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.

Хромосфера и слои, лежащие между хромосферой и короной звезд излучают в некоторых линиях оптическо­го (Н и К CaII) и более коротковолнового диапазонов (длины волн от 100 до 200 нм), а также область около длины волны 280 нм (линия MgII). В этих коротковол­новых спектральных диапазонах работал европейский спутник «ИУЭ». В спектрах наблюдавшихся звезд (рис. 7) обнаружены как хромосферные линии излуче­ния атомов и ионов в низких стадиях ионизации (CI, СII, 0I, SiII, MgII), так и линии СIII, CIV, NV, излу­чаемые плазмой с температурой порядка 100 000 К.

Спектр звезды Au/Mic

Спектр звезды Au/Mic

Результаты, полученные с помощью спутника «ИУЭ», позволили быстро сделать ряд общих выводов. Во-пер­вых, из наблюдений в коротковолновом диапазоне для ряда наиболее ярких звезд спектральных классов О и В (светимость которых примерно в 104 раз превышает солнечную) обнаружены линии OVI (на спутнике «Ко­перник») и NV с длиной волны 124 нм, излучаемые ко­роной. В отличие от рентгеновских данных здесь уве­ренно измеряется доплеровское смещение спектральных линий, которое прямо указывает на то, что корона го­рячих звезд — это истекающий наружу звездный ветер (темп истечения вещества здесь очень велик).

Во-вторых, нашли свое подтверждение прежние ре­зультаты, основанные на изучении с поверхности Земли линий CaII (H и К): очень мощные хромосферы крас­ных гигантов и сверхгигантов проявляли себя во всех хромосферных линиях. Природа этих хромосфер оказа­лась иной по сравнению с солнечной (истекающие на­ружу холодные звездные ветры).

В-третьих, выяснилось, что поверхностная актив­ность сильно влияет не только на корону, но и на хро­мосферу и переходную область между ними, т. е. на все слои внешней атмосферы звезд поздних спектраль­ных классов.

Наиболее обширные данные были получены для звезд поздних спектральных классов. Прежде всего многолетнее патрулирование излучения хромосфер г ли­ниях CaII (H и К) выявило наличие циклов активности, аналогичных солнечному 11-летнему циклу. Такие изме­нения хромосфер происходят у некоторых звезд позд­них спектральных классов (в основном нижней части главной последовательности). Длительность циклов ак­тивности изменяется от нескольких лет до примерно И лет (рис. 8). Более длинные циклические изменения, если и наблюдаются, то у очень малого числа звезд.

Связь длительности циклов активности с периодом осевого вращения для звезд спектрального класса К

Связь длительности циклов активности с периодом осевого вращения для звезд спектрального класса К

Светимости звезд в рентгеновском диапазоне изменяются сильнее, чем в коротковолновых линиях. Это указывает на то, что явления активности в короне вы­ражены сильнее, чем в нижележащих слоях переходной области и хромосферы.

Для некоторых звезд отношение Lx/Lбол достигает значений порядка 10-3. Специальное исследование, про­веденное Р. Е. Гершбергом и Н. И. Шаховской, показа­ло, что для активных красных карликовых звезд потери энергии на излучение в рентгеновском диапазоне близ­ки к энергии излучения хромосфер этих звезд в бальме­ровских линиях и к общим энергетическим затратам, необходимым для обеспечения вспышечной активности этих звезд. Отсюда вытекает, что для нагрева внешней атмосферы действительно необходим поток нерадиатив­ной (не в излучении) энергии, обеспечивающий энерго­затраты, превышающие для всей звезды величину по­рядка 10-3/Lбол. Последнее значение достаточно велико, и его объяснение встречает ряд затруднений; во всяком случае динамо-механизм и последующее преобразование магнитной энергии в тепло должны быть чрезвычайно эффективными.

