Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу << 13. Что же такое протозвезды? | Оглавление | 15. Заключение >>

Звёзды типа T Тельца

"Теоретики склонны относится к фактам "выборочно". Вспомним, что, как утверждают его современники, отец теоретической физики - "Сэр Исаак Ньютон всегда отдавал предпочтение версии, более подходящей для теории, которую он защищал".

В. Карцев "Ньютон"

Еще в начале нашего века вблизи некоторых темных туманностей были обнаружены звезды сравнительно позднего спектрального класса с яркими эмиссионными линиями водорода и ионизованного кальция. Но только в 1945 г. американский астрофизик А. Джой доказал, что эти звезды не экзотические аномалии, а новый класс объектов, природу которых еще предстоит выяснить. Джой не только дал название этому классу - звезды типа Т Тельца, но и указал, что искать новых представителей этого класса следует по наличию яркой эмиссионной линии водорода Нa. Фотографируя окрестности темных туманностей с помощью широкоуголъного телескопа, перед объективом которого была установлена стеклянная призма, превращающая изображение каждой звезды в коротенький спектр, американский астроном быстро обнаружил несколько десятков таких звезд.

В дальнейшем большой вклад в изучение нового класса звезд внес известный американский астрофизик Г. Хербиг, который сам обнаружил много новых звезд этого типа, а затем проанализировал все имеющиеся данные и в 1962 г. опубликовал первый сводный каталог содержащий основные параметры звезд типа Т Тельца. Хербиг уточнил предложенные Джоем критерии, на основании которых звезды следует относить к данному типу:

  1. спектральный класс от G до М,
  2. наличие в спектре эмиссионных линий водорода и ионизованного кальция,
  3. наличие аномально интенсивных эмиссионных линий нейтрального железа Fe I 4063 Å и Fe I 4132 Å, что является специфической особенностью данного типа звезд.

Как видим, критерии эти чисто спектроскопические, хотя большинство ярких звезд типа Т Тельца изменяет свой блеск и поэтому еще раньше их выделили в особую группу переменных звезд с быстрыми и неправильными колебаниями блеска - в так называемую группу орионовых переменных. Своим названием эта группа обязана тому факту, что ближайший крупный очаг звездообразования, где эти звезды наблюдаются в избытке, находится в созвездии Ориона. В дальнейшем оказалось, что группа орионовых переменных неоднородна, т. е. содержит объекты с весьма разнообразными свойствами, тогда как выделенный по спектральным критериям класс звезд типа Т Тельца, по-видимому, объединяет объекты одинаковой физической природы.

Прогресс в понимании эволюционного статуса звезд типа Т Тельца наметился очень быстро. Уже в конце 40-х годов советский астрофизик В. А. Амбарцумян, исходя из соображений звездной динамики, высказал предположение о недавнем рождении этих звезд. В пользу гипотезы В. А. Амбарцумяна свидетельствовала несомненная концентрация звезд типа Т Тельца вблизи темных газо-пылевых облаков. К тому же, наличие в спектрах этих звезд интенсивной линии поглощения лития Li I 6707 Å говорило об аномально большом обилии этого элемента, который должен быстро "выгорать" в звездах после начала термоядерных реакций.

Последние сомнения относительно эволюционного статуса звезд типа Т Тельца рассеялись после появления теории Хаяши. Расчеты показали, что в той области диаграммы спектр - светимость, где расположились звезды типа Т Тельца, как раз должны находиться молодые звезды с массой М < 3 М$_\odot$, еще не достигшие главной последовательности.

В те годы астрономам казалось, что быстро удастся выяснить и природу процессов, ответственных за наблюдаемые свойства молодых звезд. Однако и сейчас, спустя 40 лет после начала их пристального изучения, физика звезд типа Т Тельца остается предметом споров. В последнее время этим звездам ежегодно посвящается около сотни научных статей. Однако нужно признаться, что пока ситуация довольно точно описывается известной поговоркой: "Дальше в лес - больше дров". До сих пор применение новых методов исследования лишь увеличивало число нерешенных проблем.

Итак, что же мы знаем о звездах типа Т Тельца и что еще предстоит выяснить? Сейчас известно около 700 звезд этого типа. Основные сведения о них недавно опубликованы Г. Хербигом в виде третьего каталога молодых звезд. (Первый каталог, как мы уже говорили был опубликован в 1962 г., а второй - десять лет спустя.) Большая часть этих звезд - около 66%, относится к спектральному классу К, примерно 30 % - к спектральному классу М, а остальные - к классу G.
Распределение энергии в спектрах двух звезд типа Т Тельца
Рис. 14.1. Распределение энергии Еl (Вт м2Å-1) в спектрах двух звезд типа Т Тельца и звезды главной последовательности спектрального класса К5. Для удобства сравнения кривые сдвинуты вдоль оси ординат относительно друг друга на произвольную величину.

Значительная часть звезд типа Т Тельца имеет избыточное излучение в голубой и инфракрасной областях непрерывного спектра по сравнению со звездами главной последовательности тех же спектральных классов. Из рис. 14.1 видно, что величина избытков в коротковолновой области спектра может существенно изменяться от звезды к звезде. Примерно у 10 % звезд интенсивность избыточного излучения в континууме столь велика, что фотосферные линии поглощения вообще не наблюдаются.

