Курс общей астрофизики. Постнов К.А - 38 стр.

38            Глава 2. Излучение и поглощение ЭМ-волн в среде

наблюдателя составляет τ  1. Иными словами, кванты света из
фотосферы сравнительно свободно покидают Солнце. Температу-
ра фотосферы около 5600 K, а над ней располагается слой более
холодной плазмы (а значит, с меньшим значением функции ис-
точника), в котором и происходит формирование линий поглоще-
ния. При этом важно, что поглощенный каким-либо атомом квант
непрерывного спектра фотосферы (скажем, с длиной волны линии
Hα 6563 A ° ) вновь испускается через короткое время (для разре-
шенных переходов – за время порядка 10−8 c) в произвольном на-
правлении. Здесь существенно, что ниже этого слоя располагает-
ся оптически плотная область фотосферы, так что с вероятностью
близкой к 1/2 квант переиспускается вниз и поглощается в фото-
сфере, где его энергия термализуется снова в кванты непрерывного
спектра, а с вероятностью ∼ 1/2 квант испускается в направлении
от фотосферы. Таким образом, можно ожидать, что интенсивность
в центре сильной линии поглощения будет существенно меньше,
чем в соседнем с линией участке непрерывного спектра. Близкая
к этой картина реально имеет место в солнечной фотосфере. Разо-
бранный пример иллюстрирует важность эффекта рассеяния фо-
тона на частоте линии в атмосфере звезды для образования силь-
ной линии поглощения.
   Понятие доплеровского профиля линии. Если газ оптически
тонкий (в линии), то при отсутствии нетепловых механизмов рас-
ширения профиль линии отражает максвелловский профиль ско-
ростей частиц излучающего газа. Ширина линии зависит от темпе-
ратуры газа и турбулентных скоростей. Собственная ширина ли-
нии, как правило, пренебрежимо мала. Но в сильных линиях про-
являет себя столкновительный механизм уширения. По классиче-
ской теории излучения это уширение связано с влиянием электри-
ческих полей соседних атомов (ионов) на положение энергетиче-
ских уровней излучающего атома. Этот механизм ответственен за
широкие крылья сильных линий в спектре Солнца.
   Зависимость температуры оптически тонкого газа от концен-
трации частиц. Для оптически тонкой среды существует общее