Активный – значит молодой. От протозвезды к звезде главной последовательности, стадия звезд типа Т Tau, связь рентгеновского излучения с возрастом, петли в звездных коронах, замедление вращения из-за звездного ветра
Рентгеновские наблюдения «совершенно нечаянно» выделили совокупность звезд всех поздних спектральных классов (от F до М) различных светимостей, но в основном карликов, входящих в различные звездные агрегаты. Их отличительные особенности — осевое вращение и связанные с этим мощные короны и развитие поверхностной активности.
С чем же связано большое вращение?
Оказалось (и это было понято не сразу), что вращение определяется сравнительно небольшим возрастом этих объектов. Здесь мы вынуждены хоть ненадолго остановиться на теории эволюции звезд. Радио- и инфракрасные наблюдения последних лет позволили обнаружить в нашей Галактике несколько тысяч гигантских молекулярных облаков с массами 10 3 —10 5 Мс. Возможно, эти облака входят в состав еще больших газопылевых комплексов. Эти области на несколько порядков плотнее областей нейтрального водорода (HI), регистрируемых в радиолинии 21 см, и температура в них (Т=10 К) несколько ниже средней температуры межзвездной среды. Из-за неустойчивости первоначальное облако со временем разбивается на ряд фрагментов с массами порядка солнечной. Эти образования формируются более или менее равномерно по всему объему облака, тогда как более массивные фрагменты (будущие более горячие звезды) образуются по периферии облака.
Сжимающееся облако межзвездного газа с температурой 10—20 К очень быстро становится непрозрачным для собственного инфракрасного излучения. Это уже и есть протозвезда. Ее светимость вначале резко падает из-за роста непрозрачности, т. е. из-за того, что затрудняется выход фотонов из глубоких слоев наружу. Однако это приводит к росту температуры в центральных частях протозвезды и к изменению физического состояния газа: диссоциации молекул, а затем к ионизации газа. По ряду причин все это инициирует быстрое сжатие (коллапс) протозвезды.
Расчеты, проведенные японским ученым С. Хаяши для облака с массой порядка солнечной, показали, что примерно через 10 лет после начала быстрого сжатия вся протозвезда оказывается охваченной конвекцией, эффективно переносящей энергию от центральных частей к поверхности. В этот период ее светимость максимальна.
Большим достижением последних лет явилось то, что, кроме регистрации областей звездообразования (газопылевых комплексов) в радиодиапазоне, по-видимому, протозвезды в момент своей максимальной светимости наблюдаются в оптическом диапазоне. Эти объекты иногда называют фуорами (по названию объекта FU Ori). Они увеличивают свой блеск на несколько звездных величин в течение 1—6 мес, а также изменяют за несколько лет свой спектральный класс.
Теоретические расчеты показывают, что в дальнейшем «полностью конвективная» протозвезда продолжает сжиматься, превращаясь за 1 млн. лет в звезду. Звезда — это газовый шар, в котором энергия, выделяемая в центральных частях, излучается поверхностными слоями. Обычно при этом предполагается, что эта энергия выделяется в термоядерных реакциях, протекающих в центре звезды. Мы же под понятием «звезда» будем рассматривать и молодые звезды, где источником энергии является гравитационное сжатие.
Молодые звезды с возрастом около 1 млн. лет по своим характеристикам очень близки к известным переменным звездам типа Т Таи. Они располагаются в областях звездообразования, в спектрах этих звезд ярко выражены признаки существования мощных хромосфер. Прежде всего это излучение в бальмеровских линиях водорода и линиях металлов. Профили линий очень сложны и сильно меняются во времени, что говорит о бурных процессах в хромосферах. Из анализа спектров вытекает, что эти звезды сильно теряют массу, однако вблизи экваториальной плоскости в некоторых случаях возможны движения вещества в противоположную сторону к звезде (т. е. движения типа аккреции). Дополнительное излучение в инфракрасной области свидетельствует о том, что эти звезды окружены оболочками из пыли (и газа).
Существование хромосфер в этих звездах является следствием хорошо развитой конвекции на этих объектах, обуславливающей генерацию энергии, необходимой для формирования и нагрева внешней атмосферы Звезды в стадии Т Таи еще весьма быстро вращаются (не менее 100 км/с). Это отражает тот факт, что при сжатии протозвездного облака почти весь его момент вращения переходит к звезде. Звезда типа Т Таи за время своего существования не успевает затормозиться. На этой стадии, несмотря на присутствие мощной хромосферы, короны звезд, как правило, еще не образуются. Этому препятствует, вероятно, сильное истечение газа с поверхности звезды.
