Курс общей астрофизики. Постнов К.А - 155 стр.

5.8. Атмосферы Солнца и звезд                              155

выражение к светимости по (5.32) и подставляя ρ ∼ M/R3 в вири-
альное соотношение Tc ∝ M/R, получаем

                          R ∼ M αR ,

где показатель степени 0 < αR < 1. Так, для κ =const αR =
(Ze − 1)/(Ze + 3). Чем больше масса звезды на главной последо-
вательности, тем больше ее радиус и светимость и выше эффектив-
ная температура. По этой причине более массивные звезды ранних
спектральных классов (О, B, A, F) лежат левее и выше Солнца на
диаграмме Герцшпрунга–Рассела (цвет–светимость), так как цвет
(спектральный класс) звезды определяется ее эффективной темпе-
ратурой.


5.8. Атмосферы Солнца и звезд
    Основной физический параметр стационарной звезды – ее мас-
са. Она определяет светимость звезды на главной последователь-
ности, время жизни, радиус, эффективную температуру. Следую-
щий по важности параметр – химический состав, определяющий
молекулярный вес вещества и влияющий на непрозрачность, а че-
рез них – и на остальные параметры.
    Анализируя излучение звезд, мы получаем непосредственную
информацию только об их атмосферах. Атмосферой звезды назы-
вают области, начинающиеся с фотосферы, которая определяет ви-
димый радиус звезды, то есть области с оптической толщой τ <1.
Температура, плотность, скорость газа и химический состав атмо-
сфер оцениваются по спектру.
    Эффективная шкала высот (т.е. высота однородной атмосфе-
ры) h = kT /mg = kT R2 /mGM  R, но поскольку атмосферы не
изотермичны, h имеет локальный смысл. Самый тонкий слой – фо-
тосфера, а наиболее протяженный – корона (однако для нее выше
приведенное неравенство не выполняется).
    Фотосферой называют слой, соответствующий τ ≈ 1 в непре-
рывном оптическом спектре. Сильные линии поглощения образу-