КОРО́НЫ ЗВЁЗД

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

Осн. ин­ди­ка­то­ром су­ще­ст­во­ва­ния К. з. слу­жит мяг­кое рент­ге­нов­ское из­лу­че­ние – те­п­ло­вое из­лу­че­ние ио­ни­зо­ван­но­го ко­ро­наль­но­го га­за (плаз­мы). Оно за­ре­ги­ст­ри­ро­ва­но от не­сколь­ких со­тен звёзд при по­мо­щи ап­па­ра­ту­ры, ус­та­нов­лен­ной на бор­ту кос­мич. об­сер­ва­то­рий. От­но­ше­ние све­ти­мо­сти в рент­ге­нов­ском диа­па­зо­не к пол­ной энер­гии, из­лу­чае­мой звез­дой во всех диа­па­зо­нах (бо­ло­мет­ри­че­ской све­ти­мо­сти), ис­поль­зу­ет­ся в ка­че­ст­ве ха­рак­те­ри­сти­ки мощ­но­сти К. з. 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, напр., для крас­ных кар­ли­ко­вых звёзд с пе­рио­дом вра­ще­ния по­ряд­ка су­ток и оз­на­ча­ет, что на фор­ми­ро­ва­ние и под­дер­жа­ние К. з. 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 К. з., вхо­дя­щих в со­став двой­ных сис­тем ти­па RS Гон­чих Псов, как пра­ви­ло, дос­ти­га­ет уров­ня на­сы­ще­ния. Уве­ли­че­ние по­то­ка мяг­ко­го рент­ге­нов­ско­го из­лу­че­ния К. з. свя­за­но не столь­ко с рос­том ко­ли­че­ст­ва ко­ро­наль­ной плаз­мы (точ­нее, её объ­ём­ной ме­ры эмис­сии), сколь­ко с рос­том ср. темп-ры К. з. от 1,5 млн. К для Солн­ца до 10 млн. К для наи­бо­лее ак­тив­ных звёзд.

Совр. ап­па­ра­ту­ра по­зво­ли­ла по­лу­чить спек­тры К. з. 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 К. з. раз­ли­ча­ют­ся от­но­сит. ко­ли­че­ст­вом го­ря­чей плаз­мы (с темп-рой ок. 10⁶ К), объ­ём ко­то­рой мо­жет дос­ти­гать 10% все­го из­лу­чаю­ще­го объ­ё­ма ко­ро­ны.

Как и на Солн­це, фи­зич. про­цес­сы в К. з. оп­ре­де­ля­ют­ся по­ве­де­ни­ем маг­нит­ных по­лей разл. мас­шта­ба, ко­то­рые от­вет­ст­вен­ны за осн. на­грев плаз­мы. Осн. мас­са из­лу­чаю­ще­го го­ря­че­го га­за К. з. об­ра­зу­ет струк­ту­ры ти­па пе­тель, яв­ляю­щих­ся изо­ли­ро­ван­ны­ми пуч­ка­ми маг­нит­ных си­ло­вых ли­ний и со­еди­няю­щих хол­мы маг­нит­ных по­лей про­ти­во­по­лож­ных по­ляр­но­стей (см. Ко­ро­наль­ные пет­ли). На звёз­дах, как и на Солн­це, боль­шин­ст­во пе­тель, за­пол­нен­ных плаз­мой с темп-рой от 2 млн. К до 5–10 млн. 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 ок. 10⁶–10⁷ лет эф­фек­ты ти­па сол­неч­ной ак­тив­но­сти так­же на­блю­да­ют­ся, од­на­ко они раз­ви­ва­ют­ся в осн. 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. Мно­го­числ. очень сла­бые вспыш­ки иг­ра­ют осн. роль в на­гре­ве К. з., 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 зна­чит. 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 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 разл. рас­стоя­ни­ях от звез­ды.