Астронет > Истечение вещества из звёзд

Астронет: Г. С. Бисноватый-Коган, "Физика Космоса", 1986 Истечение вещества из звёзд
http://variable-stars.ru/db/msg/1188302

Истечение вещества из звёзд

Звёзды теряют массу, по-видимому, на всех стадиях своей эволюции.Это подтверждают наблюдения: обнаружено истечение вещества из Солнца (солнечный ветер), из горячих звёзд (спектр. классов О и В), из красных и жёлтых гигантов и сверхгигантов, т.е. истечение происходит как из звёзд, мало проэволюционировавших (первые два типа), так и из звёзд на поздней стадии эволюции (красные гиганты). Более того, И. в. из з. начинается ещё до стадии главной последовательности. На это указывают наблюдения молодых сжимающихся звёзд типа Т Таu. Потеря массы у этих звёзд $\sim 10^{-8} {\mathfrak M}_\odot$ в год. К объектам, образовавшимся в результате интенсивной потери массы звёздами-гигантами, относятся также планетарные туманности. Всё это говорит о важной роли истечения вещества для эволюции звезд.

Из наблюдений можно сделать нек-рые оценки скорости потерь массы. Для Солнца, она равна $10^{11}-10^{12} г/с ({\mathfrak M}_\odot$ в год). Время жизни Солнца $\approx 5\cdot 10^9$ лет, т.е. истечение типа солнечного ветра несущественно для эволюции. У горячих звёзд спектр. классов О и В, а также звёзд типа Вольфа-Райе и Р Лебедя (Р Cyg) потеря массы может доходить до $10^{-8}-10^{-5} {\mathfrak M}_\odot$ в год. Поскольку время жизни звёзд с массой $\sim 30 {\mathfrak M}_\odot$ (каковыми явл. эти объекты) 10⁶-10⁷ лет, потеря массы за это время оказывается значительной. Наиболее существенна потеря массы на поздних стадиях эволюции. Для красных гигантов и сверхгигантов потеря массы может составлять, по оценкам, $10^{-6}-10^{-3} {\mathfrak M}_\odot$ в год. В результате интенсивной потери массы такими звёздами может происходить образование планетарных туманностей. Указанием на значит. потерю массы может служить существование протяжённых разреженных газовых оболочек, обнаруженных вокруг нек-рых одиночных звёзд типа Вольфа-Райе.

Теория эволюции звёзд указывает на важность потери звездой своей массы в ходе эволюции. Действительно, масса звёзд на конечных стадиях эволюции не превышает 1,2-1,4 ${\mathfrak M}_\odot$ для белых карликов и 2 ${\mathfrak M}_\odot$ для нейтронных звёзд. Звёзды большей массы должны коллапсировать (см. Гравитационный коллапс) и превращаться в черные дыры, а размеры их - резко уменьшаться (радиус должен приближаться к т.н. гравитационному радиусу). Превращение звезды в нейтронную звезду или чёрную дыру сопровождается, по-видимому, существенно нестационарным процессом типа вспышки сверхновой звезды. Однако наблюдаемая частота вспышек сверхновых не соответствует числу массивных звёзд, достигших, согласно расчётам, поздних стадий эволюции (взрывов сверхновых наблюдается в 30-300 раз меньше). Устранить такое расхождение можно, либо предположив, что нестационарный процесс может проходить "беззвучно", т.е. не давать обычно наблюдаемых явлений, что весьма маловероятно, либо считая, что в процессе эволюции масса звезды теряется весьма эффективно и большинство звёзд большой массы превращается в белые карлики без взрыва. Важным свидетельством в пользу этого явл. наличие белых карликов в молодых рассеянных скоплениях (Гиады), образовавшихся из звёзд с массой $\ge 6 {\mathfrak M}_\odot$ .

Причиной потери массы звёздами на спокойной стадии эволюции явл. процессы, протекающие в их оболочках. В то время как осн. масса звезды (типа Солнца), составляющая $\approx$ 97-99% ${\mathfrak M}_\odot$ , находится в статич. равновесии, её внеш. оболочка находится в состоянии гидродинамич. истечения. У Солнца гидродинамически истекающей оболочкой явл. корона, масса к-рой столь незначительна, что при расчёте эволюции вещество, уносимое расширяющейся короной (солнечным ветром), не учитывается. У красного гиганта в стадии истечения может находиться гораздо большая часть массы. Скорость истекающего вещества монотонно растёт с удалением от звезды, т.к. энергия хаотического (теплового) движения вещества постепенно переходит в кинетич. энергию направленного движения.

