Глава 13 Планетарные туманности, белые карлики и красные гиганты

Глава 13 Планетарные туманности, белые карлики и красные гиганты

На последних этапах эволюции красных гигантов (так же как и сверхгигантов) становится существенной потеря массы наружной оболочкой. Этот заключительный этап эволюции очень трудно рассчитывать теоретически ввиду большой его неопределенности. Ведь мы не знаем точно, как осуществляется выбрасывание вещества из оболочек таких звезд. Приходится пока ограничиться качественным рассмотрением.

На всех предыдущих этапах звездной эволюции (гравитационное сжатие протозвезды, пребывание на главной последовательности и уход с нее после исчерпания запасов ядерного горючего в центральных областях) предполагалось, что сколько-нибудь существенной потери массы не происходит. Следует, правда, заметить, что у массивных горячих звезд главной последовательности, как показывают последние спектроскопические наблюдения, выполненные в ультрафиолетовых лучах с ракет и спутников, имеет место довольно значительная потеря массы. Но это другой вопрос. Что касается красных гигантов, то чисто эмпирические аргументы говорят о том, что они прекращают свое существование как звезды отнюдь не из-за исчерпания ядерного горючего, а просто по причине потери своих наружных, богатых водородом оболочек.

Мы сейчас укажем на один простой аргумент, который был предложен автором этой книги еще в 1956 г. Речь идет о давно известном астрономам феномене, называемом «планетарными туманностями». Это довольно плотные газовые образования, окружающие некоторые весьма горячие звезды низкой светимости. Фотографии двух планетарных туманностей приведены на рис. 13.1. На протяжении нескольких десятилетий эти туманности рассматривались астрономами как природная лаборатория, в которой с большим успехом можно изучать специфические физические процессы, протекающие в межзвездной среде. Изучение планетарных туманностей обогатило астроспектроскопию рядом открытий первостепенной важности. Стоит упомянуть хотя бы об изучении очень интересного процесса флуоресценции атомов под воздействием жесткого излучения, исследовании «запрещенных» переходов линий ионизованных кислорода и азота и др. Именно для планетарных туманностей с большой точностью был определен химический состав, что имеет исключительно большое значение для всей астрономии. Однако такой неизбежно «утилитарный» подход к этим поразительным объектам оставлял без внимания главное: откуда они взялись? Каково их происхождение? Следует заметить, правда, что недостатка в гипотезах не было, но все они были по своему характеру весьма произвольны и искусственны.

При подходе к решению проблемы планетарных туманностей я обратил внимание на основное, с моей точки зрения, обстоятельство. А именно, газ, образующий туманность, не сдерживается силой притяжения, поэтому эти объекты должны неограниченно расширяться со сравнительно небольшой скоростью и довольно быстро, всего лишь за несколько десятков тысяч лет, рассеяться в межзвездном пространстве. В процессе такого расширения плотность газа будет быстро падать. Еще быстрее должна поэтому падать светимость планетарных туманностей, так как излучение их единицы объема, обусловленное столкновениями электронов с ионами, пропорционально квадрату плотности газа. Как же выглядят эти объекты, когда они еще совсем «молодые», т. е. их возраст порядка нескольких тысяч лет? Анализ показал, что такие «сверхмолодые» туманности, «только что» отделившиеся каким-то образом от своих центральных звезд, во-первых, имеют крайне малые размеры, всего лишь в несколько тысяч астрономических единиц, во-вторых, они достаточно плотны, а в-третьих, и это самое интересное,— их наружные слои должны представлять собой сравнительно холодный неионизованный газ. В то же время светимость таких сверхмолодых туманностей примерно в тысячу раз больше солнечной. Разумеется, никакой центральной горячей звезды (вроде изображенных на рис. 13.1) за толстым слоем газа уже не видно. На что же похож такой странный объект? Нетрудно убедиться, что он по всем своим основным свойствам совпадает с протяженной, холодной атмосферой красного гиганта. Важным дополнительным подтверждением основного вывода, что планетарные туманности — это наружные слои красных гигантских звезд, утратившие связь с более внутренними горячими областями, в которых сосредоточена большая часть первоначальной массы звезды, является анализ пространственного распределения этих объектов. Оказывается, планетарные туманности сравнительно слабо концентрируются к галактической плоскости и обнаруживают значительную концентрацию к центру нашей звездной системы. Уже одно это указывает, что эти туманности являются конечным продуктом длительной эволюции очень старых звезд галактического диска. Точно такое же пространственное распределение имеют и некоторые красные гиганты высокой светимости.

При такой интерпретации планетарных туманностей с необходимостью следует естественный вывод, что очень горячие ядра планетарных туманностей — это «обнажившиеся» недра красного гиганта. Такое «обнажение» произошло после того, как наружные слои красного гиганта по каким-то причинам потеряли с ним связь и, медленно расширяясь, «расползлись» по достаточно большому объему. Заметим, что по моей оценке, ныне являющейся общепризнанной, средняя масса планетарной туманности равна около 0,2 солнечной. А теперь представим себе, как бы выглядела звезда — красный гигант с массой чуть больше солнечной, если бы «вдруг» она лишилась своей столь «мощной» сравнительно холодной «шубы». Это был бы очень маленький объект с весьма высокой температурой, наружные слои которого находятся в состоянии бурной конвекции (см. схему модели на рис. 11.2). Из расчета модели красного гиганта следует, что плотность вещества на. уровне, выше которого имеется 0,2 массы Солнца, порядка 10^-4 г/см³, что в сотню раз больше, чем в солнечной фотосфере. На этом уровне температура будет около 200 000 К, в то время как радиус этого слоя примерно в десять раз превышает радиус Солнца. По-видимому, одновременно с отделением наружных слоев красного гиганта происходит довольно быстрое (но не катастрофическое) сжатие его внутренних областей до размеров лишь в несколько раз превышающих размеры земного шара. Впрочем, вполне возможно, что красные гиганты типа RV Тельца, по-видимому, являющиеся «родителями» планетарных туманностей имеют на заключительной стадии своей эволюции структуру, отличную от описанной выше. Например, у них может быть гораздо более сильная концентрация вещества к центру.

Необходимо подчеркнуть, что отделение наружных оболочек от основного «тела» звезды не носит взрывной характер (как это имеет место, например, в случае сверхновых звезд; см. следующую главу), а происходит спокойно, практически «с нулевой скоростью».

Какова же причина отделения оболочки? Следует заметить, что задача эта еще очень далека от решения. Возможные варианты будут рассмотрены ниже.

Образовавшийся после отделения наружной оболочки очень горячий объект должен быть в неустойчивом «промежуточном» состоянии. Он будет быстро эволюционировать, переходя в некоторое стабильное состояние. Что же это за состояние? Не подлежит сомнению, что таким стабильным объектом, в который эволюционируют ядра планетарных туманностей, должны быть белые карлики. Для отдельных ядер этот вывод следует непосредственно. Например, очень слабое ядро изображенной на рис. 13.1 планетарной туманности NGC 7293 (кстати, это самый близкий к нам объект этого типа) имеет абсолютную величину 13,5 и температуру больше 100 000 К. Отсюда следует, что его линейные размеры лишь немногим превышают размеры земного шара, что при массе около 1 массы Солнца дает среднюю плотность в несколько сотен тысяч граммов на кубический сантиметр. Это типичная плотность белого карлика! Наблюдается также любопытная тенденция: чем «старше» планетарная туманность (а их возраст оценить довольно легко), тем больше их ядра походят на белые карлики. Похоже на то, что за сравнительно короткое время, которое «живут» планетарные туманности, их ядра далеко не всегда успевают «успокоиться» и стать более или менее «нормальными» белыми карликами.

Важнейшим аргументом в пользу нашего вывода о генетической связи планетарных туманностей, красных гигантов и белых карликов является анализ статистических данных. Всего в нашей Галактике одновременно существуют несколько десятков тысяч планетарных туманностей, причем только малая их часть доступна прямым наблюдениям. С другой стороны, среднее время жизни их всего лишь порядка нескольких десятков тысяч лет. Это означает, что из какого-то источника каждый год возникает примерно одна планетарная туманность. И как «побочный продукт» появляется ежегодно точно такое же количество белых карликов — конечный продукт эволюции ядер этих туманностей. Это очень эффективный механизм, который за время эволюции нашей звездной системы привел к образованию нескольких миллиардов белых карликов. Но именно таков порядок величины полного количества белых карликов в Галактике! С другой стороны, статистика красных гигантов типа RV Тельца указывает, что их полное количество в Галактике около миллиона. Отсюда получается, что если считать их «родителями» планетарных туманностей, то время жизни звезд в этой стадии около миллиона лет — величина вполне приемлемая.

В § 11 уже было обращено внимание на то, что вещество самых центральных областей красных гигантов по своим свойствам (вырождение!) тождественно веществу белых карликов. Сейчас мы видим, что это не случайное совпадение. Подобно яйцу в курице, белый карлик постепенно вызревает в центре звезды с тем, чтобы «в подходящий момент» «вылупиться». Новорожденный «цыпленок», т. е. белый карлик, окружен разного рода «скорлупой» и прочими атрибутами своего рождения. Мы его называем «ядром планетарной туманности». Проходит, однако, несколько десятков или сотен тысяч лет — и получается нормальный белый карлик, в то время как образовавшаяся одновременно с ним планетарная туманность уже давно рассеялась в межзвездном пространстве.

Нарисованная только что качественная картина заключительной фазы эволюции красных гигантов к одновременному образованию планетарных туманностей и их ядер — маленьких, плотных горячих звезд, быстро эволюционирующих в белые карлики,— в последние годы получила большое развитие в ряде работ, опирающихся на достижения теории звездной эволюции. Сейчас уже многие детали этого важнейшего для звездной космогонии процесса стали ясными.

Прежде всего следует более подробно остановиться на процессе эволюции ядра планетарной туманности в белый карлик. В свое время (1956 г.) автор этой книги обратил внимание на то, что в процессе быстрой эволюции ядер температуры их поверхностных слоев вначале растут. Так как при этом светимости меняются не очень-то сильно, то можно было сделать вывод, что ядра быстро сжимаются. Более точные теоретические расчеты, опирающиеся на наблюдения планетарных туманностей в Магеллановых Облаках[ 33 ], привели к установлению эмпирической зависимости между светимостью ядер планетарных туманностей и температурой их поверхностных слоев T_e. Эта зависимость схематически представлена на рис. 13.2. На том же рисунке прерывистой линией показана аналогичная зависимость для остывающих белых карликов. Там же приведена зависимость «светимость — температура» для звезд главной последовательности, красных гигантов и так называемой «горизонтальной ветви» диаграммы Герцшпрунга — Рессела для шаровых скоплений. Уменьшение светимости ядер планетарных туманностей после достижения максимума при росте температуры означает их быстрое сжатие. В области диаграммы между самыми горячими ядрами и белыми карликами также наблюдаются слабые звезды. В их спектрах отсутствуют линии излучения и поглощения и очень усилена фиолетовая часть. Почти наверняка это сильно проэволюционировавшие ядра планетарных туманностей, у которых сами туманности, по причине их расширения, рассеялись. Таким образом, диаграмма «светимость — температура» наглядно демонстрирует (притом чисто эмпирически!) генетическую связь ядер планетарных туманностей и белых карликов.

Основы теории такой эволюции могут быть поняты из следующих рассуждений. Рассмотрим однородную по своему химическому составу звезду, которая, исчерпав свои ядерные источники энергии, сжимается за характерное время, определяемое шкалой Кельвина (см. § 3). При этом плотность вещества в ее центре будет расти по закону R^-3. Теоретический расчет эволюции такой идеализированной звезды позволяет найти ее болометрическую светимость, центральную температуру, а также температуру поверхности как функции центральной плотности. Кроме того, можно теоретически получить зависимость L — T_e. Соответствующие кривые см. на рис. 13.3. Мы видим, что зависимость L — T_e для такой модели хорошо представляет эмпирическую зависимость, приведенную на рис. 13.2. Были выполнены также детальные расчеты для более сложных моделей звезд, лишенных ядерных источников (например, при очень высоких центральных температурах следует учитывать процессы образования большого количества нейтрино, свободно уносящих энергию из недр звезды). На рис. 13.4 приведена вычисленная зависимость L — T_e для модели звезды с массой 1,02 солнечной, состоящей целиком из однородной смеси углерода и кислорода. Модель, в которой 5% вещества звезды образуют наружную оболочку, состоящую из гелия, сильно меняет рассчитанную кривую (см. рис. 13.4). Все же в широких пределах изменений параметров модели характер зависимости болометрической светимости от поверхностной температуры меняется мало и соответствует эмпирической диаграмме, приведенной на рис. 13.2.

При каких же условиях предположение о том, что звезда эволюционирует без ядерных источников, выполняется? Энерговыделение при ядерных реакциях прежде всего зависит от температуры и притом очень сильно. Следовательно, условием того, что ядерные реакции «не работают», является сравнительная малость центральной температуры. Чем же определяется эта верхняя граница температуры звездных недр? Прежде всего их химическим составом. Если, например, центральная температура равна 5 миллионам кельвинов, а звезда состоит из одного лишь гелия, то, конечно, никаких ядерных реакций там не будет (см. § 8), но если звезда состоит из водорода, то при такой температуре уже начнется протон-протонная реакция. С другой стороны, как мы видели в § 6, центральная температура определяется массой звезды (см. формулу (6.2)). Таким образом, если химический состав звезды дан, то для того, чтобы ее эволюция описывалась треками, приведенными на рис. 13.3, необходимо, чтобы ее масса не превышала некоторое критическое значение. Например, если звезда чисто водородная, ее масса должна быть меньше 0,08M

На основании только что изложенного мы должны считать ядра планетарных туманностей объектами, у которых почти весь гелий превратился благодаря ядерным реакциям в углерод, кислород или неон. В противном случае их массы были бы меньше 0,35 солнечной, а это противоречит наблюдаемым сравнительно небольшим (0,2M

Итак, современная теория внутреннего строения звезд приводит нас к выводу, что звезды, лишенные ядерных источников энергии (какими, несомненно, являются ядра планетарных туманностей), должны эволюционировать в «нормальные» белые карлики. Остается количественно рассмотреть второй, не менее важный, вопрос: как же образуются такие звезды? Что было предшествующей стадией их эволюции? Тот факт, что ядра планетарных туманностей состоят в основном из смеси углерода, кислорода и более тяжелых элементов, сам по себе означает, что мы имеем дело с сильно проэволюционировавшими объектами. Не подлежит поэтому сомнению, что «предки» планетарных туманностей не могут принадлежать к звездам главной последовательности. Значит, они значительно от нее отошли. Но такими объектами могут быть красные гиганты либо звезды «горизонтальной ветви» диаграммы Герцшпрунга — Рессела для достаточно старых скоплений (см. § 12). В настоящую эпоху у старых скоплений «сходят» с этой диаграммы звезды с массой около 1,1M

Как мы видели в предыдущем параграфе, стадия эволюции красных гигантов заканчивается «гелиевой вспышкой», когда во всем гелиевом ядре «загорается» тройная реакция превращения гелия в углерод. Расчеты показывают, что масса гелиевого ядра к этому моменту находится в пределах 0,4

Прежде всего обратим внимание на низкую наблюдаемую скорость расширения планетарных туманностей — в среднем около 30 км/с. Естественно сделать отсюда вывод, что вещество туманности «оторвалось» от звезды там, где параболическая скорость того же порядка. Отсюда, полагая массу внутренней части звезды равной 0,8M

Важным аргументом в пользу образования планетарных туманностей из наружных слоев красных гигантов является обнаружение значительного избытка инфракрасного излучения практически от всех планетарных туманностей. Это излучение обусловлено находящимися в туманности пылевыми частицами, которые более или менее равномерно перемешаны с горячим газом. Физические условия в планетарных туманностях (прежде всего — высокая температура находящейся там плазмы) исключают возможность образования пылинок из газовой среды. Это означает, что пылинки, находящиеся в планетарных туманностях, имеют реликтовое происхождение, т. е. они там существуют с начала образования туманности и медленно разрушаются (например, в результате столкновений с протонами и жесткими квантами). С другой стороны, в холодных, протяженных атмосферах красных гигантов, где значительная часть газа уже находится в молекулярном состоянии, имеются все условия для образования пылинок. По-видимому, основная часть космической пыли попадает в межзвездную среду именно таким способом, т. е. путем рассеяния в ней планетарных туманностей.

В 1975 г. было обнаружено излучение в радиолинии CO (

По-видимому, с проблемой планетарных туманностей связаны обнаруженные недавно методами внеатмосферной астрономии «точечные» источники мягкого рентгеновского излучения, оказавшиеся очень горячими (температура поверхности T

Таким образом, с точки зрения современной теории звездной эволюции образование планетарных туманностей и их ядер есть закономерный процесс эволюции красных гигантов.

Является ли такой путь образования белых карликов единственно возможным? Можно только утверждать, что такой путь (через образование планетарных туманностей) является весьма распространенным. Вряд ли, однако, он привел к образованию всех белых карликов. Например, можно себе представить постепенное истечение вещества из наружных слоев некоторых красных гигантов, в противоположность «дискретному» отделению оболочки, приводящему к образованию планетарных туманностей. Наконец, «классический», раньше всех открытый белый карлик — знаменитый спутник Сириуса — входит в состав двойной системы. А в таких системах условия эволюции звезд весьма специфичны. Об этом будет идти речь в § 14.