Как уже говорилось, поверхностная активность за­метнее у более молодых звезд. Это надежно прослежи­вается и по данным спутника «ИУЭ». Так, потоки в ли­ниях СП, CIV, SiIV, HeII и NV уменьшаются примерно в 1000 раз при переходе от звезд поздних спектральных классов в скоплении Ориона (возраст порядка 1 млн. лет) к так называемым звездам поля (вне скоплении), возраст которых превышает 1 млрд. лет. Кроме карлико­вых звезд, с помощью спутника «ИУЭ» наблюдалось и несколько быстро вращающихся гигантов. Для примера можно назвать FK Com, EG And (M2e III), а также уникальную звезду HR 5999 спектрального класса А7е.

Иногда, как, например, у звезды EG And, актив­ность вызывает появление высокотемпературных обла­стей, обычно отсутствующих у гигантов поздних спект­ральных классов. Быстровращающаяся звезда HR 5999 вследствие своей молодости, вероятно, не успела еще лишиться своей конвективной зоны. Поэтому стало воз­можным развитие на ней динамо-процессов и активно­сти. Хотя причина быстрого вращения у некоторых ги­гантов не выяснена до конца, очевидно, что развитие ак­тивных процессов на этих звездах приводит к необычай­ному усилению соответствующих эмиссий.

Другими проблемами, требующими своего разреше­ния, являются собственно строение внешней атмосферы звезд и его связь с потерей ими массы. Возвращаясь к. строению солнечной атмосферы, укажем, что переход­ная область между хромосферой и короной Солнца фор­мируется за счет большого потока тепла из короны вши. Поскольку теплопроводность ионизованной плазмы очень резко меняется с температурой, толщина этой пе­реходной области в отсутствие каких-либо движений (например, направленных вверх) оказывается очень ма­лой: над данной точкой солнечной поверхности она про­стирается всего на несколько километров.

Удивительным результатом анализа спектров звезд в диапазоне длин воли 115—195 нм явилось то, что рез­кость перехода от короны к хромосфере здесь сохраня­ется для всех карликов поздних классов. Это говорит об общности физических процессов, происходящих во внеш­них атмосферах этих звезд и Солнца. С переходом от звезд-карликов к субгигантам и гигантам (т. е. с умень­шением величины M/R) строение внешней атмосферы изменяется.

Авторы не могут не рассказать об удивительной си­стеме Капелле, изучение которой для рассматриваемых здесь проблем сыграло роль, похожую на роль Крабо­видной туманности в развитии современной астрофизи­ки. Эта система состоит из двух гигантов спектрального класса G6 и F9 и удалена от Земли всего на 13 пк. Рас­стояние между звездами в ней составляет 0,8 а. е., что больше 10 радиусов этих звезд. От системы Капеллы мягкое рентгеновское излучение было зарегистрировано раньше, чем от других звезд поздних спектральных классов.

Из первых, во многом предварительных соображений нами в 1978 г. было высказано предположение о том, что рентгеновское и коротковолновое излучения этой си­стемы возникают не на главном, более ярком компонен­те — звезде спектрального класса G6 (как это прини­малось традиционно), а на другом компоненте — звезде класса F9. Для опровержения этой гипотезы американ­ские исследователи под руководством Дж. Линского впервые использовали высокое спектральное разрешение (около 0,02 нм) спутника «ИУЭ» в области длин волн 115—195 нм. Анализируя доплеровское смещение спект­ральных линий, обусловленное орбитальным движением компонентов двойной системы, они смогли выделить вклад каждой из звезд в коротковолновое излучение си­стемы.

В результате этих исследований была прямо доказа­на доминирующая роль вторичного компонента Капел­лы — гиганта F9, который, как оказалось, вращается значительно быстрее своего компаньона G6. Это стиму­лировало исследования таких явлений, впервые обнару­женных на Капелле, как активность на вращающихся звездах спектральных классов, «пятенная» активность на звездах типа RS CVn и т. д. В частности, по наблю­дениям хромосферной линии нейтрального гелия с дли­ной волны 1083 нм, проводящимся в Крымской астро­физической обсерватории АН СССР, по-видимому, уда­лось обнаружить цикл активности (рис. 9).

Изменение полного поглощения в инфракрасной линии нейтрального гелия для Капеллы

Изменение полного поглощения в инфракрасной линии нейтрального гелия для Капеллы

Наличие поверхностной активности на Капелле хо­рошо согласуется с тем, что возраст вторичного компонента (гиганта класса F9) оказался заметно меньше сол­нечного. Это следует из наличия в его спектре линии лития с длиной волны 670,8 им, присущей молодым звез­дам. Совокупность коротковолновых и рентгеновских данных позволяет построить модель внешней атмосфе­ры этой звезды, у которой температура основной части короны составляет 3—4 млн. К, хотя имеется и неболь­шое количество более горячего газа. Так, толщина пе­реходной области между хромосферой и короной здесь должна превышать 1000 км. Хотя сама эта величина не слишком велика для желтого гиганта, все же здесь мы имеем дело с переходной областью «несолнечного» типа: теплопроводность не может сформировать такой протя­женный слой.

Коротковолновые спектры Капеллы и еще несколь­ких звезд, полученные с высоким спектральным разре­шением, позволили обнаружить и начать изучать не­обычное явление во внешних атмосферах поздних звезд, получившее название «антиветра». По доплеровскому смещению линий обнаружено движение газа вниз, к по­верхности звезды. Причем из корональных, т. е. более высокотемпературных слоев, газ падает вниз быстрее, чем из хромосферных слоев.

Явление это гораздо более заметно на поздних гиган­тах и сверхгигантах, нежели на карликах. Часто «анти­ветер» сосуществует на звезде одновременно с обычным истечением, т. е. звездным ветром. Физическая природа «антиветра» пока неясна.

Итак, в звездах-гигантах с уменьшением скорости ускользания частиц из гравитационного поля звезды на­чинается сильное истечение плазмы наружу, т. е. горя­чие короны не удерживаются около этих звезд. Как только у них появляется поток плазмы наружу, тепло­проводность уже не в состоянии сформировать узкий пе­реходный слой между хромосферой и короной, и тол­щина такого слоя увеличивается до нескольких тысяч километров.

Интенсивность излучения в коротковолновых линиях при этом велика, а смещение спектральных линии ионов, образующихся при высокой температуре, таких, как NV, SiIV, CIV, существующих в верхней части переход­ной области (с длинами волн соответственно 124, 139,4 и 154,9 нм), непосредственно указывает на истечение вещества. Вокруг нескольких таких звезд с протяженными переходными областями по рентгеновским данным обнаруживаются также и короны. Эти звезды называют

«гибридными».

У остальных звезд с яркими линиями переходной об­ласти температура во всей внешней атмосфере не пре­вышает 105 К — горячие короны вокруг них отсутству­ют. Здесь интересно отметить, что для большинства звезд типа Т Таu доля коронального излучения по отно­шению к эмиссиям переходной области л хромосферы сравнительно невелика, что сближает их с субгигантами и гигантами поздних спектральных классов. Возможно, это есть следствие общей закономерности, связывающей существование протяженной хромосферы именно с при­сутствием развитой конвективной зоны.

Эффекты истечения становятся наиболее сильными среди звезд поздних классов, особенно у сверхгигантов (это видно из рис. 10). Действительно, наличие конвек­ции, т. е. источника нагрева внешней атмосферы, а так­же возможность ухода частиц наружу (вследствие уменьшения гравитации) приводит к радикальному изменению строения атмосферы. Специалисты по физике Солнца столкнулись с появлением таких изменений, изу­чая верхнюю хромосферу в областях корональных дыр. Там магнитное поле не препятствует возникновению истечения вещества, а нагрев лишь несколько уменьша­ется, и поэтому протяженность верхней хромосферы растет.

Характеристика звездного ветра и скорость потери массы для различных звезд

Характеристика звездного ветра и скорость потери массы для различных звезд

Эти эффекты начинают проявляться уже у гигантов, спектрального класса К. Так, по данным об излучении. в линиях СП с длинами волн 232,5 и 133,5 нм концен­трация частиц в хромосферах этих звезд может дости­гать около 2-108 см-3, а толщина хромосферы уже вдвое превосходит радиус звезды (заметим, что толщина хро­мосферы на Солнце составляет всего 1/30 Rс).

Свойства хромосфер и характер их истечения по­дробно изучены для нескольких сверхгигантов спект­ральных классов К и М, входящих в двойные системы, где их спутником является звезда спектрального класса В. Эти данные получены из анализа кривых изменения блеска во время затмений звезды спутником, когда внешняя атмосфера сверхгиганта просвечивается на­сквозь излучением более горячей звезды.

Размеры хромосфер сверхгигантов спектрального класса К доходят до 100 Rс, скорости звездного ветра в системах ζ, Aur и 31 Cyg соответственно 40 и 80 км/с (для этих звезд темп потери вещества составляет по­рядка 10-8 Мс в год). Для сверхгигантов спектрального класса М, входящих в подобные системы, скорости вет­ра уменьшаются до 30 км/с (у нескольких ярких гиган­тов класса М2 в системе ζ Sge) и 10 км/с (у сверхгиган­та класса Ml в системе Boss 1985). Однако за счет уве­личения размера звезд темп потери массы здесь возра­стает примерно до 10-7 Мс в год.

Этот необычный феномен — истекающие наружу хромосферы — наиболее ярко проявляется у нескольких сверхгигантов поздних спектральных классов. Напри­мер, для Бетельгейзе (a Ori) с массой около 10 Мс и радиусом порядка 103 Rс при незначительном нагреве хромосферы, сравнимым с существующим на Солнце, по­является истечение с очень медленным падением кон­центрации частиц до расстояний примерно 5 Rс. Размер хромосферного источника оказывается большим, напри­мер в линиях СП более 30 Rс. Источник таких разме­ров с температурой около 8000 К становится уже заметным в радиодиапазоне (горячие короны карликов га других звезд с температурами порядка 1 млн. К прак­тически недоступны для радионаблюдений из-за малок площади источника излучения).

Истечение газа наружу прослеживается по форме профилей спектральных линий, излучаемых хромосфе­рами звезд. Потеря массы Бетельгейзе составляет 10-5— 10-6 Мс в год, на восемь порядков превосходя соответ­ствующее значение для Солнца. Горячая корона здесь, просто «сдувается» постоянно существующим потоком вещества.

Говоря о столь больших потерях массы, необходимо отметить, что есть свидетельства о резком возрастании или уменьшении темпа истечения вещества в определен­ные моменты времени. Так, у одной из самых больших звезд позднего спектрального класса p Cas (сверхгигант класса F8) в 1957 г. начался выброс оболочки, а к 1959 г. интенсивное истечение уже закончилось (размер оболочки здесь оценивается в 1200 Rс). В некоторых случаях вещество оболочки, по-видимому, падает обрат­но на поверхность звезды.

Итак, при возрастании величины M/R структура вне­шней атмосферы желтых и красных звезд постепенно изменяется. Красные карлики, звезды типа Т Таи, гиган­ты и, наконец, сверхгиганты образуют последовательный ряд, характеризующийся переходом от внешней атмо­сферы типа солнечной к истекающей наружу хромосфе­ре и с постепенным исчезновением короны. Заметим, что если для Солнца и красных карликов истечение являет­ся сверхзвуковым на больших расстояниях от звезды (скорости могут достигать нескольких сот километров в секунду), то поток в истекающих наружу хромосферах имеет меньшие скорости (10—20 км/с), сравнимые со скоростью звука. Изменение характера газодинамиче­ского потока существенно для условий в межзвездной среде, окружающей звезду.

Сверхзвуковой ветер типа солнечного порождает в межзвездной среде ударную волну, которая представля­ет собой границу между холодным межзвездным газом и горячим ветром. Поскольку эта граница располагается достаточно далеко от звезды (от Солнца на расстоянии нескольких сот астрономических единиц), вещество зве­здного ветра, которого не так уж и много, не нака­пливается вблизи звезды. В случае истечения хромосферы наружу потоки газа с очень большой плотностью вещества (по сравнению с солнечным ветром) имеют небольшие скорости истечения. Несмотря на слабость гравитационного поля в последнем случае, вещество на­капливается около сверхгигантов, имеющих большую потерю массы, образуя околозвездные оболочки. Эти оболочки холодного газа отчетливо проявляются в спект­ре таких звезд по узким линиям поглощения (MgII, Call и др.).

