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 Te. 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.
33
Планетарные
туманности в этих ближайших к нам галактиках удалены от нас на практически одинаковое расстояние, поэтому их светимости сравнительно легко определяются из видимых звездных величин.
Рис. 13.3: Теоретическая зависимость светимости ядер планетарных туманностей от температуры их поверхности.
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 — Te. Соответствующие кривые см. на рис. 13.3. Мы видим, что зависимость L — Te 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 — Te 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.
Рис. 13.4: Теоретическая зависимость L — Te для массы ядра «углеродно-азотной» планетарной туманности, равной 1,02M
.
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
, если гелиевая — 0,35M
, углеродная — меньше 1,04M
. Соответствующие центральные температуры равны 4
106, 1,2
108 и 6
108 К.
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: Схема звезды с «двухслойным» источником ядерной энергии.
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
,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.
Рис. 13.6: Вверху — радиоспектр планетарной туманности NGC 6302 в области
= 21 см. Видны две линии поглощения, соответствующие лучевым скоростям -40 км/с и +6 км/с. Стрелка указывает на скорость расширения этой туманности, полученную из наблюдений оптических линий [N II]. Внизу — такой же радиоспектр «источника сравнения» — яркой компактной области Н II XGC 6334, находящейся в двух градусах от NGC 6302. Видна только линия +6 км/с, принадлежащая (как и у NGC 6302) межзвездной среде.
В 1975 г. было обнаружено излучение в радиолинии CO (
= 2,64 мм — см. § 3) от инфракрасных объектов CRL 2688 и CRL 618. Анализ этой линии излучения позволяет сделать вывод, что в этих случаях наблюдаются довольно плотные газовые оболочки, расширяющиеся со скоростью
20 км/с. Отсюда следует, что наблюдаемые в центральных частях этих объектов довольно горячие звезды стали «проглядывать» через соответствующие оболочки только несколько тысяч лет тому назад. В ту эпоху эти объекты должны были быть тождественны красным гигантам, атмосферы которых богаты углеродом. Но это как раз и означает, что объекты CRL 2688 и CRL 618 являются протопланетарными туманностями. Совсем недавно (1982 г.) на величайшем в мире радиотелескопе VLA было впервые обнаружено поглощение на волне 21 см нейтрального водорода сравнительно молодой, яркой планетарной туманности NGC 6302. Эти наблюдения выявили две компоненты линии поглощения, соответствующие лучевым скоростям +6 и -40 км/с (см. рис. 13.6). Первая компонента вызвана поглощением облака межзвездного водорода, находящегося между ними и планетарной туманностью, между тем как линия -40 км/с образуется в наружных слоях этой туманности, обращенных к наблюдателю. Из анализа этих наблюдений можно сделать вывод, что эти наружные слои представляют собой расширяющееся со скоростью 10 км/с кольцо, в то время как внутренняя часть этого кольца состоит из горячего, полностью ионизованного газа. На рис. 13.7 приведена схема строения этой туманности на основе описанных выше радиоастрономических наблюдений. Масса наружной части кольца, состоящей из нейтрального, сравнительно холодного водорода, около 0,06M
. Таким образом, спустя 25 лет, наша модель планетарной туманности получила полное экспериментальное подтверждение. По мере расширения туманности размеры ее наружной нейтральной части будут довольно быстро сокращаться, пока она не исчезнет совсем.