Звездный ветер P Лебедя

Введение

Эта работа посвящается 400-летию открытия самой знаменитой из звезд, активно теряющих вещество.
18 августа 1600 г. голландский картограф и математик Виллем Блау обнаружил в Лебеде новую звезду. В XVII в. её блеск дважды возрастал до 3-й и падал до 6-7-й величины, но сначала XVIII в. менялся мало и до сих пор остается близким к 5-й величине. В 1886 г. Пикеринг привлек внимание к необычному спектру P Лебедя.
В спектрах большинства звезд наблюдаются линии поглощения, абсорбции (в них интенсивность излучения ниже уровня излучения в непрерывном спектре), а в спектрах туманностей и некоторых звезд с протяженными оболочками – линии излучения, эмиссии. В спектре P Лебедя почти все линии абсорбционно-эмиссионные. Их профили так и называют: “профили типа P Лебедя”.

ЗВЕЗДНЫЙ ВЕТЕР

Известно, что Солнце принадлежит к так называемым звездам главной последовательности. С точки зрения современной теории эволюции звезд главную последовательность образуют звезды, однородные по химическому составу (за исключением, может, их центральных областей), в недрах которых происходят термоядерные реакции превращения водорода в гелий. По мере исчерпания ядерного горючего (водорода) в центральных областях звезды ее внешняя оболочка начинает медленно расширяться, а внутренние области — сжиматься, приводя к возрастанию температуры и плотности в центре звезды. При этом светимость и размеры звезды во много раз превышают значения, которые были у нее, когда она находилась на стадии главной последовательности. Такие звезды называются гигантами, или сверхгигантами.
Дальнейшая судьба звезды зависит от массы: чем массивнее звезда, тем больше должно быть давление в ее центральной части (чтобы уравновесить вес вышележащих слоев), а, следовательно, и температура. У звезд с массой >=0,5 Мc температура при сжатии внут­ренних областей повышается настолько, что становятся возможными термоядерные реакции превращения гелия в углерод. Последующая эволюция таких звезд весьма индивидуальна и зависит от множества факторов, но все же главным из них является масса звезды. Под действием давления излучения с поверхности подобных звезд-сверхгигантов постоянно "дует" звездный ветер.
ЗВЕЗДНЫЙ ВЕТЕР - истечение вещества из звезд; термин возник по аналогии этого явления с солнечным ветром. Причиной звездного ветра может быть значительный нагрев звездных атмосфер (подобно нагреву короны у Солнца) или давление излучения. У звезд красных гигантов потеря массы за счет звездного ветра может достигать 10-5 – 10-3 Мc в год и заметно влиять на их эволюцию. Поэтому потеря массы из-за звездного ветра играет существенную роль в дальнейшей эволюции звезды и требует особого внимания.
Судьба мало массивных звезд (с массой < 0,5 Mc) намного проще. Поскольку центральная температура в этом случае не может повыситься до значения, необходимого для ядерного горения гелия, такая звезда после исчерпания водорода будет медленно сжиматься,  и остывать, пока не превратится в холодный гелиевый карлик. От массы зависит не только дальнейшая эволюция звезд главной последовательности, но и их внутреннее строение. Как уже говорилось, с увеличением массы звезды повышается температура в ее центральной области, в результате чего возрастает интенсивность термоядерных реакций, служащих источником энергии. По этой причине, чем больше масса звезды, тем выше ее светимость на стадии главной последовательности. Как оказалась, температура поверхности также возрастает с массой.
В случае звезд главной последовательности внешняя конвективная зона начинается в той области звезды, где температура достаточно мала, чтобы там, в заметном количестве начали встречаться нейтральные атомы, водорода. Вследствие этого, чем выше поверхностная температура звезды, тем ближе к поверхности должна начинаться конвективная зона. Теоретические расчеты указывают на то, что у звезд главной последовательности спектрального класса F0 и ранее (соответственно с массой около 1,5 Mc и более) внешняя конвективная зона практически отсутствует. Поскольку наличие внешней конвективной зоны является, в конечном счете, причиной существования у Солнца хромосферы, короны и солнечного ветра, можно ожидать, что и звездам главной последовательности более поздних спектральных классов, чем F0, свойствен звездный ветер. Косвенным указанием на наличие хромосферы у таких звезд могут быть некоторые особенности в их спект­рах. Так, у ряда звезд главной последовательности спектрального класса М на фоне многочисленных линий поглощения в спектре видны эмиссионные линии водорода и кальция, что свидетельствует о наличии горячих надфотосферных слоев. В спектрах звезд главной последовательности спектральных классов G и К яркие эмиссионные линии отсутствуют, однако в центральной части широких линий поглощения ионизованного кальция обнаруживаются эмиссионные пики. По-видимому, образование этих спектральных особенностей вызвано наличием звездных хромосфер, во всяком случае, именно так объясняется наличие аналогичных эмиссионных компонентов у абсорбционных линий Солнца. У нескольких десятков звезд главной последовательности спектральных классов G и К были обнаружены заметные вариации хромосферной активности, напоминающие по своему характеру солнечные. Более продолжительные ряды наблюдений, возможно, позволят в будущем выявить периодичность этой активности, подобно 11-летнему солнечному циклу. Качественно новые возможности изучения звездных хромосфер открылись в связи с запуском спутников, оснащенных аппаратурой, которая позволяет исследовать излучение звезд в далеком ультрафиолетовом диапазоне. На спектрограммах звезд главной последовательности поздних спектральных классов были обнаружены эмиссионные линии С IV, Si IV, N V, возникающие при температуре порядка 105 К. По всей видимости, у этих звезд наблюдается излучение верхней хромосферы и переходного слоя.
Примечательно, что хромосферная эмиссия не обнаружена у звезд главной последовательности более ранних классов, чем F2. Это хорошо согласуется с тем, что у звезд главной последовательности более ранних классов, чем F0, нет поверхностных конвективных зон.
Поскольку нетепловая энергия, генерируемая в конвективной зоне, должна, в конечном счете, вся высветиться, представляет интерес сравнить наблюдаемую мощность излучения звездных хромосфер с результатами теоретических расчетов, сделанных на основе предположения о нагреве верхней атмосферы только акустическими волнами. Скудность наблюдательных данных пока не позволяет сделать какие-либо окончательные выводы, но предварительные оценки показывают, что мощности акустических волн, по-видимому, не хватает для поддержания наблюдаемой светимости звездных хромосфер, и поэтому, как и в случае Солнца, важную роль должны играть и другие источники нагрева.
