Активность звезд поздних спектральных классов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

имени М.В. Ломоносова

ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ

имени П.К. Штернберга

| На правах рукописи

!

! I

Кацова Мария Михайловна

АКТИВНОСТЬ ЗВЕЗД ПОЗДНИХ СПЕКТРАЛЬНЫХ КЛАССОВ

Специальность 01.03.02 — " Астрофизика, радиоастрономия"

| Президиум ВАК России

| (решение от" 1_" <Р 19^2 г., № Щя/Ч

| присудил ученую степень ДОКТОРА

-----_ наук

■ Начальник управления ВАК России

Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва — 1999

Содержание

Введение 1

Глава I. Внешние атмосферы активных звезд поздних

спектральных классов 16

1.1. Вводные замечания об используемой терминологии....................16

1.2. Рентгеновское излучение поздних звезд...........................19

1.2.1. Основные методы и результаты рентгеновских наблюдений поздних

звезд........................................19

1.2.2. Определение потоков мягкого рентгеновского излучения некоторых поздних карликов и связь с магнитной активностью...................23

1.3. .Физические условия в коронах активных поздних звезд . ........30

1.3.1. Однотемпературное моделирование ...................... 30

1.3.2. Влияние активных областей на строение звездных корон..................37

1.3.3. Особенности строения и нагрева корон самых маломассивных

поздних звезд........................................40

1.4. Коротковолновое излучение и строение переходных областей между хромосферой и короной поздних звезд различной светимости 43

1.4.1. Наблюдательные проявления переходных областей; строение переходных областей звезд главной последовательности .......... 43

1.4.2. Построение модели внешней атмосферы гиганта Г9 в системе Капелла . 45

1.5. О строении хромосфер активных поздних звезд ..............54

1.5.1. Метод анализа оптических спектров и поведение бальмеровского декремента в спектрах активных красных карликов ............ 54

1.5.2. Сравнение результатов, полученных для неподвижной и движущейся

сред...................... .....................65

1.5.3. Общие принципы построения и выбор модели хромосферы активного красного карлика вне вспышек.....................................72

1.6. Выводы ........................................................76

Глава II. Импульсные и длительные звездные вспышки 82

11.1. Введение в проблему................................................82

11.2. Газодинамическая модель импульсных звездных вспышек............85

И.2.1. Отклик звездной хромосферы на импульсный нагрев: постановка задачи 85

11.2.2. Взрывное испарение при элементарном событии .............. 93

11.2.3. Следствия из газодинамической модели и их наблюдательные подтверждения . ...............................................96

11.2.3.1. О быстрых изменениях коротковолнового излучения при импульсных звездных вспышках.................... 97

11.2.3.2. Быстрые звездные вспышки в оптическом континууме.......101

11.2.3.3. О рентгеновском излучении быстрых звездных вспышек......102

11.3. Оптическое излучение импульсных звездных вспышек........101

11.3.1. О методах расчета непрерывного и линейчатого излучения при вспышках....................................107

11.3.2. Оптический континуум и сильные линии, излучаемые хромосферной конденсацией .........................................109

И.3.3. Эволюция бальмеровского декремента при импульсных вспышках . ... 117 II.3.4. Интерпретация наблюдений импульсных вспышек на основе

газодинамической модели.................................123

И.3.4.1. Вспышка на активном красном карлике YZ CMi как событие,

развивающееся в одной петле ............................123

II.3.4.2. Об интерпретации импульсных вспышек, развивающихся в

нескольких петлях............................127

11.4. Коротковолновое и рентгеновское излучения при длительных звездных вспышках ......................................129

11.4.1. Наблюдения...................................132

11.4.2. Поведение температуры в ходе длительной вспышки и энергетика явления..................... .......... ....... 133

11.4.3. Корональные выбросы вещества как источник длительного рентгеновского излучения...........................140

11.4.4. Пост-эруптивное выделение энергии на звезде AU Mic..........142

11.4.5. Заключительные замечания о длительных звездных вспышках .....148

11.5. Роль слабых вспышек в нагреве корон красных карликов и звездного ветра в уменьшении скорости вращения.................152