Механизмы И. в. и. з. различны. У Солнца, напр., причиной истечения явл. нагрев основания короны магнитогидродинамич. волнами (см. Солнце, Магнитогидродинамика). Указания на существование горячих истекающих корон у звёзд многих спектральных классов получено при измерении рентг. светимостей звёзд на спутниках "ОАО-3" (США, 1972) и "НЕАО-В" (США, 1978). Весьма существенным для характера истечения вещества явл. его взаимодействие с излучением. Звёздный ветер практически прозрачен для излучения, за исключением отдельных спектр. линий (в этих линиях оптическая толща $\tau$ может приближаться к единице). За счёт излучения истекающее вещество может охлаждаться. Истечение из горячих массивных звёзд происходит гл. обр. из-за давления излучения в мощных спектр. линиях. При этом ускорение вещества происходит в оптически тонкой области ( $\tau\ll 1$ ). Истечение из красных гигантов и звёзд, образующих планетарные туманности, связано с тем, что вещество в основной области течения непрозрачно для излучения (находится в равновесии с излучением, $\tau\gg 1$ ). При заданном тепловом потоке из звезды рост непрозрачности ведёт к увеличению перепада (градиента) темп-ры, а следовательно, и градиента лучистого давления. При достаточно большом градиенте давления тяготение не может уравновесить его, статич. равновесие нарушается, начинается истечение.

График качественной зависимости
непрозрачности $\varkappa$ вещества
звезды от массы m, заключённой
в сфере радиуса r. В сфере с радиусом звезды
R₃ содержится полная масса звезды.

Из теории строения звёзд известно, что звезда может находиться в состоянии статич. равновесия только в случае, когда её светимость L меньше т.н. критической светимости L_K:
$L\lt L_K=4\pi cG{\mathfrak M}/\varkappa$
где $\varkappa$ - непрозрачность среды. График качественной зависимости непрозрачности от радиуса для звезды с массой 30 ${\mathfrak M}_\odot$ представлен на рис. Из рис. видно, что у звёзд главной последовательности $\varkappa$ везде невелика, т.е. L< L_K, у красных же гигантов, там, где темп-ра в оболочке падает настолько, что появляется зона неполной ионизации водорода, непрозрачность резко возрастает (см. Атмосферы звезд, Пульсации звезд). Кроме того, у красных гигантов светимость столь высока, что в их оболочке выполняется условие L>L_K. В силу этих причин и появляется гидродинамич. истечение. Отметим, что конвекция, участвуя в переносе теплового потока, уменьшает непрозрачность и препятствует истечению, но во внеш. слоях её роль невелика. Чем больше масса звезды, тем меньше плотность ее поверхностных слоев и тем менее эффективна конвекция. Для звёзд с ${\mathfrak M}= 30 {\mathfrak M}_\odot$ она может не препятствовать истечению после начала термоядерных реакций с участием гелия (на стадии красных гигантов). Для ${\mathfrak M}<{\mathfrak M}_\odot$ конвекция препятствует истечению на этой стадии и позволяет продолжить статич. эволюцию.

Как видно из выражения для L_K начало истечения определяется кроме $\varkappa$ также и отношением $L/{\mathfrak M}$ . Из теории следует, что для звёзд главной последовательности L~ ${\mathfrak M}^3$ или даже ~ ${\mathfrak M}^4$ (для малых масс), поэтому с ростом массы растёт и величина L/L_K. Она равна $\approx 5\cdot 10^{-5} \varkappa$ для 1 ${\mathfrak M}_\odot$ и доходит до 0,3 $\varkappa$ для 30 ${\mathfrak M}_\odot$ . Т.о., чем больше масса, тем меньшего увеличения непрозрачности требуется для начала истечения. Этим объясняется наличие сильного истечения вещества у горячих звёзд класса О, в к-рых непрозрачность определяется главным образом резонансными спектр. линиями ионов. Чем меньше масса, тем на более поздних стадиях эволюции начинается гидродинамич. истечение вещества.

Присутствие пыли в оболочках красных звёзд также способствует истечению вещества, т.к. пыль увеличивает взаимодействие между веществом и потоком излучения. Сочетание этих двух механизмов приводит, по-видимому, к наблюдаемой потере массы красными и жёлтыми гигантами и сверхгигантами.

Происхождение звёзд типа Вольфа-Райе, к-рые состоят в основном из гелия, связывают с потерей водородной оболочки звездой с массой ${\mathfrak M}\ge {\mathfrak M}_\odot$ . Масса водородной оболочки составляет примерно половину первоначальной массы звезды. Такие звёзды интенсивно теряют массу на стадии загорания гелия. Для менее массивных звёзд столь же интенсивная потеря массы может начаться на более поздних стадиях, когда начинается горение углерода и кислорода. Для звёзд с массой $\approx 1,3 {\mathfrak M}_\odot$ на поздних стадиях эволюции истечение такого типа должно происходить при образовании планетарной туманности и перехода звезды в белый карлик. Теория истечения вещества из звёзд ещё далека от завершения.

Лит.:
Паркер Е., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., 1965; Зельдович Я.Б., Новиков И.Д., Релятивистская астрофизика, М., 1967.

(Г.С. Бисноватый-Коган)

Г. С. Бисноватый-Коган, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru