СОДЕРЖАНИЕ
Введение .................................................................................
3
Звездные вспышки.............................................................
6
Пятна на звездах
.
.......................................................... 33
Звездные хромосферы............................................................... 45
Звездные короны
.... 7.....................................54
Цикличность активности звезд
.
, ............................
57
Заключение..................................
60
Литература
.
.
....................................
61
Г42
Гершберг Р. Е.
Солнечная активность в мире звезд. — М.: Зна
ние, 1990. — 64 с., ил. — (Повое в жизни, науке,
технике. Сер. «Космонавтика астрономия»; № 7).
15ВМ 5-07-000520-0
15 к.
Рассматриваются характеристики солнечной активности наряду о
разнообразными явлениями звездной переменности и систематически
описываются проявления такой активности в мире звезд. Последова
*
тельно излагаются результаты исследовании активных .звезд в широ
ком диапазоне длин волн, физические характеристики различных яп
*
лений активности, их теоретические модели.
Брошюра рассчитана па широкий круг читателей, интересующих
*
ся звездной астрономией.
Солнце — типичная звезда. Как известно, этот тезис
восходит к Джордано Бруно и к более далеким вре
менам. За прошедшие века он преодолел традиционный
для научной истины путь от «еретической мысли» до
«общеизвестного факта», до главного и, быть может,
единственного положения, которое уверенно выносится
из школьного курса астрономии. Строго говоря, таких,
как наше Солнце — так называемых желтых карли
ков, — менее процента среди всего звездного населения,
и чем точнее мы определяем температуру, газовое дав
ление, химический состав и другие параметры внешних
слоев Солнца, тем труднее найти для него звезду-блпзпеца. Но Солнце определенно занимает срединное по
ложение в мире звезд: есть звезды в десятки раз более
массивные и в десятки раз менее массивные, чем Солн
це, в десятки тысяч раз более яркие и во столько же
раз менее яркие, чем Солнце, звезды, размеры которых
в сотни раз больше и в сотни раз меньше размеров
Солнца. В последние десятилетия выяснилось, однако,
что Солнце является типичной звездой не только в от
ношении этих (внешних) параметров, но п в части внут
ренней структуры и процессов, определяющих весьма
сложное строение его видимой поверхности — фотосфе
ры — и сравнительно скоротечные явления на этой по
верхности. Иными словами, выяснилось, что Солнце ти
пично прежде всего своей активностью.
Солнечная активность — это совокупность много
численных и разнообразных процессов, охватывающих
всю солнечную атмосферу и значительную часть недо
ступных прямому наблюдению подфотосферных слоев
до глубины '/ю или даже 'А радиуса Солнца. Эти про
цессы проявляются в таких нестационарных локальных
явлениях, как темные солнечные пятна и скоротечные
вспышки, активные области и протяженные фоновые
магнитные поля, короткоживущие структуры хромосфе
ры и короны и потоки частиц в межпланетном простран
стве. Такое определение «перечислением» типично для
начального этапа развития научной мысли. Здесь уме
стно сравнение с погодой на Земле. Если воспользовать
ся определением указанного типа, то погода — это со
вокупность ураганов и штилей, жары и холода, дождя
и ведро, суховеев, муссонов, пассатов и метелен, кото
рые одновременно происходят в различных точках на
шей планеты. Но в терминах науки погода — это физи
ческое состояние воздушной оболочки Земли в некото
рый момент времени. В конечном счете это состояние
определяется излучением Солнца, приходящим на Зем
лю, и все разнообразие погоды обусловлено различия
ми в освещенности и в коэффициентах поглощения и
отражения различных участков земной поверхности, т. е.
разными углами падения солнечных лучей на Землю и
разнообразием физических свойств элементов земной
поверхности — океанов и морей, гор, пустынь, степей,
лесов, ледников. Непосредственно же состояние воздуш
ной оболочки Земли определяется существующими в
пей градиентами температуры и давления, и оно уже
неплохо предсказуемо, особенно, когда начальные ус
ловия задаются мозаикой широкоугольных снимков
Земли из космоса, а использование мощных ЭВМ по
зволяет учитывать многочисленные структуры и термо
динамические свойства атмосферы. К сожалению, ис
следования солнечной активности — погоды па Солн
це — не привели еще к столь же цельной концепции
этого сложного явления, здесь нет пока таких общих
исходных физических принципов, как в современной
метеорологии, а преобладает накопление эксперимен
тальных данных и построение частных моделей отдель
ных процессов и структур.
Очевидно, однако, что, независимо от степени нашего
понимания солнечной активности, на звездах, сходных
с Солнцем, следует ожидать и активности, сходной с
солнечной. Два важных обстоятельства долгое время
препятствовали обнаружению на звездах такого рода
активности. Во-первых, ни у одной звезды мы не видим
диск и, следовательно, не можем увидеть отдельные
структуры на звездной поверхности, как на Солнце.
Во-вторых, даже от самой близкой к Солнцу звезды
А
Проксимы Центавра число приходящих в единицу вре
мени видимых квантов света в 1015 раз меньше, чем со
ответствующее число солнечных квантов. Эти обстоятель
ства делают практически невозможным исследования
Солнца и звезд с помощью одних и тех же приборов и
обусловливают существенные эффекты наблюдательной
селекции, без учета которых сравнительное изучение
Солнца и звезд невозможно.
Тем не менее усилиями исследователей переменных
звезд и специалистов по солнечной активности 15—■
20 лет назад начало формироваться новое направление
астрофизических исследований, для обозначения которо
го наиболее подходящим представляется название этой
брошюры — солнечная активность в мире звезд. Такое
направление оказалось весьма плодотворным: с одной
стороны, огромный объем накопленных данных по Солн
цу дает путеводную нить для понимания все новых яв
лений звездной переменности, которые обнаруживаются
по мере совершенствования техники изучения звез.
средних и малых масс; с другой стороны, рассмотрена
явлений, свойственных Солнцу, на звездах разных свс
тимостей, различных масс и возрастов, на звездах оди
ночных и входящих в кратные системы, на быстро и
медленно вращающихся звездах дает возможность бо
лее общего физического и эволюционного подхода к
процессам солнечной активности, позволяет уверенно
выделить факторы, которые являются решающими в та
ких процессах. С начала 80-х годов регулярно проводят
ся международные конференции по солнечной активно
сти в мире звезд, что свидетельствует о широком инте
ресе к такого рода исследованиям.
В последующих разделах этой брошюры системати
чески описаны открытые к настоящему времени звезд
ные аналоги различных явлений солнечной активно
сти ■—• скоротечных вспышек, темных пятен, горячих об
ластей атмосферы (хромосферы и короны), циклическо
го характера активности в целом; в каждом разделе
сперва напоминаются основные свойства рассматривае
мого явления на Солнце, затем описывается, как был
обнаружен соответствующий звездный аналог, и, нако
нец, это проявление активности обсуждается в рамках
упомянутого выше общего солнечно-звездного подхода.
В заключение сделана попытка сформулировать некото
рую общую концепцию активности Солнца и звезд.
ЗВЕЗДНЫЕ ВСПЫШКИ
Солнечные вспышки. Они были открыты в середине
л!Х в., но их интенсивное изучение началось в 40-х го
лах нашего столетия. При визуальных наблюдениях сол
нечные вспышки обнаруживаются как быстрые повыше
ния яркости небольших — малые доли процента солнеч
ного диска — участков вблизи групп солнечных пятен.
Если вести наблюдения через специальный светофильтр,
выделяющий излучение красной водородной линии, то
контраст вспышек на фойе спокойной поверхности Солн
ца многократно возрастает и соответственно возрастает
частота регистрируемых вспышек. После быстрого воз
горания обычно наступает сравнимая по длительности
фаза максимального свечения вспышки, которую плавно
сменяет в несколько раз более продолжительная стадия
затухания.
Визуальные наблюдения и кинофильмы обнаружива
ют чрезвычайное разнообразие солнечных вспышек: ви
димые картины развития таких вспышек практически
неповторимы, их временные и энергетические характе
ристики весьма разнообразны. Так, типичная вспышка
длится около часа, но самые быстрые успевают вспых
нуть и потухнуть за минуты, а самые мощные длятся
несколько часов. Полная энергия оптического излуче
ния самых слабых регистрируемых на Солнце вспышек
составляет 1026—1027 эрг, а в самых мощных излучает
ся до 10м—1031 эрг. Несмотря на это разнообразие,
найдены важные закономерности в морфологии вспы
шек и их связь со структурой магнитного поля солнеч
ных пятен: в сильных вспышках четко обнаруживаются
две параллельные яркие ленты, ориентированные опре
деленным образом относительно пятен различной по
лярности.