11.6. Выводы ..........................................................159

Глава III. Особенности активных процессов в двойной системе: феномен Капеллы 170

111.1. Вводные замечания............. ............... .... 170

111.2. Наблюдения проявлений активности Капеллы в линии 10830Ä в 1985-1994 гг.....................................171

111.3. Кривые лучевых скоростей и локализация источника поглощения

в линии 10830 Ä ..................................179

111.4. Изменения эквивалентной ширины линии Не I А10830А с фазой орбитального периода ......... ..................... 180

и

111.5. Цикл активности в системе Капелла .................... 182

111.6. Поглощение в линии A10830Â в атмосфере гиганта F9 и вращательная модуляция ................................184

111.7. Сопоставление результатов по линии Не I с внеатмосферными данными и возможные пути объяснения всей совокупности наблюдений..................................................186

111.8. Выводы: об эволюционном статусе гигантов Капеллы ........ 190

Заключение 193

Список литературы 202

Приложение. Каталог вспыхивающих звезд типа UV Cet

и родственных объектов в окрестности Солнца 222

Введение

В последние 25 лет в результате проведения наблюдений в рентгеновском, ультрафиолетовом и оптическом диапазонах в астрофизике сформировалось новое направление - исследование активности звезд поздних спектральных классов. До сих пор соответствующие процессы изучались фактически только в условиях солнечной атмосферы, где они развиваются, главным образом, в хромосфере и короне. Соответственно этот новый раздел астрофизики включает в себя проблемы строения внешних атмосфер, простирающихся от фотосферы до короны поздней звезды, переходящей в звездный ветер, и развитие активных процессов в этих слоях.

Прежде всего, в коротковолновом и мягком рентгеновском диапазонах было зарегистрировано излучение поздних звезд с чрезвычайно высоким уровнем активности. Однако повышение чувствительности аппаратуры позволило проводить массовые исследования звезд, некоторые из которых имеют примерно такой же низкий уровень активности, как и Солнце. В появившемся новом разделе астрофизики уже получено несколько важных общих выводов:

• Уровень активности поздних звезд связан с их возрастом; при этом начато исследование класса объектов с возрастом от 1 миллиона лет (звезды типа Т Тельца) до нескольких миллиардов лет (звезды типа Солнца и старше). Обнаружение этого звена звездной эволюции позволяет теперь изучать развитие звезд малых масс на всех этапах их жизни. В ходе этих исследований удалось конкретизировать представления как об активности молодого Солнца, так и о том, как она может измениться на последующих стадиях его эволюции.

• Выяснено, что уровень активности поздних звезд связан с скоростью их осевого вращения. Это явилось серьезным аргументом в пользу динамо-теории как основного механизма генерации магнитных по-

лей таких звезд. Сравнение низкого уровня солнечной активности с необычайно высоким уровнем активности некоторых поздних звезд позволяет существенно расширить наши представления о природе звездной активности вообще.

• Обнаружен новый класс объектов с высоким уровнем рентгеновского излучения и поверхностной активности - это двойные системы типа RS CVn (Гончих Псов). Компонентами этого типа двойных

v

систем являются, в основном, поздние субгиганты (иногда поздние гиганты и/или карлики). Достаточно высокая скорость осевого вращения и, следовательно, поверхностная активность этих звезд связана в данном случае с взаимодействием орбитального и осевого вращений. В последнее время выясняется также, что часть нестационарных процессов, наблюдаемых в таких двойных системах, оказывается непосредственно связанной с поверхностной активностью поздних звезд-компонентов этих двойных систем.

Впервые идея об аналогии активных процессов на Солнце и поздних звездах была высказана Гершбергом и Пикельнером (1972). При предсказаниях потоков коротковолнового и рентгеновского излучения поздних звезд различных светимостей использовалось предположение о том, что уровень активности звезд примерно такой же как у Солнца. Это привело к значительной недооценке потоков, наблюдавшихся в ходе первых внеатмосферных экспериментов. В последние годы проведены массовые наблюдения поздних звезд в коротковолновом и мягком рентгеновском диапазонах. Эти данные позволяют проиллюстрировать сформулированные выше общие выводы. Так, на рис. В.1 приведена зависимость рентгеновской светимости от скорости осевого вращения для звезд солнечной окрестности по данным обсерватории EINSTEIN (Pallavicini 1989). Видно, что диапазон изменений рентгеновской светимости достигает 4-5 порядков для поздних звезд с различным уровнем активности; при этом Солнце находится в нижней левой части рисунка даже в эпоху

о

а о

л

i-о о 2 s

H

d) Cù

о к

03 *

О CÛ О X

а>

L_ Ь

z й) Q.

