ноля зв╦зд, а также акустич. энергии, вырабатываемой ОН, Н20, SiO; см. Мазерный эффект в хонвективными движениями в подфотосферных слоях 3, а. У зв╦зд с Гэ^8000 К под фотосферой расположена конвективпая зона, развитая тем больше, чем ниже Т% звезды. В конвективной зоне преобладает механич. перенос вещества, и энергии. Б результате в ней генерируется акустич. шум. Малая доля энергии звезды (для Солнца ~ 10~6) уходит в верх, слои 3. а. в виде акустич. волн, преобразующихся в замаши-ченной плазме верх, частей 3. а. в магнитогидроди-нампч. волны. Их затухание, как и диссипация маги. энергии, вызывает дополнит, нагрев верх, слоев 3. а. Выделяющаяся энергия мала по сравнению с энерговыделением звезды, но поскольку она распределяется на малое число частиц разреженной части 3. а., среда может быть нагрета до миллионов Кельвинов.
Верх, слои 3. а. оптически тонки для большей части собств. излучения. Поэтому тепловой баланс там определяется объ╦мным охлаждением и нагревом. В таких условиях космич. плазма из-за тепловой неустойчивости распадается на слой с 7*« (1≈5}-10* К, охлаждающийся в линиях наиб, обильных элементов ≈ водорода и гелия и слой с 7^10е К. Слой с ГгиЮ* К лежит над фотосферой и получил назв. хромосферы. Внеш. слой с Т^Ю6 К наз, короной. Между ними имеется тонкий слой, наз. переходной областью с резким перепадом темп-ры от 104 до ~10в К, где распределение темп-ры определяется теплопроводностью, т. е. поток тепла ид╦т сверху вниз.
Хромосферы, зв╦зд излучают гл. обр. в резонансных спектральных линиях (в осн. в УФ-диапазоне), короны звезд ≈ в роит г. диапазоне. Переходная область характеризуется излучением резонансных линий широкого набора ионов гл. обр. в ж╦стком УФ-диапазоне (рис. 3}.
космос с).
ь них происходит образование пылинок, выбрасываемых затем в межзв╦здную среду (см. Межзв╦здная пыль). Иногда вЗ. а. нылеобрааование ид╦т столь сильно, что оптич. излучение звезды ослабляется в десятки и тысячи раз на время от неск. дней до неск. лет.
4. Проявления зв╦здной активности
В атмосферах Солнца и др. звезд ароисходит обширный класс нестационарных процессов, имеющих широкий спектр наблюдательных проявлений. По аналогии с солнечной активностью они объединяются общим термином «зв╦здная активность». Е╦ уда╦тся наблюдать в оптич. континуме (непрерывном спектре) в виде т╦мных пятен на Солнце и зв╦здах [последние обнаруживаются гл. обр. но переменности блеска при вращении звезды вокруг оси; см. рис. 4 {внизу)! " вспышек, наиб, ярко проявляющихся в красных карликовых (зв╦здах см. Вспыхивающие зв╦зды]. Механизмы и проявления вспышек на зв╦здах аналогичны таковым для вспышек на Солнце. Интенсивности излучения хромосфер и корон зв╦зд испытывают квази-периодич. вариации с периодами порядка десяти лет, что резко сказывается на интенсивности УФ- и рентг. линий, а также на переменности линий Н и К Call (рис. 4).
0,20
0,15
ч
0*
и
ело
0,ЗБ
о,зо
0,25
0,20
HD 81809 (G2)
HD I60346 (КЗ)
*/'∙?∙*
' *' *
i
i
66
1000
40000
LOODOO 200000
Рие.
рода
з.
и
2000 4000 ЮООО 20000
Высота, км Распределение температуры и стадий ионизации кисло-
кремния в переходной области короной Солнца.
между хромосферой и
Внеш. атмосферы Солнца и, видимо, большинства зв╦зд крайне неоднородны. Вне области сильного зв╦здного ветра в верх, частях 3, а. давление магн. поля, по-видимому, больше газового. В одних зв╦здах преобладают замкнутые магн. арки, поднимающиеся высоко над фотосферой, внутри к-рых газ уплотн╦н. В других ≈ магн. силовые линии имеют в осн. открытый характер, что облегчает отток вещества и формирование зв╦здного ветра,
Для зв╦зд с наиб, сильным истечением [зв╦зды Вольфа≈Райе, массивные протозв╦зды, напр., 1ВС 10216 {см. Звездообразование], холодные зв╦зды с сильным истечением] значит, скорости истечения наблюдаются уже в фотосфере. В холодных зв╦здах с сильным истечением темп-pa падает наружу в такой степени, что в оттекающих оболочках образуется широкий набор молекул, наблюдаемых по радиоизлучению (см. Молекулы в атмосферах и оболочках зв╦зд), и, в частности, по мазерному (молекулы
68
0,48
0,36
0,90
0,66
70 72 74 76 годы
HD I5239I
HD I90007
*"
78
60
82 84
-
О 20 40 6Q SO 100
дни
Рис. 4. Наблюдения циклов активности по излучению в фиолетовых линиях Н и К Call для двух зв╦зд (вверху). Приведены номера зв╦зд по каталогу IID и спектральные классы (в скобках). Внизу показаны изменения Плеска (в относительных единицах) аналогичных зв╦зд в тех же линиях, возникающие
вследствие осевого вращения.
Зв╦здная активность тесно связана с наличием кон-вективной зоны в подфотосфсрной области и вращением звезды вокруг оси. Чем сильнее развита конвективная зона и чем быстрее вращение звезды, тем интенсив нее активные процессы. Наиб, интенсивны они на молодых, ещ╦ не замедливших вращение зв╦здах (типа Т Таи) и в тесных двойных зв╦здах поздних спектральных классов (типа RS CVn). Темп-ры корон таких зв╦зд
<Ш
