Активность молодых звезд [Мария Михайловна Кацова] (pdf) читать онлайн

КОСМОНАВТИКА, к
АСТРОНОМИЯ
ПОДПИСНАЯ НАУЧНО-ПОПУЛЯРНАЯ СЕРИЯ

М.М.Кацова
М .А.Лившиц
АКТИВНОСТЬ
МОЛОДЫХ ЗВЕЗД

3|Н|А|Н|И|Е
НОВОЕ В ЖИЗНИ, НАУКЕ, ТЕХНИКЕ

1986/8

ПОВОЕ В ЖИЗНИ, НАУКЕ, ТЕХНИКЕ
ПОДПИСПЛЯ НЛУЧПО-ПОПУЛЯРНЛЯ СЕРИЯ

КОСМОНАВТИКА
АСТРОНОМИЯ
8/1986
Издается ежемесячно с 1971 г.

М. М. Кацова,
М. А. Лившиц,
кандидаты физико-математических наук

АКТИВНОСТЬ
МОЛОДЫХ ЗВЕЗД

в

приложении

этого

НОВОСТИ АСТРОНОМИИ

Издательство «Знание» Москва 1986

номера:

ББК22.6
К 30

На последней странице обложки представлена фотография ак­
тивной области на Солнце, полученная 4 июля 1974 г. на
обсерватории Дебрецен (ВНР). В полутени пятна видна бе­
лая вспышка.

СОДЕРЖАНИЕ

Введение ...............................................................................
3
Коротко о физике Солнца..............................................
7
Прогнозы, прогнозы................................................................
13
Рентгеновское излучение звездных корон
....
22
Активный —■ значит молодой................................................28
.Хромосфера и переход к короне......................................... 37
Вспышки на звездах................................................................... 48
Заключение.................................................................................. 58
Рекомендуемая литература
...............................................
60
НОВОСТИ АСТРОНОМИИ...................................................... 61

Кацова М. М., Лившиц М. А.

К 30

Активность молодых звезд,—М.: Знание, 1986.—
64 с., ил. — (Новое в жизни, науке, технике. Сер.
«Космонавтика, астрономия»; № '8).
11 к.
Последнее десятилетие ознаменовалось многими астрономически­
ми открытиями, среди которых немаловажное значение имеет обна­
ружение активности ряда звезд, по своим масштабам превосходящей
солнечную активность. В брошюре приводятся различи! е
ден
звездной активности, как правило, связанной с молодостью - звезд и
поэтому позволяющей узнать больше о солнечной активности не
только в современную эпоху, по и в далеком прошлом.
Брошюра рассчитана на всех, интересующихся современными про­
блемами астрофизики.
1705010000

ББК22.&

© Издательство «.Знание', 1986 г.

В В Е Д Е II И Е

Астрофизикам второй половины XX в. необычайно
повезло. Технический прогресс позволил расширить то
окно, через которое человечество и астрофизики в пер­
вую очередь смотрят па окружающий их мир. Каждые
два-три года появлялись неожиданные результаты на­
блюдений в радио-, инфракрасном, ультрафиолетовом и
рентгеновском диапазонах, они будоражили воображе­
ние ученых, по укладываясь в рамки сложившихся пред­
ставлений. Проходило несколько лет, прежде чем сти­
хали горячие споры на страницах научных журналов,
семинарах и просто там, где встречалось больше двух
астрофизиков.
С легкой руки известного советского астрофизика
II. С. Шкловского этот период времени (60—70-е годы)
принято характеризовать как вторую революцию в аст­
рономии, изменившую лицо современной астрофизики.
Дело не только в том, что были открыты такие новые
явления и объекты, как реликтовое излучение, рентге­
новские источники и аккреция, барстеры, квазары, пуль­
сары и нейтронные звезды. «Астрономия, — по выраже­
нию II. С. Шкловского, -— стала насквозь эволюцион­
ной: стало понятным место большинства астрофизиче­
ских объектов в общей картине эволюционирующей Все­
ленной».
Основные исследования, определившие лицо произо­
шедшей революции, хорошо отражены в популярной ли­
тературе. Однако ряд проблем обойдены вниманием, и,
в частности, это случилось с темой нашей брошюры.
Поговорим сначала о звездах вообще. Свет, идущий к
нам от звезд, исходит из весьма тонкой оболочки звезд­
ной атмосферы, называемой «сферой света» пли фото­
сферой. Излучение фотосферы беспрепятственно прохо­
3

