前言#
本书旨在系统阐述在对恒星可观测外层进行定量光谱分析方面所取得的重大进展。 得益于我们对恒星大气中物质与辐射场相互作用的理解日益深入、来自天基与地基观测的数据更加精确而完备、计算算法的大幅改进，以及计算机运算速度的飞跃提升，如今这些分析可以以更高的真实度完成。 本书省略了一些现今主要具有历史意义的主题，而是着重于问题的坚实物理表述及其求解方法。
我们主要考虑三类读者： (1) 天文学家；他们有天体物理背景，希望更深入理解本领域的物理基础，或想学习处理非平衡辐射转移的现代计算技术； (2) 物理学家；他们掌握相关物理原理，但尚不熟悉本研究的动机或辐射转移的处理方法； (3) 学生；他们既需要了解研究缘由，也需掌握此学科的方法论。 本书力求在物理与数学两方面都提供足以支持该领域科研工作的详尽阐述，而非流于简要概述。对于入门学习，读者亦可参考若干优秀的基础著作，例如 [22, 132, 133, 186, 246, 391, 1003, 1006, 1178]。
要呈现完整图景，必须将许多不同领域的内容综合起来。 例如，恒星可观测外层的物质粒子占据数由包含辐射和碰撞速率的动力学方程决定。 这些层的密度极低，碰撞速率远小于辐射速率，因此辐射过程本质上决定了物质的状态。 所以，物质的吸收与发射系数取决于局部辐射场。 然而，局部辐射场不仅受本地光子的发射与吸收影响，还受到来自大气中其他（可能十分遥远）区域的光子的影响；这些区域的物理条件可能与本地截然不同。 简言之，辐射场决定了物质的非平衡性质，而这些性质又决定了辐射场，两者紧密耦合、不可分割。 这正是计算理论恒星光谱的核心问题。
在本书中，我们主要聚焦于高温恒星；其大气层由辐射过程主导，并且可以较好地近似为均匀的平面层或球壳层。 对于低温恒星，情况则复杂得多；因为能量既通过辐射又通过对流传输。 对流是一种随时间变化、准湍流的三维流动问题，直到近期才开始得到较为精确的处理。 对于对流能量传输，本书仅采用混合长度理论的现象学描述。 同时，我们也不打算讨论恒星色球层与日冕中由磁场主导的结构。
本书所介绍的内容，使研究者能够在任何低密度等离子体中计算辐射转移，并进行定量光谱分析；这不仅适用于恒星的可观测外层，也适用于所有天体物理对象的可观测区。 同时，它还为研究辐射流体力学这一辐射驱动物质流动的领域奠定必备基础。
本书力求自成体系，但读者应熟悉量子力学与狭义相对论的基本内容。 此外，与同类教材相比，本书的章节顺序略显非常规，因此我们建议认真学习的读者采用“迭代式”阅读：在研读当前章节时，适时回顾前文相关内容，将大大加深理解。 我们相信，有经验的教师可以把本书用作初学者教材，也可作为高年级学生和研究者的专著。概括而言，全书将讨论以下主题。
天体物理背景#
第一章简要回顾了恒星大气研究的历史演变，并在最后一节指出该领域对更广泛天体物理课题所做的关键贡献。 第二章则介绍了多种观测数据，这些数据既构成我们解释它们所依赖理论结构的基础，也为这些理论提供检验。
辐射#
在第三章中，我们将分别从宏观、电磁学与量子力学角度描述辐射场，这些表述将贯穿后续所有工作。第四章则运用热力学和统计力学，在热动平衡（thermodynamic equilibrium; TE）的极限下推导物质和辐射的物理性质，并引入局部热动平衡（local thermodynamic equilibrium; LTE）的概念。本章得到的众多公式将在全书的其余部分反复用到。
辐射的吸收与发射#
第五章将讨论束缚–束缚、束缚–自由以及自由–自由跃迁中光子的吸收与发射的量子力学理论；第六章则介绍连续辐射在低能极限与相对论极限下的散射过程。 第七章简要概述对若干在天体物理上至关重要的原子与分子不透明源，如何用量子力学计算其吸收截面。 第八章则讨论谱线频率展宽的主要机制： (a) 由谱线所连接原子能级有限寿命引起的自然展宽； (b) 由原子沿视线方向的热速度分量或宏观物质流速造成的多普勒展宽； © 由自由电子和／或其他原子碰撞中断波列的半经典与量子力学描述所致的碰撞展宽。
辐射与谱线的相互作用#
在恒星大气的物质中，非热动平衡占据数对谱线的可观测效应比对连续谱更为显著，因此对物理性质的诊断产生强烈影响。 为了理解动力学平衡（kinetic-equilibrium）过程与输运过程之间的相互作用，接下来的四章将分析在给定大气结构中谱线形成的物理机制。
第9章中，我们将写出动力学方程，以确定在一般非平衡（NLTE，非局部热动平衡）辐射场中物质的激发与电离占据数。 在这里必须注意：谱线中的光子并非相干散射，而是通常在整条线轮廓内重新分布。 第10章则从半经典方法和严格的量子力学分析两方面，对这种再分布现象进行描述，并给出相应的再分布函数。 结果显示，在辐射场较弱的极限，即恒星大气中普遍满足的情形中，半经典结果与量子力学结果基本一致。
辐射输运#
第11章将汇总第5–10章得到的物理信息，构建辐射输运方程中的吸收、发射与散射系数；接着在一般坐标系下从现象学角度推导该输运方程，并展示它在动力学理论中与玻尔兹曼方程的等价性。 随后，我们把方程具体化到笛卡尔、球面和圆柱坐标系，说明其角向矩(angular moments)就是辐射场的动力学方程，并讨论矩方程组的闭合问题。
