Предшественники планетарных туманностей относятся к звездам про­межуточных масс: это интервал от 0,8 до 8 M_ʘ. Звезды с начальной массой на главной последовательности > 8 M_ʘ не проходят через ста­дию планетарной туманности, а испытывают коллапс ядра, вспыхива­ют при этом как сверхновые и сбрасывают массивную оболочку, а их ядро превращается в нейтронную звезду или черную дыру. Звезды с массами меньше 0,8 M_ʘ не могут создать планетарную туманность: они становятся звездами горизонтальной ветви и превращаются в уг­леродно-кислородные белые карлики.

Еще в 1956 г. И.С. Шкловский предположил, что планетарные ту­манности в прошлом были красными гигантами. Однако наблюдений, которые могли бы доказать это, в то время не было. Самое главное — не было известно каких-либо объектов, представлявших промежуточ­ное звено между красными гигантами и планетарными туманностями.

Эволюция центральных звезд планетарных туманностей

Наблюдательные данные, полученные в начале 1960-х гг., позволили Ч. О'Деллу в 1963 г., Харману и Ситону в 1964-1966 гг. построить диа­грамму «температура — светимость» (эквивалент диаграммы Герцшпрунга—Рассела) для центральных звезд планетарных туманностей. Оказалось, что очень холодные и очень горячие ядра имеют низкую светимость, тогда как звезды промежуточных температур имеют све­тимость в 100 раз более высокую. Исследователи предположили, что планетарные туманности формируются в конце стадии горизонталь­ной ветви, однако эта идея встретилась с большими трудностями при построении теоретической модели эволюции туманности и ее сравне­нии с положением ядер на ГР-диаграмме.

В 1971 г. Богдан Пачинский, исходя только из теоретических поло­жений, предложил эволюционную модель, которая стала главной в дальнейшей разработке теории эволюции центральных звезд плане­тарных туманностей. Он рассчитал эволюцию красного гиганта от конца стадии асимптотической ветви (AGB-гиганта) и пришел к выво­ду, что предшественник планетарной туманности должен иметь та­кую же светимость, как центральная звезда. Из всех звезд асимптоти­ческой ветви по светимости в группу предшественников планетарных туманностей попадают лишь звезды с двойным слоевым источником энергии. Дело в том, что в вырожденном углеродно-кислородном яд­ре звезды на асимптотической ветви уже не могут происходить реак­ции ядерного синтеза. На этой стадии эволюции источником энергии звезды служат термоядерные реакции, протекающие в вышележащих слоях — в оболочках, окружающих ядро. Основной слоевой источ­ник — это «горение» водорода (т. е. превращение водорода в гелий), но к нему может добавляться и другой слоевой источник — горение ге­лия, мощность которого составляет не более 10% светимости звезды. Пока у AGB-звезды много водорода, она не может начать эволюцию в направлении горячих звезд. Интенсивность горения водорода в обо­лочке составляет около 10^-7 M_ʘ/год. Постепенно внешняя водородная оболочка звезды истощается, и когда ее масса уменьшается до 10^-2—10^-3 M_ʘ, звезда начинает быстрое движение по ГР-диаграмме при постоянной светимости в сторону горячих звезд. При этом остав­шаяся оболочка сжимается.

Модель эволюции центральных звезд планетарных туманностей Пачинского получила дальнейшее развитие в работах Д. Шенбернера и Т. Блекера, Э. Вассилиадиса и П. Вуда. Они учли то обстоятельство, что горение двойного слоевого источника на вырожденном звездном ядре нестабильно, и гелиевый источник будет иметь квазипериодиче­ские вспышки — тепловые импульсы, во время которых светимость может достигать 10⁸ L_ʘ. Столь мощное выделение энергии вызывает конвекцию в промежутке между слоем горящего гелия и выше распо­ложенным слоем горящего водорода.

Во время горения гелия происходит образование новых химиче­ских элементов, в том числе и s-элементов, о которых упоминалось выше. Основная реакция горения гелия — это синтез углерода путем тройного α-захвата (⁴Не + ⁴Не + ⁴Не → ¹²C); при этом активируются и другие ядерные реакции. Одна из них приводит к образованию пото­ка нейтронов, которые затем участвуют в образовании s-элементов. Когда включается механизм конвекции (в данном случае это называ­ют перемешиванием), водородная оболочка вытесняется в более хо­лодные верхние слои, горение гелия прекращается, а продолжающая­ся конвекция выносит продукты ядерных реакций на поверхность звезды, обогащая ее более тяжелыми химическими элементами. Та­ким образом, обогащение этими элементами будущей планетарной туманности происходит еще на стадии тепловых импульсов, вызван­ных гелиевыми вспышками. После каждого импульса горение водоро­да возобновляется и служит главным источником энергии. Цикл теп­лового импульса длится 1000 лет у звезд с массой около 0,8 Μ_ʘ и 10⁴—10⁵ лет при массе меньше 0,8 Μ_ʘ.

Важнейшую роль в эволюции звезды от AGB к центральному ис­точнику излучения планетарной туманности играет звездный ве­тер — потеря вещества красным гигантом на всех стадиях его эволю­ции и на горизонтальном треке в пост-асимптотической стадии. Звездный ветер определяет не только параметры будущей планетар­ной туманности, но и скорости эволюции звезды, которая становится ядром туманности. Красный гигант, эволюционируя вверх вдоль асим­птотической ветви, становится долгопериодической переменной — миридой, теряя массу с темпом от 10^-7 М_ʘ/год у самых короткоперио-дических мирид до 10^-4 М_ʘ/год у долгопериодических мирид (с перио­дами порядка 1000 дней).

