михалас создали современную основу модельных атмосфер и неравновесного формирования линий, используемую сегодня.

Key figures

• Subrahmanyan Chandrasekhar
• Dimitri Mihalas
• Edward Milne
• Albrecht Unsold

Seminal works

• chandrasekhar1960
• mihalas1978

Frequently asked questions

Что такое оптическая толщина?

Оптическая толщина измеряет количество поглощающего материала вдоль линии зрения; излучение легче всего выходит из слоя, где оптическая толщина в направлении наблюдателя составляет около единицы, поэтому разные длины волн фактически приходят с разных глубин в атмосфере.

Что означает локальное термодинамическое равновесие?

Это предположение, что в каждой точке газ ведёт себя так, как если бы он находился в равновесии при локальной температуре, поэтому заселённости атомов следуют простым статистическим законам; это значительно упрощает анализ, но нарушается в слоях низкой плотности и для сильных спектральных линий.