恆星大氣的吸收和散射
正文
恆星大氣是由無數原子、離子、電子和分子組成的體系。這些粒子既可發出輻射，也可吸收輻射。我們觀測到的恆星光譜是整個恆星大氣層的發射和吸收累加的結果。恆星大氣的吸收有兩種：在較寬的、連續的頻率範圍內使輻射減弱的過程稱為連續吸收；只在譜線的頻率範圍內減弱輻射的過程稱為線吸收。在恆星大氣的能量平衡中起決定作用的是前者，因而這裡只討論連續吸收。二十世紀三十年代以前，人們對恆星大氣吸收的知識十分貧乏，不得不假定恆星大氣物質的吸收本領在所有波長上都是一樣的，這就是“灰色大氣”假設。“灰色大氣”無法解釋恆星光譜能量按波長的分布和跳變的特徵。
量子力學為研究恆星大氣吸收的問題奠定了理論基礎。根據恆星的光譜特徵和恆星大氣的物理性質，已經明確連續吸收主要是由原子的束縛-自由躍遷、自由-自由躍遷、分子的吸收以及電子和原子的散射引起的。
原子的束縛-自由躍遷和自由-自由躍遷 原子的束縛-自由躍遷,專指由吸收輻射引起的束縛-自由躍遷,即光致電離過程。當原子吸收能量大於原子結合能的光量子時，它就離解為離子和電子，這就是光致電離。設原子處於某一能級i,xi為i能級的原子結合能;設vi=xi/h，h為普朗克常數,原子只有吸收頻率v>vi的光量子才能電離。因此，從該能級發生的光致電離，會在v>vi的區域產生連續吸收帶。這裡，vi稱為帶頭頻率。由於各能級的結合能不同，帶頭頻率也各異。以最簡單的氫原子為例,基態原子（能級主量子數n=1）的光致電離將在賴曼系限外（λ<912埃）產生連續吸收;第一激發態(n=2)的原子將在巴耳末系限外(λ<3646埃)產生連續吸收；n=3狀態的原子將在帕邢系限外 （λ<8204埃）產生連續吸收等等（見圖1）。由於原子可以處在各個不同的能級，相應地產生不同的連續吸收帶。我們在考慮任一頻率處連續輻射的減弱時，應該把帶頭頻率在其紅端的所有吸收帶都迭加起來。當然，在迭加中還要考慮處在各個狀態的原子數目。 自由－自由躍遷是指自由電子在原子核的電場裡可以從一個自由狀態躍遷到另一個自由狀態。如果從能量較低的自由態躍遷到能量較高的自由態，就要吸收輻射場的能量，產生連續吸收。
束縛-自由躍遷和自由-自由躍遷可以發生於各種各樣的原子，其中幾種比較重要的原子是：
① 氫原子 氫原子在恆星大氣里含量最豐富，它的吸收作用首先受到重視。1936年門澤爾和皮克利斯用量子力學算出了氫原子光致電離和自由－自由躍遷過程的吸收係數。吸收係數是用來表征物質吸收輻射的能力的物理量。圖2繪出了中性氫原子的束縛-自由躍遷吸收係數,分別繪出主量子數 為n=1,2,3,4,5的氫原子的吸收係數。圖中吸收係數的單位是10-17厘米2。 雖然恆星大氣里的氫原子很多，但它在晚型星里的吸收作用是微不足道的，因為這時它們基本上處於基態，只能對賴曼系限外的紫外輻射起吸收作用。在晚型恆星的能量平衡中，紫外區域並不重要；而對於太陽型恆星，則需要考慮氫原子在紫外區的吸收。至於A型、B型星，一方面，中性氫的激發態原子數目增多，可以對光譜在可見光區里進行吸收；另一方面，在能量平衡中，中性氫的吸收也起重要作用。所以，對A型、B型星，中性氫原子成為主要的吸收體。
② 負氫離子 由一個中性氫原子和一個跟它連在一起的電子所組成的體系稱為負氫離子，符號是H-。氫原子的電子不能完全螢幕蔽原子核的電場，所以氫原子仍可吸引一個電子並與之結合而形成負氫離子。
1939年維爾特首先指出：負氫離子吸收對中型光譜（見恆星光譜分類）的重要性。1946年昌德拉塞卡第一次成功地計算了負氫離子的束縛-自由躍遷和自由-自由躍遷確定的吸收係數。六十年代又有幾個人改進了計算，求出負氫離子基態的束縛能為0.754電子伏,對應的帶頭波長是16450埃；在波長小於16450埃時，由束縛－自由躍遷確定的吸收係數隨波長的變化近於拋物線關係，在8500埃處吸收係數有一極大值。圖3給出負氫離子束縛－自由躍遷吸收係數,單位是厘米2，它是對於一個離子和單位電子壓力給出的。 負氫離子的形成要求恆星大氣中有大量的中性氫原子和自由電子。在晚型恆星里,由於自由電子較少,負氫離子的作用是不重要的。至於光譜型為中型的恆星，負氫離子的數量較多，它的吸收就成為主要的了。當溫度增高時，負氫離子就要離解為氫原子，負氫離子的吸收作用也就被氫原子的吸收所取代。
③ 氦原子和負氦離子 氦原子的吸收係數已由黃授書、戈德堡和上野季夫等計算過。
氦的電離電勢很高（24.58電子伏）,對應於從基態電離的帶頭波長是504埃,只有在O型、B型恆星的遠紫外區才需要考慮它的作用。
和負氫離子完全類似，氦原子可以和一個電子結合，形成負氦離子。負氦離子只有一個穩定的束縛態。它的束縛能為19電子伏。負氦離子的束縛－自由躍遷是不重要的，但自由－自由躍遷是重要的，特別是對較冷的恆星大氣的長波區域。麥克道爾等在1966年和T.L.約翰在1968年都計算出負氦離子的吸收係數。
④ 金屬原子 金屬原子的吸收係數過去是用類氫原子的方法來計算的，與實際情況偏離較大。六十年代以來，採用量子數虧損方法，重新計算了金屬原子的吸收係數。
金屬原子的吸收在晚型恆星光譜里能起一定的作用，在太陽光譜的紫區和紫外區也要加以考慮。至於在早型的恆星里，由於金屬原子的電離，它的吸收作用很快減弱了。
分子的離解、電離和分子帶的吸收 分子通常由兩個或兩個以上的原子組成。每個分子都具有一定的離解能D。如果分子吸收光量子的能量大於D，分子就會離解為原子,多餘的能量成為原子的動能。所以,分子的離解可以在v >D/h為普朗克常數，v 為光頻率）。其次，如果分子吸收光量子時，它的電子從束縛態躍遷到自由態，這就是分子的電離。分子的電離和原子的電離類似，也會產生連續吸收。至於分子帶的吸收，本質上是分子的分立能級之間的躍遷，只是因為分子的能級是由多個自由度（分子的振動、轉動和電子的運動）的能量確定，有密集的能級，分子光譜才呈現為帶光譜。它們會對連續輻射起減弱作用。
在晚型恆星大氣里，由於溫度比較低，存在大量的中性和帶電的分子。比較重要的有：H2、H娚、H娛、N2、O2、CO2、CN-、C娛、H2O-等。對一些分子的吸收係數已有計算結果。
自由電子的湯姆孫散射和氫原子的瑞利散射 根據經典電動力學，當某個頻率的外來電磁波投射到自由電子（或束縛電子）上時，電子在電磁波的作用下會以同樣的頻率作強迫振動（或在原來振動上迭加強迫振動），同時不斷向各個方向發出該頻率的次波，這種現象叫作湯姆孫散射。自由電子的散射和氫原子(具有束縛電子)的瑞利散射都是連續吸收的源泉。已經知道，自由電子能夠散射任何頻率的輻射，自由電子的湯姆孫散射截面Se，也就是以一個自由電子來計算的散射係數，它等於
，與波長無關。而氫原子的瑞利散射係數
,式中λ用埃表示。這表明波長愈短，氫原子的散射作用愈大。自由電子散射作用依賴於自由電子的數量。在O型、早B型恆星的大氣和A型、B型巨星的大氣里，有大量的自由電子，自由電子散射的作用在這些恆星的大氣里是主要的。而氫原子的瑞利散射，能較有效地散射太陽型恆星的紫外輻射。 可以把上述幾種連續吸收過程按照性質的不同分為兩大類：真吸收和散射。原子的束縛－自由躍遷和自由－自由躍遷是真吸收過程。因為這些過程都先把輻射能變為熱能（電離能或自由電子動能），然後又在別的頻率上輻射出去。自由電子的湯姆孫散射和氫原子的瑞利散射都屬於散射過程，因為這兩個過程都不把輻射能變為熱能，也基本上不改變輻射的頻率，只是改變了輻射的方向。分子的吸收比較複雜,有真吸收成分,也有散射的成分。對於真吸收過程，在局部熱動平衡下發射係數與吸收係數之比符合基爾霍夫定律。對於散射過程，發射係數和散射係數的關係可以由單色輻射的能量平衡關係給出。上述恆星大氣的真吸收和散射都能使連續輻射減弱，是連續吸收的主要根源。
在恆星大氣里，輻射的吸收往往不是取決於一種過程，而是取決於多種過程。因此，需要把全部過程引起的吸收都考慮在內，才好計算總吸收係數。最早計算總吸收係數的工作是薇坦斯於1951年進行的。1965年博德用了這些年來改進了的吸收係數，重新計算了總吸收係數。艾倫已把他的計算結果收入1973年版的《物理量和天體物理量》一書中，但沒有計及近年來發現的鐵豐度的增加。
總之,在最冷的M型、N型、R型恆星里，輻射的吸收由分子和負氫離子確定，金屬原子和負氦離子的吸收也起一定的作用。在太陽型恆星里，在光譜的可見光區和紅外區,吸收的主要源泉是負氫離子，在λ<4000埃的區域，除了負氫離子外，還有H娚的吸收、氫原子巴耳末系限外的吸收、氫原子的瑞利散射和金屬原子的吸收。在A型和B型星里，輻射的吸收主要由氫原子確定，在巨星、超巨星的大氣里，還應考慮自由電子的散射。在最熱的O型和早B型的恆星大氣里，氫原子、氦原子的吸收和自由電子散射是重要的。
參考書目
C.W.艾倫編，楊建譯：《物理量和天體物理量》，上海人民出版社,上海,1976。(C.W.Allen,AstrophysicalQuantities,3rd ed.,Athlone Press, London,1973.)
D.F.Gray, The Observation and Analysis of Stellar Photospheres,Chap.8,Wiley,New York,1976.
