Рентгенівське випромінювання зоряних корон. Зірки ранніх спектральних класів, очікуваний максимум у F-зірок, два рівні рентгенівського випромінювання червоних карликів, зв’язок з осьовим обертанням

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

После регистрации рентгеновского излучения Солнца и обнаружения (18 июня 1962 г.) первого галактического рентгеновского источника (Скорпион Х-1) чувствительность бортовой аппаратуры (ракет и спутников) в довольно мягком диапазоне рентгеновского излучения достигла уровня, позволяющего изучать источники светимостью порядка 10³ⁱ эрг/с, находящихся на расстояниях ближайших звезд (порядка 10 пк). И вот во время ракетного запуска 5 апреля 1974 г. наряду с излучением мощных рентгеновских источников в диапазоне 0,2—1,6 кэВ было зарегистрировано излучение Капеллы — системы из двух гигантов поздних спектральные классов, ничем, кроме своей яркости, не примечательной в оптическом диапазоне.

Мощные галактические рентгеновские источники, которые в основном являются двойными звездными системами, где происходит аккреция (падение) газа на нейтральную звезду или белый карлик, изучались с помощью американского спутника «Ухуру», советских спутников серии «Прогноз», «Астрон», приборов станции «Сплют-4 и -7». Однако массовое изучение звездных корон стало возможным после 13 ноября 1978 г., когда был запущен спутник «ХЕАО-Би», названный орбитальной обсерваторией «Эйнштейн». На борту этой обсерватории были установлены не счетчики с коллиматорами применявшиеся на прежних аппаратах, а телескоп с зеркалом диаметром 60 см.

Последнее сразу позволило получать изображение областей с угловым размером 25′ и измерять потоки излучения источников в диапазоне 0,2—4,5 кэВ. Эти источники регистрировались отдельно один от другого при удалениях друг от друга на расстояние больше 12” —

угловое разрешение инструмента. Кроме того, весьма совершенная приемная аппаратура позволяла получать спектр рентгеновских источников в диапазоне 0.1— 4,5 кэВ (при угловых размерах 3′ и при размере поля зрения 75′). Около 200 источников (5% зарегистрированных) оказались связанными с излучением звездных корон. Необходимо сказать, что немаловажное значение имело и получение спектров звезд в диапазоне 0,16— 0,28 кэВ с помощью нидерландского спутника «АНС». Короны звезд являются самыми слабыми источниками на «рентгеновском» небе (табл. 1). Регистрировались, конечно, либо ближайшие звезды, либо наиболее мощные из них. А до обнаружения излучения корон совсем спокойных звезд (типа Солнца) дело не дошло и по сей день. С другой стороны, наблюдались звезды всех спектральных классов.

Кстати, для звезд главной последовательности вблизи спектрального класса F5 обнаружился предсказанный максимум рентгеновского потока (рис. 4). Кроме того, от ближайших к нам гигантов спектральных классов F и G были зарегистрированы потоки мягкого рентгеновского излучения, а от сверхгигантов поздних классов (с малым отношением M/R) — нет. Иначе говоря, этими наблюдениями подтверждались представления С. Б. Пикельнера о том, что уменьшение силы тяжести будет приводить к появлению мощного истечения газа наружу, препятствуя существованию горячих корон.

Наблюдаемые потоки рентгеновского излучения близ поверхности звезд

Не обошлось без неожиданностей. При переходе от карликов класса F к карликам класса М ожидалось, что рентгеновские потоки должны резко падать. Однако одни Красные карлики действительно были невидимыми на «рентгеновском» небе, зато другие оказались даже, наоборот, хорошо заметны. Стало ясно, что для этого типа звезд, да и вообще для большинства слабых рентгеновских источников существует еще одна причина, не принятая во внимание и приводящая к усилению рентгеновского излучения. Вскоре стало понятно, что еще одним определяющим фактором здесь является достаточно быстрое вращение звезды.