Однако основная особенность спектров этих звезд - наличие сильных эмиссионных линий. В оптическом диапазоне это прежде всего линии бальмеровской серии водорода (Ha, Hb, Hg и т. д.) и ионизованного кальция Ca II 3968 и 3934 Å (так называемые, Н и К линии Ca II). Из них наиболее интенсивная линия - Ha ( g = 6563 Å ). В астрономии интенсивность спектральных линий принято характеризовать эквивалентной шириной, т. е. шириной полосы непрерывного спектра в окрестности линии, в которой излучается столько же энергии, сколько в самой линии. Так вот, у некоторых звезд типа Т Тельца (например, RU Волка, XZ Тельца, Lk Ha-197) эквивалентная ширина линии Ha, превышает 200 Å. Это означает, что в одной линии излучается несколько процентов от общей светимости звезды! На рис. 14.2 показана относительная численность звезд с различной эквивалентной шириной линии Ha. Эта гистограмма построена на основе наблюдений М. Коэна и Л. Кухи. Число звезд с малой эквивалентной шириной здесь, скорее всего, занижено, поскольку их труднее обнаруживать.
Относительная численность звезд типа Т Тельца
Рис. 14.2. Относительная численность звезд типа Т Тельца с различной эквивалентной шириной линии Ha. Гистограмма построена по данным для 356 звезд.

Кроме линий водорода и кальция в спектрах звезд типа Т Тельца присутствуют эмиссионные линии и других элементов: Fe I, Fe II, Na I, He I, ... Как правило, у звезд с более интенсивной линией Ha наблюдается большее число и разнообразие эмиссионных линий других элементов, причем интенсивность этих линий в среднем пропорциональна интенсивности линии Ha. Но следует подчеркнуть, что у каждой отдельной звезды поток в линии Ha может меняться со временем, и при этом линии с разными потенциалами возбуждения могут вести себя по-разному. Вероятно, это свидетельствует о сильной стратификации физических условий, в областях формирования эмиссионного спектра.

Особо следует сказать о линиях Fe I 4064 и 4132 Å, наличие которых, по Хербигу, служит одним из классификационных признаков. На рис. 14.3 показана часть схемы энергетических уровней Fe I. Из нее видно, что интересующие нас линии возникают при переходе с общего верхнего уровня y3F30. Этот же верхний уровень соответствует другой спектральной линии железа, возникающей при переходе с уровня a3F4; длина ее волны равна 3969,26 Å, что всего на 0,8 Å превышает длину волны линии Са II Н. Из-за поглощения атомами железа квантов, излученных в широком крыле интенсивной линии Са II Н, уровень y3F30 оказывается аномально населенным, что приводит к повышению яркости линии Fe I 4064 и 4132 Å. Такой механизм возбуждения называется флуоресцентным.
Часть схемы энергетических уровней атома железа Fe I
Рис. 14.3. Часть схемы энергетических уровней атома железа Fe I.

Таким образом, наличие в спектре звезды сравнительно ярких линии Fe I 4064 и 4132 Å обусловлено большой шириной линии Са II Н. Отметим здесь, что флуоресцентные линии железа Fe I 4064 и 4132 Å наблюдаются в спектрах солнечных вспышек, во время которых резко возрастают ширина и интенсивность линии Са II Н.

Как мы уже видели, у большинства молодых звезд эмиссия в линии Ha (а следовательно, и в линии Са II Н) не очень велика, и поэтому в их спектрах флуоресцентные линии железа не наблюдаются. Более того, даже у звезд с развитым эмиссионным спектром флуоресцентные линии Fe I могут на время исчезать, вероятно, вследствие уменьшения ширины и/или интенсивности "накачивающей" их линии кальция. Таким образом, нет основания считать наличие указанных линий железа одним из признаков принадлежности к звездам типа Т Тельца, как это ранее делал Хербиг.

Однако такое утверждение порождает ряд проблем. Как известно, у звезд более горячих, чем звезды спектрального класса G, железо в фотосфере полностью ионизовано, поэтому линии Fe I вообще не могут наблюдаться. По-видимому, именно это обстоятельство и побудило в свое время Хербига ограничиться при отборе звезд типа Т Тельца только поздними спектральными классами, т. е. сравнительно холодными звездами. Но наряду с ними в областях звездообразования наблюдаются молодые звезды более ранних спектральных классов - Ае и Be звезды Хербига с эмиссионными линиями в спектре (здесь е = emission). Их известно сейчас около шестидесяти и по наблюдательным проявлениям они во многом сходны со звездами типа Т Тельца. Естественно возникает вопрос: связано ли деление молодых звезд на две группы с исторической традицией или оно отражает реальные различия в их физике и эволюции? Подробнее мы обсудим эту проблему ниже, а здесь отметим, что ответа на поставленный вопрос пока нет.

Вернемся теперь к самому факту наличия интенсивных эмиссионных линий в спектрах звезд типа Т Тельца. Из теории звездных атмосфер известно, что линейчатый абсорбционный спектр, характерный для звезд главной последовательности, обусловлен уменьшением температуры наружу во внешних (фотосферных) слоях звезды. Следовательно, присутствие эмиссионных линий в спектрах молодых звезд указывает на то, что у этих звезд над фотосферой располагаются области с более высокой температурой, по-видимому, ответственные также и за наблюдаемое избыточное излучение в коротковолновом диапазоне непрерывного спектра.

Наличие над фотосферой слоев более горячего газа - явление достаточно распространенное в мире звезд. В частности, в солнечной фотосфере температура уменьшается с высотой вплоть до 4200 К, а затем начинает возрастать в хромосфере и далее в короне, достигая значения 2 106 К. Первые попытки дать теоретическое объяснение инверсии температуры в солнечной атмосфере были предприняты в конце 40-х, начале 50-х годов.

В основе этих теорий лежало предположение о том, что турбулентное движение газа в верхних слоях конвективной зоны возбуждает звуковые волны. Выходя наружу, в разреженную атмосферу звезды, звуковые волны увеличивают свою амплитуду и становятся ударными. После этого они быстро затухают, отдавая свою энергию окружающему газу. Происходит это там, где атмосфера звезды уже совершенно прозрачна и не поглощает идущее снизу электромагнитное излучение. Поэтому поток звуковых волн является основным источником нагрева разреженного газа над фотосферой звезды.

