VIVOS VOCO: В.Г.Клочкова, В.Е.Панчук, «От звезды к планетарной туманности»

От звезды к планетарной туманности

В.Г.Клочкова, В.Е.Панчук

Валентина Георгиевна Клочкова, д.ф.-м.н., зав. лаб. спектроскопии звезд
Специальной астрофизической обсерватории РАН (Нижний Архыз, Карачаево-Черкесия).

Владимир Евгеньевич Панчук, д.ф.-м.н., гл.н.с. той же обсерватории,
заслуженный деятель науки России.

Все существует разницей давлений,
Температур, потенциалов, масс;
Струи времен текут неравномерно...

Максимилиан Волошин. “Космос”

Человеку, далекому от астрономии, характеристики мира звезд (размеры, расстояния, массы, продолжительность эволюции) кажутся несопоставимыми с масштабами его мира. Прилагательное “астрономический” в обиходе используется, когда необходимо подчеркнуть исключительно большое значение какой-либо величины (например: астрономическая сумма долга). Действительно, основные фазы эволюции звезд длятся миллионы и даже миллиарды лет. Наше Солнце, возраст которого превышает 4 млрд лет, находится пока в самом начале своего эволюционного пути и, как большинство звезд, за период непосредственных исследований демонстрирует постоянство своих фундаментальных параметров (известны, правда, попытки оценить изменение солнечной постоянной палеометодами). Поэтому астрономические явления, характерное время которых сравнимо с продолжительностью человеческой жизни, вызывают повышенный интерес. Значительная их часть связана с быстрой сменой эволюционного состояния звезд, в первую очередь это - вспышки сверхновых звезд. Иногда “разогрев” общественного интереса к наиболее эффектной вспышке Сверхновой даже сказывался на пропорциях в научных бюджетах развитых стран. Не так известен, хотя более распространен, другой класс быстро протекающих астрономических процессов, влияющих на превращения химических элементов во Вселенной не меньше, чем Сверхновые. Речь идет о переходе звезды в состояние планетарной туманности. Модели, предложенные теоретиками, сегодня активно проверяются экспериментально.

Немного об эволюции

Для углубленного знакомства с теоретическими и наблюдательными аспектами звездной эволюции можно рекомендовать монографию А.Г.Масевич и А.В.Тутукова [1]. Здесь же кратко (и упрощенно) упомянем только общие положения наблюдений и теории, уделяя внимание эволюции звезд на стадиях, которые непосредственно предшествуют образованию планетарной туманности.

Пока звезда проходит свой жизненный цикл от “рождения” до “смерти”, меняются ее строение, химический состав, набор ядерных реакций, определяющих энерговыделение, и, следовательно - светимость и температура поверхности. Общепринятый способ следить за этими процессами - регистрировать изменение интенсивности и спектрального состава излучения звездной атмосферы (астросейсмология и детектирование звездных нейтрино как методы изучения внутреннего строения звезд находятся в стадии становления). Спектр излучения, как известно, - это распределение испускаемой энергии по длинам волн. В первом приближении такое распределение можно аппроксимировать кривой излучения абсолютно черного тела (отсюда получается оценка температуры атмосферы). Упрощенно описать спектр звезды позволяет набор значений блеска, измеряемого в логарифмической шкале интенсивностей - в звездных величинах, которые характеризуют излучение, усредненное в широких (порядка 100 нм) спектральных полосах. Положения центров и ширины полос определяются комбинацией характеристик светофильтров и кривой спектральной чувствительности светоприемников. Самая распространенная фотометрическая система UBV регистрирует излучение в ультрафиолетовом (U), синем (B) и желтом (визуальном, V) диапазонах, соответствующие величины обозначаются этими же буквами. Разности звездных величин, измеренных в полосах U, B и V, - показатели цвета - тесно связаны с температурой звездной атмосферы. Абсолютная звездная величина служит мерой полного потока испускаемой энергии, видимая звездная величина зависит еще и от расстояния до звезды. Соотношение между абсолютной звездной величиной и показателем цвета обусловлено эволюционным состоянием звезды, и его графическое представление для совокупности звезд, названное (по именам впервые построивших график астрономов) диаграммой Герцшпрунга-Ресселла (H-R), является экспериментальной основой для изучения эволюции звезд.

Рис.1. Диаграммы Герцшпрунга-Ресселла.

С л е в а - диаграмма “Показатель цвета - звездная величина” для шарового скопления NGC 6934 (Brocato Е., Buonanno R., Malakhova Y., Piersimoni A.M. A&A. 1996. V.311. P.778). Возраст скопления более 10 млрд лет, поэтому звезды с массами больше солнечной ушли с главной последовательности (MS) и находятся на ветвях субгигантов (SGB), красных гигантов (RGB) и асимптотической ветви гигантов (AGB).
С п р а в а - теоретическая диаграмма “Светимость - температура звездной атмосферы” для старых скоплений. Прямая линия - MS, штриховые - эволюционные треки звезд трех различных масс, сплошная кривая - изохрона (положение звезд различных масс для возраста скопления 2 млрд лет).

На диаграмме H-R наблюдаемые звезды распределены не равномерно, а группируются в определенных областях (рис.1, слева). Это означает, что звезды некоторые стадии проходят быстро, а в некоторых - задерживаются надолго. Большинство звезд сосредоточено в полосе главной последовательности (Main Sequence - MS), своей светимостью они обязаны протекающим в их ядрах процессам синтеза гелия из водорода. Жизненный путь звезды на диаграмме H-R представляется кривой, соединяющей последовательно реализуемые состояния, - эволюционным треком. Примеры треков, предсказанных теорией, даны штриховыми линиями на рис.1, справа. Начальная точка эволюционного трека для сформировавшейся звезды, находящейся в гидростатическом и тепловом равновесии, лежит в пределах полосы главной последовательности. Именно сюда приводит процесс “рождения” - сжатие протозвезды, явление, которое трудно наблюдать из-за низкой поверхностной температуры и большого поглощения света в протозвездном газопылевом коконе. В пределах MS звезда проводит примерно 90% своей жизни. У звезд с массами, меньшими солнечной, из-за относительно низкой температуры в центре ядра выгорание водорода протекает настолько вяло, что время эволюции в пределах MS сравнимо с временем жизни галактик. В таких звездах сосредоточена подавляющая доля массы звездного населения (например, только плотность звезд с массами, на порядок меньшими массы Солнца (далее - M¤), составляет около половины всей звездной плотности по массе в окрестностях Солнца). Итак, подавляющая доля наблюдаемого вещества Галактики, образуя маломассивные звезды, надолго (навсегда?) исключается из космического кругооборота вещества с участием ядер тяжелее гелия.

Всего несколько процентов общей массы звезд распределено между массивными звездами и звездами средних масс (от 1 до 9 M¤). Последние явно преобладают: на их долю приходится 95% массы звезд выше солнечной. Они эволюционируют быстрее и продуктивнее, чем маломассивные звезды. Из-за более высокой температуры в ядре процессы энерговыделения идут интенсивнее и часть энергии переносится наружу путем конвекции, что в свою очередь приводит к ускоренному истощению водорода. Когда водородное топливо в самом ядре израсходовано, начинается процесс сжатия ядра и горения водорода в окружающем ядро сферически симметричном слое (часть энергии продолжает уходить за счет конвекции). Радиус и светимость звезды увеличиваются, температура поверхности уменьшается, и в итоге звезда попадает на ветвь красных гигантов (Red Giant Branch - RGB). Эта эволюционная стадия короче, чем MS, но из-за того, что звезды движутся по трекам, расположенным вдоль RGB, ветвь гигантов выглядит хорошо заселенной областью диаграммы H-R. На вершине RGB плотность и центральная температура сжимающегося звездного ядра повышаются настолько, что включаются реакции синтеза углерода и кислорода из ядер гелия (гелиевая вспышка), квазиравновесное состояние звезды нарушается, она быстро теряет значительную часть протяженной конвективной оболочки, светимость падает, т.е. звезда уходит с ветви гигантов. После полного выгорания гелия в ядре энерговыделение звезды определяется горением гелия в слое, окружающем плотное углеродно-кислородное ядро, и горением водорода в слое, разделяющем бедную и богатую водородом части оболочки. Толщина слоевых источников энергии мала (их масса составляет 0.0001-0.000001 M¤, при полной массе звезды 0.8-9 M¤), поэтому моделирование эволюции звезды на этих стадиях длительное время представляло вычислительную проблему. В рамках модели не удается подобрать такое значение скорости поступления водорода и гелия в слоевые источники, чтобы обеспечить устойчивое горение в обоих источниках одновременно (горение гелия начинается при температуре, на порядок более высокой, чем горение водорода). Следовательно, вспышки горения водорода и гелия происходят попеременно. Число таких вспышек зависит от запасов водорода и снижается до нескольких десятков из-за быстрого истощения водородной оболочки. Звезда в этом неустойчивом состоянии находится на асимптотической ветви гигантов (Asymptotic Giant Branch - AGB), положение которой на диаграмме H-R стремится к ветви гигантов (рис.1).

