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.

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

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.

T_001

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

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.