В оптическом диапазоне вспышек интенсивно излу
чают нагретые нижние слои солнечной атмосферы —
хромосфера. Поэтому пока такие вспышки изучались
лишь в оптике, их называли хромосферными. Но после
дующие радиоастрономические и рентгеновские наблю
дения показали, что оптическая картина вспышки от
ражает лишь вторичные эффекты этого сложного яв
ления. Как теперь установлено, в основе солнечных
вспышек лежат магнитогидродинамические и плазмен
ные процессы, связанные с сильными магнитными по
6
лями солнечных пятен. Такие пятна противоположной
полярности попарно соединяются в атмосфере Солнца
магнитными силовыми трубками, и вспышки начинают
ся непосредственно с появления в вершинах арок, об
разованных силовыми трубками, большого числа заря
женных частиц высокой энергии, которые обнаружива
ются по мощному всплеску нетеплового рентгеновского
излучения. Двигаясь по силовым трубкам вниз, эти ча
стицы нагревают заключенную в трубках плазму до вы
соких температур и вызывают более длительное тепло
вое свечение вспышек в рентгеновском диапазоне. Когда
возмущение опускается до еще более глубоких и плот
ных слоев, начинается оптическое свечение нижней хро
мосферы. В некоторых случаях во вспышках появляют-'
ся частицы столь высокой энергии, что возникают ядерные реакции, о чем свидетельствует регистрируемая в
области гамма-квантов спектральная линия, соответст
вующая аннигиляции электрон-позитрониых пар.
Потоки частиц высокой энергии, появляющиеся в
начале солнечной вспышки в вершинах арок магнитных
силовых трубок, вызывают также возмущения, распро
страняющиеся вверх по солнечной короне. Эти возму
щения обнаруживаются в виде нетеплового радиоизлу
чения в широком диапазоне длин волн (от сантимет
ров и дециметров до десятков метров), причем реали
зуется несколько различных типов радиоизлучения, от
личающихся механизмом, местом и временем генерации,
поляризационными и частотными характеристиками, их
изменениями во времени.
Во время солнечных вспышек происходят разнооб
разные движения вещества. Еще за десяток минут до
начала вспышки высоко над областью, где произойдет
оптическая вспышка, приходят в движение протуберан
цы — причудливые структуры сравнительно холодной
плазмы, «висящие» в горячей короне; эти характерны
движения протуберанцев являются одним из наиболе
надежных предвестников вспышки. На кинофильма!;
вспышек, снятых в лучах красной линии водорода, хо-'
рошо видны быстрые движения вещества в нижней хро
мосфере. Но наиболее существенны, по-видимому, свя
занные со вспышками выбросы вещества, которые про
слеживаются от уровня фотосферы до межпланетного
пространства.
Таким образом, во время солнечных вспышек скоро
т
печные процессы охватывают огромное пространство —
01 видимой поверхности Солнца до орбит ближайших
к нему планет. В общей энергетике вспышки вклад ра
диоизлучения минимален, сравнимы по порядку величи
ны полные энергии излучения в оптическом и рентге
новском диапазонах, но кинетическая энергия охвачен
ного вспышкой вещества на порядок величины превос
ходит энергию электромагнитного излучения.
Нет сомнения, что непосредственная причина сол
нечных вспышек — структурные изменения локальных
магнитных полей на Солнце, но полная теория таких
процессов еще не построена.
Звезды переменной яркости. В мире звезд сущест
вует много различных типов объектов, которые время
от времени увеличивают свой блеск. Когда такие из
менения происходят быстро и достигают заметной ам
плитуды, говорят о вспышке звезды.
Всем памятны многочисленные публикации в га
зетах весной 1987 г., когда па южном небе в Большом
Магеллановом Облаке — ближайшей к нашей Галакти
ке звездной системе — вспыхнула видимая невоору
женным глазом сверхновая звезда. Такие вспышки не
однократно наблюдали еще в глубокой древности, о чем
до нас дошли свидетельства летописцев разных наро
дов и даже наскальные рисунки североамериканских ин
дейцев. К настоящему времени установлено, что вспыш
ка сверхновой звезды соответствует окончанию плавной
эволюции звезды большой массы, в этот момент проис
ходит грандиозный термоядерный взрыв, во время ко
торого излучается энергия, сравнимая с тон, что Солн
це излучает за многие миллиарды лет, образуются тя
желые химические элементы и появляется мощный
всплеск излучения нейтрино. После такого взрыва оста
ется нейтронная звезда — пульсар — и газовая оболоч
ка, расширяющаяся со скоростью в несколько тысяч
км/с. Полная энергия вспышки сверхновой достигает
1060—1052 эрг. К счастью, такие процессы па Солнце не
возможны (из-за его малой массы), и солнечные вспыш
ки не имеют с ними ничего общего.
Осенью 1975 г. очертания известного созвездия Ле-,
бедя были искажены вспыхнувшей в нем новой звездой.
Благодаря телескопическим наблюдениям, вспышки но
вых звезд регистрируются в Галактике до дюжины в
8
.
*
год
К настоящему времени надежно установлено, что
вспышки новых звезд происходят на поздних стадиях
развития двойных звезд, т. е. систем, состоящих из двух
гравитационно связанных и вращающихся вокруг обще
го центра тяжести компонентов.
Как известно, в ходе медленной эволюции звезд нс
слишком больших масс — нс более 2—3 масс Солнца —
в их недрах сперва водород превращается в гелий, за
тем выгорает гелий. Па заключительной стадии такого
термоядерного горения внешние слои звезды быстро —
за тысячелетия— расширяются и в конечном счете те
ряют связь с плотным ядром, которое превращается в
горячий белый карлик. Если звезда одиночная, то мо
нотонное остывание белого карлика длится миллионы
лет. Если же звезда двойная и массы ее компонентов
различны, то, поскольку темп звездной эволюции суще
ственно зависит от массы звезды, часто должна реали
зовываться такая ситуация, когда звезда большей мас
сы уже достигла состояния белого карлика, а со звезды
меньшей массы еще происходит интенсивное истечение
вещества — сброс ее внешних слоев. Это вещество, бо
гатое водородом, частично выпадает на остывающий бе
лый карлик, и когда его накопится достаточное количе
ство, может произойти непродолжительная термоядер
ная вспышка — это и есть вспышка новой звезды. По
скольку такая вспышка не устраняет причины перетека
ния вещества в системе, то вспышки новых звезд по
вторяются: в зависимости от масс компонентов и разде
ляющего их расстояния такие вспышки повторяются
через десятилетия или многие тысячелетия. Во время
вспышки новой звезды в межзвездное пространство вы
брасывается со скоростью около сотни км/с масса газа,
в десятки или сотни раз превышающая массу Земли.
Совокупность явлений в двойных звездных системах,
обусловленных перетеканием вещества, очень разнооб
разна, семейство новых звезд весьма обширно. В по
следние десятилетия выяснилось, что новым звездам
физически родственны многие звездные источники рент
геновского и гамма-излучения и даже уникальный объ
* Термин «новая звезда» н производный от него «сверхновая
звезда» — дань традиции и уважения к заблуждениям древних и
средневековых наблюдателен звездного неба, поскольку появля
ющиеся «па глазах» звезды в действительности весьма старые
объекты.
9
ект^88 433, где газ, излучающий нормальный оптиче
ский спектр, выбрасывается из системы со скоростью,
равной 'Д скорости света. Полная энергия излучения
вспышки типичной новой звезды достигает 1015 эрг. Оче
видно, что вспыщки новых звезд и родственных им объ
ектов тоже не имеют ничего общего со вспышками на
Солнце.
В настоящее время известно более 35 000 звезд, блеск
которых не постоянен, и большинство из них относится
к двум типам: пульсирующим и затемненным перемен
ным звездам. В обоих случаях изменения блеска про
исходят периодически, но причины этих изменений со
вершенно различны. Структура пульсирующих звезд
такова, что выделяемая в недрах звезды энергия не мо
жет проходить всю ее толщину и излучаться с поверх
ности в постоянном темпе: эта энергия периодически
накапливается на некоторой глубине и тем самым вы
зывает расширение внешних слоев звезды, при этом
расширении расходуется накопленный избыток энергии
и затем звезда возвращается в исходное состояние. Ха
рактерное время таких звездных пульсаций составляет
от нескольких часов до многих соген суток, а амплиту
ды блеска пульсирующих звезд заключены в диапазоне
от нескольких сотых его среднего уровня до многих ты
сяч раз. Заметим, что структура пульсирующих звезд,
ответственная за их столь активное существование, воз
никает в результате естественной эволюции звезд по
стоянного блеска. Затменные же переменные звезды —
это двойные системы, ориентированные в пространстве
таким образом, что их видимый блеск периодически ме
няется из-за затмения одного компонента другим. Яс
но, что периодические колебания блеска пульсирующих
и затменных переменных звезд не имеют ничего общего
со спорадическими солнечными вспышками.
Список типов звезд, причиной переменности блеска
которых являются процессы, заведомо отличные от сол
нечной активности, можно расширить. Следовательно,
вспышки на Солнце — это лишь один из большого чис
ла процессов, которыми может быть обусловлена пере
менность звездного блеска. В такой ситуации стратегия
поисков звездных вспышек типа солнечных, казалось
бы, очевидна: отобрать по возможности сходные с Солн
цем звезды, т. е. желтые карлики спектрального класса
62, и терпеливо исследовать поведение их блеска во
10
времени. Но эта «очевидная стратегия» нс является наи
лучшей и не имеет ничего общего с реальной историей
обнаружения вспышек солнечного типа иа звездах. Де
ло в том, что светимость Солнца составляет 4Х
Х 1033 эрг/с, а максимальная светимость солнечных вспы
шек не превышает 1029 эрг/с; иными словами, ожидае
мый эффект не превышает 10~1 от регистрируемого по
тока. За счет разумного выбора спектральной полосы
наблюдений этот эффект можно повысить на один-два
порядка величины. Но длительные наблюдения блеска
звезды с точностью до 1 % — задача нс из легких, и
лишь в самое последнее время появились сообщения о
такой прямой регистрации вспышек солнечного типа на
звездах, сходных с Солнцем.
Реальная история обнаружения на звездах вспышек
солнечного типа такова. Еще в 1924 г. датчанин Э. Герцшпрунг обнаружил непродолжительное, но сильное —
в 5—6 раз — поярчание слабой красной звездочки в
созвездии Киля и отнес это поярчание за счет падения
па звезду астероида. Несколько аналогичных звездных
вспышек были также случайно зарегистрированы еще в
конце ЗО-х — начале 40-х годов. Систематически изу
чать такие вспышки первым стал американский иссле
дователь В. Люйтен: в 1947 г. он организовал всесто
роннее изучение красной карликовой звезды НУ Кита,
в ходе которого на ней были зарегистрированы скоро
течные вспышки и получены первые спектры таких вспы
шек. Позднее эта звезда стала прототипом нового клас
са переменных звезд — вспыхивающих звезд типа НУ
Кита. Число зарегистрированных звездных вспышек
такого рода и число переменных звезд типа НУ Кита
стали быстро расти с середины 50-х годов, когда на
чалось широкое внедрение техники фотоэлектрических
измерений блеска звезд, которая позволила на телеско
пах умеренных размеров регистрировать блеск слабых
звезд с точностью до нескольких процентов и с времен
ным разрешением в несколько секунд. В конце 50-х го
дов Б. Ловелл на крупнейшем в то время радиотеле
скопе в Джодрелл Бэнк (Англия) зарегистрировал ра
диоизлучение от вспышек звезд типа НУ Кита, а в
1965 г. в Крыму и в Техасе на специально построен
ных спектрографах были получены первые спектрограм
мы таких вспышек с высоким временным разрешением.
В результате в оптическом и радподпапазонах были об11
парухчены важные аналогии между звездными и солнеч
ными вспышками, н это обстоятельство позволило в на
чале 70-х годов выдвинуть гипотезу об идентичности фи
зической природы вспышек на Солнце и на звездах ти
па ПУ Кита. Поел едующие внеатмосферные наблюде
ния в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах
полностью подтвердили эту гипотезу.
Почему же вспышки солнечного типа были обнару
жены на красных карликовых звездах, размер, масса,
светимость и температура поверхности у которых замет
но меньше, чем у Солнца? Очевидно, дело здесь в том,
что, во-первых, процессы солнечной активности вообще
и скоротечные вспышки в частности свойственны не
только желтым карликам, но почти всем звездам сол
нечных и меньших масс, т. е. желтым, оранжевым и
красным карликовым звездам, и, во-вторых, вспышки
одинаковой мощности легко обнаружимы на фойе спо
койного излучения красного карлика, который светит в
сотни и тысячи раз слабее желтого карлика, но теряют
ся на фоне спокойного блеска звезд солнечного типа.
Иными словами, сочетание широкой распространенно
сти вспышечной активности солнечного типа и сущест
венного эффекта наблюдательной селекции ответствен
но за то, что на звездах вспышки типа солнечных на
зываются вспышками звезд типа ПУ Кита.
В ближайших к Солнцу окрестностях сейчас изве
стно около ста звезд типа ПУ Кита, и с удалением от
Солнца пространственная плотность таких объектов бы
стро уменьшается. Это обстоятельство — тоже эффект
наблюдательной селекции: светимость красных карли
ковых звезд столь низка, что они доступны наблюде
ниям на расстоянии не более 2—3 десятков парсек. Од
нако истинное число слабых звезд гораздо больше, чем
число ярких звезд, и если учесть количественно эту се
лекцию наблюдений, то оказывается, что вспыхивающи
ми типа 1)У Кита являются от 60 до 90% всех звезд
Галактики. Этот вывод подтверждается прямыми на
блюдениями: процент вспыхивающих звезд, действитель
но, очень высок средн ближайших к Солнцу объектов,
которые известны наперечет и среди которых мы на
блюдаем вообще самые слабые звезды, а также в бли
жайших звездных скоплениях, например в Плеядах,
где в результате многих сотен часов фотографических
наблюдений было установлено, что вспыхивающими
12
звездами является подавляющее большинство членов
скопления.
Итак, вспышки солнечного типа — это наиболее рас
пространенная форма звездной переменности. Рассмот
рим важнейшие наблюдаемые свойства таких процес
сов и некоторые их статистические характеристики.
В дальнейшем под термином «звездные вспышки» мы
всюду будем иметь в виду именно такие вспышки сол
нечного тина.
Звездные вспышки. На рис. 1 представлены непре
рывные записи блеска одной из звезд типа НУ Кита —
ЕУ Ящерицы (записи получены И. В. Ильиным и Н. И.
Шаховской в Крымской астрофизической обсерватории
в течение 5 ночей в сентябре 1986 г. и 4 ночей в сен
тябре 1987 г. — в конце лета эта звезда видна на небе
практически всю ночь). На графиках четко видны спо
радические всплески разной длительности и разной ам
плитуды — это и есть звездные вспышки. Хорошо вид
но быстрое возгорание и в несколько раз более медлен
ное угасание вспышек, неперподпчность появления та
ких событий во времени, случайное распределение ам
плитуд; хотя приведенные наблюдения недостаточны
для серьезных статистических заключений, создается
впечатление, что в 1986 г. средняя частота вспышек бы
ла выше, а их длительности меньше, чем в 1987 г. За
метим, что период осевого вращения ЕУ Ящерицы со
ставляет 4,38 суток, так что в последовательные ночи
наблюдаются существенно различные части звездной
поверхности, и во время каждого из двух сезонов звез
ду рассмотрели со всех сторон. Звездное вращение за
трудняет анализ временного распределения локальных
вспышек. Тем не менее детальное рассмотрение наблю
дений, выполненных в течение многих сотен часов, при
вело к выводу об отсутствии периодичности в появле
нии вспышек; как и на Солнце, звездные вспышки рас
пределены во времени случайным образом, хотя одна
вспышка иногда провоцирует возгорание через несколь
ко минут другой.
Традиционные наблюдения Солнца не дают непо
средственно временной ход интегрального излучения
вспышки, так называемые кривые блеска, аналогичные
тем, что представлены на рис. 1. Поскольку мы видим
детали солнечного диска, то обычно измеряется ход со
временем площади, занимаемой вспышкой, и ее яркость
13
Рис. 1. Кривые блеска звезды ЕУ Ящерицы, записанные И. В. Иль
иным и Н. И. Шаховской в Крыму
в тех или иных точках; вычисление же излучения
вспышки требует интегрирования яркости по всей ее
площади и выполняется весьма редко. Этот пример до
вольно типичен, он показывает, что, как правило, ана
логичность солнечных и звездных вспышек может быть
обнаружена не из непосредственного сопоставления
прямых данных наблюдений, а лишь из всестороннего
анализа явления, на основе выводов о механизме излу
чения, физических параметров излучающего вещества
и т. д. Пользуясь этим же примером, заметим, что пре
дельно слабые вспышки, обнаружимые на Солнце, оп
ределяются минимальным обнаружимым контрастом па
фоне яркости поверхности спокойного Солнца, тогда
как самые слабые звездные вспышки определяются ми
нимальной измеримой амплитудой потока излучения от
всего звездного диска. Это обстоятельство наглядно по
казывает необходимость учета эффектов наблюдатель14
ной селекции при сравнительном изучении Солнца л
звезд.
