<< 13. Chto zhe takoe protozvezdy? | Oglavlenie | 15. Zaklyuchenie >>

Zvezdy tipa T Tel'ca

"Teoretiki sklonny otnositsya k faktam "vyborochno". Vspomnim, chto, kak utverzhdayut ego sovremenniki, otec teoreticheskoi fiziki - "Ser Isaak N'yuton vsegda otdaval predpochtenie versii, bolee podhodyashei dlya teorii, kotoruyu on zashishal". V. Karcev "N'yuton"

Eshe v nachale nashego veka vblizi nekotoryh temnyh tumannostei byli obnaruzheny zvezdy sravnitel'no pozdnego spektral'nogo klassa s yarkimi emissionnymi liniyami vodoroda i ionizovannogo kal'ciya. No tol'ko v 1945 g. amerikanskii astrofizik A. Dzhoi dokazal, chto eti zvezdy ne ekzoticheskie anomalii, a novyi klass ob'ektov, prirodu kotoryh eshe predstoit vyyasnit'. Dzhoi ne tol'ko dal nazvanie etomu klassu - zvezdy tipa T Tel'ca, no i ukazal, chto iskat' novyh predstavitelei etogo klassa sleduet po nalichiyu yarkoi emissionnoi linii vodoroda N_a. Fotografiruya okrestnosti temnyh tumannostei s pomosh'yu shirokougol'nogo teleskopa, pered ob'ektivom kotorogo byla ustanovlena steklyannaya prizma, prevrashayushaya izobrazhenie kazhdoi zvezdy v koroten'kii spektr, amerikanskii astronom bystro obnaruzhil neskol'ko desyatkov takih zvezd.

V dal'neishem bol'shoi vklad v izuchenie novogo klassa zvezd vnes izvestnyi amerikanskii astrofizik G. Herbig, kotoryi sam obnaruzhil mnogo novyh zvezd etogo tipa, a zatem proanaliziroval vse imeyushiesya dannye i v 1962 g. opublikoval pervyi svodnyi katalog soderzhashii osnovnye parametry zvezd tipa T Tel'ca. Herbig utochnil predlozhennye Dzhoem kriterii, na osnovanii kotoryh zvezdy sleduet otnosit' k dannomu tipu:

1. spektral'nyi klass ot G do M,
2. nalichie v spektre emissionnyh linii vodoroda i ionizovannogo kal'ciya,
3. nalichie anomal'no intensivnyh emissionnyh linii neitral'nogo zheleza Fe I 4063 Å i Fe I 4132 Å, chto yavlyaetsya specificheskoi osobennost'yu dannogo tipa zvezd.

Kak vidim, kriterii eti chisto spektroskopicheskie, hotya bol'shinstvo yarkih zvezd tipa T Tel'ca izmenyaet svoi blesk i poetomu eshe ran'she ih vydelili v osobuyu gruppu peremennyh zvezd s bystrymi i nepravil'nymi kolebaniyami bleska - v tak nazyvaemuyu gruppu orionovyh peremennyh. Svoim nazvaniem eta gruppa obyazana tomu faktu, chto blizhaishii krupnyi ochag zvezdoobrazovaniya, gde eti zvezdy nablyudayutsya v izbytke, nahoditsya v sozvezdii Oriona. V dal'neishem okazalos', chto gruppa orionovyh peremennyh neodnorodna, t. e. soderzhit ob'ekty s ves'ma raznoobraznymi svoistvami, togda kak vydelennyi po spektral'nym kriteriyam klass zvezd tipa T Tel'ca, po-vidimomu, ob'edinyaet ob'ekty odinakovoi fizicheskoi prirody.

Progress v ponimanii evolyucionnogo statusa zvezd tipa T Tel'ca nametilsya ochen' bystro. Uzhe v konce 40-h godov sovetskii astrofizik V. A. Ambarcumyan, ishodya iz soobrazhenii zvezdnoi dinamiki, vyskazal predpolozhenie o nedavnem rozhdenii etih zvezd. V pol'zu gipotezy V. A. Ambarcumyana svidetel'stvovala nesomnennaya koncentraciya zvezd tipa T Tel'ca vblizi temnyh gazo-pylevyh oblakov. K tomu zhe, nalichie v spektrah etih zvezd intensivnoi linii poglosheniya litiya Li I 6707 Å govorilo ob anomal'no bol'shom obilii etogo elementa, kotoryi dolzhen bystro "vygorat'" v zvezdah posle nachala termoyadernyh reakcii.

Poslednie somneniya otnositel'no evolyucionnogo statusa zvezd tipa T Tel'ca rasseyalis' posle poyavleniya teorii Hayashi. Raschety pokazali, chto v toi oblasti diagrammy spektr - svetimost', gde raspolozhilis' zvezdy tipa T Tel'ca, kak raz dolzhny nahodit'sya molodye zvezdy s massoi M < 3 M, eshe ne dostigshie glavnoi posledovatel'nosti.

V te gody astronomam kazalos', chto bystro udastsya vyyasnit' i prirodu processov, otvetstvennyh za nablyudaemye svoistva molodyh zvezd. Odnako i seichas, spustya 40 let posle nachala ih pristal'nogo izucheniya, fizika zvezd tipa T Tel'ca ostaetsya predmetom sporov. V poslednee vremya etim zvezdam ezhegodno posvyashaetsya okolo sotni nauchnyh statei. Odnako nuzhno priznat'sya, chto poka situaciya dovol'no tochno opisyvaetsya izvestnoi pogovorkoi: "Dal'she v les - bol'she drov". Do sih por primenenie novyh metodov issledovaniya lish' uvelichivalo chislo nereshennyh problem.

Itak, chto zhe my znaem o zvezdah tipa T Tel'ca i chto eshe predstoit vyyasnit'? Seichas izvestno okolo 700 zvezd etogo tipa. Osnovnye svedeniya o nih nedavno opublikovany G. Herbigom v vide tret'ego kataloga molodyh zvezd. (Pervyi katalog, kak my uzhe govorili byl opublikovan v 1962 g., a vtoroi - desyat' let spustya.) Bol'shaya chast' etih zvezd - okolo 66%, otnositsya k spektral'nomu klassu K, primerno 30 % - k spektral'nomu klassu M, a ostal'nye - k klassu G.

Ris. 14.1. Raspredelenie energii El (Vt m2Å-1) v spektrah dvuh zvezd tipa T Tel'ca i zvezdy glavnoi posledovatel'nosti spektral'nogo klassa K5. Dlya udobstva sravneniya krivye sdvinuty vdol' osi ordinat otnositel'no drug druga na proizvol'nuyu velichinu.

Znachitel'naya chast' zvezd tipa T Tel'ca imeet izbytochnoe izluchenie v goluboi i infrakrasnoi oblastyah nepreryvnogo spektra po sravneniyu so zvezdami glavnoi posledovatel'nosti teh zhe spektral'nyh klassov. Iz ris. 14.1 vidno, chto velichina izbytkov v korotkovolnovoi oblasti spektra mozhet sushestvenno izmenyat'sya ot zvezdy k zvezde. Primerno u 10 % zvezd intensivnost' izbytochnogo izlucheniya v kontinuume stol' velika, chto fotosfernye linii poglosheniya voobshe ne nablyudayutsya.