Действительно, между рентгеновскими светимостями и скоростями вращения наблюдается хорошая корреляция (рис. 5). Физически это связано с тем, что вращение приводит к усилению магнитных полей (вероятно, вследствие динамо-процесса), а также к развитию явлений, аналогичных солнечной активности. Но насколько мощны эти процессы — этого не предвидел никто. Оказалось несущественным, вращаются ли маленькие звезды (с радиусами около 0,1 Rс) или гиганты (с радиусами около 10 Rс) — и у тех и у других все равно всегда формируются мощные короны. С быстрым осевым вращением оказалось связано и излучение звезд, входящих в двойные системы типа RS CVn (о чем будет сказано позже).

Зависимость рентгеновской светимости от скорости осевого вращения для звезд поздних спектральных классов

Карлики поздних спектральных классов с высоким уровнем рентгеновского излучения в отличие от других карликов обладают эмиссионными спектральными особенностями в оптическом и коротковолновом диапазонах (за исключением нескольких спокойных звезд, рентгеновское излучение которых регистрируется только благодаря их необычной близости к Земле). Ранее астрономы приписывали таким звездам при их обозначении букву «е» (например, dMe — эмиссионный красный карлик). Наличие же эмиссионных особенностей говорит о том, что активность захватывает не только корону, но и расположенную ниже хромосферу звезды.

Другой сенсацией стало обнаружение рентгеновского излучения от корон звезд ранних спектральных классов (О, В и А). Стационарных корон типа солнечной у таких, звезд нет, и поэтому рентгеновское излучение здесь должно образовываться в горячих оболочках, разлетающихся наружу от звезд. В звездных ветрах этих звезд существуют, вероятно, холодные, изолированные облака газа — своеобразные аналоги солнечных протуберанцев. Так же как и в случае выбросов протуберанцев на Солнце, перед быстро летящими облаками формируются ударные волны, за фронтами которых газ может нагреваться до температуры 3 млн. К.

Сейчас существование мощных ветров в звездах ранних спектральных классов связывается с эффективным ускорением частиц световым давлением. Для звезд спектральных классов АО — В7 скорость истекающего потока на больших расстояниях от поверхности звезды примерно равна параболической скорости — скорости ухода частиц из гравитационного поля звезды. При переходе к еще более ранним звездам (вплоть до классов 08—05) скорость потока уже в 3 раза больше параболической. Это приводит к большой потере массы этими звездами — порядка 10^-5—10^-6 Мс в год.

В настоящее время происхождение коронального излучения в истекающих наружу потоках звездного ветра подтверждается результатами прямых измерений. Так, образующиеся там коротковолновые линии оказываются сдвинутыми из-за эффекта Доплера в синюю часть спектра. Например, по линиям CIV и SilV в спектре сверхгиганта ζ Ori (О9.5.Iа) измеряются скорости потока примерно 2000 км/с при параболической скорости 600 км/с.

Сейчас рассматриваются даже и некоторые более частные вопросы, посвященные строению таких корон. Недавно, например, американский астрофизик Р. Хаммер обратил внимание на то, что, если фотоны передают большую часть своего импульса частицам ускоряемой ими короны, то они в довольно большом количестве должны и возвращаться назад — к поверхности звезды. Поглощаясь там, эти фотоны должны немного нагревать фотосферу, изменяя тем самым ее свойства (или спектральный класс звезды).

Некоторая часть рентгеновского излучения звезд спектральных классов О и В генерируется более горячим газом с температурой порядка 10 млн. К. Соответствующий источник располагается в короне, в основании потока истекающей наружу плазмы. Это излучение несколько ослабляется в веществе звездного ветра.

Рентгеновские источники, связанные с звездами спектрального класса А, оказались более слабыми. Несколько интенсивных источников среди этих звезд, а также пекулярных так называемых Ар-звезд (часто обладающих большими магнитными полями) в мягком рентгеновском диапазоне меняют свою яркость в 100 и более раз. В ряде случаев подозревают, что рентгеновское излучение здесь связано с существованием невидимого компаньона — звезды спектрального класса К.

Итак, у вращающихся звезд ранних спектральных классов обнаружены короны иной, отличной от солнечной природы. Хотя связь со звездными ветрами выявлена надежно, предстоит еще определенная работа по детальному исследованию этого явления.