Элементы строения звёзд

Короны звёзд

Коро́ны звёзд, самые внешние части . Наиболее изучена , наблюдаемая во время полного ; её непрерывное оптическое излучение возникает при солнечного света на свободных электронах , окружающей . Короны звёзд образуются благодаря потоку энергии, направленному от поверхности наружу. Эта энергия поддерживает высокую температуру плазмы, которая частично удерживается гравитацией звезды, а частично расширяется в пространство в виде . Нагрев корон звёзд, вероятно, происходит за счёт акустических волн и преобразования в тепловую и энергию ускоренных частиц. Источник, обеспечивающий нагрев корон звёзд, находится в области , существующей в под поверхностью звезды. Конвективными зонами обладают звёзды поздних (F, G, K и M) с ниже 8000 К, поэтому процессы, связанные с конвекцией в , развиваются именно у таких звёзд.

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

Современная аппаратура позволила получить спектры корон звёзд в диапазоне от 400 нм (граница видимой области) до 0,1 нм (рентгеновский диапазон). Это даёт возможность исследовать излучение не только в , формирующихся в разреженной плазме короны, но и во всей совокупности 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 звёзд 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 звёзд определяются поведением магнитных полей различного масштаба, которые ответственны за основной нагрев плазмы. Основная масса излучающего горячего газа короны образует структуры типа , являющихся изолированными пучками магнитных силовых линий и соединяющих холмы магнитных полей противоположных полярностей. На звёздах, как и на Солнце, большинство петель, заполненных плазмой с температурой от 2 млн К до 5–10 млн К, сосредоточено в местах усиления локальных магнитных полей – активных областях.

У некоторых и быстро вращающихся гигантов, а также у молодых возрастом около 106–107 лет эффекты типа 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. на звёздах 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 корон звёзд, особенно на красных карликах. На активных субгигантах и гигантах происходят очень длительные вспышки, при которых плазма в гигантских арочных системах разогревается до 100 млн 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 . Истечение плазмы – звёздный или ветер – имеет бóльшие 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.

  • Физические явления в плазме
  • Астрономические объекты
  • Астрофизические процессы и явления
  • Атмосферы звёзд
  • Процессы и явления на звёздах
  • Плазма в природе, космосе и астрофизике