Книга -

На основании этой теории атомных спектров фраунгоферовы линии могли дать информацию о процессах, сопровождавшихся изменением энергии атомов, т. е. о физическом состоянии звездных атмосфер. Спектр Солнца, конечно, никогда не давал сведений о внутренних слоях атмосферы, а всегда лишь о тех, которые испускали свет, попадавший в наши инструменты. Однако эта информация была полной. В 1905 г. Карл Шварцшильд (1873— 1916), выступавший как пионер в этой и других областях, разработал теорию строения солнечной атмосферы. Она опиралась на учение о лучистом равновесии, которое рассматривало температуру в любой точке как результат излучения, получаемого со всех сторон. Излучение при этих высоких температурах представлялось основным механизмом теплообмена. При этом теория облачной фотосферы была окончательно отвергнута; температура и плотность возрастали с глубиной. На этой основе Милн в 1921 г. и Эддингтон в 1923 г. дали полное теоретическое рассмотрение атмосферы Солнца как результата постепенного разрежения нлотпых и горячих более глубоких слоев Солнца. Непрерывный спектр и фраунгоферовы линии представлялись теперь как сложное сочетание глубоких и поверхностных слоев атомов. Прежние практические различия между фотосферой, обращающим слоем и атмосферой оказались не качественными, а лишь количественными.

Теперь можно было взяться и за изучение структуры фрауп- гоферовых линий. То, что прежде называлось «линией» некоторой длины волны, практически имело еще ширину и определенное строение. Теория установила, что изменения атомных состояний происходили не только при излучении, но и при поглощении (как предположил еще Стоке), а также и при столкновениях. В этом случае атомам передавалась энергия теплового движения (выражаемая законом излучения Кирхгофа), а все соседние длины волн принимали участие в этих процессах. Следуя предложенной Унзольдом в 1927 г. физической теории, в тридцатые годы удалось постепенно вычислить и объяснить распределение интенсивности в профилях линий Фраунгофера. Так появилась возможность на основании интенсивностей линий вывести физические условии в солнечной атмосфере: температуру, давление, ионизацию и обилие различных элементов. При этом был обнаружен поразительный факт, что число атомов водорода в солнечной атмосфере во много тысяч раз превосходило общее число всех атомов металлов.