Главная > Разное > Теория вращающихся звезд
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

12.4. ВРАЩЕНИЕ ЗВЕЗД КЛАССОВ Am И Ap

Как впервые показал Слеттебак, проекции скоростей вращения звезд с линиями металлов и пекулярных звезд класса А относительно невелики по сравнению с их средними значениями для нормальных звезд соответствующих классов (см. рис. 2.5). Первый основной вопрос: является ли вращение звезд классов в принципе медленным или это нормальные звезды, обращейные к нам полюсом? Поскольку во многих существенных отношениях эти две группы отличаются друг от друга, мы рассмотрим их поочередно. В конце раздела мы сделаем несколько замечаний о связи вращения с процессами диффузии в звездах классов

После открытия Абтом, что все или почти все звезды класса являются спектрально-двойными, едва ли можно сомневаться, что резкое различие между средними скоростями вращения этих звезд и нормальных звезд класса А нельзя объяснить только эффектом наклона оси вращения. Согласно Абту, против такого объяснения можно привести три довода. Во-первых, звезды класса обычно, если не всегда, являются членами спектрально-двойных систем, тогда как нормальные звезды класса А являются компонентами двойных лишь изредка, причем только долгопериодических систем сут). Поскольку в тесных двойных приливное взаимодействие ведет к параллельности нормали к плоскости орбиты и осей вращения (см. раздел 2.4 и 16.3), характеристики спектрально-двойных этих

двух групп в точности противоположны ожидаемым в случае, если бы сказывался эффект наклона оси: звезды, обращенные к нам полюсом, скорее всего встречались бы в двойных, плоскость орбиты которых лежит в картинной плоскости, а их труднее обнаружить; между тем именно звезды класса часто наблюдаются в тесных двойных. Во-вторых, если бы различие между двумя группами было обусловлено только эффектом наклона, то полное отсутствие двойных звезд с периодами меньше 300 сут среди нормальных звезд класса А и высокая частота короткопериодических двойных среди звезд класса были бы невозможны. -третьих, если бы звезды класса были нормальными звездами класса А, обращенными к нам полюсом, то короткопериодических затменных двойных класса не наблюдалось бы, а имелось бы много затменных двойных класса А, однако наблюдения показывают, что затменных двойных класса много, а затменные двойные среди нормальных звезд класса А не известны.

Учитывая эти доводы, мы вместе с Абтом приходим к заключению, что звезды класса не обязательно обращены к нам полюсом и, значит, не от определяющим образом зависит их распределение по проекциям экваториальных скоростей хотя всегда остается возможность, что часть различий между скоростями вращения звезд класса и нормальных звезд класса А обусловлена эффектами наклона. Предполагая, что ориентация осей в обеих группах звезд случайна, мы можем статистически преобразовать проекции экваториальных скоростей в истинные экваториальные скорости На рис. 12.16 изображены функции распределения

Рис. 12.16. Функция распределения скоростей вращения на экваторе звезд классов и нормальных звезд класса А. Площади под тремя кривыми пропорциональны числу звезд в выборках, или соответственно.

истинных экваториальных скоростей для представительных выборок звезд с сильно и слабо выраженными линиями металлов и нормальных звезд классов А5 - А9 (классы светимости IV или V). Распределения звезд с линиями металлов и нормальных звезд класса А немного перекрываются. Согласно Абту, это пересечение можно объяснить расхождениями в спектральной классификации. Тогда скорость вращения — необходимый и достаточный параметр, по которому в определенном интервале спектральных классов и возрастов можно узнать, является ли спектр звезды нормальным или содержит линии металлов. (Но нельзя определить, сильно или слабо выражены аномалии в содержании металлов.) Анализ опубликованных данных о двойных звездах указывает, кроме того, что частота встречаемости короткопериодических двойных класса такая же, как и звезд класса и что в обоих случаях низкие скорости вращения объясняются в основном стремлением тесных двойных к синхронному вращению (см. рис. 2.12). Иначе говоря, если сложить три кривые на рис. 12.16, то получится бимодальное распределение (с максимумами при и мйнимумом при а это указывает, что у холодных звезд класса А современные скорости вращения определяются действием двух различных механизмов, поэтому они делятся на две группы: члены двойных систем, у которых экваториальные скорости малы главным образом из-за приливного взаимодействия, и одиночные звезды (или компоненты широких двойных), в значительной степени сохранившие свои начальные моменты количества движения. Тот факт, что медленное вращение — это единственная по-настоящему существенная причина аномальных спектров у звезд класса А, снова подтвердился, когда Стрёмгрен первым обнаружил, что умеренное вращение понижает наблюдаемое содержание металлов в звездах класса Наконец, как следует из табл. 12.4, средние значения возрастания светимости в результате эволюции, над главной последовательностью нулевого возраста показывают также, что звезды классов лежат гораздо ближе к этой последовательности, чем нормальные звезды класса А. Этот результат согласуется с результатом Смита, что феномен металличности исчезает вблизи области гигантов.

Таблица 12.4 (см. скан) Характеристики звезд классов и нормальных звезд спектрального класса А

Обратимся теперь к проекциям скоростей вращения звезд класса Нет ли среди этих звезд подгрупп, в которых скорости вращения достаточно отличаются, чтобы стоило рассматривать их отдельно?

Таблица 12.5 (см. скан) Характеристики подгрупп

Мы видим, что у трех подгрупп, перечисленных в табл. 12.5, средние скорости вращения и диапазоны скоростей имеют лишь второстепенные различия и только открытый Гутри дефицит звезд с очень узкими линиями кремния вновь находит сильное подтверждение. На рис. 12.17 показана

Рис. 12.17. Слева — функция распределения по проекциям скоростей вращения Для 49 звезд класса с водородными классами по сравнению с распределением для 73 нормальных звезд класса А. Шаг составляет для звезд класса (точки) и для нормальных звезд (кружки); кривые проведены от руки. Справа — распределения по скоростям вращения на экваторе нормированные для Доли звезд класса

функция распределения по скоростям вращения для 49 звезд класса и 73 нормальных звезд спектральных классов (класс светимости IV или V). Средние проекции скоростей для звезд класса и нормальных звезд равны соответственно отличаются в четыре раза. Однако в отличие от звезд класса распределения значений перекрываются; это показывает, что если оси вращения ориентированы случайно, то в статистической выборке имеются нормальные звезды с меньшими скоростями вращения, чем у некоторых звезд класса Из этого следовало бы, что низкая скорость вращения не является достаточным условием химических аномалий в холодных звездах класса В. Важный вопрос, не могут ли звезды класса быть нормальными звездами, обращенными к нам полюсом (т.е. не связаны ли аномалии химического состава лишь с полярными областями, где скорости вращения низки), изучался (наряду с другими авторами) Престоном, а также Абтом, Чэффи и Саффолком. Согласно этим авторам, сравнение проекций скоростей вращения с экваториальными скоростями, вычисленными по периодам колебаний блеска, магнитного поля или спектра, говорит в пользу твердотельного вращения и случайной ориентации осей (ср. с разд. 15.4).

