ПОТЕМНЕНИЕ К КРАЮ

Потемнение к краю - зависимость интенсивности излучения, выходящего из атмосферы звезды, от направления. При термодинамическом равновесии, напр. в теплоизолированной замкнутой полости, интенсивность излучения описывается ф-лой Планка и не зависит от направления (см. Планка закон излучения). Реальные звёздные атмосферы далеки от термодинамич. равновесия, в частности потому, что атмосферы излучают и теряют с излучением энергию. Спектр этого излучения отклоняется от закона Планка, и интенсивность излучения зависит от направления. Если физ. условия в атмосфере звезды меняются с высотой не слишком сильно, то состояние такой атмосферы можно приближённо характеризовать т. н. локальным термодинамич. равновесием, при к-ром состояние каждого малого объёма атмосферы звезды можно охарактеризовать своей темп-рой. При отсутствии нетепловых источников нагрева вещества, таких, как диссипация энергии акустич. волн, темп-ра в атмосфере звезды убывает с высотой, и для далёкого наблюдателя интенсивность выходящего наружу излучения максимальна в центре диска звезды и минимальна на краю диска. Физически это означает, что в направлении нормали к поверхности звезды наружу выходит излучение слоев, расположенных на максимально возможной геометрич. глубине (при оптической толще 1), где локальная темп-ра наибольшая. Для излучения, испускаемого под углом к нормали, оптич. толща 1 (непрозрачность) достигается в слое с меньшими геометрич. глубиной и температурой, поэтому интенсивность выходящего излучения убывает с увеличением угла между лучом зрения и нормалью к поверхности звезды. Угол максимален на краю звёздного диска, где и наблюдается наибольшее потемнение. П. к к. хорошо заметно на солнечном диске, поверхностная яркость к-рого на краю составляет в видимом свете лишь ок. 40% от яркости в центре диска. Степень П. к к. зависит от градиента темп-ры, характера рассеяния излучения и непрозрачности вещества звёздной атмосферы. Поэтому для данной длины волны П. к к. усиливается при переходе от звёзд раннего к звёздам позднего спектрального класса (с ростом градиента темп-ры), а для данного спектр, класса П. к к. усиливается при переходе от длинноволнового конца спектра к коротковолновому. П. к к. может изучаться не только у Солнца, но и у звёзд, входящих в затменные двойные системы. Влияние П. к к. на кривые блеска затменных переменных весьма слабо, поэтому эффект потемнения удаётся надёжно определить лишь у разделённых затменных переменных (когда звёзды мало искажают форму друг друга и их можно считать шарообразными). Определив из наблюдений закон потемнения, можно пытаться решать обратную задачу - найти распределение температуры и плотности в атмосфере звезды. Такая задача решается для Солнца, где П. к к. измеряют с хорошей точностью. Оценка П. к к. имеет большое значение при интерпретации оптич. кривых блеска рентг. источников в двойных системах. Амплитуда и форма кривых оптич. переменности этих систем, к-рые используются при определении масс релятивистских объектов - рентг. источников, существенно определяются законом П. к к. оптич. компонентов этих систем. (А.М. Черепащук)