10

32

10

31

10

30

10

29

10

28

10

27'

о# V+IV ДА

10 100 скорость осевого вращения, км/с

Рис. В.1. Рентгеновская светимость поздних звезд разных классов светимости в зависимости от скорости их осевого вращения по данным обсерватории EINSTEIN (Pallavicini 1989)

максимума цикла. Несколько позже выяснилось, что заметные рентгеновские светимости наблюдаются только у звезд с развитыми подфото-сферными (водородными) конвективными зонами. Короны звезд главной последовательности возникают у тех F звезд, у которых уже начинают формироваться конвективные зоны; рентгеновское излучение хорошо выражено у звезд G-K-M4 и, по-видимому, исчезает у наиболее поздних красных карликов (самых малых масс), которые становятся полностью конвективными. Коронами обладают также звезды повышенной светимости спектральных классов F-K, характеризующиеся значительной скоростью осевого вращения.

Другим фактором, определяющим уровень звездной активности, является возраст объекта. Наиболее четко эта закономерность выявлена для G звезд, среди которых можно определить место Солнца в разные эпохи его активности. Сопоставление рентгеновских светимостей по данным обсерватории EINSTEIN в возрастом для этих звезд приведена на рис. В.2 (Dravins et al. 1993). Возраст звезд определяется возрастом скопления. Для каждой из групп звезд проведено осреднение по скоростям осевого вращения.

Итак, рентгеновскими светимостями, превосходящими солнечную, обладают G звезды, возраст которых оценивается в пределах от 10 млн до 1 млрд лет. В настоящее время все больше аргументов находит предположение о том, что и в солнечной окрестности интенсивное мягкое рентгеновское излучение связано с относительной молодостью объектов, т.е. с тем, что эти звезды в своей эволюции еще не достигли главной последовательности. Этот вывод относится к одиночным звездам, осевое вращение которых связано только с эволюцией первоначального углового момента, а не определяется взаимодействием осевого и орбитального вращений в двойной системе.

Рис. В.1 и В.2 связывают три физические параметра: возраст, скорость осевого вращения и рентгеновскую светимость. Связь между уров-

H

о С?

10

10'

, Трапеция Ориона

Т-ассоциация (Хамелеон)

♦ Звезды типа Т Тельца \ без окодозвездыых оболочек

&

о M

10е

10й

10

.ю

9 Плеяды

^Гиады

Большая Медведица Солнечная окрестность

Ф Солнце Œ Центавра Л

(3 Южного "—Змея

10

,30

10'

.28

ii4

Рентгеновская светимость !_х, эрг/с

Рис. В.2. Рентгеновская светимость звезд спектрального класса G разного возраста по данным обсерватории EINSTEIN (Dravins et al. 1993)

нем рентгеновского излучения и скоростью вращения указывает на причину возникновения активности - генерацию и усиление магнитных полей вследствие динамо-механизма. В этом случае энергия, расходующаяся на образование и поддержание короны и активных процессов вообще, черпается в конечном счете из энергии осевого вращения. Уменьшение скорости вращения с возрастом становится в таком случае важным фактором эволюции звезды на этапе перехода от звезды Т Тельца до главной последовательности.

В ходе этих исследований удалось выяснить причину потери прото-звездой ее углового момента. Горячая корона Солнца и поздних звезд не удерживается внешним давлением межзвездного газа. Вследствие этого возникает звездный ветер. В межпланетном пространстве солнечный ветер непосредственно наблюдается уже более 30 лет. Торможение звезд замагниченным звездным ветром чрезвычайно эффективно и является основной причиной уменьшения высоких скоростей осевого вращения, а, следовательно, падения уровня поверхностной активности с увеличением возраста звезд.

