7 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

Рентгеновские наблюдения «совершенно нечаянно» выделили совокупность звезд всех поздних спектральных классов (от F до М) различных светимостей, но в ос­новном карликов, входящих в различные звездные аг­регаты. Их отличительные особенности — осевое враще­ние и связанные с этим мощные короны и развитие по­верхностной активности.

С чем же связано большое вращение?

Оказалось (и это было понято не сразу), что враще­ние определяется сравнительно небольшим возрастом этих объектов. Здесь мы вынуждены хоть ненадолго остановиться на теории эволюции звезд. Радио- и ин­фракрасные наблюдения последних лет позволили обна­ружить в нашей Галактике несколько тысяч гигантских молекулярных облаков с массами 103—105 Мс. Возмож­но, эти облака входят в состав еще больших газопыле­вых комплексов. Эти области на несколько порядков плотнее областей нейтрального водорода (HI), регист­рируемых в радиолинии 21 см, и температура в них (Т=10 К) несколько ниже средней температуры меж­звездной среды. Из-за неустойчивости первоначальное облако со временем разбивается на ряд фрагментов с массами порядка солнечной. Эти образования формиру­ются более или менее равномерно по всему объему об­лака, тогда как более массивные фрагменты (будущие более горячие звезды) образуются по периферии об­лака.

Сжимающееся облако межзвездного газа с темпера­турой 10—20 К очень быстро становится непрозрачным для собственного инфракрасного излучения. Это уже и есть протозвезда. Ее светимость вначале резко падает из-за роста непрозрачности, т. е. из-за того, что затруд­няется выход фотонов из глубоких слоев наружу. Одна­ко это приводит к росту температуры в центральных частях протозвезды и к изменению физического состоя­ния газа: диссоциации молекул, а затем к ионизации газа. По ряду причин все это инициирует быстрое сжа­тие (коллапс) протозвезды.

Расчеты, проведенные японским ученым С. Хаяши для облака с массой порядка солнечной, показали, что примерно через 10 лет после начала быстрого сжатия вся протозвезда оказывается охваченной конвекцией, эффективно переносящей энергию от центральных час­тей к поверхности. В этот период ее светимость макси­мальна.

Большим достижением последних лет явилось то, что, кроме регистрации областей звездообразования (га­зопылевых комплексов) в радиодиапазоне, по-видимому, протозвезды в момент своей максимальной светимости наблюдаются в оптическом диапазоне. Эти объекты иногда называют фуорами (по названию объекта FU Ori). Они увеличивают свой блеск на несколько звездных величин в течение 1—6 мес, а также изменя­ют за несколько лет свой спектральный класс.

Теоретические расчеты показывают, что в дальней­шем «полностью конвективная» протозвезда продолжает сжиматься, превращаясь за 1 млн. лет в звезду. Звез­да — это газовый шар, в котором энергия, выделяемая в центральных частях, излучается поверхностными слоя­ми. Обычно при этом предполагается, что эта энергия выделяется в термоядерных реакциях, протекающих в центре звезды. Мы же под понятием «звезда» будем рас­сматривать и молодые звезды, где источником энергии является гравитационное сжатие.

Молодые звезды с возрастом около 1 млн. лет по своим характеристикам очень близки к известным пере­менным звездам типа Т Таи. Они располагаются в об­ластях звездообразования, в спектрах этих звезд ярко выражены признаки существования мощных хромосфер. Прежде всего это излучение в бальмеровских линиях во­дорода и линиях металлов. Профили линий очень слож­ны и сильно меняются во времени, что говорит о бур­ных процессах в хромосферах. Из анализа спектров вы­текает, что эти звезды сильно теряют массу, однако вблизи экваториальной плоскости в некоторых случаях возможны движения вещества в противоположную сто­рону к звезде (т. е. движения типа аккреции). Допол­нительное излучение в инфракрасной области свидетель­ствует о том, что эти звезды окружены оболочками из пыли (и газа).

Существование хромосфер в этих звездах является следствием хорошо развитой конвекции на этих объектах, обуславливающей генерацию энергии, необходи­мой для формирования и нагрева внешней атмосферы Звезды в стадии Т Таи еще весьма быстро вращаются (не менее 100 км/с). Это отражает тот факт, что при сжатии протозвездного облака почти весь его момент вращения переходит к звезде. Звезда типа Т Таи за вре­мя своего существования не успевает затормозиться. На этой стадии, несмотря на присутствие мощной хромо­сферы, короны звезд, как правило, еще не образуются. Этому препятствует, вероятно, сильное истечение газа с поверхности звезды.

Гравитационное сжатие звезды с массой порядка солнечной продолжается до возраста порядка 10 млн. лет, затем начинают действовать ядерные реакции, и лишь через 100 млн. — 1 млрд. лет такая звезда, на­конец, оказывается на стадии главной последователь­ности. Это довольно большой промежуток времени, и. в данную эпоху существует достаточно много объектов, не достигших еще стадии главной последовательности. Если раньше они практически ускользали от наблюда­теля, то внеатмосферные исследования вывели их на свет «божий». Условно мы будем называть их здесь ак­тивными карликами (спектральный класс позднее F5).

Эти звезды малых масс долго (около 1 млрд, лет) в ходе своей эволюции перемещаются по диаграмме Герцшпрунга—Рессела от места своего образования к главной последовательности. Поэтому стадия их актив­ности продолжительна, и при достаточно высокой часто­те их рождаемости эти объекты встречаются не так уж редко. Например, в окрестности Солнца радиусом 30 пк. находится около 100 таких объектов с рентгеновской; светимостью более 1026 эрг/с.

В противоположность этому звезд более ранних спектральных классов, не достигших еще главной по­следовательности, гораздо меньше. Прежде всего это связано с тем, что эти звезды более массивны, и их эво­люция происходит существенно быстрее.

В некоторых участках неба было обнаружено до­вольно много слабых рентгеновских источников, кото­рые оказались скоплениями звезд, располагающимися от Солнца на расстояниях от десятков до сотен парсек. Ансамбль звезд, входящих в скопление, образовался в одну и ту же эпоху, и возраст входящих в скопление членов чаще всего определяется по интенсивности спектральной линии лития — элемента, не успевшего еще вы­гореть в начинающихся в центре звезды термоядерных реакциях.

Рентгеновские светимости звезд, находящихся в сол­нечной окрестности и в скоплениях молодых звезд, отличаются примерно на 4 порядка (рис. 6). Основное различие звезд, представленных здесь, — это их возраст, оценивающийся в пределах от 10 млн. до 1 млрд. лет. Физически, конечно, возраст определяет уровень поверх­ностной активности, число и степень развития активных областей. Более молодые и, как выяснилось, активные, звезды обладают мощными коронами, постоянно излу­чающими много энергии в мягком рентгеновском диапа­зоне.

Зависимость рентгеновской светимости от скорости осевого вращения для звезд молодых скоплений

Зависимость рентгеновской светимости от скорости осевого вращения для звезд молодых скоплений

Из рис. 6 также видно, что скорость вращения задает уровень светимости звездных корон в мягком рентге­новском диапазоне. Это просто связано с тем, что моло­дые звезды вращаются быстрее, а это определяет эво­люционное состояние звезды и уровень ее поверхностной активности. Можно даже попытаться описать связь ско­рости вращения v с возрастом звезды t и ее рентгенов­ской светимостью Lx. Зависимость скорости осевого вращения пропорциональна t-1/2 и иногда называется законом Скуманича (в последнее время она уточнена и имеет более сложный вид). Рентгеновская светимость пропорциональна квадрату скорости (см. рис. 5) и, сле­довательно, обратно пропорциональна возрасту звезды

Заметим, что разброс точек на рис. 6 связан не с ошибками наблюдений, а с тем, что хотя осевое враще­ние и является определяющим, но не единственным фак­тором, влияющим на величину светимости короны в мягком рентгеновском диапазоне.

Связь рентгеновского излучения с осевым вращени­ем носит более общий характер. Если по каким-либо причинам звезда позднего спектрального класса (точнее, обладающая конвективной зоной) оказывается вращаю­щейся, например, из-за своей принадлежности двойной системе и т. д., то вокруг не всегда образуется корона, излучающая в рентгеновском диапазоне. Для карликов в соответствии с существующей уже 30 лет теорией кон­векции это характерно для звезд спектрального класса позже F5, а для гигантов — позже G5.

Последнее сейчас достаточно хорошо подтверждается наблюдениями. Действительно, рентгеновское излучение практически пропадает при переходе к карликам, спект­ральный класс которых более ранний, чем F5, и к ги­гантам со спектральными классами раньше G5 (возник­новение рентгеновского излучения у звезд ранних спект­ральных классов связано, как уже говорилось, с другими эффектами). Отсюда и вытекает уверенность в том,

что для развития активных процессов существование конвективной зоны действительно является необходи­мым.

Более того, очень интересным оказалось изучение нескольких объектов, являющихся исключением из об­суждаемого правила. По ряду причин у двух-трех звезд более ранних спектральных классов, чем граница появ­ления активности, видимо, существуют конвективные зоны. Поскольку переход к звездам ранних спектраль­ных классов означает и ускорение осевого вращения, то и эти звезды должны иметь заметное вращение. В соот­ветствии с общим правилом эти уникальные объекты оказались рентгеновскими источниками со всеми при­знаками поверхностной активности. Разумеется, у всех аналогичных звезд, но у которых конвективных зон нет, никакой активности не было обнаружено.

Все, о чем говорилось в этом разделе, является ре­зультатом предварительного, статистического изучения проблемы. Предстоит еще выяснить физику происходя­щих процессов: чем отличается физическое строение ко­рон у звезд различных поздних классов, какова взаимо­связь активности и вращения, что приводит к постепен­ному торможению вращения звезд поздних спектраль­ных классов. Эти проблемы сейчас интенсивно изучают­ся. Несмотря на то что ряд моментов может быть уточ­нен в дальнейшем, мы не можем не коснуться здесь этих вопросов.

Итак, о физике корон активных карликов поздних. спектральных классов. Как уже говорилось, внутренняя корона Солнца представляет собой совокупность боль­ших арок, петель, заполненных горячей плазмой. Самые плотные горячие арки располагаются в активных областях (см. рис. 1), а эти области, и в том числе «магнит­ные острова» — пятна, занимают на Солнце малую до­лю площади.

В последнее время стали измерять, хотя и с очень большим трудом, магнитные поля звезд, в частности, активных карликов поздних спектральных классов. Вы­ясняется, что напряженность магнитного поля в пятнах на звездах примерно такая же, как в солнечных. Но пят­на на этих звездах занимают в десятки и сотни раз боль­шую площадь, особенно, если ее сравнивать с площадью поверхности самих звезд, радиусы которых в 2—3 ра­за меньше солнечного.

Таким образом, в настоящее время можно выделить последовательность звезд (например, в солнечной окре­стности) с постепенным ростом уровня активности и увеличением доли объема, занимаемой петлями в коро­не. Кроме некоторых звезд, похожих в этом смысле на Солнце (аСеn А и др.), в рассматриваемую последова­тельность входят некоторые карлики спектрального класса К (такие; как е Eri и др.) со средним уровнем активности и красные карлики («пятнистая» звезда BY Dra, AD Leo и др.), где площадь активных областей и пятен превышает 50% площади видимого диска звезды. Короны некоторых активных красных карликов с ра­диусами, еще превосходящими 0,3 Rс (спектральный класс этих звезд близок к МО), почти целиком заполне­ны крупными корональными арками. Эти петли анало­гичны тем, которые появляются на Солнце только в непосредственной близости от больших пятен.

Итак, на некоторых карликах спектрального класса .МО процессы активности достигают такого развития, когда вся корона оказывается заполненной самыми плотными, крупными петлями из когда-либо наблюдае­мых на Солнце за достаточно долгое время (т. е. вне кратковременных вспышечных процессов). Температура петель на различных звездах, как правило, сильно не превышает температуру плазмы в солнечных петлях (2 млн. К). Более высокотемпературная плазма с тем­пературой порядка 10 млн. К появляется в небольшом количестве петель в звездных коронах сравнительно ред­ко. Концентрация частиц в петлях на активных звездах превосходит 1010 см-3, что на 2 порядка выше средней концентрации частиц в солнечной короне и на порядок выше концентрации частиц в петлях активных облас­тей.

Вообще говоря, в приведенных характеристиках плазмы в корональных петлях звезд нет ничего удиви­тельного, кроме того, что такой уровень активности ни­кто не предполагал до проведения наблюдений в рент­геновском диапазоне. Еще одно необычное обстоятель­ство касается неожиданно больших размеров этих пе­тель. В некоторых двойных системах, состоящих из звезд поздних спектральных классов, наблюдались необычные вспышки. Скорее всего эти вспышки возникают в результате взаимодействия корональных петель, принадле­жащих различным компонентам системы (см. первую страницу обложки). А это означает, что корональные петли простираются на расстояние почти 1 а. е. — слу­чай, кажущийся фантастическим для Солнечной системы (ведь 1 а. е. — это расстояние Земли от Солнца).

Корональные петли карликов спектральных классов. G и К аналогичны солнечным, но их количество значи­тельно больше. По-видимому, аналогичны и механизмы, нагрева короны в активных областях на Солнце и в ко­ронах этих звезд. Правда, общепринятый взгляд на на­грев короны за счет превращения механической энергии. оказался практически непригодным для плотных коро­нальных петель. Был предложен ряд механизмов, свя­занных с превращением энергии магнитного поля в. тепло. Однако сложный характер плазменных процес­сов в короне, ограниченность наших наблюдательных, возможностей не позволяют пока (даже для Солнца!) убедиться в справедливости того или иного конкретного. механизма нагрева короны.

