6 years назад
Нету коментариев

Вспышки — одно из самых удивительных явлений в атмосферах звезд. В последние годы, снова благодаря проведению рентгеновских наблюдений, приоткрылась завеса, скрывавшая физическую сущность этого явле­ния, во многом еще и сейчас остающегося загадочным.

Как мы уже говорили, структура внутренних частей корон красных карликов и Солнца во многом сходна. Горячее вещество корон сосредоточено в системы от­дельных арок, очерчивающих пучки магнитных силовых линий. Отдельная арка соединяет магнитные полюса противоположной полярности на поверхности звезды. Самые плотные и, вероятно, более горячие арки распо­лагаются в местах выхода более сильных (локальных) магнитных полей.

Для Солнца, как это уже сейчас ясно, в начале вспышки в некоторой области арки внезапно выделяет­ся громадная энергия — порядка 1030 эрг (рис. 11), при­чем в мягкой рентгеновской области излучение вспышки на один или более порядков превосходит излучение все­го Солнца в этом диапазоне. При этом первичном «взрыве» происходят ускорение электронов (а иногда и протонов) до больших энергий и нагрев плазмы до тем­ператур 20—30 млн. К. Потоки тепла и частиц устрем­ляются вдоль арки к ее основаниям, уходящим в глубь хромосферы. Именно в этих плотных слоях возникает свечение хромосферы при вспышке.

Схема возникновения различных видов излучения при вспышках на Солнце

Схема возникновения различных видов излучения при вспышках на Солнце

Помимо этого часть плотного газа в основании арки сильно нагревается и начинает «испаряться» вверх, в корональную часть арки. Все эти явления, длящиеся в одной петле несколько секунд, образуют одно «элемен­тарное» событие. Обычно же в начале вспышки проис­ходит несколько таких событий в близко расположенных петлях. В первые минуты вспышки петли, «загорающие­ся» таким способом, как правило, низкие, не поднимаю­щиеся выше 10 тыс. км. Промежуток времени в несколь­ко минут (часто всего за 1—2 мин), в течение которых происходит ускорение частиц, называют жесткой или импульсной фазой вспышек.

В последующие моменты времени горячая плазма заполняет все более высокие корональные петли. В это время также происходит выделение энергии, однако этот процесс уже не столь бурный. Часто совокупность вспышечных корональных петель образует анфиладу арок — своеобразный туннель, располагающийся над линией раздела полярностей магнитного поля. Основа­ния этих арок «горят» в хромосфере в виде двух лент в течение одного или нескольких часов (при мощных событиях на Солнце).

Поскольку плотной горячей плазмой оказывается заполненным весьма большой объем атмосферы, появляет­ся мощный источник мягкого рентгеновского излучения. На это излучение, наряду с развивающимися движе­ниями плазмы и ускорением частиц, расходуется основ­ная энергия вспышки. В настоящее время всеволновая астрономия позволяет нам изучать вспышки, подобные солнечным, только на самой ближайшей звезде — Прок­симе Центавра (а Сеn С). У других карликов поздних спектральных классов таких «слабых» вспышек, какими являются мощные солнечные, нам увидеть еще не дано.

Звездная вспышка — это внезапное увеличение бле­ска звезды иногда в сотни раз (на несколько звездных величин), более сильное в синей области оптического спектра, чем в других участках. Например, при вспыш­ке на звездах типа UV Cet за время около 1 с блеск звезды резко возрастает, а затем со скоростью в 1,5— 3 раза меньшей происходит резкий спад до уровня, со­ставляющего примерно 7з максимального (событие в ряде случаев имеет два максимума). Далее с характер­ным временем 100 с идет плавное затухание события.

Описанная «идеальная» кривая блеска импульсной звездной вспышки реализуется далеко не во всех слу­чаях. На нисходящем участке вспышки подчас появля­ются вторичные максимумы, часто возгорание вспышки затягивается до порядка 10 мин, а само явление длит­ся несколько часов. Сейчас складывается впечатление, что медленные события нельзя рассматривать как супер­позицию ряда импульсных и что природа этих двух ти­пов вспышек может быть различной.