Дит через лежащие выше слои — внешнюю атмосферу
звезды, и эти слои, практически никак не проявляющие
себя в оптическом спектре, долгое время оставались не­
исследованными. Лишь с внешними слоями атмосферы
одной звезды мы знакомы со школьной скамьи. Это, ко­
нечно, Солнце. Во время коротких моментов полных
солнечных затмений фотосферное излучение экранирует­
ся Луной и появляется серебристое свечение солнечной
короны.
Внешние слои солнечной атмосферы изучены весьма
подробно. И как только появилась техническая возмож­
ность изучать внешние атмосферы других звезд, возник­
ла задача по проверке одной из существовавших рабо­
чих гипотез: «У всех ли звезд внешние атмосферы уст­
роены по единственно известному нам образцу?» Очень
скоро, однако, оказалось, что изучение вместо одногообъекта примерно сотни ему подобных позволило ре­
шить не только эту узкую задачу, но и продвинуться в
понимании гораздо более общих астрофизических про­
блем.
За последнее десятилетие наблюдалось излучение
внешних атмосфер почти у 200 звезд. Температура плаз­
мы в этих слоях, как и на Солнце, заключена в преде­
лах от 10'1 до 106 К, и поэтому основное излучение здесь
сосредоточено в коротковолновом и рентгеновском диа­
пазонах спектра. Земная атмосфера не позволяет реги­
стрировать излучение в этих диапазонах на поверхности
Земли, и поэтому большинство наблюдений этого излу­
чения, представляющих собой основу дальнейшего изло­
жения, было проведено с помощью аппаратуры, разме­
щенной на спутниках и ракетах. Разумеется, в первых
таких спутниковых и ракетных экспериментах исследо­
вались либо наиболее яркие, либо ближайшие объекты,
легко доступные приборам, поднимаемым на большие
высоты.
В настоящее время собрано достаточное количество
астрофизических данных, содержащих потоки излучения
и спектры звезд в коротковолновом и рентгеновском диа­
пазонах. Если очень приближенно оценить содержащую­
ся в них информацию, то только около 10% ее было
очевидной, т. е. ожидаемой на основе предыдущих ис­
следований, и ученым чуть-чуть не хватило фантазии
для предсказания новых эффектов, выяснившихся по хо­
ду дела.
4

Что же оказалось неожиданным?
Были обнаружены внешние атмосферы у звезд, более
горячих, чем Солнце, а этого согласно теоретическим
воззрениям не должно было бы быть. Выяснилось, что
их природа весьма необычна: это истечение газа с очень
высокими скоростями, которое возникает, по-видимому,
под действием давления излучения горячих звезд па
частицы внешних слоев атмосферы.
Подробно исследовались внешние слои атмосфер
массивных холодных звезд-гигантов и сверхгигантов.
Очень слабый нагрев газа в этих слоях при малой силе
тяжести на этих звездах, в десятки и сотни раз превос­
ходящих Солнце по своим размерам, обусловливает до­
вольно медленное истечение всей звездной атмосферы
наружу. Эти расширяющиеся оболочки в несколько раз
больше фотосфер звезд, и их разреженный газ нагре­
вается в истекающих потоках до температур 104—105 К.
Наблюдаемое в настоящее время его излучение в корот­
коволновом диапазоне и послужило источником инфор­
мации об этих расширяющихся атмосферах.
Наиболее интересные результаты получены для ря­
да звезд-карликов, к которым, собственно говоря, при­
надлежит и Солнце. Оказалось, что на некоторых звез­
дах, имеющих массу, близкую или несколько меньшую
солнечной (для краткости будем их называть звездами
типа Солнца), явления активности необычайно мощны
и охватывают не малую долю поверхности, а практиче­
ски всю звезду. Эти явления связаны с возникновением,
выходом на поверхность, развитием и исчезновением
магнитных полей.
Наиболее сильно явления активности выражены
именно в разреженных внешних слоях, т. е. во внешней
атмосфере звезд типа Солнца. Поэтому изучение звезд­
ной активности и внешних атмосфер оказалось пересе­
кающимся, тесно связанным друг с другом. В частности,
это относится и к обнаруженному новому классу объек­
тов, наблюдаемых в рентгеновском диапазоне, ■— двой­
ным системам типа 1?5 СУп, один или оба компонента
которых обладают активными внешними атмосферами.
Исследования, о которых пойдет речь,'начались с бо­
лее глубокого изучения физики Солнца, с поисков явле­
ний, известных специалистам-солнечникам, на разных
похожих на Солнце звездах. Так, на звездах обнаружи­
лась почти полная номенклатура подобных явлений, в
5

том числе даже и недавно найденные на Солнце. Одна­
ко все эти исследования бумерангом вернулись к Солн­
цу. Некоторые гипотезы, столь привычные для гелиофи­
зики, не выдержали проверки на сотне примеров и кану­
ли в Лету. Другие же остались справедливыми и вопре­
ки ожиданиям оказались широко распространенными в
мире звезд. С этим связан прогресс в наших знаниях о
физике Солнца; например, неожиданно изменились на­
ши представления о механизмах нагрева солнечной ко­
роны.
Далее мы подробнее рассмотрим конкретные новые
открытия, появившиеся проблемы и их решения, ио об
одном — основном — из этих открытий нельзя не ска­
зать уже сейчас. Обладателями активных внешних ат­
мосфер оказались звезды, почти ничем нс отличающиеся
от других звезд малых масс (типа Солнца). Решение
загадки пришло с необычной для исследователей, но с
житейски такой понятной стороны: «активный ' — про­
сто значит «молодой»!
В последнее время, в основном благодаря успехам
радиоастрономии, удалось выявить очаги звездообразо­
вания — протозвезды, а из классических, оптических ис­
следований нам многое сейчас известно о мире звезд,
имеющих, например, возраст несколько миллиардов лет
(для звезд небольшой массы). Новая же, т. е. обсуждае­
мая здесь информация, касается промежуточной ста­
дии — молодости звезд с возрастом свыше 1 млн. лет.
Иначе говоря, теперь получены сведения о недостающем
звене, и уже ясен (хотя бы в общих чертах) весь эво­
люционный путь звезд от рождения до их смерти.
Важно подчеркнуть, что все это касается не только
теоретических расчетов, каждая теоретическая стадия
эволюции уже проверяется на основе астрофизических
наблюдений. Ну а применительно к Солнцу предостави­
лась уникальная возможность заглянуть в его прошлое
и выяснить, каковы были активность и другие его свой­
ства в тот момент, например, когда планеты еще только
зарождались.
Таким образом, речь дальше пойдет о молодости
звезд — очень интересном и активном периоде их жиз­
ни. А поскольку звездный магнетизм играет в эту эпоху
очень важную роль, то вольно или невольно будут за­
трагиваться и проблемы, касающиеся его природы.
6

