Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович (читать книги онлайн без txt) 📗

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

) массам планетарных туманностей. Ибо масса красного гиганта, из которого образовались ядро и сама планетарная туманность, должна быть немного больше солнечной. Кроме того, согласно наблюдениям (правда, довольно скудным), большая часть масс белых карликов лежит в пределах 0,5—1,0 солнечной массы. Скорее всего ядра планетарных туманностей покрыты тонкой «коркой» не успевшего «сгореть» гелия, и возможно, водорода. Учет этого обстоятельства в теоретических расчетах делает температуры ядер не такими высокими.

Рис. 13.5:

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

(для звезд I типа населения, у которых тяжелых элементов сравнительно много) и 0,85M (для бедных тяжелыми элементами звезд II поколения (шаровые скопления)). Для молодых скоплений звезд I типа эти массы больше, но, как правило, не превышают 1,5 солнечной. Мы можем, таким образом, сделать вывод, что массы «предков» планетарных туманностей, принадлежащих преимущественно к I типу звездного населения (диск), должны быть заключены в пределах 1,1—1,5 солнечной. При такой массе у них должны образовываться вырожденные ядра.

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

0,5M и почти не зависит от полной массы эволюционирующей звезды. После начала «гелиевой вспышки» звезда эволюционирует вдоль горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рессела. Через некоторое время после того как значительная часть гелия в ядре превратится в углерод и более тяжелые элементы, ядерные гелиевые реакции будут сосредоточены в тонком слое, окружающем уже второй раз «выгоревшее» ядро. Кроме того, у таких звезд имеется еще один наружный слой, в котором происходят водородные ядерные реакции. Звезды с такими «двухслойными» источниками ядерной энергии (схема структуры такой звезды изображена на рис. 13.5) значительно увеличивают свою светимость, которая достигает порядка нескольких тысяч светимостей Солнца, в то время как на горизонтальной ветви светимость только в сотню раз превышала солнечную. Структура таких звезд, у которых в самых центральных «выгоревших» частях никаких ядерных реакций больше не происходит, должна напоминать структуру красных гигантов. Это означает, что звезда опять «раздувается» и ее радиус доходит до размеров земной орбиты, в то время как радиус зоны «горения» водорода всего лишь порядка 3 10⁹ см. К концу этой фазы эволюции звезда опять становится красным гигантом. Ее светимость может в десятки тысяч раз превосходить солнечную, а масса тонкого гелиевого слоя в ее недрах не превосходит нескольких сотых солнечной. Зона «горения» водорода значительно поднимается наружу, так что область внутри этой оболочки уже содержит 70% массы звезды. Вся эта фаза эволюции с двумя слоями ядерного энерговыделения занимает время порядка миллиона лет. На самых заключительных этапах этой фазы звезда уже вполне «подготовлена», чтобы от нее отошла наружная, богатая водородом оболочка и тем самым образовалась бы планетарная туманность плюс ядро. В самом деле, светимость молодых ядер планетарных туманностей в 10⁴ раза больше солнечной и практически совпадает со светимостью «двухслойной» гигантской звезды. Радиусы, структура и массы ядер практически совпадают с радиусом, структурой и массой этой звезды под слоем «горения» водорода (т. е. «инертной», состоящей из тяжелых элементов центральной части, покрытой тонкой гелиевой «корочкой»), следовательно, будущее ядро планетарной туманности уже «сварилось» в недрах сильно проэволюционировавшей звезды. Остается только понять механизм отделения протяженной наружной, богатой водородом оболочки.

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

, найдем что «отрыв» произошел на расстоянии около одной астрономической единицы (1,5 10¹³ см) от центра звезды, что как раз соответствует радиусу гигантской звезды — «предка» туманности. Хотя количественной теории «отрыва» оболочки у протяженной сильно проэволюционировавшей звезды пока еще нет (это очень трудная задача!), можно указать по крайней мере на три причины этого явления: а) Из-за особого характера неустойчивости в протяженной оболочке должны возникать сильные колебательные процессы, сопровождаемые изменениями теплового режима звезды. Период таких колебаний порядка десяти тысяч лет. б) Из-за ионизации водорода в некоторой зоне звезды под ее фотосферой может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичное явление имеет место на Солнце и служит первопричиной его активности. У холодных гигантских звезд мощность конвективных движений может быть несравненно больше, чем на Солнце. в) Из-за огромной светимости звезды — предка планетарной туманности — световое давление ее потока излучения на наружные слои может привести к их «сбросу». Расчеты, которые мы здесь привести не можем, показывают, что под воздействием светового давления вещество оболочки будет вытекать, причем мощность этого потока может достигнуть 10²¹—10²² г/с. Это означает, что за несколько тысяч лет может «истечь» практически вся оболочка звезды, что приведет к образованию планетарной туманности. Скорее всего, в действительности действуют все три механизма сброса оболочки, как бы «помогая» друг другу.

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.