Короны звёзд

КОРОНЫ ЗВЁЗД, самые внешние части звёздных атмосфер. Наиболее изучена солнечная корона, наблюдаемая во время полного солнечного затмения; её непрерывное оптическое излучение возникает при рассеянии солнечного света на свободных электронах плазмы, окружающей Солнце. Короны звезд образуются благодаря потоку энергии, направленному от поверхности звезды наружу. Эта энергия поддерживает высокую температуру плазмы, которая частично удерживается гравитацией звезды, а частично расширяется в пространство в виде звёздного ветра. Нагрев короны звезды, вероятно, происходит за счёт диссипации энергии акустических волн и преобразования магнитной энергии в тепловую и энергию ускоренных частиц. Источник, обеспечивающий нагрев короны звезды, находится в области турбулентной конвекции, существующей в конвективной зоне под поверхностью звезды. Конвективными зонами обладают звёзды поздних спектральных классов (F, G, К и М) с эффективными температурами фотосфер ниже 8000 К, поэтому процессы, связанные с конвекцией в магнитном поле, развиваются именно у таких звёзд.

Основным индикатором существования короны звезды служит мягкое рентгеновское излучение - тепловое излучение ионизованного коронального газа (плазмы). Оно зарегистрировано от нескольких сотен звёзд при помощи аппаратуры, установленной на борту космических обсерваторий. Отношение светимости в рентгеновском диапазоне к полной энергии, излучаемой звездой во всех диапазонах (болометрической светимости), используется в качестве характеристики мощности короны звезды. Это отношение зависит от скорости осевого вращения звезды и изменяется в пределах от 10^-6 для Солнца до 10^-3 для быстро вращающихся звёзд. Последнее значение, называемое уровнем насыщения, характерно, например, для красных карликовых звёзд с периодом вращения порядка суток и означает, что на формирование и поддержание короны звезды может расходоваться не более 0,1% энергии, выделяющейся в ядре звезды. У одиночных звёзд скорость вращения уменьшается с возрастом, поэтому мощными коронами обладают звёзды моложе Солнца. Однако если более старая звезда является компонентом тесной двойной системы, её вращение может поддерживаться за счёт обмена между орбитальным и осевым моментами импульса. Рентгеновское излучение короны звезд, входящих в состав двойных систем типа RS Гончих Псов, как правило, достигает уровня насыщения. Увеличение потока мягкого рентгеновского излучения короны звезды связано не столько с ростом количества корональной плазмы (точнее, её объёмной меры эмиссии), сколько с ростом средней температуры короны звезды от 1,5 миллиона К для Солнца до 10 миллионов К для наиболее активных звёзд.

Современная аппаратура позволила получить спектры корон звезд в диапазоне от 400 нм (граница видимой области) до 0,1 нм (рентгеновский диапазон). Это даёт возможность исследовать излучение не только в запрещённых спектральных линиях, формирующихся в разреженной плазме короны, но и во всей совокупности разрешённых линий высокоионизованных ионов. По отношению интенсивности линий одного и того же иона можно определить плотность плазмы в источнике свечения. Из сравнения этой величины с полным количеством вещества короны (которое оценивается по потоку рентгеновского излучения) следует, что короны звезд различаются относительным количеством горячей плазмы (с температурой около 10⁶ К), объём которой может достигать 10% всего излучающего объёма короны.

Как и на Солнце, физические процессы в коронах звезд определяются поведением магнитных полей различного масштаба, которые ответственны за основной нагрев плазмы. Основная масса излучающего горячего газа короны звезды образует структуры типа петель, являющихся изолированными пучками магнитных силовых линий и соединяющих холмы магнитных полей противоположных полярностей (смотри Корональные петли). На звёздах, как и на Солнце, большинство петель, заполненных плазмой с температурой от 2 миллионов К до 5-10 миллионов К, сосредоточено в местах усиления локальных магнитных полей - активных областях.

У некоторых субгигантов и быстро вращающихся гигантов, а также у молодых звёзд типа τ Тельца с возрастом около 10⁶-10⁷ лет эффекты типа солнечной активности также наблюдаются, однако они развиваются в основном в крупномасштабных и дипольных магнитных полях.

Магнитная активность приводит к развитию мощных нестационарных явлений во всей атмосфере - выбросам вещества и вспышкам. Вспышечные процессы на звёздах главной последовательности связаны с эволюцией локальных магнитных полей и характеризуются, как правило, небольшими масштабами и длительностью, иногда сопровождаясь эффективным ускорением частиц. Многочисленные очень слабые вспышки играют основную роль в нагреве короны звезд, особенно на красных карликах. На активных субгигантах и гигантах происходят очень длительные вспышки, при которых плазма в гигантских арочных системах разогревается до 100 миллионов К.

Горячая плазма в петлях удерживается как гравитацией, так и магнитным полем. На значительных расстояниях от поверхности звезды эти силы ослабевают, и корональный газ стремится расшириться наружу. Наиболее высокоскоростные потоки формируются в крупномасштабных радиальных магнитных полях. На Солнце такие области, лишённые замкнутых петель и, следовательно, слабо излучающие в рентгеновском диапазоне, называются корональными дырами. Истечение плазмы - звёздный или солнечный ветер - имеет большие скорости над магнитными полюсами и меньшие на низких широтах. При этом поток ветра слабо зависит от широты и долготы, а полный поток примерно постоянен на различных расстояниях от звезды.

Лит.: Кацова М. М., Бадалян О. Г., Лившиц М. А. Рентгеновское излучение и строение корон активных поздних карликов // Астрономический журнал. 1987. Т. 64. №6; Гершберг Р. Е. Активность солнечного типа звезд главной последовательности. Од., 2002; Кацова М. М., Лившиц М. А. Солнечно-звездная физика // Плазменная гелиогеофизика / Ред. Л. М. Зеленый, И. С. Веселовский. М., 2008. Т. 1.