Как следует из рис. 1, амплитуда сильных вспышек
ЕУ Ящерицы достигает К)—'20 раз, а самые слабые
вспышки теряются в естественных флуктуациях спокойч
ного блеска звезды. Среди самых слабых звезд типа
ПУ Кита были зарегистрированы паже стократные воз
зависимости от удаления его центра от звездного эква
тора при различных предположениях о температуре пят
на. (Заметим, что, несмотря на простоту физической мо
дели, ее построение связано с весьма кропотливыми
расчетами, так как искомые эффекты пятнистости мо
гут быть найдены лишь после тщательного учета бле
ска второго компонента рассматриваемой двойной си
стемы и нормальных эффектов затмения в наблюдае
мой кривой блеска системы.) Обсудим подробнее две
важные особенности рис. 12,
40
Во-первых, согласно рисунку звездное пятно может
достигать в диаметре 40—120°, тогда как диаметры са
мых больших солнечных пятен не превышают 5—7°; с
учетом различии размеров Солнца и оранжевого кар
лика получаем превышение линейного размера звезд
ного пятна в 4—6 раз. Что же имеет место в дейст
вительности: модель одиночного пятна суммирует эф
фект десятков пятен солнечного типа или на звездах
пятна гораздо крупнее солнечных, но число их не
слишком велико? По-видимому, второй вариант более
правдоподобен, так как при большом числе пятен
трудно ожидать заметный дифференциальный эффект
между полушариями звезды, и звездные вспышки, энер
гия которых на таких звездах на порядки величин пре
восходит энергию солнечных вспышек, связаны, можно
думать, и с более крупными пятнами. Эти качественные
соображения не позволяют, конечно, конкретизировать
число пятен, которые определяют наблюдаемый фото
метрический эффект.
Во-вторых, на рис. 12 показано, что данные наблю
дений 1973 г. приводят к выводу о существовании пят
на, на 200 К более горячего, чем нормальная фотосфе
ра. В связи с этим следует отметить, что советский аст
рофизик С. Б. Никельнер впервые обратил внимание на
существенную неоднозначность влияния магнитного поля
на конвективный перенос энергии: слабые поля усили
вают такой перенос, что и обеспечивает повышенную
температуру и яркость активных областей па Солнце,
а сильные поля подавляют конвекцию, что и вызывает
появление темных солнечных пятен. Поэтому простей
шая интерпретация данных 1973 г. — это полярная ак
тивность на звезде. 14а Солнце активных областей с
темными пятнами в близполюсных областях не бывает;
следует, однако, напомнить, что, помимо «классиче
ских» темных пятен, на Солнце существуют также так
называемые полярные факелы — горячие области фо
тосферы, возникающие на широтах более 45°. Области
их рождения дрейфуют в течение солнечного цикла к
полюсу. Но по данным 1966 г., на звезде имели место
и темные приполярные пятна. Таким образом, здесь
нет еще даже качественного понимания ситуации: либо
модель одного пятна существенно недостаточна, либо
в отношении пятен солнечные явления не охватывают
всего разнообразия процессов на рассматриваемых хо41
лодных карликовых звездах.
Отмстим, наконец, что если температура пятна за
метно меньше температуры спокойной фотосферы, то
конкретное значение предполагаемой температуры пят
на уже не влияет на результаты модельных расчетов.
Об этом говорит близость положений пятен на рис. 12
для температур 3100 и 0 К.
Итальянский исследователь М. Родоио и его колле
ги разработали алгоритм расчета по фотометрическим
наблюдениям модели звезды с двумя пятнами; естест
венно, что введение второго пятна увеличивает число
свободных параметров задачи и при этом удается улуч
шить представление наблюдений, но и в этом случае в
околополяриой области сохраняются большие холодные
пятна.
Очевидно, что принципиальный момент в изучении
звездных пятен — это измерение их магнитных полей.
Традиционная со времен Дж. Хейла методика таких
измерений состоит в сравнении двух спектров, получен
ных в скрещенных плоскостях поляризации: расстояние
между зеемановскими компонентами спектральной ли
нии пропорционально напряженности магнитного поля,
в котором находится излучающее вещество. Эта мето
дика весьма эффективна при изучении отдельных сол
нечных пятен, где магнитные поля той пли иной поляр
ности достаточно однородны, но при наблюдениях пят
нистой звезды, на диске которой могут находиться не
сколько пятен обеих полярностей, четкое расщепление
зеемановских компонент должно «замываться». Успеш
ные магнитометрические наблюдения пятнистых звезд
были проведены с помощью недавно предложенного
Р. Робинсоном нового метода. В этом методе магнито
чувствительные спектральные линии наблюдаются в неполяризованном свете в спектре пятнистой звезды и
звезды, лишенной каких-либо признаков активности,
т. е. в спектре объекта, где можно предполагать отсут
ствие заметного магнитного поля; затем проводятся рас
четы ожидаемой деформации профиля линии за счет
магнитного поля, имеющего некоторую эффективную
напряженность и занимающего определенную долю по
верхности звезды, и этими двупараметрическими расче
тами исходный невозмущенный профиль подгоняется к
наблюдаемому в спектре пятнистой звезды.
Результаты такого анализа наблюдений звезды
42
е
5?
1
Волновые
числа (сгт1)
Рнс. 13. Сравнение профилей магпиточувствительных линий в спек
трах вспыхивающей звезды АО Льва, неактивной звезды 61 А Ле
бедя и солнечного пятна, по С. Саару и Дж. Линскому
'АО Льва, выполненного американскими исследователя
ми С. Сааром и Дж. Линским, представлены па рис. 13.
Для каждой из 4 изученных спектральных линий ней
трального титана в ближней инфракрасной области на
рисунке представлены наблюдаемые профили в спект
ре АО Льва, в спектре неактивного А-компонента двой
ной системы 61 Лебедя и в спектре солнечного пятна.
Рисунок показывает хорошее соответствие профилей ли
ний в спектрах АО Льва и солнечного пятна и их суще
ственное отличие от профилей линий в спектре 61 Ле
бедя А. Крестиками на рис. 13 представлены результа
ты вычислений ожидаемых профилей линий при указан
ных для каждой линии значениях эффективной напря
женности магнитного поля (В) и доли поверхности звез
ды (/), занятой таким полем; из рисунка следует бли43
зогть величин В и [, полученных из независимого ана
лиза различных спектральных линий.
Для наблюдений пятнистых звезд методом Робин
сона необходима весьма совершенная техника, позволя
ющая получать высокодисперсные спектры слабых звезд
с большим отношением сигнал/шум. Тем не менее число
изученных таким образом объектов превышает уже два
десятка. Во всех случаях получено эффективное поле в
несколько кплогаусс и величина { от 0,5 до 0,8. Такне
напряженности магнитного поля лишь в несколько раз
превышают максимальные напряженности полей в сол
нечных пятнах, и именно такие значения В следовало
здесь ожидать, исходя, скажем, из условия, что давле
ние магнитного поля в звездных пятнах не должно пре
вышать газовое давление в фотосфере холодных карли
ковых звезд. Что же касается полученных оценок вели
чины /, которая в десятки или даже сотни раз превы
шает соответствующую величину для Солнца, то имен
но при такой высокой магнитной заиятненности следует
ожидать найденную фотометрически дифференциаль
ную запятненность с амплитудой до О'", 10—О'", 15. Но
высокая степень магнитной запятненности с неизбеж
ностью приводит к двум заметным отличиям звездных
пятен от солнечных. Во-первых, из-за более тесного
расположения звездных пятен в их окрестностях гораздо
чаще, чем на Солнце, должны возникать ситуации, при
водящие к мощным вспышкам. Во-вторых, поскольку
между запятненными и «чистыми» холодными карлико
выми звездами нет существенных различий в абсолют
ной светимости, то звездные пятна должны быть не
столь темными, как на Солнце. Точнее, они должны быть
не столь контрастны на фоне невозмущенной звездной фо
тосферы, как солнечные пятна на фоне солнечной фо
тосферы.
Этот вывод довольно важен, так как теория солнеч
ного и звездного магнетизма пока еще не может по
строить модель пятна «из первых принципов», предска
зать, скажем, температуру пятен на звездах с различ
ными фотосферами. В дискуссиях по звездным пятнам
обычно рассматриваются две модели: модель с темпе
ратурой пятна около 2500—3000 К, нс зависящей от
температуры звездной фотосферы, и модель с постоян
ной разностью Т (фотосферы) — Т (пятна) ~ 1500 К.
По-видимому, первая из них ближе к реальности, Тик
44
как именно опа предсказывает уменьшение контраста
пятна и спокойной фотосферы по мере перехода от
Солнца к более холодным звездам.
В заключение этого раздела отметим, что, кроме хо
лодных карликовых звезд, пятна обнаружены фотомет
рически еще на переменных звездах двух типов: звездах
типа Т Тельца и типа КЗ Гончих Псов. Звезды первого
типа — это объекты в самой ранней стадии звездной
эволюции, второго типа — звезды, в недрах которых во
дород уже в значительной степени выгорел, и они пере
ходят в заключительные стадии развития. Весьма ве
роятно, что в обоих случаях пятнистость имеет одну и
ту же физическую природу, но на самых ранних ста
диях звездной эволюции и после ухода с главной после
довательности, где происходит выгорание водорода, в
звездной активности могут обнаруживаться качественно
новые свойства, поэтому здесь необходима определенная
осторожность в переносе известных на Солнце явлений
на эти переменные звезды. Заметим, однако, что уно
мянутый выше алгоритм расчета модели с двумя пят
нами па поверхности звезды был разработан как для
анализа переменных типа ВУ Дракона, так и типа КЗ
Гончих Псов.