Охлаждение же разреженного газа происходит в основном за счет излучения, причем излучательная способность хромосферного газа тем выше, чем больше его плотность и температура. Если волновое нагревание хромосферы происходит более или менее равномерно по всей ее толщине, то для равномерного ее охлаждения в условиях уменьшающейся наружу плотности газа его температура должна возрастать в этом же направлении. Так объяснялось существование слоя с инверсной температурой над фотосферой.

Хромосферу Солнца удается наблюдать в моменты полного затмения, когда не видна яркая фотосфера. В остальное же время хромосфера в оптическом диапазоне проявляет себя весьма слабо: чуть ли не единственным признаком ее существования является наличие в центре глубоких линий поглощения Н и К Са II небольших эмиссионных пиков. Однако не будем забывать, что светимость хромосферы равна мощности звуковых волн, генерируемых в конвективной зоне. А теория Хаяши предсказывает, что у звезд типа Т Тельца должны быть протяженные конвективные зоны, скорость движения вещества в которых заметно превосходит скорость конвекции на Солнце. С другой стороны, физики знают, что мощность генерации звуковых волн (W) сильно зависит от скорости движения вещества (vт): при изотропно турбулентном движении W ~ vт5. Таким образом, вполне естественной выглядела гипотеза, согласно которой избыточное излучение в коротковолновой области и мощный эмиссионный спектр звезд типа Т Тельца обусловлены горячим газом их хромосфер. В пользу этого предположения говорило и сходство спектров ярчайших звезд этого типа со спектром солнечной хромосферы, наблюдаемым во время затмений. Отметим, правда, что Ае и Be звезды Хербига, как более массивные, не должны по теории Хаяши иметь мощных конвективных зон, поэтому объяснить их избыточное излучение с помощью хромосферной гипотезы не представлялось возможным.

В дальнейшем, однако, оказалось, что разработать детально хромосферную модель для молодых звезд не так-то просто. Прежде всего выяснилось, что даже для Солнца не удается объяснить нагрев хромосферы затуханием в ней чисто акустических волн. Дело в том, что по ряду причин, в частности, из-за явления рефракции звуковые волны не в состоянии проникнуть в верхние слои хромосферы. Вместе с тем, в солнечной атмосфере могут переносить энергию не только звуковые волны, но и волны иных типов: магнитозвуковые, альвеновские, гравитационные (аналогичные волнам на поверхности воды). В них кроме газового давления существенную роль играют сила тяжести и электромагнитное взаимодействие. Но при попытках создать теорию этих процессов возникло множество проблем, связанных с описанием распространения различных типов волн и перераспределения энергии между ними. В результате астрофизикам не удалось построить сколько-нибудь надежную теорию волнового нагрева даже для Солнца, не говоря уже о молодых звездах.

Ситуация еще более усложнилась после запуска в 1979 г. рентгеновской обсерватории "Эйнштейн": после проведенных с ее помощью наблюдений возникли сомнения в том, что теория волнового нагрева применима вообще. Причиной для сомнения послужило то, что согласно этой теории среди объектов главной последовательности наиболее мощные короны должны быть у звезд спектрального класса G, а наблюдения указывали на более холодные карлики: именно у них нагрев атмосферы происходит наиболее эффективно. Когда это обнаружилось, теоретики принялись искать альтернативные источники разогрева хромосферы и короны. Высказывалась, в частности, гипотеза о том, что выделение тепла в верхних слоях звездных атмосфер происходит из-за протекания электрического тока, вызванного индукцией магнитного поля, которое генерируется в конвективной зоне и затем всплывает к поверхности звезды.

Несмотря на то, что хорошей теории нагрева хромосфер долго создать не удавалось, ясно было, что исходной причиной существования хромосфер является наличие у звезд конвективной зоны. А значит, не было оснований сомневаться и в том, что хромосферы существуют и у звезд типа Т Тельца. Но вот беда - никак не удавалось построить самосогласованную модель, в которой распределение плотности и температуры получалось бы из решения соответствующих уравнений гидростатического равновесия и теплового баланса. Поэтому в 70-х годах появились работы, авторы которых пытались в рамках хромосферной модели подобрать такое распределение плотности и температуры с высотой, которое позволило бы объяснить наблюдаемые спектры молодых звезд. В общих чертах им удалось воспроизвести наблюдаемые интенсивности линий железа и бальмеровской серии водорода, а также избыточное излучение в континууме. Но при этом теоретические профили эмиссионных линий, как правило, получались совершенно непохожими на наблюдаемые. Чтобы понять причину этого, давайте немного подробнее обсудим, как формируются профили эмиссионных линий в спектрах молодых звезд.
Схематическое изображение формы профилей водородных линий
Рис. 14.4. Схематическое изображение формы профилей водородных линий: типичный вид линии Ha в спектрах "классических" звезд типа Т Тельца (а, б); характерный профиль типа "обратного P Лебедя" для линий Hb, Hg,... в спектрах звезд типа YY Ориона (в).

Форма профилей эмиссионных линий у звезд типа Т Тельца весьма разнообразна, причем наибольшее разнообразие наблюдается у линий бальмеровской серии водорода (рис. 14.4). Вообще говоря, вид профиля изменяется от линии к линии, от звезды к звезде и у каждой линии меняется со временем. Это указывает на сильную стратификацию и нестационарность физических условий в области формирования линейчатого излучения и создает серьезные трудности при попытке построить модель надфотосферных областей. Ситуация на сегодняшний день кажется настолько сложной, что астрономы даже не берутся моделировать оболочки каких-то конкретных звезд, а мечтают о создании модели хотя бы для "типичной", "средней" звезды типа Т Тельца. Что же предстоит объяснить в рамках такой усредненной модели?

Прежде всего - большую ширину эмиссионных линий, которая для бальмеровской серии водорода по уровню нулевой интенсивности достигает несколько сотен километров в секунду1). В рамках гидростатической модели, т. е. при отсутствии сильных газовых течений, такая ширина линий может быть следствием их большой оптической толщи, иначе говоря большого числа рассеяний, которые испытывают кванты прежде, чем выйти за пределы хромосферы.

Дело в том, что квант, поглощенный движущимся атомом, а затем вновь им излученный, изменяет свою частоту (это следует из законов сохранения энергии и импульса, когда меняется направление полета кванта). Если учитывать только тепловое движение атомов, то при однократном рассеянии изменение частоты невелико. Однако, чем больше рассеяний испытывают кванты, тем сильнее "расползается" профиль линии. Наглядным примером действия этого механизма уширения служат линии поглощения Н и К Са II в спектре Солнца: за счет колоссальной оптической толщи их ширина по уровню половинной интенсивности превышает 1000 км/с.

Как мы уже знаем, в хромосферной модели удалось воспроизвести наблюдаемую интенсивность бальмеровских линий. Однако у звезд с большой интенсивностью и шириной этих линий оптическая толща оказывалась столь велика, что в центре расчетного профиля линии Ha возникал абсорбционный провал. Кроме того, при описанном выше механизме уширения, линии должны иметь форму, симметричную относительно центральной длины волны. Однако у звезд с большой шириной бальмеровских линий этого как раз не наблюдается, и потому сейчас принято считать, что большая ширина и асимметричная форма профилей эмиссионных линий в спектрах молодых звезд вызваны крупномасштабными движениями вещества в их надфотосферных слоях, приводящими к доплеровскому расширению линии.

Однако ширина линий у молодых звезд довольно велика, поэтому излучающий их газ должен двигаться со скоростями, превышающими 100 км/с. Что же заставляет его двигаться столь быстро? Нужно учесть, что линейчатый спектр водорода обычно формируется в газе с температурой ~104 K. При этом скорость звука в нем »10 км/с, т. е. на порядок меньше той, которая оценивается по ширине линии. Может ли сравнительно холодный газ так эффективно ускоряться? Законы газодинамики указывают, что даже при адиабатическом расширении газа в пустоту, когда его тепловая энергия полностью переходит в энергию направленного движения, скорость расширения газа не может превысить скорость звука более, чем в 3 раза. Такой скорости (»30 км/с) явно недостаточно для объяснения ширины линий. Значит, необходим дополнительный источник энергии.

В 1964 г. американский астрофизик Л. Кухи предположил, что в хромосферах звезд типа Т Тельца непрерывно происходят взрывные явления, аналогичные солнечным вспышкам, в результате чего в окружающее пространство выбрасывается горячее вещество со скоростью ~100 км/с. Выброшенный газ образует расширяющуюся оболочку и остывает до температуры ~104 K. В этой оболочке и происходит формирование эмиссионных линий. Сделав ряд упрощающих предположений, в частности, о сферической симметрии и изотермичности оболочки, а также о квазистационарном характере движения вещества в ней, Кухи рассчитал ожидаемые в такой модели профили линий водорода. Оказалось, что они такие же, как у известной звезды Р Лебедя, эмиссионные линии которой имеют яркий пик и относительно широкую депрессию в континууме со стороны фиолетового крыла линии. Их внешний вид столь характерен, что обычно их так и называют - профили типа Р Cyg. У некоторых молодых звезд с развитым эмиссионным спектром бальмеровские линии действительно имеют профили такой формы (см. рис. 14.4 б). Подобрав параметры модели, Кухи в ряде случаев удалось добиться поразительно точного совладения теоретических профилей с наблюдаемыми.
Рис. 14.5. Зависимость, показывающая, какая доля звезд типа Т Тельца имеет возраст менее величины, указанной на оси абсцисс.

Расчеты американского ученого произвели большое впечатление на астрономов и с тех пор принято считать, что звезды типа Т Тельца постоянно теряют вещество в виде расширяющейся оболочки. По оценкам Кухи темп потери массы M º dM/dt = 4pr2rv; (где r и v - плотность и скорость движения вещества на расстоянии r от звезды) для этих звезд должен быть ~10-8 M$_\odot$ / год. Это очень большое значение: если принять, что молодые звезды на стадии Т Тельца проводят ~107 лет (рис. 14.5) и имеют массы М ~ 1 M$_\odot$, то оказывается, что за счет истечения они должны потерять значительную часть своей массы. Такое "похудение" звезды должно было бы проявиться в изменении формы треков молодых звезд на диаграмме Герцшпрунга - Рессела и, как следствие, в изменении вида диаграмм спектр - сведимость молодых звездных скоплений, что, однако, противоречит наблюдениям.

Более того, теперь имеются наблюдения, которые противоречат исходному предположению об интенсивной вспышечной активности молодых звезд. Точные измерения блеска звезд указывают на отсутствие микропеременности на малых временных интервалах, а наблюдаемые редкие вспышки большой амплитуды явно не в состоянии обеспечить необходимый темп истечения вещества.

Таким образом, пришлось отказаться от модели разгона "холодного" (Т ~ 104 K) газа за счет взрывных явлений. Но может быть сгустки "холодного" газа могут возникать в горячей стационарной короне, истекающей наружу как солнечный ветер? Ведь при корональной температуре (T >~ 106 K) скорость звука, а следовательно, и скорость разлета газа должна быть как раз >~ 100 км/с. Расчеты, выполненные в середине 70-х годов советскими астрофизиками, показали, что образование более холодных и плотных сгустков в корональном газе возможна за счет, так называемой, тепловой неустойчивости. Но для этого плотность газа в хромосферах и коронах молодых звезд должна на два-три порядка превышать соответствующие значения в атмосфере Солнца. А это означало, что молодые звезды должны быть источниками мощного рентгеновского я ультрафиолетового излучения.