Запуск в 1978 г. спутника «Эйнштейн» («HEAO-2»), оснащенного рентгеновским телескопом, уникальным по чувствительности и угловой разрешающей способности, позволил впервые достоверно зарегистрировать рентгеновское излучение от корон, окружающих звезды главной последовательности поздних спектральных классов. Наиболее интересным и неожиданным оказалось открытие мощных корон у звезд спектрального класса МV. Например, анализ данных, полученных спутником «Эйнштейн», показывает, что ближайшая к нам звезда — Проксима Центавра — имеет корону с температурой около 3,5-106 К. Светимость этой звезды в рентгеновском диапазоне составляет 2-10-4 от ее полной светимости (0,005 Lc), что нельзя объяснить нагревом верхней атмосферы звезды только акустическими волнами. Поскольку нетепловая энергия, генерируемая в конвективной зоне, должна, в конечном счете, вся высветиться, представляет интерес сравнить наблюдаемую мощность излучения звездных хромосфер с результатами теоретических расчетов, сделанных на основе предположения о нагреве верхней атмосферы только акустическими волнами. Скудность наблюдательных данных пока не позволяет сделать какие-либо окончательные выводы, но предварительные оценки показывают, что мощности акустических волн, по-видимому, не хватает для поддержания наблюдаемой светимости звездных хромосфер, и поэтому, как и в случае Солнца, важную роль должны играть и другие источники нагрева. Предварительный анализ показывает, что наблюдаемые характеристики рентгеновского излучения Проксимы Центавра невозможно согласовать с предположением об однородной сферически симметричной конфигурации ее короны. Однако относительное согласие получается, если допустить, что корона этой звезды имеет строение, аналогичное крупномасштабной структуре внешних областей Солнца. В последнем случае наблюдаемое рентгеновское излучение генерируется относительно плотным веществом, расположенным внутри областей с замкнутой конфигурацией магнитного поля, занимающих сравнительно небольшую долю общей поверхности звезды (около 20%). Нагрев плазмы внутри подобных структур может осуществляться за счет диссипации электрического тока, текущего вдоль силовых линий магнитного поля, что и объясняет сравнительно высокую светимость Проксимы Центавра в рентгеновском диапазоне.
На определяющую роль магнитного поля в физических процессах, протекающих в атмосферах красных карликовых звезд, по-видимому, указывает и явление вспышечной активности, характерное для этих звезд. Время от времени блеск красных карликов за несколько десятков секунд может возрасти в несколько раз, что напоминает солнечные хромосферные вспышки, но относительно более мощные по своему проявлению. В настоящее время большинство астрофизиков считают, что как у Солнца, так и у вспыхивающих звезд вспышки обусловлены локальными процессами, протекающими в хромосфере, в ходе которых происходит быстрая перекачка энергии магнитного поля в тепловую с последующим ее высвечиванием.
В соответствии с общими представлениями о физике возникновения звездных хромосфер и корон было бы естественно ожидать, что у разных звезд главной последовательности одинакового спектрального класса мощность рентгеновского и ультрафиолетового излучения должна быть примерно одинакова. Однако уже обнаружены звезды главной последовательности, которые имеют одинаковый спектральный класс, но мощность их коронального излучения в рентгеновском диапазоне отличается на 1,5—2 порядка. Возможно, это связано с тем, что мы наблюдаем звезды на различной стадии их активности. Известно, например, что в годы минимума солнечной активности отношение рентгеновского потока к полному потоку Солнца составляет примерно 10-6, а в годы максимума (в частности, в 1980 г.) — 5* 10-5. При этом полная светимость Солнца в течение 11-летнего цикла практически постоянна.
Ранее уже говорилось, что сам факт существования горячей короны (Т ~ 106 К) должен свидетельствовать о наличии звездного ветра. Наблюдения в рентгеновском диапазоне в принципе могут обеспечить нас достаточной информацией об основных параметрах движущейся плазмы. В частности, температуру вещества вблизи основания короны можно определить по форме спектра рентгеновского излучения звезды. В то же время величина рентгеновского потока зависит от количества излучающих атомов (ионов), что позволяет определить плотность корональной плазмы.
Проведенные в самое последнее время наблюдения еще не до конца обработаны, однако уже можно с уверенностью сказать, что наличие звездного ветра у звезд главной последовательности поздних спектральных классов (позднее F0) является доказанным. Механизм, приводящий к истечению вещества из атмосфер этих звезд, по-видимому, аналогичен солнечному и связан в конечном итоге с наличием внешней конвективной зоны.
Горячие звезды ранних спектральных классов. Тем не менее, это не означает, что звезды, у которых отсутствует конвекция во внешних слоях, не могут иметь разлетающейся оболочки. Более того, хронологически первыми были получены наблюдательные свидетельства о существовании истечения вещества из атмосфер звезд как раз ранних спектральных классов. Еще, в 1927 г. Б. Билс показал, что наблюдаемая у звезды Р Лебедя форма эмиссионных спектральных линии, обусловлена расширением оболочки, в которой формируется излучение в этих линиях.
Рассмотрим данный процесс более подробно. Как известно, спектр излучения горячего газа представляет собой совокупность непрерывного излучения (континуума), на фоне которого видны яркие эмиссионные линии. Спектры такого типа характерны для облаков межзвездного газа, нагреваемого излучением расположения неподалеку ярких звезд. Однако в спектрах самих звезд в основном наблюдаются линии поглощения на фоне непрерывного излучения. Появление этих, абсорбционных линий объясняется тем, что на пути излучения, идущего из внутренних областей, находится более холодный газ - звездная фотосфера.
Хотя излучаемый данным атомом (ионом) квант света имеет строго определенную частоту, на реальных спектрограммах профиль линии имеет симметричную колоколообразную форму. Это происходит потому, что излучение частиц, участвующих в хаотическом тепловом движении, имеет за счет эффекта Доплера чуть большую (или меньшую) частоту для атомов, движущихся к наблюдателю (или от наблюдателя), чем частота излучения атомов, которые движутся перпендикулярно к лучу зрения.
Рассмотрим, каков же будет профиль одной из таких линий, если вокруг звезды существует сферически симметричная газовая оболочка, однородно расширяющаяся наружу со скоростью V. Разберем наиболее часто встречающийся случай, когда эта оболочка прозрачна для непрерывного излучения, но не прозрачна в частотах, со­ответствующих наиболее сильным (при данных физических условиях) спектральным линиям.
На рис. 1, а показано, что излучение из областей левее линии AA1 и правее линии ВВ1 будет дополнять излучение самой звезды и приводит к появлению эмиссионного пика. Его полуширина равна Δ λд = λ0 Va /с, где с — скорость света, λ0 — несмещенная длина волны рассматриваемой линии, a Va = V(1 — r/R)1/2 — направленная к наблюдателю (от наблюдателя) составляющая скорости расширения газа в точках А и В (A1 и B1). Задняя, т. е. удаляющаяся от нас, часть оболочки (A1B1) загораживается звездой и не видна наблюдателю, и, следовательно, с «красной» стороны эмиссионная линия ограничена длиной волны λ1 = λ0 + λд.
Передняя же часть оболочки (АВ), наоборот, загораживает звезду. Как правило, возбуждение оболочки происходит за счет поглощения квантов, испускаемых самой звездой.