Отличительной особенностью звездных вспышек яв­ляется кратковременное усиление оптического излуче­ния с непрерывным спектром. Поскольку эффективную температуру, характерную для этого излучения, мы зна­ем (около 10 тыс. К), из наблюдаемого потока излуче­ния можно получить, что площадь вспышки на звезде этого типа (порядка 3-Ю18 см2) в десятки раз превы­шает площадь белой вспышки на Солнце. Это отличие становится еще более разительным, если вспомнить, что те красные карлики, на которых в основном и наблю­даются эти явления, имеют радиусы в 3—10 раз мень­шие, чем у Солнца.

Излучение вспышки в спектральных линиях, напри­мер, в бальмеровской серии водорода или в линиях Н и К ионизованного кальция, продолжается гораздо дольше, чем излучение с непрерывным спектром. В момент максимума вспышки подавляющая часть ее энергии (до 90%) заключена в излучении с непрерывным спектром, но на фазе спада за счет указанного более медленного угасания свечения в спектральных линиях заключенная в них энергия излучения вспышки может достигать 40% и более. Линии излучения водорода при вспышках на звездах в несколько раз шире, чем в спектрах солнечных вспышек, что свидетельствует о большей плотности ве­щества в области излучения, а иногда и о более быст­рых движениях вещества.

Вообще говоря, кроме непрерывного спектра, другие спектральные характеристики излучения звездной вспышки (особенности отдельных линий, отношения их интенсивностей, асимметрия формы) схожи с соответ­ствующими параметрами для солнечной вспышки. По­мимо регулярного появления оптического излучения с непрерывным спектром, отличием звездных вспышек от солнечных является и то, что энергия процесса может быть на несколько порядков выше. На многих звездах типа UV Cet вспышки происходят часто (около одной в течение часа), но эти события слабы, и их энергия, близка к энергии обычных солнечных вспышек. При пе­реходе к звездам большей светимости растет и средняя мощность регистрируемых на них вспышек (от 3-1026 эрг/с для звезд с абсолютной звездной величиной Mvm = 16m до 1029 эрг/с для звезд с М vm =7т).

Иногда происходят очень мощные вспышки. Такие вспышки являются, по-видимому, типичными для вспы­хивающих звезд, входящих в молодые скопления в со­звездии Ориона и в Плеядах. Так, суммарная энергия одной вспышки на звездах скопления в созвездии Орио­на обычно составляет 1035— 1036 эрг, что на 3—4 поряд­ка превышает самые мощные вспышки на Солнце. Мощ­ность в максимуме блеска здесь порядка 1032 эрг/с, и при такой звездной вспышке только в оптическом диапа­зоне за 1 с высвечивается столько энергии, сколько рас­ходуется во время самой мощной солнечной вспышки на излучение (во всех диапазонах), движение плазмы н ускорение частиц.

С 1974 г. в рентгеновском диапазоне было зареги­стрировано около 10 звездных вспышек, причем неко­торые из них удалось наблюдать одновременно в других диапазонах (в радио- и оптическом). Возрастание потоков в мягком рентгеновском и оптическом диапазонах происходит практически одновременно, но когда всплеск в оптическом диапазоне (в синем фильтре U и около длины волны 468 нм) заканчивается, свечение в мяг­ком рентгеновском диапазоне и в линиях еще продол­жается (затухает оно практически одновременно).

В общем, физические и другие характеристики сол­нечных и звездных вспышек схожи, если исходить из их рентгеновского излучения. Значения температуры плаз­мы в области звездной вспышки около 2-107 К и меры эмиссии около 4-1051 см-3 являются типичными и для солнечных вспышек (это, конечно, есть следствие бли­зости светимостей в рентгеновском диапазоне). Весь же «объем излучающей области составляет 5-1028 см3. Эта величина настолько велика, что позволяет связать по­явление мягкого рентгеновского излучения именно с за­полнением горячей плазмой такого большого объема, вероятнее всего, системы корональных петель.

Первый максимум радиовсплеска (в метровом диа­пазоне) достигается на 15 мин позже, чем максимум са­мой вспышки. Запаздывание на 5—30 мин является во­обще типичным для звездных вспышек.