接下来，我们将辐射输运方程化简为时间无关的辐射转移方程，推导连接其各阶矩与辐射场比强度的数学算符，并给出该方程的二阶形式——这为目前最有效的一些计算方法奠定了理论基础。 对于物理上真实的问题，转移方程无法获得解析解；因此，我们（连同后续章节将讨论的约束条件）对方程进行离散化，使之成为适合数值计算的形式。 最后，我们给出转移方程的概率论解释，并讨论其极为重要的渐近扩散极限。
辐射转移方程的数值求解#
至此，我们已具备计算恒星大气中辐射输运所需的物理理论。接下来的两章将回顾求解辐射转移方程的现行计算方法。如前所述，用以决定恒星大气结构及其光谱的方程组过于复杂，无法用解析方法处理；因此，我们借助日益强大且易于获得的高速数字计算机，对其进行数值求解。
第12章将介绍能够精确求解本领域辐射转移问题的稳健直接算法。 然而，要高精度拟合观测到的恒星光谱，往往需同时考虑成千上万条谱线的非平衡效应，并在极其庞大的频率网格上计算辐射场；在此情况下，直接算法的计算成本常常过高。 因此，第13章将阐述现代且高效的迭代算法，它们足以应对这些棘手挑战，并构建更具物理真实性的模型大气。
第14章首次探讨非平衡谱线形成。 我们首先采用仅含两个束缚能级和一个连续谱的“两能级 + 连续”模型原子，对大气中光子的扩散、湮灭与逸出等基础过程进行分析。 尽管此模型极度简化，但却能提供重要的物理洞见。 随后，我们将讨论包含多能级原子的光子输运物理。 第15章则关注当谱线散射光子发生部分重分布（即非相干散射）时的谱线形成机制。
结构方程#
第16章将给出在不同物理真实度下决定恒星大气结构的方程。 我们先从一般流体动力学方程出发，将其特化为一维流动；再进一步约束为一维定常流动，并推导出平面与球对称几何中静态大气的结构方程。 随后，我们简要讨论除了辐射之外的对流能量输运，最后给出决定恒星内部结构的方程组。
模型大气#
第17章介绍了一种高效的方法，用来计算满足辐射平衡与静力平衡约束、并考虑大量谱线覆盖（line blanketing）的平面、静态、局部热动平衡（LTE）模型大气。 谱线的不透明度往往主导恒星的出射辐射场，并在其最外层显著影响物理结构。 我们如今已知，在假设LTE的情况下，得到的结果在定量上（有时甚至在定性上）都可能出现偏差。 尽管如此，这一问题仍能让读者概览构建恒星大气模型时所面临的核心议题，并引出后续章节将用到的部分数学技巧。
第18章讨论难度更高的NLTE（非局部热动平衡）模型大气的构建，并考虑谱线覆盖。 这类计算所得到的结果可作为可靠的诊断工具，用于确定各种恒星的有效温度、表面重力及化学成分，从而为揭示恒星的演化历程提供了宝贵的见解。
延展与膨胀的大气层#
第19章将讨论静态、球对称恒星大气中的辐射输运。 这种几何模型适用于具有极度延展包层的演化后期恒星。 对于高温恒星，其光谱往往表现出恒星风引起的快速质量损失迹象，在此情形下，球对称是一种合理的第一近似。 因此，我们分别在静止实验室系（观测者系），即物质被观测到沿径向向外流动；以及共动系（流体系），即参考系与物质一起运动的坐标系中求解辐射转移方程。 在共动系中，Sobolev近似提供了一种简洁的方法，可在中等精度下求解转移问题并预测出射光谱。
第20章聚焦恒星风的动力学。 我们先简要介绍热驱动恒星风，接着重点讨论辐射驱动恒星风的动力学，即在极热恒星中，当光子向物质传递的外向动量速率超过引力束缚时，就会产生的风。 近年来，采用全局模型大气并将恒星风与光球层自洽连接的研究取得了显著进展，其成果对天体物理的许多其他领域都具有重要意义。
排版说明#
我们用斜体拉丁或希腊字母表示物理标量，用黑体字母表示向量，用黑体无衬线字母表示张量和矩阵。 向量、张量与矩阵的各分量则用带有适当下标或上标的斜体字母表示。 涉及相对论时，对重复指标采用求和约定。 目录中带有⋆号的小节可在首次阅读时略过。 与大多数技术著作一样，由于拉丁字母和希腊字母的总数有限，书中难免出现多个物理量共享同一符号的情况。
参考文献#
本书完整的参考文献清单极具价值：它既收录了奠定本领域基础的开创性论文，也囊括了当今蓬勃研究所产生的大量成果。 清单包含4500余条文献；若全部附在书后，将占超过300页的内容。 因此，正文中我们通常只引述某一主题的最初论文，或用“参见，如[199, 824]”的形式表明所列条目仅为示例。完整清单已借助现代技术发布于下列网址： .
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最后，我们衷心感谢众多同行的帮助与指导，他们人数众多，难以一一列举。虽然无法逐个署名，我们仍向所有人致以最诚挚的谢意。
Dimitri Mihalas Ivan Hubeny G.C. McVittie Professor of Astronomy, Emeritus University of Arizona University of Illinois Tucson, Arizona