Судьба углеродно-кислородного ядра зависит от его массы (т.е. центральной температуры и плотности). При температуре 1 млрд градусов загораются углерод и кислород, образуются магний, сера, натрий; при температуре 2 млрд градусов в ядре звезды развивается цепь реакций скалывания a-частиц с ядер кремния, серы, магния, с последующим присоединением a-частиц к более тяжелым ядрам, при этом синтезируются элементы вплоть до железного пика. В ядрах с массой более 4 M¤ такой процесс приобретает взрывной характер и считается одним из вероятных механизмов вспышки сверхновой звезды. Описание процессов взрывного нуклеосинтеза как одной из заключительных стадий эволюции массивных звезд выходит за рамки данной статьи. Здесь только отметим, что эволюция таких объектов обеспечивает Вселенную значительным количеством тяжелых элементов, в том числе и радиоактивных.

Углеродно-кислородное ядро, образующееся у звезды с массой менее 8-9 M¤, не способно к синтезу тяжелых элементов. При увеличении его массы за счет горения гелия происходит сжатие (до размеров, сравнимых с размерами Земли) и нагрев ядра. Ядро окружено оболочкой с радиусом, который в тысячу раз превосходит радиус Солнца (ситуация, напоминающая соотношение размеров атома и его ядра). Масса водородной оболочки уменьшается за счет горения водорода в слоевом источнике и за счет потери вещества в виде звездного ветра. В целом окончательную массу ядра, структуру звезды и характер эволюции определяет не только масса звезды в момент ее прихода на главную последовательность, но и темп потери массы на разных стадиях (в основном RGB и AGB).

Итак, на стадии AGB внутри красного сверхгиганта начинает жизнь белый карлик - звезда, энергетика которой уже не связана с нуклеосинтезом, а строение уже не описывается, в частности, уравнением идеального газа. Между состояниями AGB и белого карлика звезде необходимо быстро потерять значительную часть оставшейся массы (так как массы белых карликов не должны превосходить 1.4 солнечной). Кроме эпизодических сбросов вещества, сопровождающих переключение слоевых источников, звезда на стадии ухода с AGB теряет вещество из-за интенсивного звездного ветра, и в итоге образуется околозвездная пылевая оболочка, которая существенно ослабляет блеск звезды в оптическом диапазоне. Звезда снова, как и в период своего рождения вблизи MS, прячется в пылевом коконе. Продолжительность сосуществования звезд и околозвездных оболочек, образованных относительно плотным утерянным веществом, составляет всего от десятков до тысячи лет, поэтому вероятность случайного обнаружения подобных объектов низка. Из-за сильного пылевого ослабления в оптическом диапазоне они труднодоступны для спектроскопических наблюдений на телескопах умеренных размеров. Поэтому перед нами стоят две задачи: найти объекты, находящиеся на указанной стадии развития, и организовать детальные исследования на крупных телескопах.

Вглядываясь в туманности

С уменьшением массы водородной оболочки звездный ветер прекращается, а поверхностная температура возрастает, и звезда перемещается в левую часть диаграммы H-R. Эта стадия завершается при эффективной температуре около 30 000 К, достаточной для полной ионизации газа околозвездной туманности. Теперь объект легко наблюдать: в спектре появляются интенсивные рекомбинационные линии водорода и запрещенные линии металлов (таким образом мы обнаруживаем только долю вещества туманности, составляющую в среднем 20% M¤). Рекомбинационные линии возникают из-за того, что горячая центральная звезда поставляет сильное ультрафиолетовое излучение, ионизующее водород. Регистрация запрещенных линий не означает, что во Вселенной нарушаются законы квантовой механики. Запреты на определенные переходы между энергетическими состояниями не абсолютны, они говорят лишь об очень малой вероятности таких событий. В земных условиях подобные переходы не успевают реализоваться - атом быстрее “сбросит” избыток энергии в столкновениях. Зато в условиях космических, при гораздо более низких плотностях вещества, они произойти могут.

Системы, состоящие из горячего ядра и окружающей его светящейся газовой оболочки, получили название планетарных туманностей (в отличие от точечных источников - звезд - туманности не мерцали при визуальных наблюдениях в небольшой телескоп, а, как и другие объекты с заметными угловыми размерами - планеты - светили ровно). Планетарные туманности были выделены из числа других туманных объектов В.Гершелем в 1785 г.; сегодня известно свыше 10 тыс. планетарных туманностей, в том числе и в ближайших галактиках.