В конце 70-х годов на околоземную орбиту были выведены два астрономических спутника: НЕАО-В для наблюдения рентгеновского излучения и IUE для наблюдения в ультрафиолетовом диапазоне. В соответствии с предсказанием от звезд типа Т Тельца было обнаружено мощное излучение в жестком ультрафиолете (1100 - 3000 Å) и в рентгене (2-6 кэВ). Однако вскоре выяснилось, что количественно объяснить результаты наблюдений, пользуясь лишь аналогией с верхней атмосферой Солнца, весьма непросто, если вообще возможно.

В ультрафиолетовых спектрах звезд типа Т Тельца были обнаружены линии ионов высокой степени ионизации, таких как Si III, Si IV, C III, C IV, N V, для существования которых необходима температура ~105 Подобные линии наблюдаются и в спектре верхних слоев хромосферы Солнца, но у молодых звезд их интенсивность оказалась невероятно велика: например, звезда RU Волка превосходит Солнце по светимости в линии C IV 1549 Å почти в миллион раз.

Аналогия с Солнцем требовала, чтобы при столь мощных хромосферах молодые звезды обладали коронами со светимостью в рентгеновском диапазоне >= 1033 эрг/с. Однако наблюдения этого не подтвердили: у одних звезд рентгеновское излучение вообще не было зарегистрировано, а у других его мощность оказалась в тысячу раз меньше ожидаемой. Более того, наблюдаемый жесткий спектр и сильные колебания интенсивности рентгеновского излучения позволяли предположить, что его источником являются не постоянно существующие области с корональной температурой, а процессы взрывного характера возможно, аналогичные солнечным вспышкам.

К середине 80-х годов удалось показать, что дефицит рентгеновского излучения нельзя объяснить поглощением жестких квантов в околозвездной оболочке. Иными словами, стало ясно, что мощных корон у молодых звезд нет. Пытаясь объяснять этот факт в рамках хромосферной гипотезы, несколько астрофизиков независимо и почти одновременно предложили модель "теплого" ветра. Согласно ей, разгон газа до скорости ~100 км/с происходит уже в хромосфере за счет давления альвеновских и/или магнитозвуковых волн. Расширение хромосферы со столь большой скоростью должно приводить к охлаждению газа, препятствуя образованию областей с корональной температурой.

Следует отметить, что все модели "теплого" ветра являются феноменологическими: нагрев и разгон вещества волнами описывается в них с помощью макроскопических уравнений магнитогидродинамики со свободными параметрами. Построение модели для конкретной звезды сводится, таким образом, к соответствующему подбору свободных параметров, в число которых входят плотность газа, напряженность магнитного поля, характерная длина затухания волн и т. п. Но до сих пор для моделей этого типа не построена микроскопическая теория, которая позволила бы ответить на вопросы: возможны ли при заданных физических условиях подобранные в модели значения свободных параметров, и почему не наблюдается разгон плазмы волновым давлением в атмосфере Солнца?

Итак, попытки объяснить феномен звезд тина Т Тельца в рамках хромосферной модели пока не привели к успеху. Вместе с тем все больше астрофизиков склонны видеть причину экзотических свойств молодых звезд не в наличии у них мощных хромосфер, а во взаимодействии звезды с остатками родительской туманности. Идея эта появилась давно - еще в 40-х годах, однако всерьез ее начали обсуждать лишь 30 лет спустя, когда появились первые экспериментальные доказательства падения вещества на поверхность одиночных звезд. В основном они были получены, благодаря наблюдениям М. Уолкера, который обнаружил, что примерно у 5 % звезд типа Т Тельца линии бальмеровской серии, начиная с Hb, имеют профили, обратные P Cyg, т.е. депрессия в континууме расположена не с голубой, а с красной стороны от эмиссионного пика. С теоретической точки зрения профили такого типа (см. рис. 14.4 б) должны возникать при аккреции сферической оболочки на центральную звезду. Учитывая это обстоятельство, Уолкер предложил выделить найденные им звезды в особый подкласс, прототипом которого стала звезда YY Ориона.

Вначале казалось, что открытие Уолкера не противоречит хромосферной гипотезе: просто звезды типа YY Ориона - это наиболее молодые звезды, на которые, в отличие от остальных звезд типа Т Тельца, не успели до конца упасть остатки протозвездного облака. Но, во-первых, выяснилось, что по положению на диаграмме Герцшпрунга - Рессела эти звезды не отличаются от остальных молодых звезд, а во-вторых, оказалось, что у многих "классичеких" звезд типа Т Тельца, например, у RW Возничего, профили водородных линий время от времени приобретали вид, характерный для звезд типа YY Ориона. Появились и первые теоретические модели, в которых эмиссионный спектр формировался во внутренней части аккрецирующей оболочки.

Среди этих моделей нужно особо отметить модель, предложенную в 1974 г. Д. Линден-Беллом и Дж. Принглом. Опираясь на теорию, развитую советскими астрофизиками Р. А. Сюняевым и Н. И. Шакурой, английские теоретики предположили, что на звезды типа Т Тельца происходит аккреция вещества из газо-пылевого диска, окружающего звезду. Нельзя сказать, что эта работа осталась совсем незамеченной, но в то время хромосферная гипотеза считалась наиболее естественной и привлекательной. Лишь к середине 80-х годов под напором новых наблюдательных фактов теория дисковой аккреции оказалась в центре внимания большинства астрофизиков.
Распределение энергии в спектре одной из звезд типа Т Тельца
Рис. 14.6. Распределение энергии в спектре одной из звезд типа Т Тельца по сравнению со звездой главной последовательности спектрального класса К5. Спектры смещены вдоль оси ординат на произвольную величину.

Что же заставило астрономов так радикально изменить взгляд па природу процессов, происходящих вблизи поверхности молодых звезд? Прежде всего - результаты инфракрасных наблюдений. Уже в 60-х годах было известно, что наряду с избыточным излучением в коротковолновом диапазоне у молодых звезд имеется избыток излучения и в инфракрасной области спектра по сравнению со звездами главной последовательности тех же спектральных классов (рис. 14.6). Другой важный факт - заметная поляризация излучения звезд типа Т Тельца и Ae, Be звезд Хербига.

Интерпретация этих фактов никогда не вызывала трудностей, поскольку из расчетов коллапса следовало, что в окрестности молодых звезд должны в той или иной мере сохраняться остатки вещества исходного протозвездного облака. Входящая в это вещество пыль должна частично поглощать свет звезды и переизлучать его в инфракрасном диапазоне. Это легко решает проблему длинноволновых избытков, а рассеяние света на пылинках продолговатой формы позволяет объяснить его поляризацию.
Кривая блесна DF Tau
Рис. 14.7. Кривая блесна DF Tau в спектральных диапазонах U, В и V. Кривая для фильтра U смещена вдоль оси ординат на 2m. По оси абсцисс отложена фаза, т. е. время в долях периода изменения блеска.

Со временем накапливается все больше аргументов в пользу того, что пылевые оболочки у молодых звезд имеют уплощенную, дисковидную форму. Правда, аргументы эти пока косвенные. Например, у некоторых звезд типа Т Тельца время от времени возникают периодические колебания блеска с типичным периодом около 3 суток (рис. 14.7). Вероятно, причиной этих колебаний является появление на поверхности звезды обширной области, аналогичной солнечным пятнам или факелам. При этом вращение звезды вокруг оси приводит к периодическим колебаниям видимого блеска. Определив таким образом период осевого вращения звезды и зная ее радиус, нетрудно найти скорость вращения на экваторе (v0). С другой стороны, анализируя профили линий поглощения, можно найти величину v0sin i, где i - угол наклона оси вращения звезды к направлению на наблюдателя. Правда, анализ профиля линий поглощения у таких слабых звезд, как звезды типа Т Тельца, дело очень сложное. Но все же к настоящему времени астрономы смогли определить v0 и v0sin i примерно у двух десятков звезд, а значит, найти для них величину i. В частности, у самой Т Тельца i » 10 , значит, мы видим эту звезду почти с полюса.

Довольно легко можно доказать, что если оси вращения звезд ориентированы относительно наблюдателя случайным образом, то к нему чаще будут обращены экваториальные области звезды, чем полярные. Однако среди наблюдавшихся молодых звезд нет ни одной, у которой был бы угол i > 70 . Отсюда следует важный вывод: вблизи экваториальной плоскости молодых звезд имеется дискообразная пылевая оболочка, которая, поглощая свет звезды, не позволяет нам увидеть ее при наблюдении сбоку.

Насколько такая аргументация убедительна, предоставляем судить самим читателям. Заметим лишь, что подобного рода косвенных аргументов в пользу гипотезы о существовании газо-пылевых дисков вокруг молодых звезд накопилось уже немало. Не следует также забывать и предсказание теории, согласно которой в процессе коллапса вращающегося протозвездного облака неизбежно должна формироваться дискообразная оболочка. Наконец, уместно вспомнить и нашу Солнечную систему: поскольку орбиты всех планет лежат почти в одной плоскости, резонно предполагать, что и протопланетное облако имело форму диска.

Одним словом, большинство астрономов убеждено сейчас в том, что молодые звезды окружены газо-пылевыми (протопланетными?) дисками. Внешняя граница этих дисков простирается на десятки, а иногда и на сотни астрономических единиц от звезды, а внутренняя удалена от нее не более, чем на несколько звездных радиусов. Каждый элемент диска движется вокруг звезды под действием силы тяготения с круговой скоростью v = (GM / r)1/2. При этом угловая скорость меняется с расстоянием (w ~ v/r ~ r3/2), а значит, между слоями возникает сила трения. В результате должна происходить дисковая аккреция, при которой внутренние слои диска тормозятся внешними и стремятся упасть на звезду. А падение вещества должно приводить к выделению энергии и вызывать наблюдаемые эффекты.

Возникла идея - а не может ли дисковая аккреция объяснить существование горячих областей над фотосферами молодых звезд? Вскоре она оформилась в следующую картину. В зависимости от исходного углового момента коллапсирующего облака вокруг молодой звезды формируется более или менее массивный аккреционный диск. Вплоть до внутренней границы энергетический баланс диска определяется выделением тепла из-за трения соседних слоев и отводом этой энергии наружу в виде инфракрасного излучения. При этом температура вещества в диске убывает от (2 ¸ 3) 103 К на внутренней границе до десятков кельвинов на периферии. Толщина диска быстро увеличивается с удалением от центра, и поэтому он может перехватывать заметную часть излучения звезды.

Вблизи поверхности звезды вещество диска движется до круговой орбите со скоростью около 200 км/с, тогда как скорость вращения самой звезды на порядок меньше. Значит, чтобы осесть на поверхность звезды, вещество диска должно погасить свою избыточную скорость. Оценки показывают, что торможение происходит в узком пограничном слое вблизи поверхности звезды. В этом слое кинетическая энергия орбитального движения превращается в тепло, создавая вдоль экватора звезды кольцо газа, нагретого до ~104 K.

Расчеты спектра излучения кольцевой переходной зоны неплохо воспроизводят наблюдаемое распределение энергии в спектрах некоторых звезд типа Т Тельца. При этом удается объяснить и большую ширину эмиссионных линий: она обусловлена доплеровским уширением профиля за счет орбитального движения вещества. Отметим, что при таком подходе нет принципиальной разницы между звездами типа Т Тельца и Ae, Be звездами Хербига, поскольку не учитывается роль магнитного поля звезды.