ЗВЕЗДНЫЕ ХРОМОСФЕРЫ
Солнечная хромосфера — это средние слои атмо
сферы, лежащие над фотосферой, видимой «поверх
ностью» Солнца. Хромосфера была открыта во время
полных солнечных затмений, когда вокруг темной Луны
появлялось красноватое свечение. С точки зрения экс
перимента начало атмосферы соответствует резкому
краю солнечного диска, и в специальных телескопах —
коронографах установлена так называемая искусствен
ная Лупа — устройство, которое позволяет моделиро
вать условия солнечного затмения и проводить регуляр
ные наблюдения хромосферы.
С физической точки зрения, солнечная хромосфера
тоже начинается довольно резко, хотя никакой твер
дой поверхностью внутренние слои Солнца, естественно,
не ограничены. Резкий переход к хромосфере обуслов
лен следующими обстоятельствами. По мере продвиже
ния наружу из солнечных глубин температура вещества
монотонно падает; также плавно уменьшается и плот-
кость вещества, величина которой в каждой точке оп
ределяется равновесием газового давления, давления из
лучения, силы тяжести и давления конвективных дви
жений в областях, где такие движения существуют.
В атмосфере же, прозрачной для фотосфернбго излуче
ния, имеет место равновесие сил газового давления и
гравитации, что приводит к более быстрому уменьшению
плотности по барометрическому закону. Но конвектив
ные движения в подфотосфер ных слоях возбуждают в
атмосфере различного рода гидродинамические волны.
Поток энергии этих волн ослабевает с высотой сравни
тельно медленно, и сочетание быстрого уменьшения
плотности вещества и медленного ослабления потока
энергии волн, эффективно поглощаемых этим вещест
вом, приводит к росту температуры. В результате на
Солнце имеет место сравнительно узкая по высоте —
около 100 км — область температурного минимума, над
которой и начинается хромосфера. Физические условия
в основной массе хромосферы определяются балансом
нагрева за счет поглощения энергии волновых движе
ний и охлаждения за счет излучения в линиях водоро
да, ионизованного кальция и ионизованного магния.
При этом основная масса хромосферы имеет температу
ру около 8000—9000 К, а заметные отклонения от этой
величины существуют лишь па ее границах вблизи тем
пературного минимума, где температура хромосферы
опускается до 5000 К, и в самых верхних слоях, где ска
зывается теплопроводность от более горячей короны и
температура достигает 20 000 К. Свечение самой силь
ной видимой красной линии водорода и определяет крас
новатый цвет хромосферы, а также само название этой
оболочки солнечной атмосферы.
На первый взгляд описанная схема соответствует
спокойному Солнцу п не имеет отношения к его актив
ности. Но, как уже отмечалось, локальные солнечные
магнитные поля существенным образом меняют харак
тер подфотосфериых конвективных движений и, следо
вательно, характер и мощность выходящих в атмосферу
волновых возмущений, что приводит к резкому измене
нию яркости и структуры солнечной хромосферы. Таким
образом, исследования хромосферы дают весьма бога
тый материал по солнечной активности.
Хромосферное излучение активных красных карли
ков легко рбнаруядаается на спектрограммах, получеп46
Рис. 14. Относительные интенсивности эмиссионных линий водорода
в хромосферах вспыхивающих звезд и Солнца, но Н. И. Шаховской
пых даже с весьма умеренной дисперсией. Это обстоя
тельство обусловлено большим контрастом линейчатой
эмиссии этих хромосфер по отношению к непрерывному
излучению соответствующих фотосфер. Однако посколь
ку свечение хромосферы происходит в условиях само
согласованного баланса поглощаемой и излучаемой
энергии, то оно обладает некоторыми внутренними ха
рактеристиками, не зависящими, например, от абсолют
ной светимости звезды. Так, на рис. 14 показаны отно
шения интенсивностей эмиссионных линий бальмеров
ской серии водорода /ц5 //Н| и 1Н> //„, для более
чем двух десятков вспыхивающих звезд, которые были
измерены Н. И. Шаховской в Крыму; по оси абцисО
отложены абсолютные звездные величины рассматри
*
ваемых объектов, т. е. звездные величины, которые име
ли бы эти объекты, будучи удалены от нас на стандарт
ное расстояние, в 2 млн. раз превышающее расстояние
от Земли до Солнца. Хотя абсолютные звездные вели
чины рассматриваемых звезд заключены в диапазоне
ЛЛ'1у = 5'"! (т. е. самая яркая из них в сто раз ярче са
мой слабой), указанные отношения интенсивностей л_ц^
ний практически одинаковы. У левого края ...
кружками представлены наблюдения солнечной хромо
сферы во время затмения на разных высотах (в км) над
краем лимба. Из рисунка следует, что усредненныепо
диск)' звезды отношения интенсивностей линий соответ
ствуют тем, что наблюдаются па высоте около 1500 км
над краем солнечного диска. Количественный анализ во
дородных эмиссионных линий показал, что электронная
плотность в хромосферах вспыхивающих звезд на по
рядок выше, чем в солнечной хромосфере.
Важные данные о звездных хромосферах были по
лучены в результате наблюдений холодных карликов в
ультрафиолетовой области спектра с международного
спутника ИУЕ; эти данные были суммированы Дж. Линским. Эмиссионные линии, обнаруженные па спектро
граммах, возникают на разных уровнях звездной ат
мосферы — от нижней хромосферы до переходной зоны
между хромосферой и короной. Анализ этих липни по
казал, что звезды солнечного типа имеют практически
такую же хромосферу, как Солнце, а хромосферы актив
ных красных карликов существенно мощнее солнечной
хромосферы. Более того, у многих активных карликов
усредненные по диску потоки в хромосферных линиях и
и линиях переходной зоны хромосфера—корона заметно
превышают не только средине потоки ог спокойного
Солнца, но даже средние потоки от солнечных актив
ных областей. Иными словами, если бы эти звезды
были даже сплошь покрыты такими активными обла
стями, какие существуют на Солнце, то и в этом случае
мы не могли бы получить потоки наблюдаемой интен
сивности. Это означает, что па самых активных крас
ных карликовых звездах активные области излучают в
г.ысокотемпературных эмиссионных линиях гораздо
сильнее, чем в солнечных активных областях. По-види
мому, сто связано с большей плотностью атмосфер та
ких карликовых звезд.
Наконец, третье направление исследования звездных
хромосфер — это анализ временных изменений интен
сивности самых ярких в видимой области спектра хро
мосферных линий Н и К ионизованного кальция. Если
в фокальной плоскости спектрографа установить две
щели на линии Н и К Са11, а две другие — на уча
стки непрерывного спектра, то, сравнивая интенсивности
выходящих через эти щели потоков излучения, можно
очень точно оценить отягощение интенсивностей хромс-^
• 48
сферной эмиссии и фотосферного континуума. Такие ис
следования были начаты в 60-е годы О. Вилсоном на
1,5 м солнечном телескопе в обсерватории Маунт Вил
сон (США) и активно продолжены группой его после
дователей в последнее десятилетие. В результате накоп
лен богатый материал по хромосферным вариациям на
многих десятках звезд. Поскольку такие наблюдения ве
дутся с высоким спектральным разрешением в фиоле
товой области спектра, то они возможны лишь для сра
внительно ярких и не слишком холодных звезд; эта на
блюдательная селекция выделяет бело-желтые, желтые
и оранжевые объекты спектральных классов Г—С—К,
т. е. звезды солнечного и соседних с ним спектральных
типов. 1акпм образом, если для обнаружения вспышек
наиболее подходящими являются красные карликовые
звезды, заметно отличающиеся от Солнца по размерам,
массе и светимости, для обнаружения фотосферных пя
тен — более близкие к Солнцу оранжевые карлики, то
для исследования звездных хромосфер — желтые кар
лики, звезды солнечного типа.
На рис. 15 представлены результаты измерений от
носительных интенсивностей линии К СаП в течение
ста суток на 6 звездах. В 4 случаях четко видна перио
дичность изменения интенсивности этой линии, которую
естественно связать с вращением звезды, имеющей не
однородную поверхностную яркость в лучах эюй линии.
В этих случаях на 100 сутках укладывается от 3 до 5
периодов, т. е. периоды осевого вращения этих звезд
близки к периоду вращения Солнца, а размах колеба
ний интенсивности хромосферной эмиссии достигает 10—
15%. В двух последних случаях, где нет четкою про
явления периодичности, средний уровень интенсивности
линии К СаП минимален, и здесь гоже нельзя исклю
чить периодическое изменение интенсивности этой ли
нии с меньшей амплитудой, по большим периодом.
Наблюдения хромосферной эмиссии у многих десят
ков звезд дали ишереспые результаты'не только по ча
сти активности звезд, по и относящиеся к структуре
звездных атмосфер в целом. Как уже упоминалось, хро
мосферы существуют за счет того, что во внешних ча
стях не слишком массивных звезд перенос энергии осу
ществляется конвективными движениями, и такие дви
жения в подфотосфер пых слоях вызывают волновые
процессы и нерадпатнвиый перенос в звездных атмосфе■14
50
и н т е н с и в н о с т ь э м и с с и о н н ы х хром оссрсрны х
л и н и й и р и т о с р е р н о г о н е п р е р ы в н о го и з л у ч е н и я
О т н о си т е л ь н а я
рах. С другой стороны, из общей теории строения звезд
известно, что структура одиночной невращающейся звез
ды определяется двумя основными параметрами: ее мас
сой и средним молекулярным весом. У звезд с массой
более двух солнечных температура внутренних слоев
столь велика, что в них не возникает конвекция, пере
нос энергии всюду осуществляется излучением, и у та
ких звезд нет хромосферы солнечного типа. Если идти
в сторону менее массивных звезд, то подфотосферные
слои с конвективным переносом энергии — так назы
ваемые конвективные оболочки — появляются у бело
желтых карликовых звезд спектрального класса Г; у
Солнца эта оболочка простирается уже на глубину до
четверти радиуса, а красные карликовые звезды с мас
сой менее 0,2—0,3 солнечных масс полностью конвек
тивны. Поскольку по мере эволюции звезд не слишком
малых масс в их центральных областях происходит тер
моядерное выгорание водорода, то средний молекуляр
ный вес звездного вещества систематически увеличива
ется, и структура звезды должна определяться ее мас
сой и возрастом. Далее, из наблюдений известно, что с
возрастом замедляется вращение звезд. Поскольку вра
щение тесно связано с магнетизмом звезды, а магнит
ное поле, в свою очередь, существенным образом влия
ет на характер конвективного переноса и в конечном
счете на структуру хромосферы, то масса звезды и ее
возраст должны определять полную светимость хромо
сферы звезды. Эти качественные соображения подтверж
даются рис. 16, на котором представлены измеренные
абсолютные светимости звезд в линии К СаН (Лк) в
зависимости от масс этих звезд в двух скоплениях —
в Плеядах, возраст которых около 5-Ю7 лет, и в Риа
лах, возраст которых в 12 раз больше. Рисунок обна
руживает четкую зависимость величины Лк от массы
звезды и позволяет достаточно уверенно разделить объ
екты, относящиеся к разным скоплениям. Попадание
двух звезд наименьших масс в «чужое» скопление обус
ловлено, по-видимому, двойственностью этих объектов,
которая, как установлено, замедляет угасание звездной
активности! приливные движения вещества в компонен
тах двойных систем могут долгое время вызывать гид
родинамические эффекты, сходные с теми, которыми
обусловлен магнетизм быстро вращающихся одиночных
звезд.
Рис. 16. Зависимость хромосферной эмиссии от массы и возраста
карликовых звезд в звездных скоплениях Плеяды и Гиады, но
С. Каталано и Е. Марилли
В заключение этого раздела остановимся на двух ин
тересных наблюдательных фактах, которые не вписы
ваются пока в жесткую схему «что есть на вспыхива
ющих звездах, то есть и на Солнце».
Как уже упоминалось, наблюдения с целью обнару
жения спорадических вспышек и звездных пятен прово
дятся по-разному: в первом случае осуществляется не
прерывная запись блеска звезды и стандартом при ка
либровке блеска вспышки служит сама звезда в спо
койном состоянии, тогда как при поисках пятен делают
ся 2—3 измерения за ночь, но при каждом из них блеск
исследуемой звезды тщательно сравнивается с блеском
52
Мировое
время
Рис. 17. Внешневспышечная активность звезды ЕУ Ящерицы, по
Г. Ш. Ройзману
постоянных звезд. Советский исследователь Г. Ш. Ройз
ман провел наблюдения вспыхивающих звезд по нетра
диционной методике: он вел непрерывный патруль, как
■при поиске вспышек, но примерно каждые полчаса оце
нивал блеск звезды, как при поиске пятен. В резуль
тате был обнаружен новый тип фотометрической пере
менности красных карликовых звезд. Рис. 17 демонстри
рует эту переменность: многочасовые плавные поярчания
ЕУ Ящерицы с амплитудой до О'", 25 в фиолетовых лу
53
чах н в 2—3 меньшей — в синих лучах. Светлыми круж
ками отмечены наблюдения контрольных звезд: они по
казывают, что изменения блеска Е\7 Ящерицы реаль
ны, а не обусловлены, скажем, вариациями атмосфер
ной прозрачности. Обнаруженные Г. Ш. Ройзманом по
вышения блеска не показывают периодичности и, сле
довательно, не могут быть отнесены за счет вращения
звезды.
Далее, еще 20 лет назад группа исследователей в
Катании (Италия) под руководством Дж. Годоли обна
ружила, что во многих случаях непосредственно перед
началом сильной вспышки происходит уменьшение бле
ска звезды в течение нескольких минут на несколько
сотых или одну-две десятых звездной величины; позднее
в Ташкенте и в Крыму нашли, что это явление чаще
регистрируется в ближней инфракрасной области. По
скольку этот эффект был обнаружен в ходе непрерыв
ного патрулирования блеска звезды, то считалось, что
происходит понижение блеска звезды ниже его нормаль
ного уровня, и это обстоятельство породило различные
гипотезы. Но, согласно Г. Ш. Ройзману, такие быстрые
и непродолжительные падения блеска перед вспышкой
происходят на фоне плавного предвспышечного подъ
ема, так что блеск звезды не опускается ниже своего
нормального уровня.
Оба отмеченные эффекты — непериодические плав
ные повышения блеска и кратковременные предвспышечные ослабления блеска — не имеют четких анало
гий на Солнце. Но возможно, что дело не в реальном
отсутствии таких явлений на Солнце, а в том, что Солн
це еще не наблюдалось способом, который позволил бы
обнаружить их. По-видимому, мы имеем дело с процес
сами в хромосфере активных областей, и необходимы
наблюдения (с фотоэлектрической точностью) яркости
протяженных солнечных активных областей в спектраль
ной области, включающей сильные хромосферные ли
нии.
ЗВЕЗДНЫЕ КОРОНЫ
Солнечная корона известна с глубокой древности: во
время каждого полного солнечного затмения вокруг
темного диска Луны на несколько минут на небе вспы
хивает серебристое сияние, простирающееся на несколь64
ко радиусов Солнца. Но физика солнечной короны на
чала развиваться лишь в 40-е годы нашего столетия,
когда основные линии в спектре короны были отожде
ствлены с линиями многократно ионизованных атомов
железа, кальция и никеля, и тепловое излучение очень
горячей разреженной плазмы, где только и могут воз
никать такие спектральные линии, было непосредствен
но зарегистрировано первыми радиотелескопами.
К настоящему времени хорошо изучена общая струк
тура солнечной короны, ее характерные изменения в те
чение цикла солнечной активности, разнообразные ме
ханизмы электромагнитного излучения в оптическом,
рентгеновском и радиодиапазонах длин волн. Установ
лено, что корона — это динамическое образование, пе
реходящее в солнечный ветер, который в значительной
степени определяет физику межпланетного пространст
ва. Как и хромосфера, солнечная корона чутко реаги
рует на процессы солнечной активности, происходящие
в нижних слоях атмосферы.
Звездные короны сперва были обнаружены по радио
излучению звездных вспышек: дрейф радиоэмиссии во
время таких событий был интерпретирован как резуль
тат распространения возмущения по плазме корональиой плотности в сторону уменьшения этой плотности.
Однако массовое обнаружение звездных корон было
выполнено с американской космической обсерватории
«Эйнштейн»: установленная на этой обсерватории аппа
ратура регистрировала непосредственно рентгеновское
излучение в диапазоне энергий от 0,2 до 4 кэВ, на ко
торый приходится максимум излучения оптически тон
кой плазмы при корональной температуре в несколь
ко миллионов градусов. Благодаря высокой чувствитель
ности этой аппаратуры было зарегистрировано тепловое
излучение корон у нескольких десятков звезд низкой
светимости. Как и ожидалось, температуры корон кар
ликов поздних спектральных классов близки к темпе
ратуре солнечной короны, но интенсивности излучения
корон таких звезд оказались существенно более высо
кими, чем предсказывали теоретические расчеты. Это
обстоятельство заставило отказаться от долгое время
существовавших представлений о том, что нерадиативиый перенос энергии в звездную атмосферу осуществ
ляется главным образом акустическими волнами, и пе
рейти к более тщательному рассмотрению возможностей
32
2№---------------- 1------- 1—I—1—1
О'
1 I 1.1___________,
1
,
I
1
| I | I I
2
Ц У (КМ/С)
Рис. 18. Корреляция рентгеновской светимости и скорости враще
пия карликовых звезд, по Р. Паллавпчини с коллегами
различных гидромагнитных волн. Однако проблема на
грева звездных корон до сих пор не получила еще обще
признанного решения.
На рис. 18 (Р. Паллавпчини и др., Италия) сопо
ставлены скорости вращения карликовых звезд спект
ральных классов от Р до М и измеренные абсолютные
светимости рентгеновского излучения их корой. Скоро
сти вращения рассмотренных объектов заключены в
диапазоне, от 1 до 100 км/с, светимости звездных ко
рон ■— от 1027 до 3-1031 эрг/с. Рисунок обнаруживает
уверенную положительную корреляцию между этими па
раметрами звезд, причем Солнце хорошо вписывается
в общую зависимость. Аналогичные корреляции суще
ствуют также между скоростью вращения звезд и их
светимостями в линиях Са II хромосферы и в линиях С IV
переходной зоны хромосфера—корона. Пет сомнений.
что «передаточным ремнем» между вращением холодной
звезды и высокотемпературным излучением ее атмосфе
ры является магнетизм звезды, хотя конкретная «кон
струкция» этого «привода» остается не ясной.
цикличность АКТИВНОСТИ ЗВЕЗД
11-летний цикл Солнца синхронизирует все проявле
ния солнечной активности: фаза этого цикла определяет
средний уровень запятненпости солнечного диска, сред
нюю гелиографическую широту пятен, частоту вспышек,
число и размеры активных областей, структуру и про
тяженность короны
.
*
Естественно, что с фазой цикла
изменяются и все геофизические эффекты солнечной ак
тивности — частота и интенсивность магнитных бурь и
полярных сияний, фон космических лучей, состояние
ионосферы и т. д. Продолжительность научных иссле
дований солнечных пятен, по которым наиболее нагляд
но и четко фиксируются минимумы и максимумы актив
ности Солнца, лишь немногим превышает два столетия,
но благодаря хорошо выраженной зависимости толщи
ны годовых колец деревьев от уровня солнечной актив
ности к настоящему времени построена так называемая
дендрохронологическая шкала, которая позволила про
следить солнечные циклы в течение многих тысячеле
тий. Существуют и другие процессы на Земле, «храня
щие память» о циклах солнечной активности. Анализ
всех этих данных убедительно показал, что продолжи
тельность циклов не постоянна, опа заметно меняется
даже от одного цикла к другому и существенно измени* 11а фоне этих давно п хорошо известных общих соотношений
отметим эффект, недавно обнаруженный иркутскими исследовате
лями В В. Касинским и Р. Т. Сотниковой. Они построили энерге
тические спектры солнечных вспышек в области мягкого рентгенов
ского излучения для каждого года отдельно — с 1972 по 1974 и
с 1977 по 1987 — и нашли четкую корреляцию с фазой солнеч
ного цикла всех характеристик таких спектров; спек тральных ин
дексов, минимальных, средних и максимальных полных энергий
'зарегистрированных вспышек, их частот и др. Заметим, что с ме
тодической точки зрения рентгеновские наблюдения солнечных
вспышек более удобны для статистического анализа, так как они
аналогичны наблюдениям звездных вспышек, где сразу получает
ся кривая блеска, и имеют преимущество перед оптическими сол
нечными наблюдениями, где необходимо проводить интегрирование
по поверхности вспышек.
ется глубина модуляции количественных характеристик
активности.
Понять физическую природу циклического явления
всегда значительно сложнее, чем разобраться в строго
периодических процессах, скажем, переменности блеска
затменных систем. И теории солнечных циклов, дейст
вительно, еще не существует. Более того, до сих пор,
наряду с начатыми в 40-х годах нашего столетия
М. Вальдмайером поисками чисто внутренних причин
такого характера солнечной активности, продолжается
обсуждение выдвинутой в середине XVIII в. Р. Вольфом
идеи об определяющей роли внешних возмущений —
приливного взаимодействия Солнца с Юпитером и Са
турном. Ясно, что в такой ситуации весьма заманчиво
обнаружение звездных аналогов солнечных циклов.
С целью найти цикличность в степени запятненности
красных карликов американский ученый Л. Хартманн
п его коллеги проанализировали сотни снимков неба
в Гарвардской стеклотеке с начала XX в. и у двух из
полдюжины рассмотренных объектов нашли искомый
эффект: звезда ВП4-26°730 обнаружила фотометриче
ский цикл длительностью около 60 лет с амплитудой
блеска не менее О'", 5, т. е. в фазе максимальной запят
ненности звезда в полтора раза слабее, чем в фазе с
наименьшим числом пятен. На звезде ВУ Дракона най
ден несколько более короткий цикл — около 40 лет —и вдвое меньшая амплитуда блеска; но ВУ Дракона —■
двойная звезда, так что максимальная запятненность
се активного компонента может быть такой же, как в
предыдущем случае.
Более богатые сведения о звездных циклах были по
лучены из анализа упоминавшихся выше многолетних
наблюдений хромосферных линий кальция в спектрах
многих десятков звезд солнечного и близких к солнеч
ному типов. На рис. 19 представлены относительные по
токи хромосферного и фотосферного излучений 9 кар
ликовых звезд спектральных классов от Г до М в те
чение почти двух десятилетий. На многих графиках
хорошо видны циклические изменения длительностью от
7 до 11 лет. Если на рис. 15 циклические изменения хро
мосферной эмиссии с характерной длительностью в не
сколько суток и амплитудой в несколько процентов да
ли возможность оценить периоды вращения звезд, то
на рис. 19 амплитуды изменений составляют десятки
0,23
1
Т“Т“|—Г"Т—!—1—[—Г“Г
*т
1
1
1
с»
0,33
<
.
03
НО
1
66
§
0,12
|
1
НО 207978
с^5>
я&
8*
оо
оо
еэ
ей»
д ает
01®®
о с/
0,29
0,19
Н0 190406
01
НО 81809
62
НО 10700
08
О
0,16
0,26
0,25
0,13
0,14
0,27
НО 103095
68
О
0,44
о
0,14
Н0 160&6
-
Л|
0,23
НО 2010$1
0,93
К5
"
*
^3
8®’
0,43
1,49
НО 201092
а
К7
Аа°
-
О
&
00
1111
1° 1. “
1
1
1
>
1
1
1
1
1
0,65
1970
1975
1980
Рис. 19. Временные вариации хромосферной эмиссии звезд на ин
тервале 18 лет, по С. Балыонас и А. Вогану
59
процентов, а у двух звезд, где цикличность не замет
на, хромосферная эмиссия минимальна, т. с., как и на
рис. 15, возможная периодичность может быть скрыта
ошибками измерений.
К настоящему времени цикличность активности
установлена па дюжине карликовых звезд. Хотя этих
."анных еще не достаточно для серьезных заключений,
следует отметить, что найденные длительности циклов
хорошо коррелируют с так называемыми числами Рос
сбп и в эту корреляцию хорошо вписывается Солнце.
Число Россбп — это отношение скорости конвективных
движений в подфотосфериых слоях, которая определя
ется теоретическими расчетами внутреннего строения
звезды и получаемой из наблюдений скорости враще
ния звезды: число Россбп определяет степень взаимо
действия конвекции и вращения и, следовательно, эф
фективность генерации звездного магнитного поля. То
обстоятельство, что длительность цикла активности кор
релирует в конечном счете с эффективностью генерации
магнитного поля, служит аргументом в пользу пред
ставлений о внутренних причинах цикличности в актив
ности звезд и Солнца.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Итак, в ходе астрофизических исследований послед
них десятилетий на звездах были обнаружены много
численные свидетельства процессов, свойственных сол
нечной активности. И такие свидетельства были найде
ны не только на звездах солнечного типа, но в гораздо
более широком классе объектов: на звездах с массами
ог вдвое больших до в 20 раз меньших, чем масса
Солнца, т. е. на звездах, во внутреннем строении ко
торых конвективный перенос энергии играет заметную,
существенную или определяющую роль. Эффекты на
блюдательной селекции приводят к такому положению,
что различные проявления солнечной активности с боль
шей или меньшей вероятностью регистрируются на звез
дах разных масс. Так. на звездах солнечного типа и бо
лее массивных (на бело-желтых и желтых карликах)
легче всего обнаружить хромосферы и, следовательно,
определяемые по этой атмосферной структуре неодно
родности поверхности звезды, период ее осевого враще
ния, цикличность активности. На звездах с массами, не
сколько меньшими солнечной, — на оранжевых карли
ках — удобнее всего обнаружить фотометрические эф
фекты пятен; на звездах самых малых масс — красных
карликах —■ наиболее эффективны поиски скоротечных
вспышек. Тепловое излучение звездных корон обнару
живается прежде всего у близких звезд независимо от
их масс и светимости в оптическом диапазоне длин
волн. В связи с такой избирательностью на многих звез
дах нам известны лишь одно-два явления из полного
набора, рассмотренного в предыдущих разделах брошю
ры. Но нет сомнений, что в действительности имеет мес
то именно полный набор. И эта уверенность уже неод
нократно подтверждалась экспериментом: многие крас
ные и оранжевые карлики — после того как в их спект
ре были обнаружены свойственные мощным хромосфе
рам интенсивные эмиссионные линии водорода — были
подвергнуты фотоэлектрическому патрулированию бле
ска и на всех них без исключения были зарегистри
рованы скоротечные вспышки; точно так же вспышки
были обнаружены в ходе независимых наблюдений нор
вежским исследователем Б. Петтерсеном и крымским
астрономом И. В. Ильиным на звезде ВО + 26°730 после
того, как на ней был найден максимальный эффект
звездных пятен.