Несколько вспышек также наблюдалось в коротко­волновом диапазоне с помощью спутника «ИУЭ». Хотя усиление излучения в линиях ионов, требующих темпе­ратур 10 тыс. — 1 млн. К, зарегистрировано уверенно, низкое временное разрешение не позволяет пока по­лучать необходимую информацию о быстропротекающнх процессах, происходящих на вспыхивающих звездах. Од­нако в этом диапазоне у систем типа RS CVn обнару­жено усиление интенсивностей линий, сохраняющееся в течение нескольких суток. Изучение этих «сверхдлитель­ных» вспышек весьма интересно и в настоящее время только начинается.

Прежде чем переходить к описанию физических яв­лений, происходящих при вспышках, кратко рассмот­рим сам класс вспыхивающих звезд (подробнее см. кни­гу Р. Е. Гершберга, ссылка на которую дана в списке рекомендуемой литературы). В окрестностях Солнца этот класс представлен всего несколькими карликами спектрального класса G и К, а его подавляющая часть — это красные карлики спектрального класса М. Разумеется, не все красные карлики вспыхивают, а только, как правило, те из них, в спектре которых наблю­даются хромосферные эмиссионные линии.

Доля таких объектов, обозначаемых Me, составляет несколько процентов среди звезд спектрального класса М0, более 50% среди звезд класса М5 и практически 100% среди звезд со спектральным классом позже М5.5. Таким образом, самая нижняя часть главной последо­вательности представлена именно вспыхивающими звез­дами.

Все вспыхивающие звезды обладают развитыми кон­вективными зонами. Если бы можно было также утверж­дать, что и осевое вращение их значительно, то были бы выполнены условия, необходимые для объяснения по­верхностной активности. К сожалению, прямые спектро­скопические определения скорости вращения этих объек­тов затруднительны, поскольку они «слабы» и в их спек­трах очень много разнообразных линий и полос погло­щения. Тем не менее число прямых измерений все рас­тет, и они показывают, что скорости вращения красных карликов заключены в пределах от 5 до 50 км/с. Это су­щественно превышает скорости осевого вращения спо­койных звезд тех же спектральных классов.

Кроме того, согласно М. Родоно, процент двойных среди вспыхивающих звезд значительно выше, чем сре­ди ближайших звезд низкой светимости. Распространен­ность явления двойственности — первое, что бросается в глаза всем, кто начинает заниматься вспыхивающими звездами. Благодаря синхронизации движений, о кото­рой говорилось ранее, ряд вспыхивающих звезд в двой­ной системе очень долго сохраняет свое вращение. От­метим здесь, что еще до начала эры рентгеновского изу­чения этих звезд В. Кункель в 1975 г. показал, как двойственность статистически должна продлевать фазу вспышечной активности звезды.

Вопрос о возрасте вспыхивающих звезд не так прост. Конечно, вспыхивающие звезды самого молодого ско­пления в созвездии Ориона располагаются на диаграм­ме спектр—светимость выше главной последовательно­сти. Однако с переходом к более старым скоплениям об­ласть, занимаемая этими звездами на диаграмме спектр — светимость расширяется, и часть слабых звезд попадает и под главную последовательность. На­блюдательные данные указывают на большой разброс в значениях возрастов вспыхивающих звезд. Большинство из них действительно являются молодыми, но есть и такие, которые можно считать ровесниками Галакти­ки. Здесь, конечно, нужно помнить о том, что звезды малой массы претерпевают эволюцию от протозвезды до стадии главной последовательности очень медленно, а двойственность еще более продлевает фазу вспышеч­ной активности. Разумеется, у более массивных звезд спектрального класса К фаза вспышечной активности должна быть заметно короче, чем у звезд спектрально­го класса М (массы которых составляют 0,15—0,05 Мс), что согласуется с наблюдательными данными.

Итак, поверхностная активность красных карликовых, звезд связана с факторами, обычными для звезд позд­них классов, и заключается в появлении и развитии ло­кальных магнитных полей и связанных с ними явлений. Существуют, однако, определенные отличия между про­явлениями активности на Солнце, на «пятнистых» звез­дах спектральных классов G и К и на типичных карли­ках позднего класса М. На «пятнистых» звездах обра­зуются большие пятна, наблюдается вращательная мо­дуляция излучения, а вспышки происходят редко. На карликах класса М много мелких пятен (либо их и во­все нет), а вспышки возникают весьма часто.

Рентгеновские наблюдения позволяют, хотя бы ча­стично, понять причину указанного различия в поверх­ностной активности звезд спектральных классов G и Me. Внешняя атмосфера звезд dMe состоит из хромосферы (более развитой и плотной, чем у Солнца), тонкого пе­реходного слоя и короны. Меры эмиссии корон велики, а сами звезды маленькие. Поэтому приходится допу­скать, что корональные петли с плазмой при концентра­ции вещества порядка 1010 см-3 упакованы во внешней атмосфере весьма плотно (в проекции на диск звезды все заполнено петлями активных областей). Взаимодей­ствие этих петель и приводит, по-видимому, к частым вспышкам. Какие факторы мешают магнитному полю собираться в большие жгуты, что приводит к раздроб­лению полей на типичных вспыхивающих звездах — это остается пока загадкой.

Вернемся теперь собственно к вспышкам и рассмот­рим быстрые импульсные явления. Рентгеновские на­блюдения вспышек на звездах показывают, что первич­ный «взрыв» с выделением энергии происходит на по­верхности звезды. Можно даже предположить, что при этом ускоряется некоторое число электронов (до уме­ренных энергий порядка 100 кэВ). В таком случае по аналогии с жесткой фазой солнечных вспышек можно рассмотреть соответствующий вторичный процесс в ат­мосфере звезды.

Потоки тепла и ускоренных частиц из источника вспышечного энерговыделения движутся вдоль магнит­ных силовых линий и вторгаются в плотные слон звезд­ной хромосферы вблизи оснований арки. Здесь проис­ходит своеобразный «ожог» хромосферы и возникает, как это впервые в 1974 г. показали для солнечных вспы­шек Н. Д. Костюк и С. Б. Пикельнер, движущаяся вниз ударная волна. Вообще говоря, прохождение сильной ударной волны приводит к нагреву газа. Но в хромо­сфере газ при этом сильно излучает, поэтому начинает охлаждаться и сжиматься. Таким образом, прохождение ударной волны с излучением вызывает сильное сжатие газа за ее фронтом, при этом происходит некоторое по­вышение температуры в этой области хромосферы.

Так формируется источник низкотемпературного (по­рядка 10 тыс. К) свечения в жесткой фазе вспышек. За­метим, что этот источник оказывается очень тонким. Его толщина согласно расчетам составляет всего 30 км на Солнце. Ранее при анализе излучения солнечных вспы­шек в бальмеровских линиях приходилось делать допу­щение о таком тонком плотном «листе» (оболочке), до­пущение, нашедшее естественное объяснение в газоди­намической модели Костюк—Пикельнера. Эта оболочка в основаниях нескольких петель, возможно, находящая­ся в каждой петле на несколько различающейся высоте, должна покрывать весьма большую площадь.

На Солнце этот процесс способен объяснить только появление излучения в хромосферных линиях водорода, ионизованного кальция и др.

Для возникновения же оптического свечения с непре­рывным спектром при звездных вспышках требуется, «как это впервые показали в 1977 г. В. П. Гринин и В. В. Соболев, чтобы плотность вещества в источнике энергии вспышки была еще больше, приближаясь уже к плотности вещества в фотосфере. А. Г. Косовичев и авторы этих строк провели расчет аналогичного газоди­намического процесса в атмосфере красного карлика (хромосфера у этих звезд до вспышки характеризуется большей плотностью, чем в случае Солнца). Оказалось, что достаточно лишь немного увеличить интенсивность «ожога» (по сравнению с солнечной вспышкой), чтобы в этом процессе, развивающемся на звезде, за фронтом ударной волны образовалась область с концентрацией атомов водорода, приближающейся к 1016 см-3, т. е. почти характерной для фотосферы. Если такой процесс происходит на площади 1018 см2, то мы получим всплеск, оптического излучения с непрерывным спектром.

Из сопоставления теоретических результатов с на­блюдениями легко удалось объяснить общие характери­стики вспышечного континуума для моделируемого не очень мощного события. Форма самого импульса — рез­кий подъем к максимуму и затем лишь немного менее резкий спад — связана с образованием уплотнения за фронтом ударной волны и обеспечением поступления энергии внутрь него, достаточной для компенсации зна­чительных потерь на излучение. Ударная волна, распро­страняющаяся в веществе в направлении роста его плот­ности, проходит при этом всего несколько шкал высот во вневспышечной хромосфере.