КОРОТКО О ФИЗИКЕ СОЛНЦА
хромосфера, арочная структура короны,
локальные магнитные поля и солнечная активность

Для понимания дальнейшего изложения необходимо
хотя бы немного познакомиться с физикой процессов,
происходящих в солнечной атмосфере. Чтобы не прибе­
гать каждый раз к разъяснениям по различным пробле­
мам, рассмотрим здесь строение атмосферы и различные
проявления солнечной активности. Большее внимание,
естественно, уделим тем вопросам физики Солнца, ко­
торые используются (или начинают использоваться) для
истолкования явлений, происходящих на звездах, при
объяснении активности в их внешних атмосферах.
В центральных частях Солнца в результате ядерных
реакций превращения водорода в гелий (ядерного го­
рения водорода) выделяется громадная энергия, кото­
рую уносят фотоны жесткого электромагнитного излуче­
ния. Они путешествуют из центра наружу, многократно
рассеиваясь, и примерно за 1 млн. лет достигают рас­
стояния около 0,8
(где /?с — радиус Солнца). Даль­
нейшему же их продвижению будет мешать то, что
вследствие падения температуры полная ионизация во­
дорода (основного элемента Вселенной и Солнца тоже)
сменяется частичной, а такой газ сильно непрозрачен
для фотонов, переносящих основную энергию.
Поглощение фотонов приводит к нагреву газа, и по­
этому в вышележащих слоях развивается система кон­
вективных движений, т. е. перемещения вещества вдоль
радиуса Солнца. Причины появления конвекции здесь
те же, что и при появлении подобных движений в по­
ставленной па плиту кастрюле с жидкой рисовой кашей.
Правда, имеются и некоторые особенности, присущие
развитию явлений в газах. Во всяком случае, начиная
с расстояния около 0,8 /?с от центра и до почти самой
поверхности Солнца энергия, производимая ядерным го­
рением, переносится движущимися массами газа (явле­
ние солнечной грануляции и есть отражение этой кон­
векции).
В поверхностных слоях фотоны уже могут уносить
энергию прочь от звезды. Эти слои и есть наблюдаемая
фотосфера. Она излучает основную энергию в оптиче­
ском и так называемом ближнем инфракрасном (0,74—■
2,5 мкм) диапазонах. Спектр излучения является непрс7

рывным (без спектральных линий) и аналогичен спект­
ру излучения тела, нагретого до определенной темпера­
туры. Поэтому распределение энергии в непрерывном
спектре Солнца близко к тому, которое наблюдается в
спектре абсолютно черного тела.
Если приравнять поток излучения с единичной пло­
щади поверхности Солнца а Т' (что характерно для
излучения абсолютно черного тела), то этим можно оп­
ределить так называемую эффективную температуру
К, которая близка к реальной температуре
тех слоев фотосферы, откуда как раз и выходит наблю­
даемое излучение с непрерывным спектром. Во всяком
случае, различный цвет звезд на небе — голубой, бе­
лый, желтый, красный — связан именно с различной
температурой их фотосфер (от 20—30 до 2—3 тыс. К).
В фотосфере при переходе от глубоких слоев к по­
верхностным температура медленно уменьшается. Одна­
ко после достижения минимального значения (4000—
4500 К для Солнца) снова начинается рост температу­
ры. Это обстоятельство не может быть связано с на­
гревом фотосферы, ибо ни одно тело не способно своим
излучением нагреть другое до температуры большей, чем
его собственная. Поэтому требуется, чтобы существовал
некоторый источник нагрева внешних слоев, но его при­
рода. несмотря па усилия нескольких поколений астро­
номов, так и остается пока невыясненной до конца.
Атмосфера звезд, простирающаяся выше слоя с тем­
пературным минимумом, подразделяется на хромосферу
и корону. В хромосфере температура медленно растет
с увеличением расстояния от поверхности, но не превы­
шает 10 000 К. На Солнце протяженность хромосферы
составляет по высоте всего 1500 км, и в отдельных точ­
ках атмосферы вещество хромосферы в виде отдельных
струй со скоростью 20 км/с вторгается в солнечную ко­
рону. Эти струи — хромосферные спикулы — достига­
ют высот 6000 км, а иногда и 10 000 км.
Над хромосферой температура практически скачком
переходит к очень высоким значениям и удерживается
выше 1 млн. К на всем протяжении короны. Необходи­
мо, правда, подчеркнуть, что корональное вещество
чрезвычайно разрежено: если в 1 см3 фотосферы содер­
жится примерно 1017 частиц, а в хромосфере — 1013 ча­
стиц, то па малых высотах в короне имеется всего около
8

3• 108 частиц, и поэтому плотность вещества резко па.дает с удалением от края солнечного диска.
Напомним, что химический состав и физические ус­
ловия в атмосферах небесных тел астрономы опреде­
ляют но спектру излучения этих тел (главным образом
ио спектральным линиям). Спектр фотосферы содержит
около 30 000 темных линии, т. е. линий поглощения раз­
личных элементов, а спектр хромосферы с температурой
менее 10000 К —• линии излучения водорода (бальме­
ровская серия в видимой области и лаймановская в да­
леком
ультрафиолетовом
диапазоне,
100—200 нм,
и т. д.), линии гелия (с длинами волны 587,6 и 1083 нм),
ионизованного кальция (линии 1-1 и К), ионизованного
магния (линии 11 и к в ближней ультрафиолетовой обла­
сти — 200—400 нм).
Если заэкранировать излучение фотосферы — во вре­
мя затмений или при закрытии изображения фотосферы
«искусственной» Луной, — то эти линии будут видны
как яркие эмиссионные в спектре собственно излуче­
ния хромосферы. Самые нижние слои хромосферы мож­
но наблюдать не только вблизи края солнечного диска,
но и в проекции на этот диск: для этого при помощи
монохроматора или фильтра выделяют в спектре об­
ласть длин воли, соответствующую какой-либо из линий
излучения.
Вещество короны (точнее, электроны) рассеивает
солнечный свет. Поэтому когда фотосфера оказывается
закрытой Луной (во время затмения), наблюдается све­
чение около Солнца. Спектр этого свечения, так же как
и фотосферы, является непрерывным, по интенсивность
этого рассеянного излучения в миллион раз меньше фотосфериого из-за разреженности короны. Основная часть
излучения газа с температурой 1 млн. К приходится на
рентгеновскую область спектра: как излучение с непре­
рывным спектром, так и излучение в ряде линий мно­
гократно ионизованных элементов (железа, кислорода
и др.). В оптическом диапазоне это излучение горячей
плазмы также представлено несколькими эмиссионными
линиями (так называемыми запрещенными), излучае­
мыми только очень разреженными газами.
Поскольку фотосфера с температурой около 6000 К
практически не излучает в рентгеновском диапазоне,
снимки Солнца в этих лучах представляют собой фото­
графии собственно короны Солнца. Прогресс в наших
9

знаниях о Солнце как раз связан во многом с тем, что
рентгеновские наблюдения дали нам возможность изу­
чать корональные образования непосредственно на сол­
нечном диске (а не только на его краю), а также с ис­
пользованием более простых методов для определения
физических условий в этих слоях.
Ионизация газа в фотосфере незначительна. Однако
при переходе от фотосферы к более высоким слоям тем­
пература вещества становится больше, и, как и в более
глубоких слоях, вещество становится все в большей сте­
пени ионизованным, т. е. представляет собой плазму.
Проводимость (электропроводность) вещества при этом
растет, и электромагнитные явления, начиная с соответ­
ствующих слоев, определяют структуру и динамику ат­
мосферы.
В основном это связано с тем, что при высокой про­
водимости космической плазмы магнитные силовые ли­
нии сказываются как бы «вмороженными» в плазму,
движутся вместе с ней: движения вещества разрешены
вдоль силовых линий магнитного поля и затруднены по­
перек их.
Процессы переноса энергии (например, распростра­
нение тепла) также происходят вдоль силовых линий
магнитного поля. Причем в конвективной зоне, о кото­
рой говорилось раньше, происходит усиление слабых
магнитных полей, силовые линии которых образуют от­
дельные пучки (трубки), «всплывающие» на поверх­
ность. При выходе в фотосферу достаточно сильного вер­
тикального поля тормозятся горизонтальные движения
(поперек силовых линий) в конвективных ячейках, и пе­
ренос энергии конвекцией здесь уменьшается. В месте
выхода большой вертикальной магнитной трубки темпе­
ратура фотосферных слоев падает примерно на 2000 К,
поэтому и образуются темные солнечные пятна.
Структура магнитных полей на Солнце весьма слож­
на. Прежде всего можно выделить «квазиднпольпое» по­
ле всего Солнца с напряженностью близ полюсов около
1 Э. Знак поля около каждого из полюсов меняется
примерно каждые 11 лет, так что Солнце можно опре­
делить как магнитопеременную звезду с периодом око­
ло 22 лет.
Помимо этого слабого (фонового) ноля на гелиоцен­
трических широтах ±30°, в так называемой зоне коро­
левских широт, развиваются более сильные локальные
10