Гравитационное сжатие звезды с массой порядка солнечной продолжается до возраста порядка 10 млн. лет, затем начинают действовать ядерные реакции, и лишь через 100 млн. — 1 млрд. лет такая звезда, наконец, оказывается на стадии главной последовательности. Это довольно большой промежуток времени, и. в данную эпоху существует достаточно много объектов, не достигших еще стадии главной последовательности. Если раньше они практически ускользали от наблюдателя, то внеатмосферные исследования вывели их на свет «божий». Условно мы будем называть их здесь активными карликами (спектральный класс позднее F5).
Эти звезды малых масс долго (около 1 млрд, лет) в ходе своей эволюции перемещаются по диаграмме Герцшпрунга—Рессела от места своего образования к главной последовательности. Поэтому стадия их активности продолжительна, и при достаточно высокой частоте их рождаемости эти объекты встречаются не так уж редко. Например, в окрестности Солнца радиусом 30 пк. находится около 100 таких объектов с рентгеновской; светимостью более 10 26 эрг/с.
В противоположность этому звезд более ранних спектральных классов, не достигших еще главной последовательности, гораздо меньше. Прежде всего это связано с тем, что эти звезды более массивны, и их эволюция происходит существенно быстрее.
В некоторых участках неба было обнаружено довольно много слабых рентгеновских источников, которые оказались скоплениями звезд, располагающимися от Солнца на расстояниях от десятков до сотен парсек. Ансамбль звезд, входящих в скопление, образовался в одну и ту же эпоху, и возраст входящих в скопление членов чаще всего определяется по интенсивности спектральной линии лития — элемента, не успевшего еще выгореть в начинающихся в центре звезды термоядерных реакциях.
Рентгеновские светимости звезд, находящихся в солнечной окрестности и в скоплениях молодых звезд, отличаются примерно на 4 порядка (рис. 6). Основное различие звезд, представленных здесь, — это их возраст, оценивающийся в пределах от 10 млн. до 1 млрд. лет. Физически, конечно, возраст определяет уровень поверхностной активности, число и степень развития активных областей. Более молодые и, как выяснилось, активные, звезды обладают мощными коронами, постоянно излучающими много энергии в мягком рентгеновском диапазоне.
Зависимость рентгеновской светимости от скорости осевого вращения для звезд молодых скоплений
Из рис. 6 также видно, что скорость вращения задает уровень светимости звездных корон в мягком рентгеновском диапазоне. Это просто связано с тем, что молодые звезды вращаются быстрее, а это определяет эволюционное состояние звезды и уровень ее поверхностной активности. Можно даже попытаться описать связь скорости вращения v с возрастом звезды t и ее рентгеновской светимостью Lx. Зависимость скорости осевого вращения пропорциональна t -1/2 и иногда называется законом Скуманича (в последнее время она уточнена и имеет более сложный вид). Рентгеновская светимость пропорциональна квадрату скорости (см. рис. 5) и, следовательно, обратно пропорциональна возрасту звезды
Заметим, что разброс точек на рис. 6 связан не с ошибками наблюдений, а с тем, что хотя осевое вращение и является определяющим, но не единственным фактором, влияющим на величину светимости короны в мягком рентгеновском диапазоне.
Связь рентгеновского излучения с осевым вращением носит более общий характер. Если по каким-либо причинам звезда позднего спектрального класса (точнее, обладающая конвективной зоной) оказывается вращающейся, например, из-за своей принадлежности двойной системе и т. д., то вокруг не всегда образуется корона, излучающая в рентгеновском диапазоне. Для карликов в соответствии с существующей уже 30 лет теорией конвекции это характерно для звезд спектрального класса позже F5, а для гигантов — позже G5.
Последнее сейчас достаточно хорошо подтверждается наблюдениями. Действительно, рентгеновское излучение практически пропадает при переходе к карликам, спектральный класс которых более ранний, чем F5, и к гигантам со спектральными классами раньше G5 (возникновение рентгеновского излучения у звезд ранних спектральных классов связано, как уже говорилось, с другими эффектами). Отсюда и вытекает уверенность в том,
что для развития активных процессов существование конвективной зоны действительно является необходимым.
Более того, очень интересным оказалось изучение нескольких объектов, являющихся исключением из обсуждаемого правила. По ряду причин у двух-трех звезд более ранних спектральных классов, чем граница появления активности, видимо, существуют конвективные зоны. Поскольку переход к звездам ранних спектральных классов означает и ускорение осевого вращения, то и эти звезды должны иметь заметное вращение. В соответствии с общим правилом эти уникальные объекты оказались рентгеновскими источниками со всеми признаками поверхностной активности. Разумеется, у всех аналогичных звезд, но у которых конвективных зон нет, никакой активности не было обнаружено.
Все, о чем говорилось в этом разделе, является результатом предварительного, статистического изучения проблемы. Предстоит еще выяснить физику происходящих процессов: чем отличается физическое строение корон у звезд различных поздних классов, какова взаимосвязь активности и вращения, что приводит к постепенному торможению вращения звезд поздних спектральных классов. Эти проблемы сейчас интенсивно изучаются. Несмотря на то что ряд моментов может быть уточнен в дальнейшем, мы не можем не коснуться здесь этих вопросов.
Итак, о физике корон активных карликов поздних. спектральных классов. Как уже говорилось, внутренняя корона Солнца представляет собой совокупность больших арок, петель, заполненных горячей плазмой. Самые плотные горячие арки располагаются в активных областях (см. рис. 1), а эти области, и в том числе «магнитные острова» — пятна, занимают на Солнце малую долю площади.
В последнее время стали измерять, хотя и с очень большим трудом, магнитные поля звезд, в частности, активных карликов поздних спектральных классов. Выясняется, что напряженность магнитного поля в пятнах на звездах примерно такая же, как в солнечных. Но пятна на этих звездах занимают в десятки и сотни раз большую площадь, особенно, если ее сравнивать с площадью поверхности самих звезд, радиусы которых в 2—3 раза меньше солнечного.
Таким образом, в настоящее время можно выделить последовательность звезд (например, в солнечной окрестности) с постепенным ростом уровня активности и увеличением доли объема, занимаемой петлями в короне. Кроме некоторых звезд, похожих в этом смысле на Солнце (аСеn А и др.), в рассматриваемую последовательность входят некоторые карлики спектрального класса К (такие; как е Eri и др.) со средним уровнем активности и красные карлики («пятнистая» звезда BY Dra, AD Leo и др.), где площадь активных областей и пятен превышает 50% площади видимого диска звезды. Короны некоторых активных красных карликов с радиусами, еще превосходящими 0,3 Rс (спектральный класс этих звезд близок к МО), почти целиком заполнены крупными корональными арками. Эти петли аналогичны тем, которые появляются на Солнце только в непосредственной близости от больших пятен.
Итак, на некоторых карликах спектрального класса .МО процессы активности достигают такого развития, когда вся корона оказывается заполненной самыми плотными, крупными петлями из когда-либо наблюдаемых на Солнце за достаточно долгое время (т. е. вне кратковременных вспышечных процессов). Температура петель на различных звездах, как правило, сильно не превышает температуру плазмы в солнечных петлях (2 млн. К). Более высокотемпературная плазма с температурой порядка 10 млн. К появляется в небольшом количестве петель в звездных коронах сравнительно редко. Концентрация частиц в петлях на активных звездах превосходит 10 10 см -3 , что на 2 порядка выше средней концентрации частиц в солнечной короне и на порядок выше концентрации частиц в петлях активных областей.
Вообще говоря, в приведенных характеристиках плазмы в корональных петлях звезд нет ничего удивительного, кроме того, что такой уровень активности никто не предполагал до проведения наблюдений в рентгеновском диапазоне. Еще одно необычное обстоятельство касается неожиданно больших размеров этих петель. В некоторых двойных системах, состоящих из звезд поздних спектральных классов, наблюдались необычные вспышки. Скорее всего эти вспышки возникают в результате взаимодействия корональных петель, принадлежащих различным компонентам системы (см. первую страницу обложки). А это означает, что корональные петли простираются на расстояние почти 1 а. е. — случай, кажущийся фантастическим для Солнечной системы (ведь 1 а. е. — это расстояние Земли от Солнца).
Корональные петли карликов спектральных классов. G и К аналогичны солнечным, но их количество значительно больше. По-видимому, аналогичны и механизмы, нагрева короны в активных областях на Солнце и в коронах этих звезд. Правда, общепринятый взгляд на нагрев короны за счет превращения механической энергии. оказался практически непригодным для плотных корональных петель. Был предложен ряд механизмов, связанных с превращением энергии магнитного поля в. тепло. Однако сложный характер плазменных процессов в короне, ограниченность наших наблюдательных, возможностей не позволяют пока (даже для Солнца!) убедиться в справедливости того или иного конкретного. механизма нагрева короны.
Своеобразная особенность строения имеется у корон: красных карликов спектральных классов МЗ—М6, обладающих самой низкой светимостью и являющихся, как правило, вспыхивающими звездами. В коронах этих, звезд крупные корональные петли как бы дробятся на множество мелких, и взаимодействие последних приводит к частым вспышкам. Недавно обнаружено, что рентгеновское излучение этих звезд представляет собой набор очень большого числа отдельных импульсов длительностью 10—30 с. Есть основания предполагать, что основным механизмом нагрева корон этих звезд и являются многочисленные, очень слабые вспышки.
В заключение этого раздела рассмотрим вопрос о причинах торможения вращения активных карликов. Хотя само усиление магнитных полей, а следовательно, и развитие активности связано с вращением звезд, эти процессы, в свою очередь, влияют и на скорость вращения. С возрастом объектов скорость вращения постепенно уменьшается, и причина этого замедления состоит в том, что звездный ветер, уносящий из короны плазму с магнитным полем, уменьшает также и момент вращения. Поясним это на примере солнечного ветра, изученного к настоящему времени с помощью прямых определений его характеристик в межпланетном пространстве.
Солнечный ветер является практически радиальным истечением вещества с очень незначительной и нерегулярной азимутальной составляющей скорости. Следовательно, сам по себе он почти не влияет на момент вращения Солнца. Однако из-за эффекта «вмороженности» силовых линий магнитного поля в плазму солнечные магнитные поля «выносятся» в межпланетное пространство. Измерения, проведенные с помощью космических аппаратов в пространстве от орбиты Меркурия до орбиты Урана, показали, что силовые линии межпланетного поля следуют по спирали Архимеда — теоретически предсказанному закону для радиального истечения с «вмороженным» в плазму полем и примерно с постоянной скоростью.
Итак, можно считать, что во всем межпланетном пространстве вращается «каркас» магнитных силовых линий. Представим теперь, что «прорыв» радиального ветра внес возмущение в некоторый участок силовой линии магнитного поля, находящейся в межпланетном пространстве. Если скорость распространения возмущения вдоль магнитного поля, так называемая альвеновская скорость, велика, то к Солнцу будет передаваться импульс, влияющий на момент его вращения.
Поскольку именно вращение Солнца закручивает магнитное поле, ясно, что и само существование «замагниченного» солнечного ветра тормозит вращение Солнца. Вклад в уменьшение момента вращения за счет «магнитных натяжений» по сравнению с уменьшением из-за влияния азимутальной скорости солнечного ветра определяется отношением альвеновской скорости vА, пропорциональной напряженности магнитного поля, к скорости потока на больших расстояниях от Солнца vбесконечность.
Процесс торможения вращения Солнца «замагниченным» солнечным ветром при vА/vбесконечность—>1 оказывается весьма эффективным. За время существования Солнца солнечный ветер мог полностью затормозить его вращение; например, or скорости вращения около 80 км/с до современного значения около 2 км/с. Тем более что на ранних стадиях эволюции солнечный ветер мог быть более интенсивным. Потеря массы за то же время составила всего бы 10 -4 Мс, т. е. была бы пренебрежимо малой величиной.
В настоящее время есть много указаний на то, что торможение вращения звездным ветром (при наличии хотя бы слабых магнитных полей) существенно для ряда одиночных и двойных звезд. Так, звезды типа Т Таи при скорости потери вещества порядка 10 -7 Мс в год теряют за время своей эволюции одновременно и массу (порядка 1 Мс) и момент вращения. Это, конечно, не перечеркивает то часто высказываемое мнение, что для изменения момента вращения существенным может оказаться образование планетной системы вокруг некоторых звезд.
Любопытно, что эти данные позволяют оценить уровень солнечной активности 4,4 млрд. лет назад, например, когда нашему центральному светилу было «только» 100 млн. лет. Высокий уровень рентгеновского излучения вне вспышек, потоки фотонов и частиц высоких энергий были в ту эпоху существенно выше. Некоторые ученые связывают с этим обстоятельством повышенное содержание ксенона и отношение содержаний изотопов 15 N/ 14 N в лунном грунте, а также объясняют избыток изотопа 26 Ar в метеоритах.