Характерное время этого процесса (около 1 с) и плавное развитие описанных газодинамических процес­сов не допускают существенно более быстрых, например миллисекундных, изменений яркости. Этим рассматри­ваемая тепловая модель отличается от целого ряда не­тепловых моделей. Отметим, что развиваемая здесь точ­ка зрения находит подтверждение в наблюдениях на са­мых больших телескопах с наилучшим спектральным и временным разрешением.

Ранее уже говорилось о вторичных процессах при импульсных вспышках. Вопрос о первопричине явления, об источнике первичного энерговыделения является весьма сложным даже для явлений на Солнце. Энергия вспышки, по-видимому, черпается из энергии магнитных полей. Сложные процессы в плазме, которые и приво­дят к вспышке, в прошедшие два десятилетия интенсив­но изучались. Большой вклад в исследование этой про­блемы внес советский астрофизик С. И. Сыроватский.

Вспышечные явления на звездах, несомненно, более разнообразны, чем рассмотренные солнечные аналоги. Например, упомянутые в начале раздела медленные вспышки можно, конечно, пытаться интерпретировать как суперпозицию событий в отдельных петлях. Предел разумности такой «деятельности» достигается весьма быстро: временные шкалы, энергетика, соотношение интенсивностей в различных спектральных диапазонах свидетельствуют о непригодности такой схемы. Действи­тельно, если мы медленно выделяем в короне не слиш­ком большую энергию, то отклик хромосферы на такое возмущение заведомо не приводит к появлению необхо­димых экстремальных условий, когда может излучать­ся оптический континуум.

Сравнительно недавно обнаружены вспышечноподобные явления на субгигантах — компонентах двойных си­стем типа RS CVn, а также на ряде гигантов и сверх­гигантов поздних спектральных классов. Эти явления, совсем уже непохожие на солнечные вспышки (напри­мер, на RS-системах), вызывают небольшое, двукратное усиление рентгеновского излучения с нарастанием интенсивности излучения в течение 1—2 ч и спадом на протяжении 2 сут и более. Изменения блеска в оптиче­ском диапазоне невелики 0,1—0,2т, но нет уверенности в том, что в начале событий не пропущены моменты больших изменений.

Однако в коротковолновой области спектра и в ра­диодиапазоне — это мощные события. Так, например, на системе UX Ari поток излучения в линиях ионов, требу­ющих для своего существования температур 2-104— 105 К, усилился в 5—6 раз и сохранялся на высоком уровне почти 2 сут. Только в этих линиях излучается мощность 1031 эрг/с да еще в течение столь длительного времени.

На красных гигантах иногда наблюдаются изменения излучения в хромосферных линиях, свидетельствующие о процессах, мощность которых типична для вспышечных событий на красных карликах. Однако длительность этих явлений может достигать нескольких суток. Очень мощный продолжительный радиовсплеск наблюдался на красном гиганте aCet. На сверхгиганте Бетельгейзе об­наружены изменения в поляризации оптического излуче­ния, и это происходило одновременно с изменениями яр­кости картины на инструменте, измерявшем диаметр Бетельгейзе в лучах линии На. Таким образом, на звез­дах большой светимости происходят, правда весьма ред­ко и совершенно непредсказуемо, вспышечноподобные явления мощностью 1030—1036 эрг/с, которые могут длиться от нескольких часов до нескольких суток.

Данных о вспышках на звездах высокой светимости явно недостаточно, чтобы сделать какое-либо обоснован­ное суждение о природе этих явлений. Идеи, упомина­ющиеся в научной литературе, сводятся к процессам взаимодействия корональных петель, принадлежащих различным компонентам RS-систем, к привлечению транзиентных явлений или явлений типа ударных вол» в межпланетном пространстве, вращающихся вместе с Солнцем.

Новую информацию начинают в последнее время да­вать наблюдения в радиодиапазоне.

Итак, хотя нестационарные процессы на звездах и имеют некоторые общие черты с солнечными, их раз­личие не ограничивается большим масштабом и энерге­тикой явления, различна и физика явлений. Понимание этих процессов — дело будущего, надеемся, не слишком далекого.