Прогнози, прогнози… Перехід від Сонця до зірок, конвекція та нагрів плазми у зовнішній атмосфері, зоряні вітри та охолодження корон

Нам вспоминается середина 60-х годов, когда кос­мическая техника делала первые шаги и, казалось, что вот-вот появятся первые измерения излучения звездных корон. Все окунулись в работу по прогнозированию по­токов излучения и ожидаемых эффектов. Постановка, задачи была простой: есть объект — Солнце, о котором «известно все»; строится по аналогии модель внешней атмосферы звезды и т. д. Необходимо было лишь учесть некоторые отличия конкретной звезды от Солнца. Уже в начале нашего века важнейшие характеристики звезд были выяснены. Основной из них является масса звезды, заключенная в пределах от 0,1 до 100 Мс (где Мс — масса Солнца).. Именно масса в основном определяет полное количество энергии, излучаемое звездной фото­сферой, а также светимость звезды. В то же время раз­меры звезды определяются не только массой, но зави­сят еще и от конкретного типа звезды.

Наибольшее число звезд располагается на диаграм­ме спектр — светимость (диаграмме Герцшпрунга — Рессела) на кривой, называемой главной последователь­ностью. Спектр излучения звезд фактически определя­ется температурой их поверхности: горячие звезды спек­тральных классов О, В и А, традиционно называемых ранними, имеют эффективные температуры поверхности ет порядка 40 тыс. К (класс О) до 10 тыс. К (класс А), тогда как звезды поздних спектральных классов F, G, К и М являются более холодными. Соответственно изменяются и цвета звезд — от голубого к белому и от желтого к красному.

Радиусы звезд главной последовательности лежат в интервале от 20 Rс для звезд наиболее ранних спект­ральных классов до около 0,1 Rс для звезд самых позд­них спектральных классов. Однако радиусы небольшого числа звезд поздних классов достигают 10—100 Rс (так называемые гиганты), а иногда и 1000 Rс (сверхгиган­ты). На диаграмме спектр — светимость они лежат вы­ше главной последовательности, в области больших све­тимостей. Громадные светимости этих звезд не дают им потеряться в просторах Вселенной, а звездное небо укра­шают многочисленные представители этого типа звезд: например, к ним относятся Бетельгейзе, Антарес, Арк­тур — ярчайшие звезды в созвездиях соответственно Ориона, Скорпиона и Волопаса.

Важно здесь отметить, что из-за различий в разме­рах звезд сила тяжести на поверхности гигантов в де­сятки раз, а на поверхности сверхгигантов примерно в 1000 раз меньше значения этой величины на поверх­ности Солнца.

Нагрев внешних слоев солнечной атмосферы можно связать с потоком механической энергии, идущей из

верхней части конвективной зоны в подфотосфериых слоях. Теоретические расчеты показывали, что такая конвекция близ поверхности может развиваться только у звезд поздних спектральных классов, охватывая область до 0,5 радиуса красных карликов (М) и выходя на поверхность у звезд спектрального класса F. Из-за сравнительно больших скоростей конвекции у поверхно­сти звезд класса F ожидались весьма значительными как поток этой механической энергии, так и их внешние атмосферы. Считалось также, что из-за заметного вра­щения звезд более ранних классов (О, В, А и F) они вследствие центробежных сил не смогут удерживать сколько-нибудь заметную внешнюю атмосферу.

Предсказание условий во внешних атмосферах звезд основывалось на работе советского астрофизика С. Б. Пикельнера. Им предполагалось, что, подобно условиям и на Солнце, истечение частиц должно «термостатиро­вать» звездную корону, т. е. ограничивать рост ее темпе­ратуры даже при мощном нагреве. Иначе говоря, более интенсивный нагрев должен увеличивать скорость дви­жения всех частиц газа, и при этом все больше частиц (самые быстрые из них) станут покидать корону звез­ды. Связанные с этим потери энергии как раз и не по­зволяют температуре короны подниматься выше опре­деленной величины.