Например, газовая оболочка вокруг Бетельгейзе хо­рошо наблюдается в лучах резонансной линии калия (длина волны 769,9 нм). В общем случае оболочки уда­лены от звезды на расстояние в несколько звездных ра­диусов, причем при переходе к звездам большей свети­мости увеличивается размер оболочек и расстояние, отделяющее их от звезды. У сверхгигантов поздних спектральных классов оболочка удалена от звезды на расстояние порядка 10 ее радиусов. Концентрация ней­тральных атомов водорода в ней составляет порядка 106—108 см-3 и практически не зависит от спектрального класса таких звезд. За счет больших размеров оболочек на луче зрения их набирается до 1022 см-2 — это очень большая величина. Оболочки, вероятно, расширяются со скоростями 15—25 км/с вокруг сверхгигантов спектраль­ного класса М, а поскольку на пылинках, присутствую­щих здесь же, могут конденсироваться тяжелые элемен­ты (металлы), то в этих оболочках должен ощущаться дефицит этих элементов.

В последние годы около сверхгигантов поздних спектральных классов с большой потерей массы стали наблюдаться пылевые оболочки наряду с газовыми. На­пример, у Бетельгейзе около половины всего излучения пыли, наблюдаемой в инфракрасной области около 11 мкм, исходит из зоны размером 30 радиусов звезды, разреженная часть оболочки простирается до 600 радиу­сов звезды. Размер же газовой оболочки вокруг Бетель­гейзе по наблюдениям в лучах линии калия близок к пылевой.

До сих пор речь шла главным образом о звездах сравнительно небольшого возраста, и именно с этим свя­зывалось наличие поверхностной активности звезд. На­блюдения же свидетельствуют о связи активности звезд с их осевым вращением независимо от того, какова при­чина этого вращения. Дело в том, что осевое вращение присуще не только молодым объектам, но и звездам, входящим в состав двойных систем. Причем звезды в двойной системе, как правило, движутся таким образом, что их орбитальное и осевое вращение «синхронизуют­ся»: угловые скорости обоих видов движений стремится совпасть. Иначе говоря, энергия орбитального движения в двойных системах передается собственному вращению звезды вокруг своей оси до тех пор, пока угловые ско­рости этих движений не выравняются.

Именно по этой причине в рентгеновском диапазоне наблюдались карлики поздних спектральных классов, входящие в тесные двойные системы типа W UMa. Из-за больших приливных воздействий входящие в эти па­ры звезды имеют, видимо, грушевидную форму. Период, вращения этих систем близок к 10 ч.

Системы с большим периодом орбитального враще­ния образовали класс переменных звезд типа RS CVn. Вторичный, менее яркий компонент системы — обычна это субгигант спектрального класса К — характеризует­ся высоким уровнем поверхностной активности, иногда самым высоким среди звезд поздних спектральных клас­сов. Явления, протекающие на поверхности этих звезд,, можно изучать благодаря тому, что в ряде таких систем наблюдаются затмения звезд друг другом. Пятна ока­зываются холоднее фотосфер звезд примерно на 1000 К и занимают 10—40% площади звездного диска.

Поскольку осевое вращение в данном случае не свя­зано с молодостью объекта, а с наличием спутника, активность может продолжаться довольно долго. Этот интересный вопрос об активности па двойных системах заслуживает отдельного обсуждения. Отметим, что в тесных двойных системах уже начинают сильно прояв­ляться эффекты, связанные с перетеканием вещества от одного компонента к другому, вторжением газовых струй от одной звезды в атмосферу другой. Примером здесь являются системы типа Алголя, а также те, у которых один из компонентов либо белый карлик, либо нейтрон­ная звезда. Это, однако, совсем другой класс рентгенов­ских источников, излучение которых обусловлено в ос­новном аккрецией вещества. Это относится уже к ко­нечным стадиям эволюции звезд, несколько более мас­сивных, чем Солнце, т. е. к проблемам, которые нами здесь не затрагиваются.