магнитные поля, занимающие области угловым диамет­
ром до около 4'. Появление этих локальных полей ПРИ"
водит к кардинальным изменениям структуры атмосфе­
ры па всех высотах такой активной области, или цент­
ра активности. Вид же хромосферы непосредственно над
пятном с угловым диаметром около Г напоминает кар­
тину расположения опилок на стекле над полюсом .маг­
нита. Различные ио величине пятна в группе соединя­
ются причудливыми светлыми и темными нитями.
Вся эта картина медленно изменяется, прерываясь,
однако, моментами внезапных бурных событий: выбро­
сами облаков плазмы, вспышками. Некоторые наблюда­
тели навсегда оказываются под впечатлением той непо­
вторимой панорамы явлений, развивающейся на про­
тяжении эволюции каждого индивидуального центра ак­
тивности и обусловленной влиянием магнитных полей
на движения и нагрев хромосферной и . корональпой
плазмы.
В фотосфере активная область проявляется как груп­
па пятен (иногда как изолированное пятно), окружен­
ная волокнами более ярких факелов (см. последнюю
страницу обложки). Магнитные поля пятен достигают
значений от 1200 Э (в самых малых образованиях —■
порах) до 4500 Э, и направление силовых линий практи­
чески перпендикулярно поверхности Солнца, причем в
факелах напряженность магнитного поля на порядок
меньше. Излучение же хромосферных слоев в активной
области (флоккуле) и в лежащей выше корональпой кон­
денсации усиливается в основном за счет увеличения
плотности плазмы па соответствующих уровнях внешней
атмосферы.
Процесс периодического появления активных обла­
стей на диске Солнца и называется циклом активности.
Его длительность составляет около 11 лет. Центры ак­
тивности имеют тенденцию объединяться в комплексы
на избранных «активных» гелиоцентрических долготах.
В эпоху, близкую к максимуму активности, пятна за­
нимают около 0,0015 миллионных долей полусферы, фа­
келы — примерно вдвое больше, флоккулы не очень ма­
лой яркости •— до 1 % площади полусферы (несколько
процентов площади солнечного диска).
Выходящие наверх магнитные поля определяют пе­
тельную (арочную) структуру внутренних слоев короны.
Системы арок отчетливо проявляются на снимках Солн11

Рис.. 1. Схематическое изо­
бражение короиальпых арок,
соединяющих «холмы» магнит­
ных полей противоположных
полярностей
(толщина арок
5—10 тыс. км, длина
10—
100 тыс. км). Плотные горячие
арки, располагающиеся непо­
средственно в активной обла­
сти, здесь пс показаны

ца, полученных в рентгеновских лучах. Обычно арки
соединяют «холмы» нижележащего магнитного поля
противоположной полярности, распространяясь от цент­
ра активности и оккупируя в два-три раза большую пло­
щадь (рис. 1). Горячие и более плотные арки с темпе­
ратурой вплоть до 10 млн. К лежат в непосредственной
близости от группы пятен (между ними, но не входя в
тень пятна) и не поднимаются выше высот 20—■
30 тыс. км.
Самый распространенный тин арок с температурой
2 млн. К и концентрацией частиц около 109 см 3 рас­
полагается на периферии центра активности. Иногда
активные области соединяются арками, простирающими­
ся вплоть до 1 /?с и даже пересекающими экватор.
Существует предположение, что вся внутренняя корона
(слои на высотах до '/< 7?с от края диска), т. е. не
только активные, но и спокойные области, представляет
собой совокупность арок.
Вопрос о том, почему основная часть корональной
плазмы оказывается заключенной в отдельные арочные
образования, так и не нашел пока своего решения. Сей­
час, пожалуй, ясен лишь механизм поступления веще­
ства в арку. Действительно, представим себе, что в ко­
рону вышло нижележащее магнитное иоле, и его сило­
вые линии заполнили все пространство над этой об­
ластью. Если же теперь в вершине какой-либо выделен­
ной трубки силовых линий случайно увеличится нагрев,
то в оба основания петли вдоль силовых линий будет
распространяться тепло, которое испаряет газ из ниже­
лежащих плотных слоев.
В устанавливающемся стационарном состоянии на­
грев уравновешивается излучением, уходящим из коро­
налыюй арки наружу, и потоком тепла вниз. Трубка с
12

большим по каким-либо причинам уровнем нагрева ока­
зывается более плотной из-за описанного выше про­
цесса испарения и начинает выделяться на общем фоне
рентгеновского излучения. Этот процесс является основ­
ным для образования корональных конденсаций — верх­
ней, короналыюй части центров активности.
Рентгеновские наблюдения показали, что физические
параметры — давление (р), температура (7) и длина
петель (7) фактически всегда связаны так называемым
соотношением подобия: Т~ (рА) '/3- Расчеты показыва­
ют, что это соотношение вполне согласуется с рассмот­
ренными представлениями об энергетическом балансе в
арке. Подробному же обсуждению этого соотношения
посвящено поистине бесчисленное количество теорети­
ческих работ.
Арочная структура является характерной особен­
ностью именно внутренней короны, простирающейся от
поверхности в высоту всего на 0,2—0,3
(140—210 тыс.
км). Эта высота примерно равна протяженности боль­
шой активной области на поверхности Солнца. При уда­
лении от источника магнитного поля вверх влияние поля
и усиленного нагрева уменьшается, и плазма оказыва­
ется подвержена влиянию в основном двух сил: давле­
ния горячего газа и тяготения.
Аналогично тому, как это свойственно земной атмо­
сфере. в короне устанавливается так называемое гид­
ростатическое равновесие: движения здесь практически
отсутствуют, а плотность вещества монотонно падает по
мере продвижения наружу. Однако при некотором уда­
лении от Солнца (на несколько его радиусов) сила тя­
жести значительно уменьшается. Давление горячего га­
за, уже не удерживаемого силой тяжести, стремится
увеличить объем, занимаемый этим газом, т. е. приво­
дит к расширению короны. Поэтому постепенно форми­
руется направленный наружу поток плазмы. Это и есть
солнечный ветер, который с 1960 г. непосредственно
регистрируется в межпланетном пространстве.
Причудливый вид солнечной короны, который наблю­
дается во время полной фазы затмений (рис. 2), объ­
ясняется взаимодействием магнитных полей и потоков
высокопроводящей плазмы. Очевидно, например, что ар­
ки образуются там, где есть два магнитных полюса,
т. е. где силовые линии являются замкнутыми. Магнптиое поле над этими областями часто препятствует фор13

Р и с. 2. Схематическое изображение солнечной короны в конце
июня 1973 г. На диске видны коропальная дыра, простирающаяся
от северного полюса через весь диск, и арки, заполненные плазмой
с температурой 2 млн. К. Сплошными линиями показаны такие же
арки за краем диска, а пунктиром -— более холодные арки Видны
также уходящие на большие расстояния коропальпые лучи белой
короны

мнрованию потока плазмы, истекающего наружу, т. е.
поперек силовых линий. Однако в обширных областях
короны силовые линии магнитного поля близ Солнца
могут быть разомкнутыми, а вернее, они замыкаются в
далеких просторах межпланетного пространства.
Эти области довольно неожиданно были обнаружены
на рентгеновских изображениях Солнца как протяжен­
ные темные участки — корональные дыры. Последнееобъясняется просто. Ведь различие между областями с
замкнутыми и открытыми силовыми линиями прежде
всего состоит в том, что из последних истечение типа
солнечного ветра может беспрепятственно выходить на­
ружу. Отток энергии (из-за ухода частиц) наружу при­
водит к уменьшению температуры, а кроме того, кон­
центрации частиц в корональных дырах также оказы­
ваются ниже средних. Все это и приводит к понижению
яркости таких участков на рентгеновских изображениях
Сол ица.
Дипольный характер общего магнитного поля Солн­
ца приводит к тому, что вблизи магнитных полюсов,
находящихся недалеко от точек пересечения оси враще14

магнитные

Рис. 3. Распределение меж­
планетного магнитного поля п
меридиональном разрезе. Уда­
ляющаяся от Солнца волни­
стая линия изображает гофри­
рованный токовый слой (мас­
штаб указан положением Зем­
ли)

ния с поверхностью Солнца, почти всегда имеются обла­
сти с открытой магнитной конфигурацией. Иначе гово­
ря, полярные шапки Солнца — это две-корональиые ды­
ры. Солнечный ветер «выносит» магнитное поле наружу,
н при этом северная полусфера межпланетного про­
странства оказывается заполненной полем одного знака,
а южная — другого (рис. 3).
Такое регулярное распределение межпланетного маг­
нитного поля сохраняется в течение ряда лет. Северный
и южный магнитные потоки в Солнечной системе оказы­
ваются разделенными поверхностью, по которой течет
ток (токовый слой). Вследствие ряда обстоятельств
плоская поверхность токового слоя искажается, «гоф­
рируется», а вращение Солнца закручивает силовые ли­
нии межпланетного магнитного поля в спираль. Пред­
полагают, что на расстоянии около 100 а. е. солнечный
ветер с «вмороженным» магнитным полем взаимодейст­
вует с межзвездной средой, образуя ударную волну.
Пока речь здесь шла о так называемых квазистационарных явлениях в солнечной атмосфере. Наблюдатель
изучает их развитие при помощи наземного инструмен­
та (в среднем по 12 ч в сутки летом, если позволяет по­
года) пли телескопа, установленного на борту спутни­
ка. Причем в течение многих часов на поверхности
Солнца либо вовсе ничего не меняется, либо эти изме­
нения происходят, но крайне медленно. Постоянно на­
блюдаются лишь причудливые движения в холодных об­
лаках — протуберанцах, плавающих в короне. Измене­
ние их подчас необычной формы вносит разнообразие
в эту статическую картину.
Однако на Солнце могут быстро, за секунды и ми­
нуты начать вдруг развиваться процессы, которые зача­
стую охватывают всю активную область как по площа­
ди (около 200 000 км), так и по высоте (от 200 000 км
15

до десятков солнечных радусов). В некоторых случаях
такие процессы, начавшись в одном центре активности,
могут продолжиться в другом. II наблюдателю прихо­
дится в десятки раз увеличивать частоту фотосъемки,
чтобы уследить за происходящими изменениями.
Наблюдаемые с помощью оптических инструментов
нестационарные процессы развиваются в хромосфере,
или, как говорят, происходят на уровне хромосферы.
Их можно наблюдать в лучах одной из линий водорода
или ионизованного кальция, излучаемых в 'этих слоях
(здесь эти слои уже непрозрачны в центрах указанных
линий и становятся наблюдаемыми). В частности, в лу­
чах первой линии из бальмеровской серии водорода На.
иногда (весьма редко) одновременно проявляются не­
сколько типов нестационарных процессов.
Развитие большой вспышки на Солнце согласно на­
блюдениям в хромосферной линии На начинается с по­
явления нескольких ярких точек в центре активности.
Эти точки располагаются вблизи так называемой ней­
тральной линии, которая разделяет области с противо­
положной полярностью магнитного поля и проходит
между пятнами с полями противоположной полярности.
В некоторых больших вспышках эти точки соединяются
по каждую из сторон нейтральной линии в длинные во­
локна, которые со временем резко расходятся. От нача­
ла вспышки до ее максимума, когда яркие волокна рас­
ходятся, проходит всего несколько минут. Затем яркие
волокна большой вспышки могут «гореть», постепенно
затухая, от 1 до 10 ч (см. раздел о вспышках).
Сложная структура магнитных полей в центрах ак­
тивности приводит к чрезвычайному разнообразию как
форм рассматриваемых Ыа-вспышек, так и особенностей
их развития во времени. Очень долго это не позволяло
делать какие-либо обобщения и разобраться хоть в ка­
ких-то сторонах этого явления. Определенный прогресс
в изучении вспышек был достигнут лишь благодаря вне­
атмосферным рентгеновским исследованиям, когда ста­
ло возможным прослеживать развитие вспышек не толь­
ко на уровне хромосферы. Оказалось, что основной очаг
энерговыделения вспышки сосредоточен в самых верх­
них слоях хромосферы пли в нижней короне. В этом
«котле» по причинам, пока остающимся загадочными,
происходят интенсивный нагрев газа и ускорение час­
тиц, причем настолько эффективно, что частицы уско16

ряются порою до релятивистских энергий, протекают
ядерпые реакции «при пролете» частиц, возникает излу­
чение в гамма-диапазоис и в линиях, соответствующих
возбужденному состоянию атомных ядер.
То, что наблюдается при этом в хромосфере, являет­
ся лишь «откликом» нижележащих плотных слоев атмо­
сферы на произошедший наверху «взрыв». В частности,
два волокна — это просто основания аркады петель, за­
полненной горячей плазмой и составляющей своеобраз­
ный коридор над нейтральной линией магнитного поля.
(Подробнее об этом будет сказано позже, в разделе, по­
священном вспышкам.)
Отметим здесь лишь то, что излучение обычной сол­
нечной вспышки представлено в оптическом диапазоне
линиями водорода, гелия и ионизованного кальция. Излу­
чение в этих линиях является типичным для хромосфер­
ных слоев. Излучение в линиях-'более тяжелых элемен­
тов (металлов), генерируемое нижними слоями хромо­
сферы, наблюдается лишь иногда в мощных вспышках.
II очень редко происходит усиление еще и оптического
излучения с непрерывным спектром, возникающего
вследствие того, что при вспышках образуются области
излучения с плотностью вещества, характерной для фо­
тосферы.
С 1859 г., когда впервые наблюдалось событие с не­
прерывным оптическим спектром — так называемая бе­
лая вспышка, зарегистрировано всего 50 таких явле­
ний. Белая вспышка характеризуется появлением одного
или нескольких ядер в окрестностях пятна или даже в
его полутени. Их угловые размеры составляют 1—3"
(в то время как площадь, охватываемая На-вспышкой, — в десятки раз больше). Можно сказать, что воз­
никновение белого свечения во время вспышки озна­
чает наибольшее по мощности энерговыделение при про­
исходящем процессе. С момента появления ядер до мак­
симума вспышки проходит несколько минут. Подобные
явления, как мы увидим дальше, развиваются и на по­
верхности других звезд.
С помощью работающих в космосе (до нескольких
месяцев) приборов, в которых тщательно экранирова­
лось яркое излучение фотосферы, были получены фото­
графии солнечной короны до весьма больших расстоя­
ний от поверхности Солнца —- 5—20 /?с- На большинстве
снимков лучистая структура внешних слоев короны оста1203—2

17

залась неизменной. Однако иногда, в годы высокой ак­
тивности, примерно одни раз в сутки наблюдались ги­
гантские выбросы, заполняющие в короне и межпланет­
ном пространстве сектор с раствором до 40°. Эти явле­
ния получили название коропальиых трапзиеитов.
Обычно скорость большого выброса быстро возра­
стает от 100 до 500 км/с на интервале расстояний от по­
верхности до 2 /?с, а далее остается примерно постоян­
ной. Около двух третей всех коропальиых трапзиеитов
связано с появлением гигантских коропальиых петель.
Причем выбрасывается вещество либо самой петли, ли­
бо всей области, ограниченной системой петель. Осталь­
ная одна треть коропальиых трапзиеитов возникает
вследствие серьезной перестройки структуры короны с
движениями вещества вдоль лучей. Большой транзиент
уносит в межпланетное пространство до 0,1 массы всей
солнечной короны и обладает энергией около 10-*2 эрг
(такая же энергия характерна для наиболее мощных
солнечных вспышек). Самая большая ГЭС на Земле —
Саяно-Шушенская — для выработки такой энергии дол­
жна была бы работать 500 млн. лет.
Происхождение этих явлений связано с перестройкой
магнитных полей во всем объеме корональной конден­
сации и с формированием движущейся наружу ударной
волны. Детали этих процессов в настоящее время ин­
тенсивно изучаются. Причем происходящие на Солнце
явления начинают наблюдаться сейчас и во внешних
атмосферах других звезд.
ПРОГНОЗЫ, ПРОГНОЗЫ...
переход от Солнца к звездам, конвекция
и нагрев плазмы во внешней атмосфере,
звездные ветры и охлаждение корон
Нам вспоминается середина 60-х годов, когда кос­
мическая техника делала первые шаги и, казалось, что
вот-вот появятся первые измерения излучения звездных
корон. Все окунулись в работу по прогнозированию по­
токов излучения и ожидаемых эффектов. Постановка
задачи была простой: есть объект — Солнце, о котором
«известно все»; строится по аналогии модель внешней
атмосферы звезды и т. д. Необходимо было лишь учесть
некоторые отличия конкретной звезды от Солнца. Уже
в начале нашего века важнейшие характеристики звезд
18

были выяснены. Основной из них является масса звезды,
заключенная в пределах от 0,1 до 100 Мс (где Л1С —
масса Солнца). Именно масса в основном определяет
полное количество энергии, излучаемое звездной фото­
сферой, а также светимость звезды. В то же время раз­
меры звезды определяются не только массой, но зави­
сят еще и от конкретного типа звезды.
Наибольшее число звезд располагается на диаграм­
ме спектр — светимость (диаграмме Герцшпрунга —
Рессела) на кривой, называемой главной последователь­
ностью. Спектр излучения звезд фактически определя­
ется температурой их поверхности: горячие звезды спек­
тральных классов О, В и А, традиционно называемых
ранними, имеют эффективные температуры поверхности
от порядка 40 тыс. К (класс О) до 10 тыс. К (класс
А), гогда как звезды поздних спектральных классов Р,
С. К и М являются более холодными. Соответственно
изменяются и цвета звезд — от голубого к белому и от
желтого к красному.
Радиусы звезд главной последовательности лежат в
интервале от 20 /?с для звезд наиболее ранних спект­
ральных классов до около 0,1 /?с для звезд самых позд­
них спектральных классов. Однако радиусы небольшого
числа звезд поздних классов достигают 10—100 /?с (так
называемые гиганты), а иногда и 1000 /?г: (сверхгиган­
ты). На диаграмме спектр — светимость они лежат вы­
ше главной последовательности, в области больших све­
тимостей. Громадные светимости этих звезд нс дают им
потеряться в просторах Вселенной, а звездное небо укра­
шают многочисленные представители этого типа звезд:
например, к ним относятся Бетельгейзе, Антарес. Арк­
тур — ярчайшие звезды в созвездиях соответственно
Ориона, Скорпиона и Волопаса.
Важно здесь отметить, что из-за различий в разме­
рах звезд сила тяжести на поверхности гигантов в де­
сятки раз, а на поверхности сверхгигантов примерно
в 1000 раз меньше значения этой величины на поверх­
ности Солнца.
Нагрев внешних слоев солнечной атмосферы можно
связать с потоком механической энергии, идущей из
верхней части конвективной зоны в подфотосферных
слоях. Теоретические расчеты показывали, что такая
конвекция близ поверхности может развиваться только
у звезд поздних спектральных классов, охватывая об­
19

ласть до 0,5 радиуса красных карликов (М) и выходя
ча поверхность у звезд спектрального класса Р. Из-за
сравнительно больших скоростей конвекции у поверхно­
сти звезд класса Е ожидались весьма значительными
как поток этой механической энергии, так и их внешние
атмосферы. Считалось также, что из-за заметного вра­
щения звезд более ранних классов (О, 13, А и Е) они
вследствие центробежных сил не смогут удерживать,
сколько-нибудь заметную внешнюю атмосферу.
Предсказание условий во внешних атмосферах звезд
основывалось на работе советского астрофизика С. Б.
Пикельнера. Им предполагалось, что, подобно условиям
и па Солнце, истечение частиц должно «термостатировать» звездную корону, т. е. ограничивать рост ее темпе­
ратуры даже при мощном нагреве. Иначе говоря, более
интенсивный нагрев должен увеличивать скорость дви­
жения всех частиц газа, и при этом все больше частиц
(самые быстрые из них) станут покидать корону звез­
ды. Связанные с этим потери энергии как раз и не по­
зволяют температуре короны подниматься выше опре­
деленной величины.
Фактически предположение С. Б. Пикельнера озна­
чало, что отношение потенциальной к кинетической энер­
гий газа постоянно как в случае солнечной, так и звезд­
ной корон. Остается одинаковым и распределение плот­
ностей в коронах Солнца и звезд, определяемое гидро­
статическим равновесием, хотя плотности вещества в
самой корове могли различаться в широких пределах.
Максимальная же температура короны звезды”опреде­
ляется по простой формуле:
М/Мс

где .'И и Я ■— масса и радиус звезды.
Первое предсказание теории сводилось к тому, что
у гигантов поздних спектральных классов и особенно
у сверхгигантов горячие короны должны отсутствовать.
Действительно, для этих звезд отношение М/К мало,
ибо массы не превышают 10 А4с для большинства рас­
сматриваемых объектов, а радиусы массивных звезд
очень велики. Указанная формула для Т поэтому при­
водит к низким значениям температур корон гигантов
и сверхгигантов.
Плотность внешних атмосфер можно также связать
20

с потоком механической энергии из конвективной зоиы.
Наибольшие скорости конвекции в поверхностных слоях
ожидались согласно теории конвекции в звездах спект­
рального класса Е5—СО, и соответственно внешние ат­
мосферы звезд таких спектральных классов (как гиган­
тов, так и карликов) должны быть наиболее мощными
и плотными.
На основании всех этих представлений, фактически
полученных по образу и подобию солнечной атмосферы,
были построены модели внешних атмосфер звезд и рас­
считаны потоки их излучения в коротковолновом и рент­
геновском диапазонах (отметим, что значению темпера­
туры 1 млн. К соответствует энергия фотонов около
0,3 кэВ. Светимость звездных корон, пропорциональ­
ная так называемой мере эмиссии