Odnako osnovnaya osobennost' spektrov etih zvezd - nalichie sil'nyh emissionnyh linii. V opticheskom diapazone eto prezhde vsego linii bal'merovskoi serii vodoroda (H_a, H_b, H_g i t. d.) i ionizovannogo kal'ciya Ca II 3968 i 3934 Å (tak nazyvaemye, N i K linii Ca II). Iz nih naibolee intensivnaya liniya - H_a ( g = 6563 Å ). V astronomii intensivnost' spektral'nyh linii prinyato harakterizovat' ekvivalentnoi shirinoi, t. e. shirinoi polosy nepreryvnogo spektra v okrestnosti linii, v kotoroi izluchaetsya stol'ko zhe energii, skol'ko v samoi linii. Tak vot, u nekotoryh zvezd tipa T Tel'ca (naprimer, RU Volka, XZ Tel'ca, Lk H_a-197) ekvivalentnaya shirina linii H_a, prevyshaet 200 Å. Eto oznachaet, chto v odnoi linii izluchaetsya neskol'ko procentov ot obshei svetimosti zvezdy! Na ris. 14.2 pokazana otnositel'naya chislennost' zvezd s razlichnoi ekvivalentnoi shirinoi linii H_a. Eta gistogramma postroena na osnove nablyudenii M. Koena i L. Kuhi. Chislo zvezd s maloi ekvivalentnoi shirinoi zdes', skoree vsego, zanizheno, poskol'ku ih trudnee obnaruzhivat'.

Ris. 14.2. Otnositel'naya chislennost' zvezd tipa T Tel'ca s razlichnoi ekvivalentnoi shirinoi linii Ha. Gistogramma postroena po dannym dlya 356 zvezd.

Krome linii vodoroda i kal'ciya v spektrah zvezd tipa T Tel'ca prisutstvuyut emissionnye linii i drugih elementov: Fe I, Fe II, Na I, He I, ... Kak pravilo, u zvezd s bolee intensivnoi liniei H_a nablyudaetsya bol'shee chislo i raznoobrazie emissionnyh linii drugih elementov, prichem intensivnost' etih linii v srednem proporcional'na intensivnosti linii H_a. No sleduet podcherknut', chto u kazhdoi otdel'noi zvezdy potok v linii H_a mozhet menyat'sya so vremenem, i pri etom linii s raznymi potencialami vozbuzhdeniya mogut vesti sebya po-raznomu. Veroyatno, eto svidetel'stvuet o sil'noi stratifikacii fizicheskih uslovii, v oblastyah formirovaniya emissionnogo spektra.

Osobo sleduet skazat' o liniyah Fe I 4064 i 4132 Å, nalichie kotoryh, po Herbigu, sluzhit odnim iz klassifikacionnyh priznakov. Na ris. 14.3 pokazana chast' shemy energeticheskih urovnei Fe I. Iz nee vidno, chto interesuyushie nas linii voznikayut pri perehode s obshego verhnego urovnya y³F₃⁰. Etot zhe verhnii uroven' sootvetstvuet drugoi spektral'noi linii zheleza, voznikayushei pri perehode s urovnya a³F₄; dlina ee volny ravna 3969,26 Å, chto vsego na 0,8 Å prevyshaet dlinu volny linii Sa II N. Iz-za poglosheniya atomami zheleza kvantov, izluchennyh v shirokom kryle intensivnoi linii Sa II N, uroven' y³F₃⁰ okazyvaetsya anomal'no naselennym, chto privodit k povysheniyu yarkosti linii Fe I 4064 i 4132 Å. Takoi mehanizm vozbuzhdeniya nazyvaetsya fluorescentnym.

Ris. 14.3. Chast' shemy energeticheskih urovnei atoma zheleza Fe I.

Takim obrazom, nalichie v spektre zvezdy sravnitel'no yarkih linii Fe I 4064 i 4132 Å obuslovleno bol'shoi shirinoi linii Sa II N. Otmetim zdes', chto fluorescentnye linii zheleza Fe I 4064 i 4132 Å nablyudayutsya v spektrah solnechnyh vspyshek, vo vremya kotoryh rezko vozrastayut shirina i intensivnost' linii Sa II N.

Kak my uzhe videli, u bol'shinstva molodyh zvezd emissiya v linii H_a (a sledovatel'no, i v linii Sa II N) ne ochen' velika, i poetomu v ih spektrah fluorescentnye linii zheleza ne nablyudayutsya. Bolee togo, dazhe u zvezd s razvitym emissionnym spektrom fluorescentnye linii Fe I mogut na vremya ischezat', veroyatno, vsledstvie umen'sheniya shiriny i/ili intensivnosti "nakachivayushei" ih linii kal'ciya. Takim obrazom, net osnovaniya schitat' nalichie ukazannyh linii zheleza odnim iz priznakov prinadlezhnosti k zvezdam tipa T Tel'ca, kak eto ranee delal Herbig.

Odnako takoe utverzhdenie porozhdaet ryad problem. Kak izvestno, u zvezd bolee goryachih, chem zvezdy spektral'nogo klassa G, zhelezo v fotosfere polnost'yu ionizovano, poetomu linii Fe I voobshe ne mogut nablyudat'sya. Po-vidimomu, imenno eto obstoyatel'stvo i pobudilo v svoe vremya Herbiga ogranichit'sya pri otbore zvezd tipa T Tel'ca tol'ko pozdnimi spektral'nymi klassami, t. e. sravnitel'no holodnymi zvezdami. No naryadu s nimi v oblastyah zvezdoobrazovaniya nablyudayutsya molodye zvezdy bolee rannih spektral'nyh klassov - Ae i Be zvezdy Herbiga s emissionnymi liniyami v spektre (zdes' e = emission). Ih izvestno seichas okolo shestidesyati i po nablyudatel'nym proyavleniyam oni vo mnogom shodny so zvezdami tipa T Tel'ca. Estestvenno voznikaet vopros: svyazano li delenie molodyh zvezd na dve gruppy s istoricheskoi tradiciei ili ono otrazhaet real'nye razlichiya v ih fizike i evolyucii? Podrobnee my obsudim etu problemu nizhe, a zdes' otmetim, chto otveta na postavlennyi vopros poka net.

Vernemsya teper' k samomu faktu nalichiya intensivnyh emissionnyh linii v spektrah zvezd tipa T Tel'ca. Iz teorii zvezdnyh atmosfer izvestno, chto lineichatyi absorbcionnyi spektr, harakternyi dlya zvezd glavnoi posledovatel'nosti, obuslovlen umen'sheniem temperatury naruzhu vo vneshnih (fotosfernyh) sloyah zvezdy. Sledovatel'no, prisutstvie emissionnyh linii v spektrah molodyh zvezd ukazyvaet na to, chto u etih zvezd nad fotosferoi raspolagayutsya oblasti s bolee vysokoi temperaturoi, po-vidimomu, otvetstvennye takzhe i za nablyudaemoe izbytochnoe izluchenie v korotkovolnovom diapazone nepreryvnogo spektra.

Nalichie nad fotosferoi sloev bolee goryachego gaza - yavlenie dostatochno rasprostranennoe v mire zvezd. V chastnosti, v solnechnoi fotosfere temperatura umen'shaetsya s vysotoi vplot' do 4200 K, a zatem nachinaet vozrastat' v hromosfere i dalee v korone, dostigaya znacheniya 2 10⁶ K. Pervye popytki dat' teoreticheskoe ob'yasnenie inversii temperatury v solnechnoi atmosfere byli predprinyaty v konce 40-h, nachale 50-h godov.

V osnove etih teorii lezhalo predpolozhenie o tom, chto turbulentnoe dvizhenie gaza v verhnih sloyah konvektivnoi zony vozbuzhdaet zvukovye volny. Vyhodya naruzhu, v razrezhennuyu atmosferu zvezdy, zvukovye volny uvelichivayut svoyu amplitudu i stanovyatsya udarnymi. Posle etogo oni bystro zatuhayut, otdavaya svoyu energiyu okruzhayushemu gazu. Proishodit eto tam, gde atmosfera zvezdy uzhe sovershenno prozrachna i ne pogloshaet idushee snizu elektromagnitnoe izluchenie. Poetomu potok zvukovyh voln yavlyaetsya osnovnym istochnikom nagreva razrezhennogo gaza nad fotosferoi zvezdy.

Ohlazhdenie zhe razrezhennogo gaza proishodit v osnovnom za schet izlucheniya, prichem izluchatel'naya sposobnost' hromosfernogo gaza tem vyshe, chem bol'she ego plotnost' i temperatura. Esli volnovoe nagrevanie hromosfery proishodit bolee ili menee ravnomerno po vsei ee tolshine, to dlya ravnomernogo ee ohlazhdeniya v usloviyah umen'shayusheisya naruzhu plotnosti gaza ego temperatura dolzhna vozrastat' v etom zhe napravlenii. Tak ob'yasnyalos' sushestvovanie sloya s inversnoi temperaturoi nad fotosferoi.

Hromosferu Solnca udaetsya nablyudat' v momenty polnogo zatmeniya, kogda ne vidna yarkaya fotosfera. V ostal'noe zhe vremya hromosfera v opticheskom diapazone proyavlyaet sebya ves'ma slabo: chut' li ne edinstvennym priznakom ee sushestvovaniya yavlyaetsya nalichie v centre glubokih linii poglosheniya N i K Sa II nebol'shih emissionnyh pikov. Odnako ne budem zabyvat', chto svetimost' hromosfery ravna moshnosti zvukovyh voln, generiruemyh v konvektivnoi zone. A teoriya Hayashi predskazyvaet, chto u zvezd tipa T Tel'ca dolzhny byt' protyazhennye konvektivnye zony, skorost' dvizheniya veshestva v kotoryh zametno prevoshodit skorost' konvekcii na Solnce. S drugoi storony, fiziki znayut, chto moshnost' generacii zvukovyh voln (W) sil'no zavisit ot skorosti dvizheniya veshestva (v_t): pri izotropno turbulentnom dvizhenii W ~ v_t⁵. Takim obrazom, vpolne estestvennoi vyglyadela gipoteza, soglasno kotoroi izbytochnoe izluchenie v korotkovolnovoi oblasti i moshnyi emissionnyi spektr zvezd tipa T Tel'ca obuslovleny goryachim gazom ih hromosfer. V pol'zu etogo predpolozheniya govorilo i shodstvo spektrov yarchaishih zvezd etogo tipa so spektrom solnechnoi hromosfery, nablyudaemym vo vremya zatmenii. Otmetim, pravda, chto Ae i Be zvezdy Herbiga, kak bolee massivnye, ne dolzhny po teorii Hayashi imet' moshnyh konvektivnyh zon, poetomu ob'yasnit' ih izbytochnoe izluchenie s pomosh'yu hromosfernoi gipotezy ne predstavlyalos' vozmozhnym.

V dal'neishem, odnako, okazalos', chto razrabotat' detal'no hromosfernuyu model' dlya molodyh zvezd ne tak-to prosto. Prezhde vsego vyyasnilos', chto dazhe dlya Solnca ne udaetsya ob'yasnit' nagrev hromosfery zatuhaniem v nei chisto akusticheskih voln. Delo v tom, chto po ryadu prichin, v chastnosti, iz-za yavleniya refrakcii zvukovye volny ne v sostoyanii proniknut' v verhnie sloi hromosfery. Vmeste s tem, v solnechnoi atmosfere mogut perenosit' energiyu ne tol'ko zvukovye volny, no i volny inyh tipov: magnitozvukovye, al'venovskie, gravitacionnye (analogichnye volnam na poverhnosti vody). V nih krome gazovogo davleniya sushestvennuyu rol' igrayut sila tyazhesti i elektromagnitnoe vzaimodeistvie. No pri popytkah sozdat' teoriyu etih processov vozniklo mnozhestvo problem, svyazannyh s opisaniem rasprostraneniya razlichnyh tipov voln i pereraspredeleniya energii mezhdu nimi. V rezul'tate astrofizikam ne udalos' postroit' skol'ko-nibud' nadezhnuyu teoriyu volnovogo nagreva dazhe dlya Solnca, ne govorya uzhe o molodyh zvezdah.

Situaciya eshe bolee uslozhnilas' posle zapuska v 1979 g. rentgenovskoi observatorii "Einshtein": posle provedennyh s ee pomosh'yu nablyudenii voznikli somneniya v tom, chto teoriya volnovogo nagreva primenima voobshe. Prichinoi dlya somneniya posluzhilo to, chto soglasno etoi teorii sredi ob'ektov glavnoi posledovatel'nosti naibolee moshnye korony dolzhny byt' u zvezd spektral'nogo klassa G, a nablyudeniya ukazyvali na bolee holodnye karliki: imenno u nih nagrev atmosfery proishodit naibolee effektivno. Kogda eto obnaruzhilos', teoretiki prinyalis' iskat' al'ternativnye istochniki razogreva hromosfery i korony. Vyskazyvalas', v chastnosti, gipoteza o tom, chto vydelenie tepla v verhnih sloyah zvezdnyh atmosfer proishodit iz-za protekaniya elektricheskogo toka, vyzvannogo indukciei magnitnogo polya, kotoroe generiruetsya v konvektivnoi zone i zatem vsplyvaet k poverhnosti zvezdy.

Nesmotrya na to, chto horoshei teorii nagreva hromosfer dolgo sozdat' ne udavalos', yasno bylo, chto ishodnoi prichinoi sushestvovaniya hromosfer yavlyaetsya nalichie u zvezd konvektivnoi zony. A znachit, ne bylo osnovanii somnevat'sya i v tom, chto hromosfery sushestvuyut i u zvezd tipa T Tel'ca. No vot beda - nikak ne udavalos' postroit' samosoglasovannuyu model', v kotoroi raspredelenie plotnosti i temperatury poluchalos' by iz resheniya sootvetstvuyushih uravnenii gidrostaticheskogo ravnovesiya i teplovogo balansa. Poetomu v 70-h godah poyavilis' raboty, avtory kotoryh pytalis' v ramkah hromosfernoi modeli podobrat' takoe raspredelenie plotnosti i temperatury s vysotoi, kotoroe pozvolilo by ob'yasnit' nablyudaemye spektry molodyh zvezd. V obshih chertah im udalos' vosproizvesti nablyudaemye intensivnosti linii zheleza i bal'merovskoi serii vodoroda, a takzhe izbytochnoe izluchenie v kontinuume. No pri etom teoreticheskie profili emissionnyh linii, kak pravilo, poluchalis' sovershenno nepohozhimi na nablyudaemye. Chtoby ponyat' prichinu etogo, davaite nemnogo podrobnee obsudim, kak formiruyutsya profili emissionnyh linii v spektrah molodyh zvezd.

Ris. 14.4. Shematicheskoe izobrazhenie formy profilei vodorodnyh linii: tipichnyi vid linii Ha v spektrah "klassicheskih" zvezd tipa T Tel'ca (a, b); harakternyi profil' tipa "obratnogo P Lebedya" dlya linii Hb, Hg,... v spektrah zvezd tipa YY Oriona (v).

Forma profilei emissionnyh linii u zvezd tipa T Tel'ca ves'ma raznoobrazna, prichem naibol'shee raznoobrazie nablyudaetsya u linii bal'merovskoi serii vodoroda (ris. 14.4). Voobshe govorya, vid profilya izmenyaetsya ot linii k linii, ot zvezdy k zvezde i u kazhdoi linii menyaetsya so vremenem. Eto ukazyvaet na sil'nuyu stratifikaciyu i nestacionarnost' fizicheskih uslovii v oblasti formirovaniya lineichatogo izlucheniya i sozdaet ser'eznye trudnosti pri popytke postroit' model' nadfotosfernyh oblastei. Situaciya na segodnyashnii den' kazhetsya nastol'ko slozhnoi, chto astronomy dazhe ne berutsya modelirovat' obolochki kakih-to konkretnyh zvezd, a mechtayut o sozdanii modeli hotya by dlya "tipichnoi", "srednei" zvezdy tipa T Tel'ca. Chto zhe predstoit ob'yasnit' v ramkah takoi usrednennoi modeli?

Prezhde vsego - bol'shuyu shirinu emissionnyh linii, kotoraya dlya bal'merovskoi serii vodoroda po urovnyu nulevoi intensivnosti dostigaet neskol'ko soten kilometrov v sekundu¹⁾. V ramkah gidrostaticheskoi modeli, t. e. pri otsutstvii sil'nyh gazovyh techenii, takaya shirina linii mozhet byt' sledstviem ih bol'shoi opticheskoi tolshi, inache govorya bol'shogo chisla rasseyanii, kotorye ispytyvayut kvanty prezhde, chem vyiti za predely hromosfery.

Delo v tom, chto kvant, pogloshennyi dvizhushimsya atomom, a zatem vnov' im izluchennyi, izmenyaet svoyu chastotu (eto sleduet iz zakonov sohraneniya energii i impul'sa, kogda menyaetsya napravlenie poleta kvanta). Esli uchityvat' tol'ko teplovoe dvizhenie atomov, to pri odnokratnom rasseyanii izmenenie chastoty neveliko. Odnako, chem bol'she rasseyanii ispytyvayut kvanty, tem sil'nee "raspolzaetsya" profil' linii. Naglyadnym primerom deistviya etogo mehanizma ushireniya sluzhat linii poglosheniya N i K Sa II v spektre Solnca: za schet kolossal'noi opticheskoi tolshi ih shirina po urovnyu polovinnoi intensivnosti prevyshaet 1000 km/s.

Kak my uzhe znaem, v hromosfernoi modeli udalos' vosproizvesti nablyudaemuyu intensivnost' bal'merovskih linii. Odnako u zvezd s bol'shoi intensivnost'yu i shirinoi etih linii opticheskaya tolsha okazyvalas' stol' velika, chto v centre raschetnogo profilya linii H_a voznikal absorbcionnyi proval. Krome togo, pri opisannom vyshe mehanizme ushireniya, linii dolzhny imet' formu, simmetrichnuyu otnositel'no central'noi dliny volny. Odnako u zvezd s bol'shoi shirinoi bal'merovskih linii etogo kak raz ne nablyudaetsya, i potomu seichas prinyato schitat', chto bol'shaya shirina i asimmetrichnaya forma profilei emissionnyh linii v spektrah molodyh zvezd vyzvany krupnomasshtabnymi dvizheniyami veshestva v ih nadfotosfernyh sloyah, privodyashimi k doplerovskomu rasshireniyu linii.

Odnako shirina linii u molodyh zvezd dovol'no velika, poetomu izluchayushii ih gaz dolzhen dvigat'sya so skorostyami, prevyshayushimi 100 km/s. Chto zhe zastavlyaet ego dvigat'sya stol' bystro? Nuzhno uchest', chto lineichatyi spektr vodoroda obychno formiruetsya v gaze s temperaturoi ~10⁴ K. Pri etom skorost' zvuka v nem »10 km/s, t. e. na poryadok men'she toi, kotoraya ocenivaetsya po shirine linii. Mozhet li sravnitel'no holodnyi gaz tak effektivno uskoryat'sya? Zakony gazodinamiki ukazyvayut, chto dazhe pri adiabaticheskom rasshirenii gaza v pustotu, kogda ego teplovaya energiya polnost'yu perehodit v energiyu napravlennogo dvizheniya, skorost' rasshireniya gaza ne mozhet prevysit' skorost' zvuka bolee, chem v 3 raza. Takoi skorosti (»30 km/s) yavno nedostatochno dlya ob'yasneniya shiriny linii. Znachit, neobhodim dopolnitel'nyi istochnik energii.

V 1964 g. amerikanskii astrofizik L. Kuhi predpolozhil, chto v hromosferah zvezd tipa T Tel'ca nepreryvno proishodyat vzryvnye yavleniya, analogichnye solnechnym vspyshkam, v rezul'tate chego v okruzhayushee prostranstvo vybrasyvaetsya goryachee veshestvo so skorost'yu ~100 km/s. Vybroshennyi gaz obrazuet rasshiryayushuyusya obolochku i ostyvaet do temperatury ~10⁴ K. V etoi obolochke i proishodit formirovanie emissionnyh linii. Sdelav ryad uproshayushih predpolozhenii, v chastnosti, o sfericheskoi simmetrii i izotermichnosti obolochki, a takzhe o kvazistacionarnom haraktere dvizheniya veshestva v nei, Kuhi rasschital ozhidaemye v takoi modeli profili linii vodoroda. Okazalos', chto oni takie zhe, kak u izvestnoi zvezdy R Lebedya, emissionnye linii kotoroi imeyut yarkii pik i otnositel'no shirokuyu depressiyu v kontinuume so storony fioletovogo kryla linii. Ih vneshnii vid stol' harakteren, chto obychno ih tak i nazyvayut - profili tipa R Cyg. U nekotoryh molodyh zvezd s razvitym emissionnym spektrom bal'merovskie linii deistvitel'no imeyut profili takoi formy (sm. ris. 14.4 b). Podobrav parametry modeli, Kuhi v ryade sluchaev udalos' dobit'sya porazitel'no tochnogo sovladeniya teoreticheskih profilei s nablyudaemymi.

Ris. 14.5. Zavisimost', pokazyvayushaya, kakaya dolya zvezd tipa T Tel'ca imeet vozrast menee velichiny, ukazannoi na osi absciss.

Raschety amerikanskogo uchenogo proizveli bol'shoe vpechatlenie na astronomov i s teh por prinyato schitat', chto zvezdy tipa T Tel'ca postoyanno teryayut veshestvo v vide rasshiryayusheisya obolochki. Po ocenkam Kuhi temp poteri massy M º dM/dt = 4pr²rv; (gde r i v - plotnost' i skorost' dvizheniya veshestva na rasstoyanii r ot zvezdy) dlya etih zvezd dolzhen byt' ~10^-8 M / god. Eto ochen' bol'shoe znachenie: esli prinyat', chto molodye zvezdy na stadii T Tel'ca provodyat ~10⁷ let (ris. 14.5) i imeyut massy M ~ 1 M, to okazyvaetsya, chto za schet istecheniya oni dolzhny poteryat' znachitel'nuyu chast' svoei massy. Takoe "pohudenie" zvezdy dolzhno bylo by proyavit'sya v izmenenii formy trekov molodyh zvezd na diagramme Gercshprunga - Ressela i, kak sledstvie, v izmenenii vida diagramm spektr - svedimost' molodyh zvezdnyh skoplenii, chto, odnako, protivorechit nablyudeniyam.

Bolee togo, teper' imeyutsya nablyudeniya, kotorye protivorechat ishodnomu predpolozheniyu ob intensivnoi vspyshechnoi aktivnosti molodyh zvezd. Tochnye izmereniya bleska zvezd ukazyvayut na otsutstvie mikroperemennosti na malyh vremennyh intervalah, a nablyudaemye redkie vspyshki bol'shoi amplitudy yavno ne v sostoyanii obespechit' neobhodimyi temp istecheniya veshestva.

Takim obrazom, prishlos' otkazat'sya ot modeli razgona "holodnogo" (T ~ 10⁴ K) gaza za schet vzryvnyh yavlenii. No mozhet byt' sgustki "holodnogo" gaza mogut voznikat' v goryachei stacionarnoi korone, istekayushei naruzhu kak solnechnyi veter? Ved' pri koronal'noi temperature (T >~ 10⁶ K) skorost' zvuka, a sledovatel'no, i skorost' razleta gaza dolzhna byt' kak raz >~ 100 km/s. Raschety, vypolnennye v seredine 70-h godov sovetskimi astrofizikami, pokazali, chto obrazovanie bolee holodnyh i plotnyh sgustkov v koronal'nom gaze vozmozhna za schet, tak nazyvaemoi, teplovoi neustoichivosti. No dlya etogo plotnost' gaza v hromosferah i koronah molodyh zvezd dolzhna na dva-tri poryadka prevyshat' sootvetstvuyushie znacheniya v atmosfere Solnca. A eto oznachalo, chto molodye zvezdy dolzhny byt' istochnikami moshnogo rentgenovskogo ya ul'trafioletovogo izlucheniya.

V konce 70-h godov na okolozemnuyu orbitu byli vyvedeny dva astronomicheskih sputnika: NEAO-V dlya nablyudeniya rentgenovskogo izlucheniya i IUE dlya nablyudeniya v ul'trafioletovom diapazone. V sootvetstvii s predskazaniem ot zvezd tipa T Tel'ca bylo obnaruzheno moshnoe izluchenie v zhestkom ul'trafiolete (1100 - 3000 Å) i v rentgene (2-6 keV). Odnako vskore vyyasnilos', chto kolichestvenno ob'yasnit' rezul'taty nablyudenii, pol'zuyas' lish' analogiei s verhnei atmosferoi Solnca, ves'ma neprosto, esli voobshe vozmozhno.

V ul'trafioletovyh spektrah zvezd tipa T Tel'ca byli obnaruzheny linii ionov vysokoi stepeni ionizacii, takih kak Si III, Si IV, C III, C IV, N V, dlya sushestvovaniya kotoryh neobhodima temperatura ~10⁵ Podobnye linii nablyudayutsya i v spektre verhnih sloev hromosfery Solnca, no u molodyh zvezd ih intensivnost' okazalas' neveroyatno velika: naprimer, zvezda RU Volka prevoshodit Solnce po svetimosti v linii C IV 1549 Å pochti v million raz.

Analogiya s Solncem trebovala, chtoby pri stol' moshnyh hromosferah molodye zvezdy obladali koronami so svetimost'yu v rentgenovskom diapazone >= 10³³ erg/s. Odnako nablyudeniya etogo ne podtverdili: u odnih zvezd rentgenovskoe izluchenie voobshe ne bylo zaregistrirovano, a u drugih ego moshnost' okazalas' v tysyachu raz men'she ozhidaemoi. Bolee togo, nablyudaemyi zhestkii spektr i sil'nye kolebaniya intensivnosti rentgenovskogo izlucheniya pozvolyali predpolozhit', chto ego istochnikom yavlyayutsya ne postoyanno sushestvuyushie oblasti s koronal'noi temperaturoi, a processy vzryvnogo haraktera vozmozhno, analogichnye solnechnym vspyshkam.

K seredine 80-h godov udalos' pokazat', chto deficit rentgenovskogo izlucheniya nel'zya ob'yasnit' poglosheniem zhestkih kvantov v okolozvezdnoi obolochke. Inymi slovami, stalo yasno, chto moshnyh koron u molodyh zvezd net. Pytayas' ob'yasnyat' etot fakt v ramkah hromosfernoi gipotezy, neskol'ko astrofizikov nezavisimo i pochti odnovremenno predlozhili model' "teplogo" vetra. Soglasno ei, razgon gaza do skorosti ~100 km/s proishodit uzhe v hromosfere za schet davleniya al'venovskih i/ili magnitozvukovyh voln. Rasshirenie hromosfery so stol' bol'shoi skorost'yu dolzhno privodit' k ohlazhdeniyu gaza, prepyatstvuya obrazovaniyu oblastei s koronal'noi temperaturoi.

Sleduet otmetit', chto vse modeli "teplogo" vetra yavlyayutsya fenomenologicheskimi: nagrev i razgon veshestva volnami opisyvaetsya v nih s pomosh'yu makroskopicheskih uravnenii magnitogidrodinamiki so svobodnymi parametrami. Postroenie modeli dlya konkretnoi zvezdy svoditsya, takim obrazom, k sootvetstvuyushemu podboru svobodnyh parametrov, v chislo kotoryh vhodyat plotnost' gaza, napryazhennost' magnitnogo polya, harakternaya dlina zatuhaniya voln i t. p. No do sih por dlya modelei etogo tipa ne postroena mikroskopicheskaya teoriya, kotoraya pozvolila by otvetit' na voprosy: vozmozhny li pri zadannyh fizicheskih usloviyah podobrannye v modeli znacheniya svobodnyh parametrov, i pochemu ne nablyudaetsya razgon plazmy volnovym davleniem v atmosfere Solnca?

Itak, popytki ob'yasnit' fenomen zvezd tina T Tel'ca v ramkah hromosfernoi modeli poka ne priveli k uspehu. Vmeste s tem vse bol'she astrofizikov sklonny videt' prichinu ekzoticheskih svoistv molodyh zvezd ne v nalichii u nih moshnyh hromosfer, a vo vzaimodeistvii zvezdy s ostatkami roditel'skoi tumannosti. Ideya eta poyavilas' davno - eshe v 40-h godah, odnako vser'ez ee nachali obsuzhdat' lish' 30 let spustya, kogda poyavilis' pervye eksperimental'nye dokazatel'stva padeniya veshestva na poverhnost' odinochnyh zvezd. V osnovnom oni byli polucheny, blagodarya nablyudeniyam M. Uolkera, kotoryi obnaruzhil, chto primerno u 5 % zvezd tipa T Tel'ca linii bal'merovskoi serii, nachinaya s H_b, imeyut profili, obratnye P Cyg, t.e. depressiya v kontinuume raspolozhena ne s goluboi, a s krasnoi storony ot emissionnogo pika. S teoreticheskoi tochki zreniya profili takogo tipa (sm. ris. 14.4 b) dolzhny voznikat' pri akkrecii sfericheskoi obolochki na central'nuyu zvezdu. Uchityvaya eto obstoyatel'stvo, Uolker predlozhil vydelit' naidennye im zvezdy v osobyi podklass, prototipom kotorogo stala zvezda YY Oriona.

Vnachale kazalos', chto otkrytie Uolkera ne protivorechit hromosfernoi gipoteze: prosto zvezdy tipa YY Oriona - eto naibolee molodye zvezdy, na kotorye, v otlichie ot ostal'nyh zvezd tipa T Tel'ca, ne uspeli do konca upast' ostatki protozvezdnogo oblaka. No, vo-pervyh, vyyasnilos', chto po polozheniyu na diagramme Gercshprunga - Ressela eti zvezdy ne otlichayutsya ot ostal'nyh molodyh zvezd, a vo-vtoryh, okazalos', chto u mnogih "klassichekih" zvezd tipa T Tel'ca, naprimer, u RW Voznichego, profili vodorodnyh linii vremya ot vremeni priobretali vid, harakternyi dlya zvezd tipa YY Oriona. Poyavilis' i pervye teoreticheskie modeli, v kotoryh emissionnyi spektr formirovalsya vo vnutrennei chasti akkreciruyushei obolochki.

Sredi etih modelei nuzhno osobo otmetit' model', predlozhennuyu v 1974 g. D. Linden-Bellom i Dzh. Pringlom. Opirayas' na teoriyu, razvituyu sovetskimi astrofizikami R. A. Syunyaevym i N. I. Shakuroi, angliiskie teoretiki predpolozhili, chto na zvezdy tipa T Tel'ca proishodit akkreciya veshestva iz gazo-pylevogo diska, okruzhayushego zvezdu. Nel'zya skazat', chto eta rabota ostalas' sovsem nezamechennoi, no v to vremya hromosfernaya gipoteza schitalas' naibolee estestvennoi i privlekatel'noi. Lish' k seredine 80-h godov pod naporom novyh nablyudatel'nyh faktov teoriya diskovoi akkrecii okazalas' v centre vnimaniya bol'shinstva astrofizikov.

Ris. 14.6. Raspredelenie energii v spektre odnoi iz zvezd tipa T Tel'ca po sravneniyu so zvezdoi glavnoi posledovatel'nosti spektral'nogo klassa K5. Spektry smesheny vdol' osi ordinat na proizvol'nuyu velichinu.

Chto zhe zastavilo astronomov tak radikal'no izmenit' vzglyad pa prirodu processov, proishodyashih vblizi poverhnosti molodyh zvezd? Prezhde vsego - rezul'taty infrakrasnyh nablyudenii. Uzhe v 60-h godah bylo izvestno, chto naryadu s izbytochnym izlucheniem v korotkovolnovom diapazone u molodyh zvezd imeetsya izbytok izlucheniya i v infrakrasnoi oblasti spektra po sravneniyu so zvezdami glavnoi posledovatel'nosti teh zhe spektral'nyh klassov (ris. 14.6). Drugoi vazhnyi fakt - zametnaya polyarizaciya izlucheniya zvezd tipa T Tel'ca i Ae, Be zvezd Herbiga.

Interpretaciya etih faktov nikogda ne vyzyvala trudnostei, poskol'ku iz raschetov kollapsa sledovalo, chto v okrestnosti molodyh zvezd dolzhny v toi ili inoi mere sohranyat'sya ostatki veshestva ishodnogo protozvezdnogo oblaka. Vhodyashaya v eto veshestvo pyl' dolzhna chastichno pogloshat' svet zvezdy i pereizluchat' ego v infrakrasnom diapazone. Eto legko reshaet problemu dlinnovolnovyh izbytkov, a rasseyanie sveta na pylinkah prodolgovatoi formy pozvolyaet ob'yasnit' ego polyarizaciyu.

Ris. 14.7. Krivaya blesna DF Tau v spektral'nyh diapazonah U, V i V. Krivaya dlya fil'tra U smeshena vdol' osi ordinat na 2m. Po osi absciss otlozhena faza, t. e. vremya v dolyah perioda izmeneniya bleska.

So vremenem nakaplivaetsya vse bol'she argumentov v pol'zu togo, chto pylevye obolochki u molodyh zvezd imeyut uploshennuyu, diskovidnuyu formu. Pravda, argumenty eti poka kosvennye. Naprimer, u nekotoryh zvezd tipa T Tel'ca vremya ot vremeni voznikayut periodicheskie kolebaniya bleska s tipichnym periodom okolo 3 sutok (ris. 14.7). Veroyatno, prichinoi etih kolebanii yavlyaetsya poyavlenie na poverhnosti zvezdy obshirnoi oblasti, analogichnoi solnechnym pyatnam ili fakelam. Pri etom vrashenie zvezdy vokrug osi privodit k periodicheskim kolebaniyam vidimogo bleska. Opredeliv takim obrazom period osevogo vrasheniya zvezdy i znaya ee radius, netrudno naiti skorost' vrasheniya na ekvatore (v₀). S drugoi storony, analiziruya profili linii poglosheniya, mozhno naiti velichinu v₀sin i, gde i - ugol naklona osi vrasheniya zvezdy k napravleniyu na nablyudatelya. Pravda, analiz profilya linii poglosheniya u takih slabyh zvezd, kak zvezdy tipa T Tel'ca, delo ochen' slozhnoe. No vse zhe k nastoyashemu vremeni astronomy smogli opredelit' v₀ i v₀sin i primerno u dvuh desyatkov zvezd, a znachit, naiti dlya nih velichinu i. V chastnosti, u samoi T Tel'ca i » 10 , znachit, my vidim etu zvezdu pochti s polyusa.

Dovol'no legko mozhno dokazat', chto esli osi vrasheniya zvezd orientirovany otnositel'no nablyudatelya sluchainym obrazom, to k nemu chashe budut obrasheny ekvatorial'nye oblasti zvezdy, chem polyarnye. Odnako sredi nablyudavshihsya molodyh zvezd net ni odnoi, u kotoroi byl by ugol i > 70 . Otsyuda sleduet vazhnyi vyvod: vblizi ekvatorial'noi ploskosti molodyh zvezd imeetsya diskoobraznaya pylevaya obolochka, kotoraya, pogloshaya svet zvezdy, ne pozvolyaet nam uvidet' ee pri nablyudenii sboku.

Naskol'ko takaya argumentaciya ubeditel'na, predostavlyaem sudit' samim chitatelyam. Zametim lish', chto podobnogo roda kosvennyh argumentov v pol'zu gipotezy o sushestvovanii gazo-pylevyh diskov vokrug molodyh zvezd nakopilos' uzhe nemalo. Ne sleduet takzhe zabyvat' i predskazanie teorii, soglasno kotoroi v processe kollapsa vrashayushegosya protozvezdnogo oblaka neizbezhno dolzhna formirovat'sya diskoobraznaya obolochka. Nakonec, umestno vspomnit' i nashu Solnechnuyu sistemu: poskol'ku orbity vseh planet lezhat pochti v odnoi ploskosti, rezonno predpolagat', chto i protoplanetnoe oblako imelo formu diska.

Odnim slovom, bol'shinstvo astronomov ubezhdeno seichas v tom, chto molodye zvezdy okruzheny gazo-pylevymi (protoplanetnymi?) diskami. Vneshnyaya granica etih diskov prostiraetsya na desyatki, a inogda i na sotni astronomicheskih edinic ot zvezdy, a vnutrennyaya udalena ot nee ne bolee, chem na neskol'ko zvezdnyh radiusov. Kazhdyi element diska dvizhetsya vokrug zvezdy pod deistviem sily tyagoteniya s krugovoi skorost'yu v = (GM / r)^1/2. Pri etom uglovaya skorost' menyaetsya s rasstoyaniem (w ~ v/r ~ r^3/2), a znachit, mezhdu sloyami voznikaet sila treniya. V rezul'tate dolzhna proishodit' diskovaya akkreciya, pri kotoroi vnutrennie sloi diska tormozyatsya vneshnimi i stremyatsya upast' na zvezdu. A padenie veshestva dolzhno privodit' k vydeleniyu energii i vyzyvat' nablyudaemye effekty.

Voznikla ideya - a ne mozhet li diskovaya akkreciya ob'yasnit' sushestvovanie goryachih oblastei nad fotosferami molodyh zvezd? Vskore ona oformilas' v sleduyushuyu kartinu. V zavisimosti ot ishodnogo uglovogo momenta kollapsiruyushego oblaka vokrug molodoi zvezdy formiruetsya bolee ili menee massivnyi akkrecionnyi disk. Vplot' do vnutrennei granicy energeticheskii balans diska opredelyaetsya vydeleniem tepla iz-za treniya sosednih sloev i otvodom etoi energii naruzhu v vide infrakrasnogo izlucheniya. Pri etom temperatura veshestva v diske ubyvaet ot (2 ¸ 3) 10³ K na vnutrennei granice do desyatkov kel'vinov na periferii. Tolshina diska bystro uvelichivaetsya s udaleniem ot centra, i poetomu on mozhet perehvatyvat' zametnuyu chast' izlucheniya zvezdy.

Vblizi poverhnosti zvezdy veshestvo diska dvizhetsya do krugovoi orbite so skorost'yu okolo 200 km/s, togda kak skorost' vrasheniya samoi zvezdy na poryadok men'she. Znachit, chtoby osest' na poverhnost' zvezdy, veshestvo diska dolzhno pogasit' svoyu izbytochnuyu skorost'. Ocenki pokazyvayut, chto tormozhenie proishodit v uzkom pogranichnom sloe vblizi poverhnosti zvezdy. V etom sloe kineticheskaya energiya orbital'nogo dvizheniya prevrashaetsya v teplo, sozdavaya vdol' ekvatora zvezdy kol'co gaza, nagretogo do ~10⁴ K.

Raschety spektra izlucheniya kol'cevoi perehodnoi zony neploho vosproizvodyat nablyudaemoe raspredelenie energii v spektrah nekotoryh zvezd tipa T Tel'ca. Pri etom udaetsya ob'yasnit' i bol'shuyu shirinu emissionnyh linii: ona obuslovlena doplerovskim ushireniem profilya za schet orbital'nogo dvizheniya veshestva. Otmetim, chto pri takom podhode net principial'noi raznicy mezhdu zvezdami tipa T Tel'ca i Ae, Be zvezdami Herbiga, poskol'ku ne uchityvaetsya rol' magnitnogo polya zvezdy.

V seredine 80-h godov poyavilis' raboty, v kotoryh sdelana popytka ob'yasnit' povedenie fuorov v ramkah teorii diskovoi akkrecii, ne privlekaya gipotezu Hayashi o vspleske svetimosti pri vyhode udarnoi volny v poverhnostnye sloi zvezdy.

Ris. 14.8. "Medlennaya vspyshka", obnaruzhennaya u zvezdy EX Volka v seredine 50-h godov.

Naprimer, vyyasnilos', chto fuor V 1057 Cyg do ego vspyshki, proizoshedshei v 1970 g., nablyudalsya v opticheskom diapazone i vyglyadel kak tipichnaya zvezda tipa T Tel'ca. A ved' soglasno modeli Hayashi do vspyshki protozvezda dolzhna byt' kraine holodnym ob'ektom, izluchayushem lish' v dalekom IK-diapazone. Krome togo, sravnitel'no medlennoe uvelichenie bleska (hotya i s men'shei amplitudoi) neodnokratno nablyudalos' u mnogih zvezd tipa T Tel'ca, posle chego oni vozvrashalis' v ishodnoe sostoyanie (ris. 14.8).

Povtoryaemost' krupnomasshtabnyh vspyshechnyh yavlenii u zvezd tipa T Tel'ca, a takzhe ryad spektral'nyh osobennostei fuorov priveli k gipoteze o tom, chto vspleski svetimosti vyzvany vremennym povysheniem tempa akkrecii veshestva (M) iz okruzhayushego zvezdu gazo-pylevogo diska. Predpolagaetsya, chto temp akkrecii u fuorov mozhet dostigat' velichiny M ~ 10^-4 M/god. Pri etom vnutrennyaya chast' diska kak by perepolnyaetsya veshestvom i stanovitsya ochen' tolstoi. Takoi disk sil'no ekraniruet central'nuyu zvezdu, i my vidim izluchenie ne stol'ko samoi zvezdy, skol'ko summarnoe izluchenie razlichnyh sloev diska, nagretyh do raznoi temperatury.

Tak chto zhe, osnovnye problemy, svyazannye s nablyudatel'nymi proyavleniyami molodyh zvezd, mozhno schitat', v principe, reshennymi? Uvy, net. Prezhde vsego poka ne udalos' vosproizvesti nablyudaemye profili emissionnyh linii. A znachit, net otveta na vopros - v chem raznica mezhdu zvezdami tipa YY Oriona i ostal'nymi zvezdami tipa T Tel'ca; ved' ih polozhenie na diagramme Gercshprunga - Ressela ne razlichaetsya. V modeli diskovoi akkrecii ostaetsya takzhe otkrytym vopros o prirode vysokotemperaturnyh (T >~ 2 10⁴ K) oblastei u zvezd tipa T Tel'ca. I nakonec, ne yasno, kakov mehanizm poteri massy u molodyh zvezd?

Poslednii vopros zasluzhivaet osobogo vnimaniya. Poskol'ku v modeli diskovoi akkrecii dvizhenie veshestva so skorostyami svyshe 100 km/s proishodit po krugovym orbitam, to bol'shaya shirina emissionnyh linii uzhe ne yavlyaetsya ukazaniem na nalichie zvezdnogo vetra. Odnako za poslednee desyatiletie nakopilos' mnozhestvo drugih faktov, svidetel'stvuyushih o burnom istechenii veshestva iz okrestnostei molodyh zvezd. Nachnem ih opisanie s rezul'tatov nablyudenii v radiodiapazone.

Povyshenie chuvstvitel'nosti priemnoi apparatury n uvelichenie razmerov antenn pozvolilo vo vtoroi polovine 70-h godov zaregistrirovat' v santimetrovom diapazone izluchenie ot zvezd tipa T Tel'ca na urovne >~10 mJy²⁾). Po-vidimomu, eto radioizluchenie imeet teplovuyu prirodu i svyazano s protyazhennoi (~10³ a. e.) obolochkoi iz ionizovannogo gaza s temperaturoi ~10⁴ K. Pytayas' ob'yasnit' formu spektra radioizlucheniya, astronomy obnaruzhili, chto eta obolochka dolzhna rasshiryat'sya, a vyzvannaya etim poterya massy zvezdoi okazyvalas' M >~ 10^-8 M/god.

Chut' pozzhe v opticheskom diapazone byli polucheny eshe bolee pryamye ukazaniya na razlet ionizovannogo gaza. Davno uzhe bylo izvestno, chto v spektrah primerno treti zvezd tipa T Tel'ca prisutstvuyut, tak nazyvaemye zapreshennye linii kisloroda [0I] 6300 Å i ionizovannoi sery [S II] 4069 Å, 4076 Å, kotorye mogut voznikat' lish' v gaze s temperaturoi T ~ 10⁴ K i plotnost'yu menee chem 10⁵ sm^-3. Poyavlenie novyh krupnyh teleskopov i zamena fotoplastinok vysokochuvstvitel'nymi poluprovodnikovymi priemnikami sveta (PZS-matricy) pozvolilo v nachale 80-h godov issledovat' profili zapreshennyh linii s vysokim razresheniem.

Ris. 14.9. Profil' zapreshennoi linii kisloroda [O I] 6300,3 Å v spektre zvezdy DF Tau (a); shema, pozvolyayushaya ob'yasnit' formu profilya: neprozrachnyi pylevoi disk zagorazhivaet gaz, letyashii ot nablyudatelya (b). U dvuh maksimumov ukazana luchevaya skorost' gaza v km/s.

Posmotrite na ris. 14.9 a. Smeshenie dliny volny linii [OI] 6300 Å po sravneniyu s laboratornym znacheniem nel'zya ob'yasnit' inache, chem rezul'tatom doplerovskogo sdviga, a sledovatel'no, my imeem pryamoe ukazanie na dvizhenie ionizovannogo gaza so skorost'yu poryadka 100 km/s. Sushestvenno, chto my vidim lish' gaz, dvizhushiisya k nam: na eto ukazyvaet goluboe smeshenie linii. Poskol'ku eto nablyudaetsya u vseh izuchennyh zvezd, o sluchainom sovpadenii ne mozhet byt' i rechi. Ob'yasnenie etomu skoree vsego sleduyushee: dvizhenie gaza imeet radial'nyi harakter, no my vidim lish' obrashennuyu k nam oblast' techeniya, druguyu polovinu zagorazhivaet neprozrachnyi pylevoi disk (ris. 14.9 b). Kstati, vot i eshe odno kosvennoe podtverzhdenie gipotezy o pylevom diske.

V nachale 80-h godov s pomosh'yu PZS-matric udalos' poluchit' izobrazheniya okrestnostei molodyh zvezd s vysokim uglovym razresheniem (~1"). Vblizi nekotoryh zvezd byli obnaruzheny strui ionizovannogo gaza (sm. ris. 11.9) s takoi zhe temperaturoi i plotnost'yu, kak naidennye iz analiza zapreshennyh linii i radiokontinuuma. Dlina strui poryadka 10¹⁷ - 10¹⁶ sm, a potok massy v nih ot 10^-10 do 10^-9 M/god. Ne sovsem yasno, chto yavlyaetsya istochnikom ionizacii gaza v okolozvezdnyh obolochkah. Esli ionizaciya vyzvana ul'trafioletovym izlucheniem zvezdy, to netrudno vychislit', chto svetimost' molodyh zvezd v etom diapazone (l < 912 Å) dolzhna sostavlyat' neskol'ko procentov ot polnoi svetimosti zvezdy. No eto chudovishno bol'shaya velichina - u zvezd glavnoi posledovatel'nosti analogichnyh spektral'nyh klassov svetimost' v ul'trafioletovom diapazone na mnogo poryadkov men'she. V svoe vremya eto obstoyatel'stvo schitalos' sil'nym argumentom v pol'zu teorii moshnyh hromosfer, odnako vremena menyayutsya i proishodit pereocenka nekotoryh idei.

Mezhdu tem, poyavlyayutsya vse novye fakty, govoryashie o razlete veshestva iz okrestnosti molodyh zvezd. Radioastronomy obnaruzhili u nekotoryh zvezd anizotropnoe, a v ryade sluchaev - bipolyarnoe dvizhenie molekulyarnogo gaza: rech' idet ob upominavshihsya ranee SO-potokah. Ocenki pokazyvayut, chto ezhegodno kazhdaya iz podobnyh zvezd vybrasyvaet v okruzhayushee prostranstvo svyshe 10^-8 M holodnogo (T ~ 10 K} veshestva, letyashego so skorost'yu svyshe 10 km/s (sm. tabl. 11.3).

Priroda molekulyarnyh potokov, po-vidimomu, takova. Zvezdnyi veter molodyh zvezd, stalkivayas' s ostatkami roditel'skogo protozvezdnogo oblaka, peredaet svoi impul's holodnomu veshestvu, vymetaya ego iz okrestnosti zvezdy. Pravda, kolichestvennyi analiz pokyzyvaet, chto ob'yasnit' nablyudaemuyu intensivnost' molekulyarnyh potokov razletom tol'ko pervonachal'no ionizovannogo gaza nevozmozhno. K tomu zhe, analiz IK-spektra vodoroda pokazyvaet, chto naryadu s ionizovannym gazom v okrestnosti molodyh zvezd imeetsya i znachitel'noe kolichestvo neitral'nogo vodoroda. Pervonachal'no schitalos', chto etot gaz vhodit v sostav diskov, no reshaya problemu uskoreniya molekulyarnyh potokov, prishlos' predpolozhit', chto naryadu s razletom ionizovannogo gaza sushestvuet ne menee intensivnyi zvezdnyi veter iz neitral'nogo vodoroda.

I vot sovsem nedavno postupilo soobshenie o tom, chto radionablyudeniya na volne 21 sm, kazhetsya, podtverzhdayut sushestvovanie potokov neitral'nogo vodoroda. Etot vyvod nosit poka predvaritel'nyi harakter, poskol'ku ochen' trudno vydelit' interesuyushii nas gaz na fone gigantskogo kolichestva neitral'nogo vodoroda, zapolnyayushego oblasti zvezdoobrazovaniya. Poetomu vryad li seichas stoit govorit' o kolichestvennyh harakteristikah "atomarnogo" zvezdnogo vetra. Yasno lish', chto veshestvo v "neitral'nom" vetre bolee holodnoe i plotnoe, chem v potoke ionizovannogo gaza, a skorost' dvizheniya "holodnogo" vetra v neskol'ko raz men'she, chem "goryachego".

Podvedem itog. Seichas net somneniya, chto molodye zvezdy yavlyayutsya istochnikami moshnogo vetra, v rezul'tate kotorogo iz blizhaishih okrestnostei zvezdy ezhegodno unositsya svyshe 10^-8 M gaza. Esli predpolozhit' chto prodolzhitel'nost' stadii, na kotoroi molodye zvezdy intensivno teryayut massu, sostavlyaet ~3 10⁶ let, to poluchaetsya, chto za vremya svoei burnoi molodosti zvezda teryaet znachitel'nuyu chast' svoei nachal'noi massy. Odnako takaya vozmozhnost' po ryadu prichin vyglyadit maloveroyatnoi. Kuda bolee privlekatel'noi predstavlyaetsya ideya o tom, chto veshestvo teryaetsya ne samoi zvezdoi, a okruzhayushim ee diskom.

Vse bol'she astronomov prihodyat k ubezhdeniyu, chto v okrestnosti molodyh zvezd my nablyudaem slozhnuyu kartinu: v ekvatorial'noi ploskosti zvezdy proishodit diskovaya akkreciya, a v napravleniyah, perpendikulyarnyh ploskosti diska, veshestvo uletaet ot zvezdy. Chto zhe zastavlyaet padayushee veshestvo izmenit' napravlenie svoego dvizheniya? Okonchatel'nogo otveta na etot vopros poka net. Odnako nam predstavlyaetsya, chto osnovnuyu rol' v etom dolzhno igrat' magnitnoe pole zvezdy.

Dorogoi chitatel', ty dolzhen znat', chto avtory seichas s trudom uderzhivayutsya pered iskusheniem shirokimi mazkami narisovat' kartinu vzaimodeistviya krupnomasshtabnogo magnitnogo polya zvezdy s veshestvom akkrecionnogo diska. Liho zhongliruya ponyatiyami radius korotacii, al'venovskii radius, potencial'nyi bar'er centrobezhnyh sil, polyarnaya akkrecionnaya kolonka, perezamykanie silovyh linii na granice magnitosfery, i nakonec, sverhkriticheskaya svetimost' v holodnom gaze, my mogli by na blizhaishih dvuh-treh stranicah kavaleriiskim naskokom "razreshit'" vse problemy fiziki molodyh zvezd i "ob'yasnit'" vse, chto do sih por predstavlyalos' zagadkoi.

Odnako my reshaem etogo ne delat'. Vozmozhno, potomu, chto v nashei pamyati vsplyl epizod, imevshii mesto neskol'ko let nazad na odnom iz nauchnyh seminarov v Gosudarstvennom astronomicheskom institute im. P. K. Shternberga, gde my rabotaem. Posle emocional'nogo vystupleniya dokladchika, ubezhdenno otstaivavshego svoi variant teoreticheskoi interpretacii noveishih nablyudatel'nyh dannyh, kto-to iz slushatelei neozhidanno spokoino i kak-to dazhe zadushevno sprosil: "Nu, horosho, Kolya, a Vy dadite ruku na otsechenie, chto Vy pravy?" Stol' rezkii perehod ot abstraktnoi nauchnoi polemiki k konkretnoi probleme chlenovreditel'stva zastavil dokladchika zadumat'sya, i cherez minutu krasnorechivogo molchaniya on priznalsya: "Net, i pal'ca ne dam."

V samom dele, skol'ko raz uzhe kazalos', chto ta ili inaya astrofizicheskaya model' ob'yasnyaet vse ili pochti vse nablyudeniya. No prohodilo vremya i "pochti vse" prevrashalos' v "prakticheski nichego". K tomu zhe teoriya vzaimodeistviya zamagnichennyh zvezd s akkrecionnym diskom na segodnyashnii den' ne dovedena do urovnya konkretnyh modelei, pozvolyayushih sravnivat' teoreticheskie predskazaniya s rezul'tatami nablyudenii. I poetomu my vynuzhdeny nastupit' na gorlo sobstvennoi pesne, tochnee, gimnu novoi modeli, goryachimi storonnikami kotoroi yavlyayutsya, kak minimum, polovina avtorov etoi knigi.

Edinstvennyi argument, kotoryi my privedem v pol'zu novoi teorii, nosit obshii harakter: v zavisimosti ot parametrov zvezdy, magnitnogo polya i akkrecionnogo diska sleduet ozhidat' bol'shogo raznoobraziya fizicheskih uslovii i processov v okrestnosti molodyh zvezd. No imenno ob etom i svidetel'stvuyut mnogoletnie nablyudeniya, i imenno eto obstoyatel'stvo stanovilos' kamnem pretknoveniya dlya mnogih teorii prezhde.

¹⁾ S pomosh'yu izvestnogo vyrazheniya dlya effekta Doplera Dl = l₀v / c mozhno proizvol'nyi interval dlin voln Dl vyrazhat' v edinicah skorosti. Udobstvo takogo vybora edinic v tom, chto velichina Dl perestaet zaviset' ot l₀.

²⁾ 1 mJy (1 milliyanskii) - edinica spektral'noi plotnosti potoka izlucheniya, prinyataya v radioastronomii: 1 mJy = 10^-3Jy = 10^-29 Vt / (Gc m²).

---

<< 13. Chto zhe takoe protozvezdy? | Oglavlenie | 15. Zaklyuchenie >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie Publikacii so slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie
Sm. takzhe: IC 348 i Barnard 3 M16: stolpy sozidaniya Vybrosy iz protozvezd v Zmee CG4: globula i galaktika NGC 604: gigantskie zvezdnye yasli NGC 7714: vspyshka zvezdoobrazovaniya posle stolknoveniya galaktik Tumannost' Konus ot teleskopa imeni Habbla Vse publikacii na tu zhe temu >>