Красные карлики

КРАСНЫЕ КАРЛИКИ, звёзды спектральных классов К и М, обладающие низкой светимостью. Средний размер и средняя масса красных карликов примерно в 3 раза меньше размера и массы Солнца - жёлтого карлика. Средняя болометрическая светимость красных карликов составляет около 1% светимости Солнца, температуры поверхности таких звёзд лежат в диапазоне 2500-3800 К. Из-за низкой светимости красные карлики видны только на сравнительно небольших расстояниях от Солнца - до 10-20 пк, поэтому именно среди таких звёзд были обнаружены объекты с максимальными собственными движениями. Красный карлик – один из самых распространённых типов звёзд. Хотя более холодные и менее массивные коричневые карлики, возможно, столь же или даже более многочисленны, чем красные карлики, но большая часть  звёздного вещества сосредоточена в красных карликах.

Характерная особенность спектров красных карликов - наличие в них полос оксида титана, а также многочисленных линий поглощения нейтральных металлов. Как показали расчёты, у самых горячих красных карликов относительная толщина конвективной зоны заметно больше, чем у Солнца; у красных карликов средних спектральных классов внутренние области с лучистым переносом энергии вообще нет, и перенос энергии внутри таких звёзд осуществляется только конвекцией.

Интерес к красным карликам возник в конце 1940-х годов, когда у нескольких звёзд этого типа были зарегистрированы спорадические всплески яркости, повышающие их блеск на несколько звёздных величин за минуты. В конце 1950-х годов красные карлики с такими вспышками были выделены в отдельный класс переменных звёзд, названный по их прототипу вспыхивающими звёздами типа UV Кита. Вскоре в спектрах этих звёзд были обнаружены интенсивные линии излучения водорода и ионизованного кальция, свидетельствующие о том, что над холодной фотосферой вспыхивающих красных карликов находится более горячее вещество, как хромосфера на Солнце. Фотометрические исследования таких звёзд вне вспышек выявили малоамплитудные периодические колебания блеска, которые удалось объяснить вращением звезды с запятнённой поверхностью. Позднее было обнаружено нетепловое радиоизлучение вспышек на красных карликах, а с помощью космических аппаратов открыто рентгеновское излучение таких звёзд в спокойном состоянии и во время вспышек, возникающее в звёздных коронах, нагретых до температур в миллионы градусов, а также эмиссионные линии многократно ионизованных атомов углерода, кремния, азота и других элементов, образующиеся в переходной области между хромосферой и короной. Т.о., на красных карликах были открыты практически все явления, свойственные активности Солнца.

Активность красных карликов и примыкающих к ним с двух сторон температурной шкалы коричневых и оранжевых карликов физически идентична активности Солнца и обусловлена, в конечном счёте, магнитными полями, генерируемыми при взаимодействии вращения и конвективного переноса в подфотосферных слоях звезды. Существенные количественные различия в наблюдаемых явлениях связаны как с различиями в глобальных параметрах этих звёзд и Солнца, так и с эффектами наблюдательной селекции. Самые мощные вспышки на красных карликах на 2-3 порядка величины превосходят самые мощные солнечные вспышки. Суммарная площадь пятен на красных карликах достигает 40-50%, тогда как на Солнце не превышает малых долей процента. Напряжённости магнитных полей на красных карликах в несколько раз превышают напряжённости полей в солнечных пятнах, а обнаруженные на звёздах-карликах аналоги 11-летнего солнечного цикла активности имеют по порядку величины такие же продолжительности.

Значительное разнообразие звёзд-карликов по массе, возрасту и скорости вращения позволяет реконструировать эволюцию солнечной активности на прошедшие и будущие миллиарды лет.

Лит.: Гершберг Р. Е. Вспыхивающие звезды малых масс. М., 1978; он же. Активность солнечного типа звезд главной последовательности. Од., 2002; Solar and stellar flares / Ed. В. М. Haisch, М. Rodono. [Dordrecht], 1989; Flares and flashes / Ed. J. Greiner, Н. W. Duerbeck, R. Е. Gershberg. В.; N. Y., 1995; Stellar coronae in the Chandra and XMM-Newton era / Ed. F. Favata, J. J. Drake. S. L, 2002.