Рис. 1а. Схема, поясняющая формирование профилей спектральных линий в расширяющейся оболочке (а), и наблюдаемый у звезды Р Лебедя вид линии пятикратно ионизованного кислорода OVI (1038 А), расположенной в ультрафиолетовой области спектра (б).

Но лишь часть квантов, поглощаемых на длине волны спектральной линии, переизлучается в исходном направлении, остальная же часть рассеивается во все стороны и не достигает наблюдателя (в то время как излучение в соседних участках спектра свободно проходит сквозь оболочку).
Таким образом, формируется линия поглощения, а поскольку вещество в оболочке удаляется от звезды, то поглощение излучения фотосферы будет происходить на длине волны, несколько меньшей λ0.
При этом минимальная длина волны, на которой поглощается излучение звезды, равняется λ2 = λ0 — λ0V/c.
Результирующий профиль спектральной линии, получивший название профиля типа Р Лебедя (по названию звезды в созвездии Лебедя), изображен на рис. 1, б.
Зависимость интенсивности спектральной линии от длины волны позволяет оценить как скорость расширения оболочки V (по величине λ2), так и ее относительный размер r/R (по величине λ2), поскольку от него зависит величина Δ λд.

Рис. 1б. Поток излучения в той или иной длине волны выражен в величине потока в континууме в непосредственной близости от линии. На нижней горизонтальной оси отложены скорости, вычисленные из соотношения v = с (λ —λ0)/λ0

Правда, следует учесть, что реальная оболочка может и не быть сферически симметричной и расширяться в различных местах с разной скоростью. Однако качественно вид профиля при этом не будет меняться: наличие плотной расширяющейся оболочки вокруг звезды приводит к появлению спектральных линий, имеющих эмиссионный пик и абсорбционный компонент в их коротковолновой части.
Линии с таким профилем наблюдаются в оптическом диапазоне спектра у значительной части сверхгигантов спектральных классов О и В и у ряда звезд главной последовательности, называемых звездами класса Оf. Для этих звезд характерны высокая светимость (>= 104 Lc) и большая температура поверхности (>15000 К), при которой водородный газ становится практически полностью ионизованным. Наиболее интенсивные линии поглощения в спектре подобных звезд принадлежат нейтральному или однократно ионизованному гелию и возникают в фотосфере, тогда как менее интенсивные линии водорода и некоторых других химических элементов имеют профиль типа Р Лебедя и образуются в более холодной расширяющейся оболочке.
Анализ формы спектральных линий только в видимой области спектра у сверхгигантов класса О и В и, звезд главной последовательности класса Of дает оценку скорости расширения их оболочек в пределах от 100 до 500 км/с (для различных звезд). В случае самой звезды Р Лебедя скорость расширения оценивается в 200 км/с, что существенно меньше скорости ускользания (второй космической скорости) с поверхности этой звезды (около 600 км/с). Однако, так как характер спектра Р Лебедя никоим образом не указывает на возвращение вещества обратно к звезде, можно предположить, что в более высоких слоях звездной атмосферы вещество разгоняется до достаточно больших скоростей. Это подтверждается различными значениями скорости расширения, определяемыми по разным спектральным линиям, причем, как оказалось, чем больше поглощающая способность в той или иной линии, тем большее значение скорости расширения получается из анализа профиля линии. Последнее объясняется тем, что меньшее поглощение позволяет наблюдателю увидеть более глубокие слои атмосферы звезд. В частности, так как оболочки звезд практически прозрачны для непрерывного излучения, то последнее должно непосредственно испускаться; с поверхности звезды.
Хотя в спектрах рассматриваемых звезд наблюдаются линии водорода и других химических элементов с относительно невысокой степенью ионизации, температура в оболочке звезды все же достаточна велика и физические условия наиболее благоприятны для того, чтобы там возбуждалось излучение многократно ионизованных ионов углерода, азота, магния. В основном это излучение приходится на ультрафиолетовую область спектра. Сравнительно высокое содержание этих ионов должно приводить к сильной непрозрачности оболочки звез­ды на длинах волн, соответствующих таким линиям, и поэтому исследование коротковолновой области спектров позволяет получить сведения о самых внешних слоях звездных атмосфер.
Первые наблюдения горячих звезд в ультрафиолетовом диапазоне были выполнены в середине 1960-х годов группой астрофизиков под руководством Д.Мортона с помощью аппаратуры, установленной на ракетах. Все обнаруженные сильные линии в ультрафиолетовых спектрах звезд оказались типа Р Лебедя. Профиль их абсорбционных компонентов соответствует скоростям движения газа до 3500 км/с, что не только подтверждает идею об ускорении вещества в оболочке, но и определенно указывает на потерю массы из атмосфер горячих звезд. Наблюдаемые скорости движения плазмы значительно больше скорости распространения звуковых волн, как и в случае солнечного ветра, что дает основание и здесь употребить термин «звездный ветер».
У всех звезд спектральных классов О и В со светимостью свыше 2*104 Lc был обнаружен звездный ветер, даже у тех из них, которые не имеют линий с профилем типа Р Лебедя в видимой области спектра. Особенно мощное истечение вещества наблюдается у звезд типа Вольфа-Райе, отличительной чертой которых является наличие эмиссионных линий азота и углерода в видимой области спектра.
Особенность звездного ветра, «дующего» из горячих звезд, заключается в том, что температура движущегося газа в этом случае не превосходит фотосферную и равна примерно (1-4)*104К, причем плотность вещества достаточно велика. В этом заключается основное отличие от солнечного ветра, где температура короны на три порядка выше фотосферной, а плотность низкая. Последнее обстоятельство обусловливает и малое значение величины потери массы Солнцем— около 10-14 Mc в год.
По современным представлениям возникновение звездного ветра у ярких звезд раннего спектрального класса связано с давлением света, а не с наличием конвективной зоны, как у Солнца и ему подобных звезд. Поэтому представляет интерес подробнее рассмотреть процесс взаимодействия вещества с излучением, происходящий в оболочках звезд спектральных классов О и В.
По современным представлениям квант электромагнитного излучения с частотой v обладает энергией Eф = hv и импульсом pф = Eф /с = h v/c, где h — постоянная Планка, а с — скорость света. При поглощении квант передает атому свой импульс, и в результате атом приобретает скорость va = pф / mА и одновременно переходит в возбужденное состояние. Примерно через ~108 с атом спонтанно возвращается в исходное (невозбужденное) состояние, испуская квант излучения с той же частотой v. Если при этом квант был испущен в первоначальном направлении, то суммарный импульс, получаемый атомом, должен быть равен нулю.
Однако гораздо более вероятно, что он будет испущен в другом направлении, и тогда атом в результате получит дополнительный импульс отдачи. Суммарный импульс данного атома p = pпогл - ротдачи перераспределяется в оболочке звезды при последующих его столк­новениях с другими частицами газа. Вследствие равновероятности излучения кванта в любом направлении среднее значение импульса отдачи для всей газовой оболочки равняется нулю. Но если некоторый объем газа облучается преимущественно с одной стороны, то за счет передачи исходного импульса квантов частицам газ начнет двигаться в соответствующем направлении.
Очевидно, что этот механизм эффективен лишь в том случае, если имеется достаточное количество квантов высоких энергий, а это как раз характерно для звезд спектральных классов О и В, у которых светимость велика и максимум распределения энергии в спектре приходится на ультрафиолетовый диапазон, соответствующий согласно соотношению pф = hv/c и большому значению импульса кванта. Роль поглощающих частиц в оболочках этих звезд осуществляют ионы углерода, азота, магния, кремния и других наиболее распростра­ненных химических элементов тяжелее гелия. Полученный от квантов импульс при столкновениях передается более многочисленным в оболочке (но зато практически не поглощающим излучение) ионам гелия и водорода.
Обычно из наблюдений непосредственно определяется лишь значение максимальной скорости движения газа в оболочке звезды (по длине волны λ2 абсорбционного компонента спектральных линий с профилем типа Р Лебедя). И только в сравнительно редких случаях удается непосредственно установить, к какому расстоянию от поверхности звезды относится эта максимальная скорость и какой плотностью обладает газ в этих слоях оболочки. Поэтому определение потери массы ΔM у той или иной звезды производится, как правило, с привлечением соответствующей теоретической модели строения звездной оболочки.
В связи с этим особый интерес представляет оценка верхнего предела потока массы ΔMmax, который может быть вызван давлением света. Наиболее эффективно вещество будет ускоряться, когда в оболочке перерабатывается практически все излучение звезды и кванты полностью отдают свой первоначальный импульс частицам газа. В этом случае окружающий звезду газ должен поглощать за 1 с кванты с общей энергией, равной светимости звезды L вследствие чего оболочка приобретает импульс L/c. В то же время полный импульс, уноси­мый звездным ветром за 1с, равняется ΔMmaxV0, где V0 - максимальная скорость, до которой световое давление ускоряет газ.
Из закона сохранения импульса следует, что L/c =ΔMmaxV0, что позволяет определить ΔMmax = L/V0c, поскольку величины L и V0 могут быть определены непосредственно из наблюдений. Так, верхний предел потери массы горячими звездами со светимостью 106 Lc, для которых характерны скорости движения газа в оболочках V0 = 3000 км/с = 10-2 с, составляет ΔMmax = L/V0c = 4 1020 г/с =10-5 Мс в год, что в миллиард (!) раз превышает соответствующее значение для Солнца (10-14 Мс в год).
Можно оценить и максимальный поток энергии, уносимый звездным ветром от этих звезд, который равен ΔMmax Vo2/2. Пользуясь полученным ранее выражением для ΔMmax, находим, что полная энергия, которая уносится звездным ветром, должна в Vo/2c раз отличаться от энергии, уносимой квантами излучения (т. е. L). При Vo= 10-2 с эта энергия составляет 0,5% L. Таким образом, даже когда кванты полностью передают веществу свой первоначальный импульс, они сохраняют основную часть своей энергии. Это можно понять, если учесть, что при столкновении квант не может изменить частоту на величину, превышающую V = Vo/c, т. е. потерять свыше 1% энергии. Оставшаяся часть энергии переизлучается оболочкой и обусловливает формирование эмиссионных компонентов линий, имеющих профиль типа Р Лебедя.
Как уже говорилось, для определения истинной величины потери массы ΔM, необходимо использовать теоретическую модель, описывающую процесс ускорения вещества под действием светового давления. Для построения такого рода моделей требуется получить решение системы уравнений гидродинамики, теории переноса излучения в движущейся среде, а также уравнений, позволяющих вычислить поглощающую способность газа. Следует отметить, что основы соответствующей теории в применении к горячим звездам были в значительной степени заложены свыше 30 лет назад советским астрофизиком В. В. Соболевым.
В одной из последних теоретических работ был проведен расчет, включающий учет нескольких сотен линий восемнадцати наиболее распространенных во Вселенной элементов. Полученные результаты хорошо согласуются с наблюдениями, в частности, теория предсказывает, что потеря массы должна быть примерно пропорциональна светимости звезды класса О или В — ΔM ~ L1,1, а максимальная скорость, которую может приобрести вещество, — почти в 3 раза превышать скорость ускользания на уровне фотосферы.
Сравнение теоретических и наблюдаемых профилей линий и их интенсивностей позволяет определить величину потери массы теми или иными звездами. Так, для звезд главной последовательности класса Of, в видимой части спектра которых наблюдаются линии с профилем типа Р Лебедя, и для сверхгигантов классов О и B величина ΔM, по современным представлениям составляет порядка 10-6—10-5mc в год. Для звезд главней последовательности классов О и В без особенностей в их оптическом спектре эта величина несколько меньше. У отдельных звезд типа Вольфа—Райе величина потери массы достигает 10-4 mc в год, как, по-видимому, это имеет место у звезды HD 192163.
В последние годы получено много результатов наблюдений звездного ветра в радио- и инфракрасном диапазонах. Как известно, чем больше длина волны электромагнитного излучения, тем сильней оно поглощается плазмой (вне частот, соответствующих спектральным линиям). В результате оболочка, практически прозрачная в видимой области непрерывного спектра, становится непрозрачной в радио- и инфракрасном диапазонах, что позволяет принимать излучение, приходящее от плазмы звездного ветра. Например, для звезд типа Вольфа-Райе инфракрасное излучение регистрируется от областей, удаленных от звезды на расстояние порядка трех ее радиусов. Предварительные резуль­таты таких наблюдений подтверждают теоретическую зависимость ΔM ~L1,1 соотношение между максимальной скоростью истечения и скоростью ускользания, о котором говорилось ранее.
Таким образом, создается впечатление, что существующие теоретические модели звездного ветра, «дующего» от ярких звезд спектральных классов О и В, не только качественно, но и количественно согласуются с наблюдательными фактами. В действительности, одна­ко, это не совсем так. Например, у ряда звезд в ультрафиолетовом диапазоне их спектра обнаружились линии, принадлежащие четырехкратно ионизованному азоту (NV) и пятикратно ионизованному кислороду (ОVI). Для возникновения этих ионов необходимо, чтобы, температура газа достигала значения 2 105 К, что не может быть при возбуждении оболочки ярких звезд, так как их поверхностная температура не превышает 50000 К. Кроме того, все существующие теоретические модели дают разумное согласие с данными наблюдений, если только температура вещества в основной массе звездного ветра составляет несколько десятков тысяч градусов, но меньше температуры поверхности таких звезд.
Ионы NV и ОVI могут также возникать в относительно холодной плазме, если в ней присутствует коротковолновое ионизирующее излучение. Таким излучением может быть рентгеновское, формирующееся в довольно тонком слое (около 10-4 радиуса звезды), где до­стигается температура 106 К и который может быть назван короной по аналогии с Солнцем. Наличие корон у звезд спектральных классов О и В, по-видимому подтверждается результатами наблюдений, проведенных в 1979 г. с помощью рентгеновской аппаратуры спутника «Эйнштейн». В частности, эти результаты указывают на существование корон у звезд главной последовательности спектральных классов О и В, у горячих сверхгигантов и у звезд типа Вольфа—Райе.
Но каким образом у горячей звезды может возникнуть корона? Ведь в отличие от звезд главной последовательности поздних спектральных классов звезды классов О или В не имеют внешней конвективной зоны.
Один из возможных вариантов объяснения выглядит следующим образом. Предположим, что в оболочке звезды, в каком-нибудь месте, случайно возникла флуктуация плотности. Тогда, как и в случае камня, брошенного в воду, от этого места во все стороны начнут разбегаться волны, представляющие собой чередующиеся в каждой точке сжатие и разрежение вещества. При сжатии поглощающая способность газа возрастает, и он более интенсивно поглощает излучение фотосферы, причем его температура и давление увеличиваются, что приводит к увеличению амплитуды волны. Но это, в свою очередь, означает, что вещество должно сжиматься до более высокой плотности, поглощающая способность газа еще более увеличивается и еще больше возрастает амплитуда волны. В случае акустических волн, в конце концов, должна возникнуть ударная волна, диссипация которой приводит к нагреву вышележащих слоев.
Пока трудно сказать, насколько эффективно действует такой механизм в горячих звездах и какие именно волны должны нагревать корону. В то же время в последние годы появилось большое количество теоретиче­ских работ, посвященных этому вопросу, что позволяет надеяться на разрешение данной проблемы в ближайшем будущем. Подчеркнем, однако, что роль короны сводится, по-видимому, лишь к поддержанию имеющегося ионизационного равновесия и несущественна при формировании движения в оболочках звезд.
Тем не менее, существует механизм, который дает заметный вклад в образование звездного ветра. Это быстрое осевое вращение горячих звезд. Как оказалось, линии поглощения в спектрах нескольких сотен звезд спектрального класса В имеют значительную ширину, которую можно объяснить эффектом Доплера, обусловленным тем, что при вращении одна часть звезды приближается к наблюдателю, а другая — удаляется от него. Скорости вращения, определяемые по ширине линий поглощения, у отдельных звезд класса В достигают 500км/с (для сравнения укажем, что скорость вращения экваториальных слоев Солнца всего 2 км/с!). Столь высокие скорости сравнимы со скоростью ускользания, что облегчает ускорение вещества световым давлением. У звезд спектрального класса О также обнаружено вра­щение, однако его роль, по-видимому, не столь значительна, как в случае звезд спектрального класса В.
Быстрое осевое вращение приводит к заметной асимметрии движения вещества в оболочке: в отдельных случаях в экваториальной плоскости звезд наблюдается мощное кольцо расширяющегося газа, как, например, у звезды спектрального класса В9, входящей в состав двойной системы RW Тельца. Часто вращение звезды является основной причиной возникновения различного рода неустойчивостей, в результате которых может происходить заметная перестройка звездной структуры. Например, одна из наиболее ярких на небе звезд класса В — у Кассиопеи — в 1936 г. внезапно увеличила свой блеск почти в 3 раза, а затем претерпела еще две вспышки — в 1938 и 1939 гг. Анализ спектров этой звезды позволяет утверждать, что у Кассиопеи в 1936-1939 гг. три раза выбрасывала плотные оболочки с температурой 10000-20000 К, причем все это время температура самой звезды почти не менялась и была порядка 30000 К (спектральный класс В0). Но за исключением столь экзотических случаев, роль вращения в формировании постоянно присутствующего звездного ветра, по-видимому, является вспомогательной.
Все сказанное выше в основном касается звезд главной последовательности, поскольку у гигантов и сверх­гигантов ранних спектральных классов наблюдаемые скорости вращения имеют гораздо меньшие значения (у сверхгигантов классов О — ВЗ—около 100 км/с, а более поздних классов—<=25 км/с). Подводя итог, можно сказать, что, хотя имеется ряд нерешенных проблем, связанных с ролью вращения и причинами возникновения горячих корон, физика образования звездного ветра у звезд спектральных классов О и В в общих чертах нам достаточно понятна.

Эффект Доплера

Звезды находятся от нас на различных расстояниях, т.е. никакой сферы звезд не существует. Но не существует и неподвижных звезд. Астрономические наблюдения доказывают, что звезды движутся. Скорость, скорость с которой звезда движется в пространстве относительно Солнца, назовем пространственной скоростью. Обозначим вектор пространственной скорости одной из звезд через v. Его можно представить как сумму двух составляющих векторов, один из которых (тангенциальная скорость vτ) перпендикулярен лучу зрения (т.е. направлению звезда-наблюдатель), а другой направлен по лучу зрения (лучевая скорость Vr).
Лучевые скорости определяют по спектрам звезд. При этом используется явление, которое называют эффектом Доплера. Сущность эффекта Доплера состоит в том, что линии в спектре источника, приближающегося к наблюдателю, смещены к фиолетовому концу спектра, а линии удаляющегося источника – к красному концу спектра (по отношению к положению линий в спектре неподвижного источника). Почему же меняется частота излучения, воспринимаемая наблюдателем? Пусть расстояние от источника до наблюдателя будет ct (где c - скорость света, t - время, за которое свет преодолевает расстояние до наблюдателя). За время t источник испускает v0 t волн (v0 - частота излучения). Если источник неподвижен, то на отрезке ct как раз и укладывается v0 t волн. Но если источник движется (например, удаляется со скоростью vr), то число волн v0 t уложится на отрезке, длина которого ct + vrt. Перейдем от частоты к длинам волн. Длина волны λ0, которую принимает наблюдатель от неподвижного источника, будет λ0= (или известное из физики соотношение λ0=), а длина волны, которую наблюдатель принимает от удаляющего источника, будет λ0=. Тогда смещение, равное , есть = - , т.е. , или . Откуда . Эта формула для вычисления лучевых скоростей. Из неё видно, что для определения Vr нужно измерить сдвиг спектральной линии, т.е. сравнить положение данной линии в спектре звезды с положением этой же линии в спектре неподвижного (например, наблюдаемого в лаборатории) источника света. Лучевая скорость удаляющего источника получается со знаком плюс, а приближающегося - со знаком минус.
К настоящему времени определены лучевые скорости и собственные движения многих звезд. Измерение лучевых скоростей проще и быстрее, чем измерение собственных движений.

Определение скорости звездного ветра Р Лебедя

По прилагаемому фрагменту спектра Р Лебедя оценить скорость звездного ветра.
Перед Вами небольшой участок спектра Р Лебедя с четырьмя линиями ионизованного азота и тот же участок, взятый из спектра HD 190603, звезды, близкой к Р Лебедя по температуре и светимости. Оба спектра получены с помощью спектрографа в фокусе кудэ 1-м телескопа Специальная Астрофизическая Обсерватория РАН. В спектрах большинства звезд (в том числе и HD 190603) наблюдаются линии поглощения, абсорбции (в них интенсивность излучения ниже уровня излучения в непрерывном спектре), а в спектрах туманностей и некоторых звезд с протяженными оболочками – линии излучения, эмиссии. В спектре Р Лебедя почти все линии абсорбционно-эмиссионные. Их профили так и называют: “профили типа Р Лебедя”.
В спектральных линиях оболочка рассеивает свет, испускаемый фотосферой звезды, во всех направлениях. Поэтому в той ее области, которая проектируется на диск звезды (цилиндр а), часть излучения звезды отбрасывается с луча зрения – формируются абсорбции, смещенные из-за эффекта Доплера в синюю сторону. В остальной оболочке (за исключением ее “тыльной” части, закрытой от нас звездой) рассеяние направляет по лучу зрения дополнительны свет – формируются эмиссии. Области в, дающие основной вклад в эмиссионную составляющую профиля, движутся поперек луча зрения, и, значит, соответствуют его несмещенной вершине. Области б и г уширяют эмиссию.
Измеряется сдвиг ядра абсорбции относительно вершины эмиссии (удобнее – относительно прямой, соединяющей вершину эмиссии P Cyg с ядром соответствующей абсорбции HD 190603). Измерения производились по 4 спектральным линиям, это позволяет уточнить величину сдвига и оценить погрешность измерения. Скорость ветра равна лучевой скорости Vr , которая находится по формуле Доплера:          Vr =  c
Из проведенных измерений спектрограммы определили, что на 1см приходится 0,8 ангстрем.
Определяем среднюю лучевую скорость по формуле:

Vr  = (Vr1 + Vr2 + Vr3 + Vr4)/4,

где Vr1, Vr2 и т.д. измеренные мною лучевые скорости.

Измеренные лучевые скорости

Лучевая скорость
Vr1

4600
Vr2

4605
Vr3

4610
Vr4

4620
Таким образом из измерений нами определена средняя лучевая скорость : Vr = 84,2 км\с.

Вычисленный результат лучевой скорости отличается от результата, полученного в САО (примерно на 1,2 км\с) вследствие погрешности измерения.

Заключение

Спектр Р Лебедя характерен для горячих сверхгигантов, но имеет многие особенности, напоминающие спектр Новых звезд. По гипотезе Б. А. Воронцова-Вельяминова звезды типа Р Лебедя (а их насчитывается около двух десятков) — это «неудавшиеся» Новые. После вспышки в 1600 г. Р Лебедя не вернулась к первоначальному состоянию, как типичные Новые, а «застряла» на промежуточной стадии. Что с ней будет дальше, сказать трудно, но, по-видимому, эти аномальные Новые звезды (так официально именуют звезды типа Р Лебедя) находятся в состоянии неустойчивого равновесия. Нарушится ли оно новой вспышкой или, наоборот, резким ослаблением блеска — покажет только будущее.

Литература

    1. Астрономический календарь. – М.:1990.
    2. Бакулин П. И., Кононович А.В. Курс общей астрономии. – М.:1977.
    3. Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о Вселенной. – М.:Наука,1980.
    4. Дагаев М. М. Книга для чтения по астрономии. – М.:Знание,1982
    5. Зигель Ф. Ю. Сокровища звездного неба. – М.:Наука,1980.
    6. Каули Ч. Теория звездных спектров. – М.:Просвещение,1974.
    7. Ламзин С. А. Звездный ветер. – М.: Знание, 1980.
    8. Левитан Е. П. Астрономия 11класс. – М.:Просвещение,1994.
    9. Хабер Хейнц. Звезды. – М.:Наука,1994.
    10. Ягер Корнелис де .Звезды наибольшей светимости. – М.:Просвещение,1984.

    Аккреция