Фактически предположение С. Б. Пикельнера озна­чало, что отношение потенциальной к кинетической энер­гий газа постоянно как в случае солнечной, так и звезд­ной корон. Остается одинаковым и распределение плотностей в коронах Солнца и звезд, определяемое гидро­статическим равновесием, хотя плотности вещества в самой короне могли различаться в широких пределах. Максимальная же температура короны звезды опреде­ляется по простой формуле:

где М и R — масса и радиус звезды.

Первое предсказание теории сводилось к тому, что у гигантов поздних спектральных классов и особенно у сверхгигантов горячие короны должны отсутствовать. Действительно, для этих звезд отношение M/R мало, ибо массы не превышают 10 Mс для большинства рассматриваемых объектов, а радиусы массивных звезд очень велики. Указанная формула для Т поэтому при­водит к низким значениям температур корон гигантов и сверхгигантов.

Плотность внешних атмосфер можно также связать с потоком механической энергии из конвективной зоны. Наибольшие скорости конвекции в поверхностных слоях ожидались согласно теории конвекции в звездах спект­рального класса F5—G0, и соответственно внешние ат­мосферы звезд таких спектральных классов (как гиган­тов, так и карликов) должны быть наиболее мощными и плотными.

На основании всех этих представлений, фактически полученных по образу и подобию солнечной атмосферы, были построены модели внешних атмосфер звезд и рас­считаны потоки их излучения в коротковолновом и рент­геновском диапазонах (отметим, что значению темпера­туры 1 млн. К соответствует энергия фотонов около 0,3 кэВ. Светимость звездных корон, пропорциональ­ная так называемой мере эмиссии EM = n_e²V (где п_е — электронная плотность, V — объем), оценивалась значе­нием порядка 10³⁰ эрг/с в диапазоне энергий ^3=0,3 кэВ. Этими вопросами занимались несколько ученых, преж­де всего К. де Ягер в Нидерландах и Г. М. Никольский у нас в стране.

Надо сказать, что все, о чем говорилось в этом раз­деле, наилучшим образом подходило для звезд спект­ральных классов от F до М. В звездах более ранних спектральных классов конвекция отсутствует, и поэто­му неясно было, каков механизм нагрева в их внешних атмосферах. Кроме того, звезды этих ранних классов довольно быстро вращаются, вследствие чего частицы во внешних слоях, не удерживаемые силой тяжести, дол­жны отбрасываться центробежными силами от звезд. Оба этих соображения всегда высказывались как аргу­менты в пользу отсутствия корон у звезд ранних спект­ральных классов.

Вспоминая теперь, уже после получения результатов рентгеновских наблюдений корон, горячие споры 60-х годов о внешних атмосферах звезд, надо сказать, что все тогда допускали некоторое увеличение потоков рент­геновского излучения за счет явлений типа солнечной активности в звездах. Правда, реальная солнечная ак­тивность вносит весьма мало в обычный (вневспышеч­ный) поток излучения Солнца в основном из-за малой Относительной площади, занимаемой активными обла­стями.

Таким образом, чуть-чуть не хватило фантазии пред­положить, что сотни звезд могут быть гораздо активнее Солнца, а их поверхности почти полностью покрывать­ся активными областями (вместо тысячной доли, заня­той активными областями на Солнце). Ну и, конечно, до начала второй научно-технической революции в астроно­мии как-то не привыкли еще обращаться к соображе­ниям, основанным на эволюции небесных тел. Во всяком случае прогноз относительно рентгеновского излучении звезд оказался не бесполезным, но и не таким удачным, как хотелось бы.

• ← Коротко про фізику Сонця. Хромосфера, аркова структура корони, локальні магнітні поля та сонячна активність
• Рентгенівське випромінювання зоряних корон. Зірки ранніх спектральних класів, очікуваний максимум у F-зірок, два рівні рентгенівського випромінювання червоних карликів, зв’язок з осьовим обертанням →