Основополагающие представления о природе планетарных туманностей как заключительной стадии эволюции звезд с промежуточными массами (примерно от 3 до 8 M¤) были сформулированы И.С.Шкловским [2]. Именно тогда, до формирования ядерной астрофизики в виде отдельного направления, были сделаны выводы о связи между красными гигантами (сверхгигантами), планетарными туманностями и белыми карликами; о дискретном характере образования расширяющейся оболочки вследствие отделения внешних слоев красного гиганта; об эволюции звездного ядра, приводящей к образованию белого карлика. Десятилетия, прошедшие после пионерской работы И.С.Шкловского, оказались чрезвычайно плодотворными для исследования процессов превращения звезд в планетарные туманности, и прежде всего благодаря тому, что астрофизика стала “всеволновой” [3]. В частности, были развиты эффективные (наземные и внеатмосферные) методы наблюдений в оптическом, инфракрасном, субмиллиметровом и радиодиапазонах. Степень нашей информированности о строении планетарных туманностей демонстрирует изображение известной туманности Кошачий Глаз (NGC 6543), полученное на Космическом телескопе им.Э.Хаббла (Hubble Space Telescope - HST), рис.2. Ее структура включает несколько деталей разного типа (оболочки, облака, кольца, струи). Спектры отдельных деталей, зарегистрированные нами на шестиметровом телескопе БТА (Большой Телескоп Альтазимутальный), говорят о сложной картине потери вещества центральной звездой.


Рис.2. Изображение туманности Кошачий Глаз (NGC 6543), полученное широкоугольной камерой Космического телескопа им.Хаббла	Рис.3. Комбинированное оптическое и инфракрасное изображение туманности AFGL2688, полученное на Космическом телескопе им.Хаббла.

При анализе наблюдений, выполненных на инфракрасном астрономическом спутнике (InfraRed Astronomical Satellite - IRAS), была обнаружена группа объектов, чьи потоки в инфракрасном диапазоне сравнимы и даже превышают потоки в оптическом, а распределение энергии в спектрах имеет специфический “двугорбый” вид. Температура околозвездных газопылевых оболочек составляет от 200 до 1000 К. К настоящему времени уже хорошо развита теория их эволюции, позволяющая учитывать даже изменение химического состава. Если, следуя технике работы в фотометрической системе UBV, по наблюдениям в фильтрах инфракрасного диапазона определить соответствующие показатели цвета, то удается надежно разделить группы оболочек, находящихся на разных эволюционных стадиях. Характер распределения энергии в ИК-диапазоне зависит от размеров, температуры, типа частиц и закона их распределения по размерам, т.е. от стадии развития оболочки. Уже построены ИК-диаграммы, которые для пылевых оболочек играют такую же эволюционную роль, что и построенные для звезд диаграммы показателей цвета в широкополосной фотометрической системе UBV. Процессы формирования и развития околозвездной газопылевой оболочки протекают на короткой (по астрономическим меркам) временной шкале, и точность определения возрастов околозвездных оболочек (до 25 лет!) непривычна даже для профессиональных астрономов. Часть объектов, которые окружены газопылевыми оболочками, отождествлена со сверхгигантами спектральных классов F и G, находящимися предположительно на кратковременной стадии перехода от красного гиганта к планетарной туманности. Общепринятое название этой стадии эволюции - протопланетарные туманности, или звезды на стадии после асимптотической ветви гигантов (Post-Asymptotic Giant Branch - PAGB).

Протопланетарные туманности

Весьма кратковременный (порядка тысячи лет) переход от холодной звезды высокой светимости, интенсивно теряющей вещество, в качественно иное образование - планетарную туманность, подсвечиваемую горячим ядром, - только начинает изучаться как теоретиками, так и наблюдателями. Почти не исследованы причины дискретного, повторяющегося и зачастую несимметричного сброса вещества звездной оболочки на стадиях AGB и PAGB. Следы такого сброса обнаружены недавно в виде слабосветящихся структур вокруг хорошо известных газовых оболочек. Определенную проблему представляет экспериментальное различение протопланетарных туманностей и движущихся к главной последовательности самых молодых звезд, также упакованных в газопылевые коконы. Часть вещества в нашем случае сохраняет некоторые свойства предшествующей стадии; например, удается наблюдать оболочки, потерянные звездой еще на стадии асимптотической ветви гигантов. Сначала объект наблюдается только в инфракрасном и радиодиапазонах и зачастую не отождествляется в оптическом диапазоне. По мере разлета пылевой оболочки ее прозрачность увеличивается и доля инфракрасного излучения в общем потоке понижается. Оболочки большей части протопланетарных туманностей имеют асимметричную структуру, что указывает на анизотропность потери вещества и (или) вероятное присутствие второй звезды. Из-за асимметрии структур видимая картина зависит от ориентации туманности по отношению к наблюдателю.

Все эти признаки (скорость эволюции на данной стадии, неоднородность поглощения, асимметрия процесса потери вещества, различная проекция на луч зрения) определяют разнообразие форм объектов, наблюдаемых в инфракрасном и оптическом диапазонах. Например, сложнейшая структура обнаружена у молодой туманности AFGL2688. Неоднородное, асимметричное изображение этой туманности (рис.3), полученное на HST в ИК-диапазоне (в том числе и с помощью узкополосных фильтров, центрированных на линии молекулярного водорода), показывает иерархию элементов (диск, облака, дуги, струи). Эта картина помогает расшифровать оптические спектры, зарегистрированные нами на шестиметровом телескопе. В оптическом диапазоне объект выглядит как биполярная структура, северный и южный лепестки которой имеют видимую звездную величину 13 и 16 соответственно, при характерных размерах 4-5'' каждый. Центральная звезда полностью закрыта кольцеобразным пылевым образованием, но при спектроскопических наблюдениях лепестков по излучению, рассеянному на пылинках, нам удалось “заглянуть за угол”, т.е. определить светимость, температуру центральной звезды и ее химический состав. Объект долго не мог заинтересовать астрономов и вначале был даже занесен в каталоги как двойная галактика, а затем, после первого систематического обзора неба в ИК-лучах был отождествлен с одним из ярчайших ИК-источников. Светимость AFGL2688 такова, что при несколько ином наклоне пылевого кольца, т.е. при отсутствии околозвездного пылевого поглощения на луче зрения, мы наблюдали бы в созвездии Лебедя еще одну яркую звезду не слабее 4-й величины, и это была бы, пожалуй, самая яркая звезда из находящихся в кратковременной стадии PAGB. Из-за быстрого изменения блеска такая звезда обязательно привлекла бы внимание средневековых астрономов.

В наши дни детальный анализ изображений, полученных на HST, и спектров, полученных на БТА, дает картину, разворачивающуюся в прошлое на сотни лет.

О чем говорят оптические спектры

Если звезда на стадии PAGB наблюдается только в оптическом диапазоне, ее спектр не сразу можно отличить от спектра обычного массивного сверхгиганта. Чаще всего это звезда спектрального класса F-G, но встречаются объекты и более ранних спектральных классов, с эффективной температурой менее 30000 К, при которой уже “включается” феномен планетарной туманности. При наблюдениях со средним спектральным разрешением (когда большинство слабых и узких спектральных линий сливаются друг с другом и неразличимы) выявляются две характерные особенности - сложный профиль линии нейтрального водорода Н_a и полосы молекул С₂ и С₃.

Сложный, содержащий как эмиссионные, так и абсорбционные компоненты, профиль Н_a - надежный признак процессов истечения вещества и/или ударных волн, образующихся при пульсациях оболочки звезды. Полосы молекул углерода служат основой спектральной классификации холодных углеродных звезд, атмосферы которых имеют температуру 3000-2000 К и характеризуются численным преобладанием атомов углерода над атомами кислорода. Наличие подобных полос в спектрах звезд с температурой 7000–5000 К не находит объяснения в рамках классических моделей атмосфер. Детальные исследования с высоким спектральным разрешением (когда отдельно различимы узкие и слабые линии) свидетельствуют: молекулярные спектры формируются преимущественно в околозвездных оболочках, оценки температуры которых, выполненные по вращательным спектрам молекул разного сорта, не совпадают. Последнее говорит в пользу неравновесных процессов, определяющих состояние вещества и поля излучения в оболочках. Относительные смещения линий, формирующихся в атмосфере звезды и ее оболочке, несут информацию о скорости расширения оболочки (10-20 км/с) и ее возрасте (в среднем 200-300 лет).

В спектрах некоторых объектов на стадии PAGB мы обнаружили эмиссионные полосы молекул углерода, характерные для спектров газопылевых голов, которые окружают ядра комет Солнечной системы (рис.4). Измерения лучевых скоростей (скоростей изменения расстояния между объектом и наблюдателем) и относительных интенсивностей различных колебательных переходов показали, что эти эмиссионные полосы формируются в протяженных околозвездных оболочках, причем по тому же механизму, что и в головах комет. Анализ излучения, рассеянного на пылинках околозвездной оболочки, помогает исследовать внутренние части околозвездного пылевого тора, которое скрывает от наблюдателя центральную звезду. С этой целью мы используем спектрополяриметрические методы, которые, например, позволяют разделить излучение, выходящее из атмосферы звезды и внутренней зоны околозвездной оболочки (поляризованное вследствие рассеяния на пылевых частицах), и излучение, образующееся непосредственно в газовой компоненте газопылевой оболочки и покидающее оболочку без существенного рассеяния.

Рис.4. Эмиссионные полосы молекулы углерода С₂ (5635 Е) в полученных на шестиметровом телескопе оптических спектрах избранных протопланетарных туманностей и головы кометы Хэйла-Боппа.

Упомянем еще об одной, ранее неизвестной особенности спектров протопланетарных туманностей - в спектрах нескольких объектов мы обнаружили детали, отождествляемые с положениями диффузных межзвездных полос (рис.5). Эти полосы, более полувека наблюдаемые в спектрах межзвездной среды “на просвет” (т.е. когда исследуется холодное облако или диффузная среда, которые находятся между наблюдателем и горячей звездой, излучающей преимущественно в непрерывном спектре), пока окончательно не приписаны ни одному из вероятных носителей (молекуле, молекулярному иону, молекулярному комплексу или сочетанию какой-либо из этих частиц с твердой поверхностью льдов или пылинок). В качестве наиболее вероятных кандидатов называют молекулярные комплексы полициклических ароматических углеводородов - группы веществ, которые в земных условиях подозреваются в канцерогенном действии. Положение этих деталей в спектрах и его связь с величиной околозвездного покраснения (искажением спектра излучения из-за более усиленного поглощения пылью более коротковолновой его части) заставляют думать об околозвездном происхождении диффузных полос. В спектрах звезд на асимптотической ветви гигантов такие полосы не встречаются, так что можно сделать вывод о начале синтеза сложных (гигантских) органических молекул на этапе формирования околозвездных оболочек в стадии PAGB. Не менее важна данная стадия и для предыдущего шага в усложнении организации вещества во Вселенной - для образования химических элементов.

Рис.5. Околозвездные полосы (отмечены вертикальными линиями), выявленные путем сравнения наблюдаемого на шестиметровом телескопе и теоретического (тонкая линия) фрагментов спектра ИК-источника IRAS 23304+6147.

Поставщики тяжелых элементов

Процессы формирования химических элементов изучает ядерная астрофизика, одна из главных задач которой - объяснить те пропорции, в которых различные элементы встречаются в космосе. Наибольшую распространенность (относительное среднее содержание) имеет водород, несколько меньшую - гелий; с дальнейшим ростом атомной массы распространенность в среднем спадает, но не монотонно - для некоторых элементов характерны пики (например, для железа).

В основу современных теорий образования химических элементов положен тот факт, что молодая Вселенная (до начала образования звезд) состояла из водорода и гелия, с небольшим добавлением изотопов лития, бериллия и бора. Вторым фундаментальным обстоятельством является вид зависимости энергии связи нуклонов от массы ядра (максимум имеет место для изотопа ⁵⁶Fe, вокруг которого образуется так называемый железный пик). Весьма упрощенно это означает, что ядра, расположенные слева от железного пика, создаются преимущественно в реакциях синтеза (присоединение протонов, a-частиц и легких ядер), но по мере увеличения масс таких ядер для их синтеза необходимы все более высокие энергии сталкивающихся частиц, т.е. все более высокие плотности и температуры в недрах звезд. Отсюда следует, что у звезд большей массы больше возможностей синтезировать ядра элементов в серии последовательно сменяющих друг друга процессов (синтез ядер гелия из протонов, синтез ядер углерода и кислорода из a-частиц, синтез магния, кремния, серы и т.д.). Смена групп реакций нуклеосинтеза или прекращается (для включения следующей группы реакций условия не реализуются), или развивается с катастрофическими последствиями для звезды. Разрушение звезды приводит к поставке свежесинтезированного вещества в межзвездную среду, и следующее поколение звезд формируется из сырья, уже частично обогащенного тяжелыми элементами в звездах предыдущего поколения. Как уже упоминалось, за синтез химических элементов отвечает небольшая (менее процента) доля звезд в Галактике.

Уже несколько десятилетий астрофизики умеют определять химический состав звездных атмосфер и планетарных туманностей по их спектрам. Для этого пришлось построить теории образования спектров, работающие в больших диапазонах температур (от 1000 до 100 000 К) и плотностей (от плотности, сравнимой с плотностью воздуха, до десяти атомов в см³). Однако в силу различия как свойств объектов, так и методов их анализа, сведения о химическом составе звезд и планетарных туманностей слабо перекрываются по исследованным химическим элементам. Существует еще одна трудность: наблюдая звезду, мы видим ее атмосферу, соотношение химических элементов в которой в большинстве случаев отражает состав вещества, из которого звезда сформировалась. Наблюдая туманность, мы видим результат потери оболочки, но физические условия в туманности не позволяют обнаружить линии ионов тяжелых элементов (в том числе и вновь синтезированных), и атмосфера центральной звезды-остатка слишком горячая, чтобы были видны линии легкоионизуемых элементов. Недостает информации о промежуточной кратковременной эволюционной стадии, поэтому за каждым объектом - кандидатом в протопланетарную туманность - в 90-е годы спектроскописты вели своеобразную охоту. Усилия увенчались успехом: к настоящему времени для десятков объектов получены спектры, анализ которых позволяет проверить некоторые предсказания теории эволюции звезд промежуточных масс. Что же предсказывает теория?

На заре становления ядерной астрофизики М. и Дж.Бэрбиджи, У.Фаулер и Ф.Хойл [4] показали, что основная доля тяжелых элементов рождается в двух процессах, которые различаются уровнем нейтронного потока. Если поток нейтронов, облучающих ядра элементов железного пика, велик, большинство образовавшихся неустойчивых ядер не успевает испытать b-распад (увеличить заряд ядра) между последовательными актами нейтронного захвата. Эта ситуация (r-процесс, от слова “rapid”) реализуется при взрыве Сверхновой, характерное время процесса (менее 1 с) оценивается из положения пиков распространенности изотопов тяжелых элементов на шкале атомных масс. Если поток нейтронов мал (s-процесс, от слова “slow”), то между соседними актами нейтронного захвата те ядра, что имеют период полураспада до 100 лет, успевают образоваться и увеличить свой заряд, и положение пиков на кривой распространенности получается иное, чем для r-процесса. Вид кривой распространенности (зависимости числа ядер от их массового числа) установлен усилиями геохимиков (по составу земных пород и метеоритов), астрофизиков (по спектрам звезд), физиков (по составу космических лучей, с помощью расчетов цепочек ядерных реакций и изучения продуктов ядерных взрывов). В частности, получен вывод, что вещество Солнечной системы побывало в различных условиях, где доминировали как s-, так и r-процессы. Тем не менее при изучении химического состава разных звезд химический состав атмосферы Солнца и содержание элементов в метеоритах принимаются в качестве репера.

М.Шварцшильд и Р.Хярм [5] установили, что на продвинутых эволюционных стадиях в недрах звезд промежуточных масс возникает механизм попеременного включения слоевых источников горения водорода и гелия, а Р.Сандерс [6] показал, что этот механизм обеспечивает условия для эффективного синтеза тяжелых ядер в s-процессе, с последующим выносом продуктов нуклеосинтеза в звездные атмосферы. Теория связывает возможность такого выноса с исходной массой звезды, темпом потери массы, массой проэволюционировавшего ядра, содержанием ядер-мишеней элементов железного пика. У звезд, имеющих исходные массы до 8-9 солнечных и достаточно массивные ядра (0.96 M¤), около трети переработанного вещества может быть вынесено на поверхность. При быстром переходе к стадии белого карлика (с массой не более 1.4 солнечной) красные сверхгиганты теряют вещество оболочки, поставляя в межзвездную среду элементы, которые были синтезированы в процессах термоядерного горения и в реакциях нейтронизации. По-видимому, эти звезды служат единственными поставщиками всех наблюдаемых во Вселенной ядер тяжелых элементов, образовавшихся в реакциях захвата нейтронов при низкой плотности нейтронного потока.

На шестиметровом телескопе выполняется программа исследования химического состава атмосфер звезд - кандидатов в протопланетарные туманности. В наблюдениях используются сконструированные и изготовленные в нашей лаборатории спектрографы, которые позволяют регистрировать спектры слабых объектов в широком диапазоне длин волн. В результате исследований более 30 звезд, отождествляемых с инфракрасными источниками, у шести малометалличных сверхгигантов надежно обнаружен избыток (по сравнению с кривой распространенности химических элементов в атмосфере Солнца) тяжелых металлов, синтезированных в процессах нейтронизации (Y, Zr, Ba, La, Nd). Выявлены значительные (более чем в 10 раз) избытки содержаний элементов CNO-группы, но у некоторых звезд они не сопровождаются избытками содержаний тяжелых элементов. Параллельно выполняются наблюдения на четырехметровом Телескопе им.В.Гершеля, где группа западноевропейских астрономов обнаружила проявления выноса продуктов реакций нейтронизации еще у четырех кандидатов в протопланетарные туманности. В целом выяснилось, что избыток элементов, синтезируемых в реакциях нейтронизации, наблюдается крайне редко. Как правило, в атмосферах кандидатов в протопланетарные туманности наблюдается сверхдефицит тяжелых ядер (относительно кривой распространенности элементов, нормированной на данное содержание элементов железного пика), что для атмосфер маломассивных сверхгигантов на стадии PAGB не находит пока однозначного объяснения. В спектрах тех кандидатов в протопланетарные туманности, температура которых высока, обнаружены линии гелия. Оказалось, что в большинстве случаев содержание гелия близко к солнечному, пока только у двух звезд наблюдается избыток гелия. Картина весьма загадочная, так как на столь продвинутой стадии эволюции ожидается потеря водородной оболочки (за счет выгорания водорода и потери вещества в виде звездного ветра), т.е. замещение существенной доли водорода в атмосфере звезды атомами гелия.

От выводов - к новым вопросам

Итак, предсказания теории образования тяжелых ядер в реакциях медленной нейтронизации через 40 лет подтверждены при наблюдениях звезд, превращающихся в планетарные туманности. Однако момент, в который удается “подсмотреть” процессы нуклеосинтеза, весьма кратковременный, и это затрудняет учет эффектов наблюдательной селекции. Очень важно, что на стадии PAGB можно одновременно исследовать звезду и мощную околозвездную оболочку. Анализ уже имеющихся данных для кандидатов в протопланетарные туманности выявил корреляцию избытка тяжелых элементов в их атмосферах с присутствием в инфракрасном спектре их оболочек эмиссионной детали на длине волны 21 мкм. Эта деталь, отождествить которую пока не удается, отсутствует у звезд на предшествующей стадии (AGB). Все холодные объекты на стадии PAGB, в оптических спектрах которых мы обнаружили околозвездные диффузные абсорбционные полосы, в ИК-спектрах имеют эмиссионную деталь 21 мкм. Подчеркнем также, что в оптических спектрах всех известных объектов, имеющих деталь на 21 мкм, наблюдаются и абсорбционные полосы молекул углерода. Итак, по наблюдениям в оптическом и инфракрасном диапазонах обнаружены связи между свойствами околозвездных оболочек и химическим составом атмосфер, измененным в результате глубокого перемешивания и потери звездного вещества. Какими процессами обусловлены выявленные взаимосвязи, пока неясно, здесь слово теоретикам. Плодотворными оказались первые попытки измерения степени поляризации излучения для различных деталей оптического спектра (наблюдения такого рода с высоким спектральным разрешением выполнены впервые). Спектрополяриметрические данные помогают построить модель несимметричной газопылевой оболочки, рассеивающей излучение центральной звезды. Увеличение числа объектов, для которых получены высококачественные спектры, в сочетании с изображениями, полученными с высоким угловым разрешением на HST, позволяет связать вид спектра с морфологией объекта и его геометрической ориентацией. Перспективным оказался многолетний спектроскопический мониторинг избранных объектов - уже зарегистрировано несколько случаев эволюционных изменений. Но об этом необходимо писать в отдельной статье.

Работа поддержана Российским фондом фундаментальных исследований. Проект 99-02-18339.

Литература

1. Масевич А.Г., Тутуков А.В. Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988.

2. Шкловский И.С. // Астрон. журн. 1956. Т.ЗЗ. С.315-329.

3. Шкловский И.С. Проблемы современной астрофизики. М., 1982.

4. Burbidge E.M., Burbidge G.R., Fowler W.A., Hoyle F. // Rev. Mod. Phys. 1957. V.29. P.547-650.

5. Schwarzschild M., Harm R. // Astrophys. J. 1967. V.150. P.961-970.

6. Sanders R.H. // Astrophys. J. 1967. V.150. P.971-977.