- ХРОМОСФЕРЫ ЗВЁЗД
- ХРОМОСФЕРЫ ЗВЁЗД
-
-слои верх. атмосфер звёзд, характеризующиеся линейчатым эмиссионным спектром и темп-рой ~ 104 К, промежуточной между темп-рами фотосфер и корон звёзд.
X. з. и Солнца излучают гл. обр. в резонансных спектральных линиях (в осн. в УФ-области спектра) ионов магния, кальция, углерода и др. элементов. В таких линиях звёздные атмосферы обладают очень большой оптич. толщиной т, и фотоны, прежде чем выйти из X. з., многократно рассеиваются, диффундируют в пространстве и по частоте. Последнее рассеяние происходит в том слое, где на излучаемой длине волны l в пределах профиля линии t<=1. В результате разные части профиля линии несут информацию о разных слоях X. з., чем широко пользуются при изучении солнечной хромосферы. В звёздах с абсорбционным характером спектра X. з. проявляют себя лишь в наиб. сильных линиях поглощения, вблизи центра к-рых видны раздвоенные эмиссионные пики, означающие, что в звёздной атмосфере имеется инверсия темп-ры. Ширина эмиссионного пика несёт информацию об ускорении силы тяжести в X. з. (т. н. эффект Вилсона - Баппу), отношение интенсивностей в эмиссионных пиках k2u. и k2r (рис.) - о градиенте скорости в X. з., в частности о наличии звёздного ветра, интенсивность эмиссии и её профиль - о темп-ре, плотности и протяжённости X. з.
X. з. (по крайней мере, звёзд солнечного типа и более холодных) очень неоднородны, имеют сложную структуру, как правило, с короткоживущими элементами (см. Солнце).
Формирование эмиссионных пиков в центре сильных линий поглощения в звёздах с развитыми хромосферами. Сплошной линией показан профиль температуры в атмосфере, штриховой - то же при чисто радиационном нагреве. Пунктир-функция источников Sl, определяющая излучательную способность газа в спектральной линии в слое единичной оптической толщины. Отмечены места формирования характерных точек профиля линии. Внизу приведены оптические толщины t500. т. е. при l = 500 нм (в непрерывном спектре) и tlc - в центре линии. На врезке показан профиль (интенсивность излучения в функции Dl = l -l0, где l0- длина волны центра линии) эмиссионной части линии, наблюдаемой в центре широкой линии поглощения.
О механизмах поддержания X. з. см. в ст. Звёздные атмосферы.
Лит.: Я гер К. де, Звёзды наибольшей светимости, пер. с англ., М., 1984; M-stars, eds. H. R. Johnson, F. Querci, Wash.-P., 1985; см. также лит. при ст. Звёздные атмосферы. Н. Г. Бочкарёв.
Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.
.