Благодаря этим исследованиям появилась возможность представить, какой была активность очень молодого Солнца и какой она будет через несколько миллиардов лет (рис. В.2). Активность звезд непосредственно после завершения гравитационного сжатия довольно хаотична, затем устанавливаться нерегулярные циклические изменения, которые только спустя примерно миллиард лет становятся устойчивым циклом, напоминающим солнечный. Высказываются даже предположения, что Маундеровский минимум солнечной активности 1670-1710 гг. был своеобразным примером нарушений активности, свойственным молодым звездам солнечной массы. С другой стороны, изучение звезды (3 Ну! (Южного Змея) показывает, что активность типа солнечной затухает очень медленно и, по-видимому, будет существовать на Солнце еще несколько миллиардов лет.

Основные выводы о связи активности с вращением и возрастом звезд относятся к звездам главной последовательности. Существует небольшое количество молодых одиночных звезд, более массивных, чем Солнце, которые демонстрируют явления типа солнечной активности. Однако очень высокий уровень поверхностной активности обнаруживается не только у звезд главной последовательности, но и у поздних субгигантов и гигантов, входящих в состав двойных систем типа RS CVn. В этом случае заметное осевое вращение поздних звезд связано не с небольшим возрастом (менее 3-106 лет), а с эффектом синхронизации осевого и орбитального вращения. Отношение рентгеновской светимости к болометрической обратно пропорционально периоду орбитального движения систем типа RS CVn (Walter к. Bowyer 1981). Угловая скорость осевого вращения компонент этих систем не меньше, чем угловая скорость орбитального движения, что обусловлено синхронизацией вращений. Рис. В.1 свидетельствует о развитии мощных корон у активных компонентов двойных систем типа RS CVn. Исследования в других диапазонах показали, что активные области и пятна занимают значительную долю поверхности этих звезд.

Если исследования солнечной активности насчитывают почти четыре века, то систематические наземные наблюдения явлений активности на других звездах начаты в конце 40-х годов XX века. Прежде всего изучались переменные звезды типа UV Cet - вспыхивающие звезды (Гершберг 1970). Свойства этого типа переменных описаны в Приложении, где приведен Каталог и основная библиография, отражающая также исторический аспект их исследований.

Затем в 60-е годы была начата программа наблюдений в линиях H и К Ca II с целью поиска циклической переменности поздних звезд (Wilson 1978). Наблюдения около 100 поздних звезд, начатые на обсерватории Mount Wilson в 1964 г. и продолжающиеся до настоящего времени на других обсерваториях США, позволили обнаружить цикли-

ческие изменения хромосферного излучения у нескольких десятков поздних звезд. Продолжительность этих циклов меняется в пределах от 8 до 14 лет для большинства из изученных звезд главной последовательности. Обнаружена тенденция к нерегулярности характера активности у звезд с короткими циклами, в то время как обычные, устойчивые циклы типа солнечого развиваются у звезд с более длительными циклами, свыше 10 лет. Этот результат согласуется с выводами динамо-теории (Nesme-Ribes et al. 1996).

Примерно в эти же годы были начаты наблюдения поверхностных неоднородностей на поздних звездах. Пятна на поверхности поздних К и M карликов были изучены Чугайновым (1991), который начал наблюдать, в частности, звезду BY Dra, впоследствие давшую название этому типу переменных звезд с поверхностной неоднородностью. Наибольшую площадь занимают пятна на поздних звездах, входящих в состав двойных систем типа RS CVn (см., например, Byrne 1991). Это стало наглядным после разработки метода построения "доплеровских изображений" звездной поверхности (Rodono 1983, Linsky 1984, Piskunov 1996). Напряженности магнитных полей в пятнах и относительная площадь, которую они занимают на поверхности поздних звезд, начали измерять с 1980 г. К настоящему времени имеются достаточно достоверные данные примерно для 30 G, К и M звезд (Saar 1989).

По аналогии с Солнцем принято считать, что звездная активность является следствием возникновения, усиления и всплытия на поверхность магнитных полей. Эти процессы развиваются у вращающихся звезд с поверхностными (водородными) конвективными зонами. Первые идеи о динамо-теории высказаны Паркером еще в 1955 г. и впоследствии развивались многими авторами. Подробно эти проблемы изложены в м