Если на первых порах исследователи переменных
звезд использовали известные явления активности Солн
ца в качестве ориентиров при интерпретации открывае
мых явлений на звездах, то к настоящему времени изу
чение солнечной активности в мире звезд превратилось
в улицу с двухсторонним движением. Действительно, в
ходе исследований звезд были зарегистрированы не
только явления, весьма сходные с солнечными, но и го
раздо более мощные и более скоротечные вспышки, чем
па Солнце, обнаружены темные пятна, занимающие
гораздо большую часть фотосферы, чем солнечные пят
на, найдены более мощные хромосферы и короны, от
крыты циклы активности как сходные по продолжитель
ности с солнечным, так и в несколько раз более дли
тельные. Наконец обнаружены определенные зависи
мости между некоторыми общими параметрами звезд
и их активностью, найдены четкие эволюционные эф
фекты в уровне активности, различия в темпах веково
го затухания активности одиночных звезд и компонен
тов двойных систем. Все это дает основание для более
61
общего — солнечно-звездного — подхода к обсуждае
мым явлениям. И можем ли мы теперь в рамках та
кого подхода сформулировать определение рассматри
ваемой активности небесных тел не перечислением, как
это было сделано во Введении, а в терминах физиче
ской науки?
В настоящее время ист сомнений в том, что вся ак
тивность Солнца и звезд обусловлена их магнетизмом,
процессами формирования, развития и распада локаль
ных магнитных структур во внешних слоях и в атмо
сферах этих объектов. Это утверждение можно рассмат
ривать и как общее определение активности, -н как пер
вый шаг «от чувственного восприятия к теоретическому
мышлению».
Как известно, основы теории звездного магнетизма—■
магнитная гидродинамика — были заложены выда
ющимся шведским ученым X. Альвеном в 40-е годы. За
прошедшие десятилетия в рамках этой теории найдены
решения многих задач физики Солнца, межзвездной
среды, геофизики; магнитная гидродинамика широко ис
пользуется в лабораторных исследованиях плазмы, и су
ществуют перспективы создания мощных магнитогидро
динамических генераторов, в которых тепловая энергия
будет непосредственно и весьма эффективно преобразо
вываться в электрическую. Тем не менее теория звезд
ного магнетизма еще далека от полноты и завершенно
сти. Фрагментарность этой теории обнаруживается не
только при анализе столь различных по структуре и
эволюционному состоянию астрономических объектов,
как Солнце, магнитные звезды, поляры, пульсары, но
даже при рассмотрении на Солнце сильных локальных
магнитных полей пятен и протяженных слабых полей:
соответствующие теоретические модели строятся прак
тически независимо друг от друга.
Наименее разработан вопрос о генезисе локальных
магнитных полей. На Солнце и на сходных с ним звез
дах такие магнитные поля во многих отношениях доста
точно успешно описываются теорией динамо, первый,
чисто качественный вариант которой был предложен
американским астрономом X. Бэбкоком в начале 60-х
годов. Смысл динамо-теории состоит в построении кон
кретной модели взаимодействия дифференциального
вращения звезды и конвекции, приводящего к появле
нию локальных магнитных структур. Точнее говоря, эта
62
модель описывает нс генерацию поля «на пустом мес
те», а поддержание динамического равновесия систе
мы локальных магнитных структур, подверженных дис
сипации, на достаточно продолжительном интервале.
Однако даже в самом развитом варианте динамо-тео
рия не может предсказать, какие, скажем, характерные
линейные масштабы магнитных структур возникнут во
вновь образовавшейся звезде определенной массы и,
естественно, не применима к звездам заметно больших
масс, чем у Солнца, у которых нет конвективных подфотосферных зон, но среди которых встречаются объек
ты с локальными магнитными структурами весьма вы
сокой напряженности. Не дает ответа эта теория и на
вопрос о том, всегда ли должны существовать циклы
активности или возможны и апериодические режимы
динамо.
По-видимому, решение проблемы формирования ло
кальных магнитных структур требует нового подхода к
внутреннему строению звезд. Действительно, в рамках
традиционного подхода одиночная невращающаяся звез
да, стационарное состояние которой обусловлено равно
весием силы тяжести и газового давления и давления
излучения, должна быть сферически симметрична и од
нородна как на уровне фотосферы, так и на любой кон
центрической сферической поверхности в глубине. Вра
щение звезды должно привести к меридиальной цирку
ляции — к регулярному отклонению от сферической
симметрии; к сходным отклонениям от сферичности дол
жны приводить также приливные взаимодействия с не
слишком близким компонентом в двойной системе. Иная
ситуация предсказывается термодинамикой, открытых
систем.
Как известно, главный вывод такой термодинамики
состоит в том, что открытая нелинейная система с метастабильными состояниями должна находиться в одном
из таких состояний с высокой степенью вероятности.
Очевидна приложимость этого общего заключения к
звездам. Действительно, открытость этих систем видна
невооруженным глазом. Нелинейность уравнений внут
реннего строения имеет место даже в простейшей ста
тической модели и резко возрастает при включении в
рассмотрение вращения, конвекции и гравитационного
взаимодействия в двойной системе. Наконец, предпо
ложение о существовании в массивном газовом шаре
63
.метастабильных энергетических состояний весьма ве
роятно: если даже в лаборатории — даже на кухне! —
при нагреве плоского слоя жидкости в ней происходит
самоорганизация и возникают кинематические ячейки
Бенара, то тем более такой эффект можно ожидать в
■звездах, где потоки проходящей энергии гораздо мощ
нее, диапазон значений физических параметров гораздо
шире и система существенно трехмерна. Далее, есте
ственно ожидать, что кинематические структуры в не
однородном плазменном теле должны вызывать элек
трические токи и, следовательно, локальные магнитные
структуры. Таким образом, самоорганизация внутренних
областей звезд как открытых нелинейных систем может
быть общей и конечной причиной звездного магнетизма
вообще и активности Солнца и звезд в частндсти,
ЛИТЕРАТУРА
Бочкарев Н. Г. Магнитные поля в космосе.— М.: Наука,
1985.
В и т и и с к и й 10. И. Солнечная активность. — М.: Наука,
1983.
Гер ш б ер г Р. Е. Вспыхивающие звезды малых масс.—М.:
Наука, 1978.
Кацова М. М„
Лившиц М. А. Активность молодь >.
звезд. — М.: Знание, 1986.
Северный А. Б., Степанян II Н. Солнечные вспыь.
кп. — М.: Знание, 1976.
Физика космоса / Под ред. Р. А. Сюняева. — М.: Советская
энциклопедия, 1986.
Научно-популярное издание
Гершберг Роальд Евгеньевич
СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ В ЙйРЕ ЗВЕЗД
Гл. отраслевой редактор Л. А. Ерлыкин. Редактор И. Г. Варко.
Мл. редактор С. С. Патрикеева. Обложка художника К. С. Гурее
ва. Худож. редактор К. А, Вечерин, Техн, редактор Н. В. Клецкая.
Корректор В. И. Гуляева,
ИБ № 10581
Сдано в набор 17.04.90. Подписано к печати 19.07.90. Т-09180. Формат бумаги
84Х108|/з2, Бумага тип, № 1.2/, Гарнитура литературная. Печать высокая.
Уел. веч.' л. 3,36. Усл. кр.-отт. 3,67. Уч.-нзд. л. 3,15. Тираж 28 278 экз. За*
каз 708. Цена 15 коп. Издательство «Знание
.
*
101835, ГСП, Москва, Центр,
проезд Серова, д. 4. Индекс заказа 904207.
Типография Всесоюзного общества «Знание». Москва, Центр, Новая пл., д. 3/4.
15 коп.
Индекс 70101
Цена подписки на год
1
руб. 80 коп.
Дорогой читатель!
Брошюры этой серии в розничную продажу не
поступают, поэтому своевременно
оформляйте подписку.
Подписка на брошюры издательства «Знание»
ежеквартальная, принимается в любом
отделении «Союзпечати».
Напоминаем Вам, что сведения о подписке Вы
можете найти в «Каталоге советских газет
и журналов» в разделе «Центральные
журналы», рубрика «Брошюры издательства
«Знание»