Итак, судя по всему, можно думать, что по природе своей звезды класса вращаются медленно, но что одного лишь вращения может быть недостаточно, чтобы отличать их от нормальных звезд, хотя не исключено, что часть звезд класса попала в выборку нормальных звезд, а на самом деле эти две группы не перекрываются по Кроме того, низкие скорости вращения звезд класса по-видимому, не связаны с приливным взаимодействием в двойных системах. Как показали Абт и Сноуден, по-видимому, для всех трех подгрупп звезд класса доля визуально-двойных нормальна. Какой же механизм обеспечивает аномально низкие скорости вращения звезд класса по сравнению с нормальными звездами главной последовательности той же температуры? Разумеется, при отсутствии протяженных субфотосферных конвективных зон и вследствие кратковременности стадии конвективного перемешивания в ходе сжатия до главной последовательности эту аномалию нельзя отнести на счет магнитного торможения звездным ветром теплового происхождения (см. разд. 11.4). Хавнес и Конти высказали предположение, что звезды класса могут захватывать и раскручивать на границе магнитосферы ионизированное вещество из окружающей межзвездной среды. При таком допущении время торможения получается порядка 107 — 108 лет, т.е. достаточно малое, так что магнитное торможение звезд верхней части главной последовательности окажется заметным. Кулсруд изучал также вопрос, не может ли вращение магнитных звезд замедляться только за счет излучения гидромагнйтных волн без потери массы. Наконец, Штриттматтер и Норрис предположили, что эволюция к стадии может критически зависеть от начального отношения магнитной энергии к кинетической энергии вращения. В их картине получается, что если это отношение превышает некоторое критическое значение, то циркуляционные течения тепловой природы в атмосфере подавляются магнитным полем, и поэтому магнитные силовые линии всегда

остаются над поверхностью звезды. Затем магнитное поле продолжает распространяться из фотосферы в окружающую среду и может передавать ей момент количества движения посредством центробежного ветра, впервые рассмотренного Местелом (см. разд. 11.4). Подсчет по порядку величины показывает, что потеря момента происходит с характерным временем лет. Ясно, что все эти попытки объяснить, почему скорости вращения звезд класса ниже средних, носят предварительный характер и нуждаются в количественном подтверждении.

Насколько нам известно, согласия относительно механизма, который вызывает аномалии содержания химических элементов в спектрах звезд классов пока еще нет. Что касается звезд класса то имеется вполне определенная корреляция между медленным вращением и аномальным спектром. Для этих звезд часто принимают рабочую гипотезу, что члены тесных двойных медленно вращаются из-за приливного взаимодействия, и поэтому из-за отсутствия существенного перемешивания циркуляционными течениями в атмосферах их спектры аномальны. В самом деле, как утверждали Мишо и его сотрудники, если макроскопические движения в атмосфере звезды ничтожно малы, то в результате процессов микроскопической диффузии легкие и тяжелые элементы могут разделяться, т.е. те элементы, которые поглощают больше идущей наружу лучистой энергии на атом, движутся к поверхности, а поглощающие меньше энергии опускаются вглубь. Этот же механизм предлагался и для объяснения аномалий содержания химических элементов в звездах класса они медленно вращаются, имеют неглубокие поверхностные конвективные зоны, а магнитные поля у некоторых из них сильны. Поэтому весьма вероятно, что именно эти звезды обладают устойчивыми оболочками, в которых возможно гравитационное разделение элементов Хотя при современном уровне неопределенности явных расхождений между теорией и наблюдениями, по-видимому, не найдено, этот механизм сопряжен с серьезной трудностью: микроскопическая диффузия важна только тогда, когда все характерные времена перемешивания (за счет циркуляции, конвекции и турбулентности) или обновления вещества (за счет аккреции или потери массы) значительно превышают характерные времена гравитационного разделения. Шацман, Баглен и Воклер специально рассмотрели роль меридиональных течений, однако в настоящее время окончательные выводы невозможны, потому что еще не получены самосогласованные модели течений вблизи поверхности вращающейся звезды (ср. с разд. 8.2 и 8.3). Цан подчеркнул также важность неустойчивостей течений с градиентом скорости в

дифференциально вращающихся звездах, но здесь пока не установлен практический критерий устойчивости (ср. с разд. 8.4). Поэтому, вместо того чтобы искать условия отсутствия перемешивания в медленно вращающихся звездах, следует, по-видимому, принять в качестве самого вероятного объяснения гравитационное разделение и рассматривать скорости диффузии как грубый верхний предел скоростей циркуляции тех пор пока не будут получены приемлемые модели циркуляционных течений в лучистых зонах).

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление