<- предыдущая страница следующая ->

Согласно современным данным, в настоящую эпоху ежегодно в Галактике из межзвездной среды конденсируется (т. е. рождается) в среднем одна звезда. Это означает, что существенная часть звезд после длительной эволюции сбрасывает с себя газовую оболочку — планетарную туманность — и превращается в компактную, плотную, очень горячую звезду — ядро планетарной туманности. Не подлежит сомнению, что такая же судьба постигнет спустя 7—8 млрд лет и наше Солнце.
Таким образом, образование планетарных туманностей знаменует качественный скачок в эволюции подавляющего большинства звезд. Какая же стадия эволюции звезды умеренной массы (~ 1—5 Мо) непосредственно предшествует образованию планетарных туманностей? Что происходит со звездой, породившей планетарную туманность? В каком направлении и как быстро будет происходить дальнейшая её эволюция. На эти основные для всей проблемы планетарных туманностей вопросы мы попытались дать ответы еще в 1956 г.3 Дальнейшее развитие астрономии показало, что ответы были правильными.
3 Шкловский И. С. Астрономический журнал, 1956, т. 33, с. 315.
Мы исходили из того не поддающегося сомнению факта, что планетарные туманности — это прежде всего неограниченно расширяющиеся газовые облака, потерявшие гравитационную связь с породившей их звездой. Зная размеры и скорость расширения этих облаков, легко найти их возраст, т. е. время с момента их возникновения, когда размеры облаков были в сотни раз меньше современных, а плотность — в десятки миллионов раз больше. Мы приходим, таким образом, к представлению, что на самых ранних фазах своей эволюции планетарная туманность должна быть весьма компактным объектом, размеры которого всего лишь в десятки раз превосходят расстояние от Земли до Солнца, т. е. астрономическую единицу, а средняя плотность соответствует концентрации атомов ~ 10-11 см-3, т. е. приблизительно такая же, как в хромосфере — наружных слоях солнечной атмосферы.
Существенно, что такой компактный объект с поверхностной плотностью ~ 100 г/см2 непрозрачен для излучения находящегося внутри него горячего ядра. Только малая часть оболочки, непосредственно примыкающая к ядру, будет полностью ионизована. В наружных же ее частях, содержащих большую часть массы, водород должен быть нейтрален, причем заметная его доля должна находиться в форме молекул. Можно ожидать, однако, что мощность излучения ядра по-прежнему будет значительной, в тысячи раз превосходя мощность солнечного излучения. Излучение ядра будет «просачиваться» через непрозрачную оболочку и выходить из нее с сильно измененным спектральным составом. Так как это излучение должно быть близко к равновесному, иметь ту же мощность, что и излучение ядра, и выходить из сферической поверхности, радиус которой в сотни раз превышает радиус Солнца, то его температура должна быть сравнительно низкой, порядка 2—3 тыс. градусов.
На что похож такой объект? Ответ может быть только один: это звезда — красный гигант, вернее, сверхгигант. Мы пришли, таким образом, к представлению, что непосредственными родителями планетарных туманностей должны быть красные гигантские звезды.
Первые десять лет после публикации нашей работы этот вывод решительно не привлекал к себе внимания, между тем как в последние десять лет он стал общепринятым и как бы само собою разумеющимся. История науки знает немало таких ситуаций. В последние годы накопились новые факты, убедительно говорящие в пользу представления о происхождении планетарных туманностей из красных гигантов. Эти факты были в основном получены методами инфракрасной и молекулярной радиоастрономии. Дело в том, что в протопланетарных туманностях (или, что то же, в объектах, промежуточных между красными гигантами и сверхкомпактными планетарными туманностями) имеется довольно много твердых пылевых частиц, которые ответственны за мощное инфракрасное излучение протопланетарных туманностей. В ряде случаев у таких объектов обнаружена также радиолиния излучения СО (2,64 мм). Число известных протопланетарных туманностей пока не превосходит 10, что, естественно, объясняется краткостью срока эволюции этих переходных объектов.
До сих пор речь шла о туманностях, образовавшихся каким-то образом путем отделения наружной оболочки красного гиганта. Что же можно сказать о ядрах планетарных туманностей? Какова их природа и в каком направлении они эволюционируют? Как уже говорилось выше, наблюдаемые ядра представляют собой весьма горячие карликовые звезды. Еще в 20-х годах теоретическая астрофизика разработала несколько изящных методов определения температур ядер по свойствам окружающих их планетарных туманностей. Идея этих методов состоит в том, что зная мощность излучения туманности, мы тем самым знаем мощность ионизующего ее ультрафиолетового излучения ядра. Сравнение этого излучения с блеском ядра в видимой части спектра позволяет оценить температуру поверхности ядра. Полученные таким образом температуры очень высоки, порядка многих десятков тысяч градусов, а в отдельных случаях, доходят до сотни тысяч градусов.
Большинство ядер имеет строго непрерывный спектр без линий излучения или поглощения. Однако часть ядер содержит в своем спектре линии излучения и поглощения. Выделяются также ядра, в спектрах которых наблюдаются широкие полосы излучения, подобные тем, которые наблюдаются в спектрах звезд типа Вольфа-Райе, светимость которых обычно на несколько порядков превышает светимость ядер планетарных туманностей. Наконец, немногие ядра имеют спектры, близкие к солнечному, т. е. относятся к довольно холодным звездам. Впрочем, само ядро планетарной туманности должно обладать высокой температурой, чтобы возбуждать свечение окружающего газа, а наблюдаемый оптический спектр в этом случае связан с излучением сравнительно холодного спутника невидимого горячего ядра.
Вопрос о возможной двойственности ядер планетарных туманностей имеет большое значение для всей проблемы. Дело в том, что двойственность чрезвычайно распространена в мире звезд. По крайней мере 30% всех звезд входят в состав двойных или кратных систем. Скорее всего, их доля превышает 50%. Тем более удивляет чрезвычайная редкость двойных ядер у планетарных туманностей. Из 1300 известных (т. е. наблюдаемых) планетарных туманностей только у 8 обнаружены двойные ядра. Хотя здесь, несомненно, имеются наблюдательные трудности, осложняющие обнаружение двойных ядер, скорее всего, мы сталкиваемся с реальным, весьма любопытным феноменом: по каким-то причинам планетарные туманности предпочитают образовываться вокруг одиночных, сильно проэволюционировавших звезд, явно избегая кратных систем. Ниже мы еще вернемся к этому важному вопросу.
Значительное разнообразие в спектрах ядер планетарных туманностей, очевидные указания на то, что в отдельных случаях наблюдается мощный выброс вещества с их поверхности и ряд других наблюдательных данных говорят о быстрой эволюции ядер. Временная шкала такой, эволюции должна быть сравнима со шкалой эволюции самих туманностей, т. е. порядка нескольких десятков тысяч лет. Во что же должны превратиться быстро эволюционирующие ядра планетарных туманностей? Не приходится сомневаться, что очень горячие ядра — это не что иное, как «обнажившиеся» недра красного гиганта. Такое «обнажение» происходит после того, как наружные слои красного гиганта по каким-либо причинам потеряли с ним связь и, медленно расширяясь, «расплылись» по достаточно большому объему. Так как средняя масса планетарной туманности ~ 0,2 солнечной массы, то можно представить себе, как бы выглядел красный гигант, если каким-то воображаемым скальпелем срезать с его наружных слоев такую массу. Существуют вполне надежные модельные расчеты структуры красных гигантов, дающие зависимость температуры и плотности его внутренних слоев от расстояния до центра, где находится небольшое очень горячее и плотное ядро, состоящее из так называемого вырожденного газа. Из этих расчетов следует, что после описанной выше операции получился бы довольно маленький, размерами немного больше Солнца объект с температурой поверхности порядка 100 000° и плотностью наружных слоев, в сотни раз превышающей плотность солнечной фотосферы. Эти наружные слои должны находиться в состоянии очень бурной конвекции. Следует иметь в виду, что одновременно с отделением наружной оболочки красного гиганта должно происходить довольно быстрое, хотя и не катастрофическое, сжатие его внутренних областей до размеров, всего лишь в несколько раз превышающих размеры земного шара.
Здесь важно подчеркнуть, что вещество ядра красного гиганта, представляющего собой вырожденный газ, тождественно веществу белых карликов — разновидности звезд, тщательно исследовавшихся астрономами на протяжении последних десятилетий. Мы с полным основанием можем сказать, что такое совпадение не является случайным. Подобно цыпленку в яйце, белый карлик постепенно «вызревает» в центре звезды, с тем чтобы в подходящий момент «вылупиться». Этот момент мы связываем с образованием планетарной туманности. Новорожденный цыпленок (т. е. белый карлик) сначала окутан осколками скорлупы (т. е. нестационарной атмосферы), это — ядро планетарной туманности. Пройдет, однако, несколько десятков или сотен тысяч лет, все нормализуется — ядро планетарной туманности превратится в «нормального» белого карлика, который, постепенно остывая, через миллиарды лет станет довольно холодным черным карликом, в то время как сопутствовавшая его появлению на свет планетарная туманность давным-давно уже рассеялась в межзвездном пространстве.
В пользу справедливости набросанного нами сценария образования белых карликов из красных гигантов путем отделения от них наружных оболочек — будущих планетарных туманностей — говорят прежде всего данные звездной статистики. Если каждый год в галактике образуется примерно одна планетарная туманность, то по нашему сценарию столько же должно образовываться новых белых карликов. Отсюда следует, что полное количество белых карликов в нашей звездной системе, возраст которой ~ 10 млрд лет, должно быть ~ 10-10. Но это как раз та оценка, которая следует из наблюдательной астрономии! С другой стороны, количество красных гигантов в Галактике порядка нескольких миллионов, в то время как длительность этой фазы звездной эволюции исчисляется миллионами лет. Отсюда следует, что каждый год в Галактике должен прекращать свое существование примерно один красный гигант.
В последние годы были выполнены важные теоретические расчеты эволюции объектов, по своим свойствам сходных с ядрами планетарных туманностей. Из этих расчетов следует вывод о быстром сжатии ядер в процессе эволюции при отсутствии ядерных источников энергии. При этом важное значение имеет химический состав эволюционирующего ядра планетарной туманности. Так как массы ядер не могут быть слишком малы (вспомним, что средние массы планетарных туманностей ~ 0,2 Мо, а массы красных гигантов «нормального» химического состава, во всяком случае, больше массы Солнца), то температуры в их недрах должны быть сравнительно велики, и чтобы не выделялась ядерная энергия, водород и гелий должны там практически отсутствовать. Однако в самых поверхностных слоях ядер может находиться тонкая «корона», в которой происходит горение гелия и, возможно, водорода. Таким образом, современная теория внутреннего строения звезд приводит к выводу, что лишенные ядерных источников энергии звезды (какими являются ядра планетарных туманностей) должны эволюционировать в «обыкновенные» белые карлики.
Остается только понять, как же образуются в недрах звезд вырожденные, состоящие преимущественно из тяжелых элементов ядра? На последнем рисунке приведена структура красного гиганта накануне отделения от него наружных слоев, которые станут планетарной туманностью. Как видно из рисунка, ядерные реакции происходят в двух слоях. В более глубоком идет тройная реакция (три альфа-частицы превращаются в ядро углерода). В области, лежащей внутри этого слоя, водород и гелий уже выгорели — там только ядра кислорода, углерода и других тяжелых элементов. В наружном слое идут ядерные реакции с участием водорода. Светимость такого «двухслойного» гиганта очень велика — в тысячи раз больше солнечной.
По каким же причинам наружная, богатая водородом оболочка такого гиганта отделяется от ядра? Из того факта, что скорость отделений оболочки низка (~ 30 км/с), можно сделать вывод, что на высоте, где происходит отделение, параболическая скорость должна быть такого же порядка. Если масса внутренних областей звезды близка к солнечной, расстояние от отделившейся оболочки до центра должно быть порядка астрономической единицы, как это и следует ожидать для красного гиганта. Причиной отделения наружных слоев оболочки может быть особого рода неустойчивость, вызывающая в ней колебательные движения нарастающей амплитуды. Период таких колебаний должен быть порядка нескольких тысяч лет. Большую роль в отрыве наружных слоев оболочки красного гиганта может играть световое давление, так как поток излучения через поверхность таких звезд очень велик.
Мы можем теперь проследить эволюцию звезды, превращающуюся в конечном итоге в планетарную туманность и белый карлик. Вот эта последовательность этапов эволюции:
1. Звезда главной последовательности с массой ~ (1—4) Mо.
2. Красный гигант высокой светимости с избыточным содержанием углерода.
3. Компактный инфракрасный источник (красный гигант с расширяющейся оболочкой, излучающей преимущественно в инфракрасной части спектра).
4. Протяженная инфракрасная оболочка, излучающая также молекулярные линии Н2, СО и ОН (представитель — IRC 10216).
5. Появление в спектре эмиссионных линий. «Инфракрасная»-«молекулярная» оболочка продолжает расширяться (представитель — НМ Стрелы).
6. Компактная яркая область ионизованного водорода, некоторые инфракрасные и молекулярные линии продолжают наблюдаться (представители: CRL 618, V1016 Лебедя).
7. Молодая яркая компактная планетарная туманность. Наблюдаются инфракрасные и молекулярные линии (представители — давно уже известные объекты IС 418, NGC 7027).
8. Параллельное образование горячей «ультрафиолетовой» звезды и нормальной планетарной туманности.
9. Белый карлик.
Таким образом, современная астрономия, работающая во всех спектральных диапазонах, смогла проследить весь процесс эволюции нормальной звезды, первоначально находившейся на главной последовательности, вплоть до превращения ее в белый карлик. Существенно, что речь идет о звездах сравнительно небольшой массы (1—5 Мо), к которым принадлежит львиная доля всех эволюционирующих в Галактике звезд. Звезды с массой меньше 0,85 Мо за время жизни Галактики (~ 20 млрд лет) еще не сошли с главной последовательности, т. е. не стали сравнительно быстро эволюционирующими красными гигантами. У них еще «все впереди». Что касается сравнительно малочисленных массивных звезд с массами больше 5 Мо, то характер их эволюции (значительно более быстрой, чем у их маломассивных коллег) будет принципиально отличаться от описанного выше. Большинство из них окончат свое существование грандиозным взрывом, который изредка наблюдается астрономами как явление вспышки сверхновой звезды. В результате такого взрыва образуются нейтронные звезды и, реже, черные дыры. Эти увлекательные проблемы здесь обсуждаться не будут.
Итак, образование планетарных туманностей есть закономерный (хотя и краткий) этап в эволюции большинства звезд. Выше был набросан только весьма краткий сценарий этого важнейшего для космогонии процесса. При более детальном изучении круга вопросов, связанных с планетарными туманностями, возникает целый ряд проблем, еще очень далеких от решения. Стоит остановиться на нескольких из них.
Большой интерес представляет изучение структуры туманности, их морфологии. Такие исследования помогают уточнить детали происхождения этих объектов. Например, в отдельных случаях наблюдаются двойные и даже тройные оболочки. В настоящее время известно около двух десятков таких туманностей. Сюда относится, в частности, и одна из ближайших к нам туманностей NGC 7293. По-видимому, кратные оболочки — довольно распространенное явление: наружные оболочки далеко не всегда можно наблюдать из-за их малой поверхностной яркости. В отдельных случаях (например, у NGC 2440) скорость расширения внутренней более яркой оболочки вдвое превышает скорость наружной. Это наглядно демонстрирует, что оболочки отделялись в разное время. Можно представить, что это связано с колебаниями атмосфер красных гигантов, о которых речь шла выше. Отделение происходит при определенной фазе таких колебаний, период которых исчисляется многими тысячами лет. За пару десятков тысяч лет может произойти несколько таких сбросов, пока не останется только горячее компактное ядро. Излучение такого ядра начнет ионизировать и прогревать сперва внутреннюю, менее протяженную и более плотную оболочку, а потом и внешние, к этому времени успевшие значительно расшириться и уменьшить свою плотность оболочки. По этой причине яркость наружной оболочки всегда значительно меньше, чем внутренней.
Особое значение имеет вопрос о кратности ядер планетарных туманностей. Выше мы уже обратили внимание на чрезвычайную редкость этого явления. Какова же возможная причина отсутствия среди ядер компонент двойных или тройных систем? Ответ можно попытаться найти, рассматривая эволюцию звезд в так называемых тесных двойных системах4. В этом случае более массивная (и, следовательно, быстрее эволюционирующая) звезда, сойдя с главной последовательности, не может раздуться до размеров красного гиганта. Как только она достигнет некоторого критического размера — займет полость Роша, начнется быстрое перетекание ее вещества на менее массивную компоненту, в результате эволюционирующая звезда может потерять до 80% массы и практически весь водород, заключенный в ее наружной оболочке. Образуется компактная горячая гелиевая звезда, которая, скорее всего, превратится в белый карлик. Изредка, впрочем, такие гелиевые звезды могут взрываться, как сверхновые звезды; это произойдет в том случае, когда их массы превысят некоторый определенный предел. Возможна и такая ситуация, что, пока первая компонента развивается в белый карлик, начнет эволюционировать и «разбухать» вторая компонента, на которую в свое время перетекла значительная часть массы первой. Со временем и эта компонента превратится в белого карлика.
4 Подробнее об эволюции таких систем см.: Масевич А. Г., Тутуков А. В., Юнгельсон Л. Р. Гравитационное излучение и эволюция карликовых двойных звезд.— Природа, 1981, № 5, с. 68.
Во всех этих случаях образование белых карликов не сопровождается формированием планетарных туманностей. Как же понять то обстоятельство, что в отдельных редких случаях двойные ядра все же образуются? Возможно, этому способствовала образовавшаяся в процессе эволюции двойной системы плотная общая оболочка, благодаря которой система потеряла существенную часть вещества и орбитального момента. При этом компоненты двойной системы могли сильно сблизиться. Один из них может быть горячей гелиевой звездой, похожей на ядро планетарной туманности. Заметим, однако, что все эти явления еще мало исследованы. В частности, общие плотные оболочки в двойных системах пока еще не наблюдались, хотя их существование вряд ли подлежит сомнению.
Очень много проблем, связанных с эволюцией планетарных туманностей и их ядер, еще ждут своего решения. Большие надежды астрономы возлагают на исследования в инфракрасном и особенно в радиодиапазоне. Уже сейчас имеются довольно высококачественные радиоизображения планетарных туманностей. Но это только начало. Главное — стало понятным значение планетарных туманностей для эволюции вещества во Вселенной, их связь с красными гигантами и белыми карликами. И это есть одно из величайших достижении астрономии второй половины XX в.

Диффузная туманность Ориона.
Планетарная туманность в созвездии Лиры.
Планетарная туманность NGC 6853.
Планетарная туманность в созвездии Водолея (NGC 7293).
Схема звезды с «двухслойным» источником ядерной энергии.

<- предыдущая страница следующая ->