В середине 80-х годов появились работы, в которых сделана попытка объяснить поведение фуоров в рамках теории дисковой аккреции, не привлекая гипотезу Хаяши о всплеске светимости при выходе ударной волны в поверхностные слои звезды.
Медленная вспышка
Рис. 14.8. "Медленная вспышка", обнаруженная у звезды EX Волка в середине 50-х годов.

Например, выяснилось, что фуор V 1057 Cyg до его вспышки, произошедшей в 1970 г., наблюдался в оптическом диапазоне и выглядел как типичная звезда типа Т Тельца. А ведь согласно модели Хаяши до вспышки протозвезда должна быть крайне холодным объектом, излучающем лишь в далеком ИК-диапазоне. Кроме того, сравнительно медленное увеличение блеска (хотя и с меньшей амплитудой) неоднократно наблюдалось у многих звезд типа Т Тельца, после чего они возвращались в исходное состояние (рис. 14.8).

Повторяемость крупномасштабных вспышечных явлений у звезд типа Т Тельца, а также ряд спектральных особенностей фуоров привели к гипотезе о том, что всплески светимости вызваны временным повышением темпа аккреции вещества (M) из окружающего звезду газо-пылевого диска. Предполагается, что темп аккреции у фуоров может достигать величины М ~ 10-4 M$_\odot$/год. При этом внутренняя часть диска как бы переполняется веществом и становится очень толстой. Такой диск сильно экранирует центральную звезду, и мы видим излучение не столько самой звезды, сколько суммарное излучение различных слоев диска, нагретых до разной температуры.

Так что же, основные проблемы, связанные с наблюдательными проявлениями молодых звезд, можно считать, в принципе, решенными? Увы, нет. Прежде всего пока не удалось воспроизвести наблюдаемые профили эмиссионных линий. А значит, нет ответа на вопрос - в чем разница между звездами типа YY Ориона и остальными звездами типа Т Тельца; ведь их положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела не различается. В модели дисковой аккреции остается также открытым вопрос о природе высокотемпературных (Т >~ 2 104 К) областей у звезд типа Т Тельца. И наконец, не ясно, каков механизм потери массы у молодых звезд?

Последний вопрос заслуживает особого внимания. Поскольку в модели дисковой аккреции движение вещества со скоростями свыше 100 км/с происходит по круговым орбитам, то большая ширина эмиссионных линий уже не является указанием на наличие звездного ветра. Однако за последнее десятилетие накопилось множество других фактов, свидетельствующих о бурном истечении вещества из окрестностей молодых звезд. Начнем их описание с результатов наблюдений в радиодиапазоне.

Повышение чувствительности приемной аппаратуры н увеличение размеров антенн позволило во второй половине 70-х годов зарегистрировать в сантиметровом диапазоне излучение от звезд типа Т Тельца на уровне >~10 mJy2)). По-видимому, это радиоизлучение имеет тепловую природу и связано с протяженной (~103 а. е.) оболочкой из ионизованного газа с температурой ~104 K. Пытаясь объяснить форму спектра радиоизлучения, астрономы обнаружили, что эта оболочка должна расширяться, а вызванная этим потеря массы звездой оказывалась M >~ 10-8 M$_\odot$/год.

Чуть позже в оптическом диапазоне были получены еще более прямые указания на разлет ионизованного газа. Давно уже было известно, что в спектрах примерно трети звезд типа Т Тельца присутствуют, так называемые запрещенные линии кислорода [0I] 6300 Å и ионизованной серы [S II] 4069 Å, 4076 Å, которые могут возникать лишь в газе с температурой Т ~ 104 К и плотностью менее чем 105 см-3. Появление новых крупных телескопов и замена фотопластинок высокочувствительными полупроводниковыми приемниками света (ПЗС-матрицы) позволило в начале 80-х годов исследовать профили запрещенных линий с высоким разрешением.
Профиль запрещенной линии кислорода
Рис. 14.9. Профиль запрещенной линии кислорода [О I] 6300,3 Å в спектре звезды DF Tau (а); схема, позволяющая объяснить форму профиля: непрозрачный пылевой диск загораживает газ, летящий от наблюдателя (б). У двух максимумов указана лучевая скорость газа в км/с.

Посмотрите на рис. 14.9 а. Смещение длины волны линии [OI] 6300 Å по сравнению с лабораторным значением нельзя объяснить иначе, чем результатом доплеровского сдвига, а следовательно, мы имеем прямое указание на движение ионизованного газа со скоростью порядка 100 км/с. Существенно, что мы видим лишь газ, движущийся к нам: на это указывает голубое смещение линий. Поскольку это наблюдается у всех изученных звезд, о случайном совпадении не может быть и речи. Объяснение этому скорее всего следующее: движение газа имеет радиальный характер, но мы видим лишь обращенную к нам область течения, другую половину загораживает непрозрачный пылевой диск (рис. 14.9 б). Кстати, вот и еще одно косвенное подтверждение гипотезы о пылевом диске.

В начале 80-х годов с помощью ПЗС-матриц удалось получить изображения окрестностей молодых звезд с высоким угловым разрешением (~1"). Вблизи некоторых звезд были обнаружены струи ионизованного газа (см. рис. 11.9) с такой же температурой и плотностью, как найденные из анализа запрещенных линий и радиоконтинуума. Длина струй порядка 1017 - 1016 см, а поток массы в них от 10-10 до 10-9 M$_\odot$/год. Не совсем ясно, что является источником ионизации газа в околозвездных оболочках. Если ионизация вызвана ультрафиолетовым излучением звезды, то нетрудно вычислить, что светимость молодых звезд в этом диапазоне (l < 912 Å) должна составлять несколько процентов от полной светимости звезды. Но это чудовищно большая величина - у звезд главной последовательности аналогичных спектральных классов светимость в ультрафиолетовом диапазоне на много порядков меньше. В свое время это обстоятельство считалось сильным аргументом в пользу теории мощных хромосфер, однако времена меняются и происходит переоценка некоторых идей.

Между тем, появляются все новые факты, говорящие о разлете вещества из окрестности молодых звезд. Радиоастрономы обнаружили у некоторых звезд анизотропное, а в ряде случаев - биполярное движение молекулярного газа: речь идет об упоминавшихся ранее СО-потоках. Оценки показывают, что ежегодно каждая из подобных звезд выбрасывает в окружающее пространство свыше 10-8 M$_\odot$ холодного (Т ~ 10 К} вещества, летящего со скоростью свыше 10 км/с (см. табл. 11.3).

Природа молекулярных потоков, по-видимому, такова. Звездный ветер молодых звезд, сталкиваясь с остатками родительского протозвездного облака, передает свой импульс холодному веществу, выметая его из окрестности звезды. Правда, количественный анализ покызывает, что объяснить наблюдаемую интенсивность молекулярных потоков разлетом только первоначально ионизованного газа невозможно. К тому же, анализ ИК-спектра водорода показывает, что наряду с ионизованным газом в окрестности молодых звезд имеется и значительное количество нейтрального водорода. Первоначально считалось, что этот газ входит в состав дисков, но решая проблему ускорения молекулярных потоков, пришлось предположить, что наряду с разлетом ионизованного газа существует не менее интенсивный звездный ветер из нейтрального водорода.

И вот совсем недавно поступило сообщение о том, что радионаблюдения на волне 21 см, кажется, подтверждают существование потоков нейтрального водорода. Этот вывод носит пока предварительный характер, поскольку очень трудно выделить интересующий нас газ на фоне гигантского количества нейтрального водорода, заполняющего области звездообразования. Поэтому вряд ли сейчас стоит говорить о количественных характеристиках "атомарного" звездного ветра. Ясно лишь, что вещество в "нейтральном" ветре более холодное и плотное, чем в потоке ионизованного газа, а скорость движения "холодного" ветра в несколько раз меньше, чем "горячего".

Подведем итог. Сейчас нет сомнения, что молодые звезды являются источниками мощного ветра, в результате которого из ближайших окрестностей звезды ежегодно уносится свыше 10-8 М$_\odot$ газа. Если предположить что продолжительность стадии, на которой молодые звезды интенсивно теряют массу, составляет ~3 106 лет, то получается, что за время своей бурной молодости звезда теряет значительную часть своей начальной массы. Однако такая возможность по ряду причин выглядит маловероятной. Куда более привлекательной представляется идея о том, что вещество теряется не самой звездой, а окружающим ее диском.

Все больше астрономов приходят к убеждению, что в окрестности молодых звезд мы наблюдаем сложную картину: в экваториальной плоскости звезды происходит дисковая аккреция, а в направлениях, перпендикулярных плоскости диска, вещество улетает от звезды. Что же заставляет падающее вещество изменить направление своего движения? Окончательного ответа на этот вопрос пока нет. Однако нам представляется, что основную роль в этом должно играть магнитное поле звезды.

Дорогой читатель, ты должен знать, что авторы сейчас с трудом удерживаются перед искушением широкими мазками нарисовать картину взаимодействия крупномасштабного магнитного поля звезды с веществом аккреционного диска. Лихо жонглируя понятиями радиус коротации, альвеновский радиус, потенциальный барьер центробежных сил, полярная аккреционная колонка, перезамыкание силовых линий на границе магнитосферы, и наконец, сверхкритическая светимость в холодном газе, мы могли бы на ближайших двух-трех страницах кавалерийским наскоком "разрешить" все проблемы физики молодых звезд и "объяснить" все, что до сих пор представлялось загадкой.

Однако мы решаем этого не делать. Возможно, потому, что в нашей памяти всплыл эпизод, имевший место несколько лет назад на одном из научных семинаров в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга, где мы работаем. После эмоционального выступления докладчика, убежденно отстаивавшего свой вариант теоретической интерпретации новейших наблюдательных данных, кто-то из слушателей неожиданно спокойно и как-то даже задушевно спросил: "Ну, хорошо, Коля, а Вы дадите руку на отсечение, что Вы правы?" Столь резкий переход от абстрактной научной полемики к конкретной проблеме членовредительства заставил докладчика задуматься, и через минуту красноречивого молчания он признался: "Нет, и пальца не дам."

В самом деле, сколько раз уже казалось, что та или иная астрофизическая модель объясняет все или почти все наблюдения. Но проходило время и "почти все" превращалось в "практически ничего". К тому же теория взаимодействия замагниченных звезд с аккреционным диском на сегодняшний день не доведена до уровня конкретных моделей, позволяющих сравнивать теоретические предсказания с результатами наблюдений. И поэтому мы вынуждены наступить на горло собственной песне, точнее, гимну новой модели, горячими сторонниками которой являются, как минимум, половина авторов этой книги.

Единственный аргумент, который мы приведем в пользу новой теории, носит общий характер: в зависимости от параметров звезды, магнитного поля и аккреционного диска следует ожидать большого разнообразия физических условии и процессов в окрестности молодых звезд. Но именно об этом и свидетельствуют многолетние наблюдения, и именно это обстоятельство становилось камнем преткновения для многих теорий прежде.

1) С помощью известного выражения для эффекта Доплера Dl = l0v / c можно произвольный интервал длин волн Dl выражать в единицах скорости. Удобство такого выбора единиц в том, что величина Dl перестает зависеть от l0.

2) 1 mJy (1 миллиянский) - единица спектральной плотности потока излучения, принятая в радиоастрономии: 1 mJy = 10-3Jy = 10-29 Вт / (Гц м2).



<< 13. Что же такое протозвезды? | Оглавление | 15. Заключение >>

Публикации с ключевыми словами: Протозвезды - звездообразование
Публикации со словами: Протозвезды - звездообразование
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [4]
Оценка: 3.0 [голосов: 92]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования