ПОСЛЕСЛОВИЕ К РУССКОМУ ИЗДАНИЮ

Теория вращающихся звезд зародилась во время научной революции, происходившей в Европе в XVII в., и с тех пор неизменно привлекала к себе интерес многих выдающихся ученых. Тем не менее большая часть теории вращающихся звезд (если не вся она) представляет собой то, что Кун назвал «нормальной наукой», т.е. деятельность, связанную с решением задач, в основе которой лежит одно или несколько крупных научных достижений прошлого и которая приводит к последовательному накоплению новых идей, логически вытекающих из прежних. В духе исследования Крейна можно заключить, что современный рост числа работ, посвященных вращающимся звездам, является частным проявлением пропесса своеобразной диффузии, когда предшественники влияют на последователей, а рост знаний в данной области — это накопление множества малых нововведений. Поэтому не удивительно, что увеличение набора в университеты в 1960-х годах и усиление интереса к астрономии в связи с соревнованием в космических исследованиях на время привели к экспоненциальному росту числа публикаций, посвященных вращающимся звездам. И все же, несмотря на то что этот большой и разнообразный поток работ дал несколько важных результатов, теория вращающихся звезд еще мирится с несоответствиями, незавершенностями и с тем, что поставленные цели часто не достигаются. Здесь мы попытаемся очертить эыстро меняющуюся границу знаний в этой области вплоть до конца 1980 г. и кратко наметить несколько многообещающих направлений исследования на десятилетие вперед.

Поскольку многие работы по вращающимся звездам посвящены

улучшению согласия теории с наблюдениями, остановимся сначала на имеющихся измерениях скоростей вращения одиночных немагнитных звезд. Ясно, что главный недостаток этих данных связан с тем, что при истолковании уширения линий вращением получаются лишь проекции экваториальных скоростей между тем как нас интересует истинная экваториальная скорость и угол наклона Кроме того, вследствие различия методов, используемых для нахождения значений наблюдательный материал, содержащийся в каталогах, далеко не однороден, а для некоторых групп звезд не исключена и возможность заметных систематических ошибок. Поэтому для уточнения существующих статистических данных о зависимости скоростей вращения от спектрального класса и класса светимости нужны новые измерения, основанные на стандартной калибровке. Для этого может оказаться полезным атлас спектров, уширенных вращением, составленный Слеттебаком и его сотрудниками на основе моделей звездных атмосфер (ср. с разд. 2.3).

Особенно интересны различные методы преобразований Фурье, которые уже принесли большую пользу для извлечения подробной информации из спектров с высоким разрешением. В самом деле, как показал Грей, фурье-анализ уширенных профилей линий в принципе позволяет отделить вращение от макротурбулентности и, возможно, выявить малые отклонения от твердотельного вращения (ср. с разд. 12.3). С помощью прецизионных фотоэлектрических спектров звезд и метода преобразования Фурье были определены проекции экваториальных скоростей звезд нижней части главной последовательности. Согласно Смиту, сейчас мы находимся вблизи нижнего порога обнаружимости малых скоростей Другой многообещающий метод измерения малых экваториальных скоростей у холодных звезд состоит в отыскании частоты модуляции их блеска вследствие движения пятен по поверхности звезд. Что касается определения а также для немагнитных звезд верхней части главной последовательности, то и здесь за последнее время достигнут некоторый прогресс. Хатчингс и другие развили и применили метод нахождения для горячих быстро вращающихся звезд. Их анализ основан на том, что различие гравитационного потемнения между далекой ультрафиолетовой областью и видимым континуумом во вращающейся звезде приводит к более узким профилям линий в ультрафиолетовой области спектра. Хатчингс и его сотрудники уже получили значения более чем для сорока ярких звезд класса и быстровращаюгцихся звезд.

Что касается теории, то из сказанного в предыдущих главах очевидно, что мы все еще очень далеки от адекватной картины строения и эволюции вращающихся звезд. Это особенно справедливо для стадий сжатия до главной последовательности, которые пока вызывают значительные разногласия. Например, в разд. 11.2 мы упоминали так называемую проблему момента количества движения, но не стали рассматривать ее подробно, поскольку определенного решения до сих пор нет. Я полагаю, что нужны новые наблюдения межзвездных облаков, прежде чем удастся построить надежную модель: объясняющую, как теряется момент количества движения протозвездного облака при образовании наблюдаемых звезд главной последовательности. За последнее время многие авторы рассматривали данные наблюдений в связи с этой и близкими к ней проблемами. Не исключено, что в ближайшем будущем можно ожидать некоторых успехов в решении проблемы образования двойных — здесь удалось продвинуться и на наблюдательном, и на теоретическом фронтах. Однако, как указывалось в разд. 11.2, из данных наблюдений пока не совсем ясно, одинаково ли происхождение всех двойных или следует искать разные пути образования широких и тесных пар (например, захват и деление). Поэтому крайне необходимы дальнейшие наблюдения двойных звезд с такими расстояниями между компонентами, при которых влияние селекции сказывается сильнее всего.

Несмотря на то, что детали процессов образования двойных остаются малоизученными, большой прогресс в теории достигнут в связи с так называемой проблемой деления (ср. с разд. 11.3). Теперь общепринято, что при некоторых упрощающих предположениях свободный осесимметричный коллапс вращающегося облака приводит к образованию кольцевидной фигуры и что вследствие неустойчивостей, возникающих в таком вращающемся кольце, происходит фрагментация с образованием двух или более тел, которые обращаются относительно друг друга (ср. с разд. 11.2). С появлением трехмерных гидродинамических программ стало возможно численно изучать влияние вращения и изотермических градиентов давление на коллапсирующие газовые облака и определять условия, при которых может произойти фрагментация. Согласно Боденхеймеру, Толайну и Блэку,

тип фрагментации зависит от начального соотношения между тепловой и гравитационной энергией облака и она может идти как с промежуточной стадией образования кольца, так и без нее, причем энергия вращения исходного облака слабо влияет на развитие фрагментации. При относительно больших значениях начального отношения тепловой энергии к гравитационной неосесимметричные возмущения вначале затухают, облако сжимается в диск и на некотором расстоянии от оси возникает осесимметричное уплотнение (т.е. кольцо), которое в конечном счете может фрагментировать. Напротив, если время распространения звука велико по сравнению с временем свободного падения под действием гравитации, то начальное неосесимметричное возмущение не затухает, а непрерывно растет до тех пор, пока не образуется двойная или кратная система. Таким образом, гипотеза деления, которая так часто привлекалась для объяснения двойных, снова выглядит очень многообещающе. Ясно, что из-за множества неопределенностей, с необходимостью связанных с длительными машинными расчетами, для подтверждения этих результатов понадобятся независимые вычисления на других машинах. Поскольку немногие теоретики могут позволить себе такие долгосрочные исследовательские проекты, очевидно, что пройдет немало времени, прежде чем будут строго установлены справедливость и границы применимости различных теорий деления к широким и тесным двойным, а также к планетным системам.

Рассмотрим теперь вращение звезд главной последовательности. Многое свидетельствует сейчас о том, что резкое падение скоростей вращения в середине класса на главной последовательности вызывается звездным ветром и (или) вспышечной активностью звезд, в которых в течение всего времени от стадии Хаяши до главной последовательности сохраняется внешняя конвективная зона, чему сопутствует корпускулярная эмиссия и потеря момента количества движения, усиленная магнитным полем (см. разд. 11.4). Однако, согласно Дэрни и Лятуру, падение скорости вращения звезд нижней части главной последовательности происходит вследствие действия магнитного динамо, поддерживаемого дифференциальным вращением, и -эффектом в их конвективных зонах (см. разд. 15.5). Как бы то ни было, скорости вращения на поверхности звезд главной последовательности решающим образом зависят от существования или отсутствия внешней конвективной оболочки, поэтому задачи изучения вращения массивных и маломассивных звезд в корне различны.

Что касается Солнца, по-видимому, типичной звезды нижней части главной последовательности, то теперь общепринято, что скорость вращения на его поверхности так или иначе определяется взаимодействием вращения с турбулентной конвекцией во внешних слоях (см. разд. 9.4). Но. как известно, здесь возникают осложнения, связанные с солнечным циклом и

изменениями средней скорости вращения на поверхности за последние столетия. Обычно предполагается, что омическому затуханию мигрирующих магнитных полей Солнца препятствует совместное влияние дифференциального вращения и турбулентной конвекции под поверхностью (см. разд. 15.5). Многие авторы уже представили различные модели динамического динамо, построенные ad hoc с учетом связи между скоростью и магнитным полем, а также высокой сжимаемости конвективной зоны Солнца. До тех пор пока не будет понята турбулентная конвекция при отсутствии вращения и магнитного поля, можно серьезно сомневаться в необходимости дальнейшей разработки теоретических моделей солнечного цикла и вращения на поверхности Солнца.

Что же до внутренних скоростей вращения Солнца и маломассивных звезд главной последовательности, то с точки зрения теоретика положение также весьма плачевно (ср. с разд. 11.4). Возможно, конечно, что эти звезды подходят к главной последовательности с ядром, вращающимся гораздо быстрее внешних слоев. Однако в настоящее время о квазистатическом сжатии до главной последовательности, о быстро вращающихся ядрах и о переносе момента количества движения в звездах нижней части главной последовательности ничего определенного не известно.

Не удивительно, что почти не решен и вопрос о распределении момента количества движения в звездах верхней части главной последовательности. Поскольку в достаточной близости от Солнца не обнаружено ни одной такой звезды, мы не знаем даже, каков истинный закон вращения на их поверхности (см. разд. 12.3). Поэтому во всех представленных до сих пор моделях скорость вращения всегда вводится ad hoc. Хотя для оценки общих изменений, вызываемых вращением в моделях звезд, такой способ вполне приемлем, хорошо известно, что для описания вращающихся звезд в строгом лучистом равновесии непригодны псевдобаротропные модели в состоянии стационарного вращения (см. разд. 7.2). Поэтому теперь нужно построить модели, в которых на чисто вращательное движение накладываются крупномасштабные меридиональные течения.

Проблема меридиональных течений, порождаемых вращением в немагнитной горячей звезде, недавно была пересмотрена с учетом вязкого трения (ср. с разд. 8.3). Оказалось, что в основном объеме лучистой оболочки химически однородной звезды влияние турбулентной вязкости на меридиональные течения незначительно; оно заметно лишь вблизи границы ядра и

свободной поверхности, где невязкое решение непригодно. Около каждой из этих границ имеется тонкий слой, в котором процессы вязкости изменяют поле скоростей от значений, отвечающих природе границы, до значений, соответствующих внутреннему невязкому решению. Установлено, что скорости циркуляции, удовлетворяющие всем заданным граничным условиям, равномерно малы в лучистой зоне звезды. Показано также, что может достигаться состояние, стационарное в среднем, в котором стремление вязкого трения выровнять дифференциональное вращение в точности уравновешивается переносом момента количества движения за счет меридиональной циркуляции.

Напомним в заключение, что влиянием меридиональных течений на эволюцию вращающихся звезд в расчетах, как правило, пренебрегают. Обычно считается, что ядерные реакции порождают градиенты средней атомной массы, которые при известных условиях будут подавлять циркуляцию и препятствовать перемешиванию эволюционирующего ядра за счет вращения. Однако полуколичественный анализ, проведенный Хуппертом и Спигелом, указывает, по-видимому, на то, что несмотря на -барьер в ядре, скоростью перемешивания пренебрегать нельзя. Плохо известна и окончательная судьба модели вращающейся звезды, в которой, как обычно, заданы полная масса, полный момент количества движения и распределение момента. Главная причина в том, что мы пренебрегаем переносом наружу и потерей момента количества движения на стадиях звездной эволюции после главной последовательности (ср. с разд. 12.6). Судя по самым последним наблюдениям вращающихся белых карликов и пульсаров, по-видимому, следует постулировать очень эффективный перенос момента количества движения. Это еще сильнее подтверждает, что -барьерам не удается подавить перенос момента количества движения от ядра к оболочке проэволюционировавшей звезды. Ясно, что, прежде чем нам удастся представить стройную картину очень поздних стадий эволюции звезд, понадобится подробный теоретический анализ меридиональных течений, переноса момента количества движения и потери массы в реалистических моделях звезд.