Своеобразная особенность строения имеется у корон: красных карликов спектральных классов МЗ—М6, об­ладающих самой низкой светимостью и являющихся, как правило, вспыхивающими звездами. В коронах этих, звезд крупные корональные петли как бы дробятся на множество мелких, и взаимодействие последних приво­дит к частым вспышкам. Недавно обнаружено, что рент­геновское излучение этих звезд представляет собой на­бор очень большого числа отдельных импульсов дли­тельностью 10—30 с. Есть основания предполагать, что основным механизмом нагрева корон этих звезд и яв­ляются многочисленные, очень слабые вспышки.

В заключение этого раздела рассмотрим вопрос о причинах торможения вращения активных карликов. Хотя само усиление магнитных полей, а следовательно, и развитие активности связано с вращением звезд, эти процессы, в свою очередь, влияют и на скорость вра­щения. С возрастом объектов скорость вращения посте­пенно уменьшается, и причина этого замедления состо­ит в том, что звездный ветер, уносящий из короны плаз­му с магнитным полем, уменьшает также и момент вра­щения. Поясним это на примере солнечного ветра, изу­ченного к настоящему времени с помощью прямых определений его характеристик в межпланетном простран­стве.

Солнечный ветер является практически радиальным истечением вещества с очень незначительной и нерегу­лярной азимутальной составляющей скорости. Следова­тельно, сам по себе он почти не влияет на момент вра­щения Солнца. Однако из-за эффекта «вмороженности» силовых линий магнитного поля в плазму солнечные магнитные поля «выносятся» в межпланетное простран­ство. Измерения, проведенные с помощью космических аппаратов в пространстве от орбиты Меркурия до орби­ты Урана, показали, что силовые линии межпланетного поля следуют по спирали Архимеда — теоретически пред­сказанному закону для радиального истечения с «вмо­роженным» в плазму полем и примерно с постоянной скоростью.

Итак, можно считать, что во всем межпланетном пространстве вращается «каркас» магнитных силовых линий. Представим теперь, что «прорыв» радиального ветра внес возмущение в некоторый участок силовой линии магнитного поля, находящейся в межпланетном пространстве. Если скорость распространения возмуще­ния вдоль магнитного поля, так называемая альвенов­ская скорость, велика, то к Солнцу будет передаваться импульс, влияющий на момент его вращения.

Поскольку именно вращение Солнца закручивает магнитное поле, ясно, что и само существование «замагниченного» солнечного ветра тормозит вращение Солнца. Вклад в уменьшение момента вращения за счет «магнитных натяжений» по сравнению с уменьшением из-за влияния азимутальной скорости солнечного ветра определяется отношением альвеновской скорости vА, пропорциональной напряженности магнитного поля, к скорости потока на больших расстояниях от Солнца vбесконечность.

Процесс торможения вращения Солнца «замагниченным» солнечным ветром при vА/vбесконечность—>1 оказывается весь­ма эффективным. За время существования Солнца сол­нечный ветер мог полностью затормозить его вращение; например, or скорости вращения около 80 км/с до со­временного значения около 2 км/с. Тем более что на ран­них стадиях эволюции солнечный ветер мог быть более интенсивным. Потеря массы за то же время составила всего бы 10-4 Мс, т. е. была бы пренебрежимо малой величиной.

В настоящее время есть много указаний на то, что торможение вращения звездным ветром (при наличии хотя бы слабых магнитных полей) существенно для ря­да одиночных и двойных звезд. Так, звезды типа Т Таи при скорости потери вещества порядка 10-7 Мс в год теряют за время своей эволюции одновременно и массу (порядка 1 Мс) и момент вращения. Это, конечно, не перечеркивает то часто высказываемое мнение, что для изменения момента вращения существенным может ока­заться образование планетной системы вокруг некото­рых звезд.

Любопытно, что эти данные позволяют оценить уро­вень солнечной активности 4,4 млрд. лет назад, напри­мер, когда нашему центральному светилу было «только» 100 млн. лет. Высокий уровень рентгеновского излуче­ния вне вспышек, потоки фотонов и частиц высоких энергий были в ту эпоху существенно выше. Некоторые ученые связывают с этим обстоятельством повышенное содержание ксенона и отношение содержаний изотопов 15N/14N в лунном грунте, а также объясняют избыток изотопа 26Ar в метеоритах.