Прогнози, прогнози… Перехід від Сонця до зірок, конвекція та нагрів плазми у зовнішній атмосфері, зоряні вітри та охолодження корон
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
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 = ne2V (где пе — 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 →