恒星大气
恒星大气
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恒星大气一般是指恒星上能被直接观测到的表面层。
正文
恒星大气层次 光球 大气底层密度最大的部分，叫作光球。它的厚度同星球半径相比一般是很小的（例如太阳半径为69.6万公里，它的光球仅厚几百公里）,但恒星的全部光学辐射几乎都是从此发出的。通常观测到的恒星吸收谱（连续谱加吸收线），基本上就是光球光谱，而恒星的亮度也基本上决定于光球的亮度。我们见到的太阳圆面，就是光球。过去认为，光球是产生连续谱的区域，而吸收线（见线吸收）则是由光球之外的所谓反变层对光球辐射进行选择吸收所形成的。这种把产生连续谱和产生吸收线的区域截然分开的看法，很快就被放弃了。实际情况是，光球的各个部分都产生连续谱，但其温度较低的外层却同时对内层的辐射产生吸收作用，从而形成了吸收线。产生不同化学元素的吸收线的大气深度是不同的，因此，产生吸收线的层在光球中并无确切的边界。我们虽然不能象看太阳那样直接看到恒星的光球圆面，但根据恒星吸收谱的形态可以断定，光球是每个恒星的大气中必然存在的层次。
色球光球的外面是色球。太阳的色球可在日食时或在某些单色光中进行观测，它的厚度约2,000公里，基本透明，对光球辐射的吸收很弱（只有最强的一些吸收线的线心部分可能是在色球中产生的）。太阳色球发出的可见光很少，它主要发出一些发射线。其他恒星的色球，一般无法单独观测到，因为我们观测到的恒星辐射是整个大气的混合辐射，其中占压倒优势的光球辐射往往掩盖了其他部分的辐射。只有在晚型星光谱中，电离钙的H和K吸收线中有时出现发射成分，可以比较肯定地认为它们来自这些恒星的色球。不过，人们还是发现了 几个很特别的恒星，从而获得较详细地研究晚型超巨星色球的可能性：这就是由一个晚型超巨星和一个半径小得多的早型星组成的食双星系统，其中最著名的有御夫座ζ、天鹅座31、天鹅座32和仙王座VV等星。在这些食双星中，早型子星半径一般只有晚型超巨星半径的百分之几。早型子星在被食之前和被食之后，将两次从晚型超巨星大气后面经过，这时观测者看到的早型子星的光，将依次通过晚型超巨星色球不同高度的各层，而受到色球物质的吸收。对不同高度的色球层所产生的吸收线进行研究，就能获得有关晚型超巨星色球物质的物理状态的宝贵信息。近来对元素的高次电离发射线和HeI10830埃线等现象的研究，确认存在色球的恒星在赫罗图上分布甚广。其中有的如大角、五车二等还是活动色球星，它们的色球活动比太阳强得多。已单个建立理论色球模型的恒星也正在日益增多。