Во время движения по ГР-диаграмме вдоль горизонтального тре­ка от конца асимптотической ветви гигантов влево температура буду­щего ядра планетарной туманности возрастает от 3000 K до более чем 30000 K. Его светимость и скорость изменения температуры силь­но зависят от массы звезды, а она, в свою очередь, определяется мас­сой красного гиганта-предшественника. Теоретические расчеты пока­зывают, что после потери основной массы гигантом на AGB-стадии и образования еще не ионизованной планетарной туманности звезд­ный остаток — собственно звездное ядро бывшего гиганта — имеет массу от 0,55 до 0,9 М_ʘ. Это и есть интервал масс центральных звезд, подтверждаемый наблюдательными данными.

При массах 0,8-0,9 М_ʘ скорость эволюции вдоль горизонтального трека крайне велика: согласно Блекеру, весь путь до начала иониза­ции газа туманности ядро с массой 0,84 М_ʘ проходит менее чем за 90 лет. Такие звезды, хотя они и высокой светимости, очень трудно обна­ружить: время их жизни в этом состоянии крайне мало. С другой сто­роны, центральным звездам с минимальными массами на этот путь требуется более 10 тысяч лет. Если же масса остатка еще меньше, то звезда не успевает ионизовать сброшенную туманность: вследствие расширения газ рассеивается в пространстве прежде, чем звезда ста­нет достаточно горячей, чтобы возбудить излучение газа.

Звезда со средней массой около 0,6 М_ʘ до начала ионизации ту­манности в течение примерно 1000—2000 лет выглядит как сверхги­гант с линиями поглощения, иногда с аномальным химическим соста­вом. Такие объекты были названы протопланетарными туманностя­ми, и у многих из них были обнаружены небольшие отражательные туманности, представляющие будущую планетарную туманность в еще не ионизованном виде. Большую роль в их открытии сыграл об­зор неба, выполненный инфракрасным спутником IRAS, а также изо­бражения, полученные космическим телескопом «Хаббл».

Согласно теории, светимость центральной звезды на горизонталь­ном треке составляет, в зависимости от ее массы, от 4×10³ до 2×10⁴ светимостей Солнца.

После того, как водородная оболочка звезды полностью исчерпа­ется, горение водорода прекращается, светимость и температура цен­тральной звезды начинают уменьшаться. Звезда вступает на трек ох­лаждения, чтобы превратиться в белый карлик. Но на этой стадии у нее может произойти последняя гелиевая вспышка, если плотность ге­лиевой оболочки, созданной в процессе горения водорода, достаточ­но велика. Такая последняя вспышка вызывает поразительные изме­нения в жизни звезды: она расширяется, ее светимость существенно растет, при этом температура быстро понижается, и звезда снова ста­новится гигантом. В астрономии такие звезды получили название «ро­жденные заново». Через некоторое время новый холодный гигант опять начинает сжиматься, нагревается и вновь описывает горизон­тальный трек, как и в первый раз, однако скорость эволюции при этом оказывается существенно меньше.

Три звезды, о которых уже шла речь: FG Стрелы, звезда Сакураи и V 605 Орла, — представляют класс «рожденных заново» ядер планетар­ных туманностей. Правда, они испытали «возрождение», по-видимо­му, на разных стадиях своей эволюции. Если звезда Сакураи и V 605 Орла определенно испытали последнюю гелиевую вспышку на треке охлаждения, о чем свидетельствует пониженное содержание водоро­да в их атмосферах, то у FG Стрелы вспышка пришлась, скорее всего, на более раннюю стадию эволюции — возможно, на стадию горизон­тальной ветви. В этом причина различного поведения этих звезд по­сле вспышки. Время возвращения FG Стрелы в область гигантов соста­вило почти 100 лет, тогда как другие две звезды стали холодными ме­нее чем за 5 лет.

Характерной особенностью (не предсказанной теорией!) звезд, «рожденных заново», является активное образование пылевых угле­родных оболочек вокруг них, причем настолько плотных, что V 605 Орла и звезда Сакураи довольно быстро стали невидимыми в оптиче­ском диапазоне. В отличие от них, FG Стрелы начала формировать во­круг себя пылевую графитовую оболочку только в 1992 г. и продолжает это делать до сих пор в виде квазипериодических выбросов пыли. При этом изменениями своего блеска она напоминает переменные звезды типа R Северной Короны (R СгВ). Разумеется, ее собственный блеск между глубокими пылевыми минимумами блеска медленно уменьшается со временем, однако звезда еще достаточно ярка, чтобы быть наблюдаемой с телескопами среднего размера.

Теоретические модели предсказывают, что когда у FG Стрелы не останется водорода, она вновь станет горячей и поддержит иониза­цию своей угасающей планетарной туманности. Последняя, как и ту­манность около звезды Сакураи, в настоящее время остается без воз­буждающего источника и медленно рекомбинирует. Из-за низкой плотности планетарных туманностей время рекомбинации в них до­вольно значительно: от 500 до 1000 лет.

Спектральные наблюдения V 605 Орла, выполненные Дж. Клейто­ном и др., показали, что звезда вновь стала горячей, хотя окружаю­щая ее мощная пылевая оболочка еще не рассеялась. Спектр звезды показал эмиссионные линии C IV 4658 и Не II 4686, что позволяет клас­сифицировать тип ее ядра как углеродную звезду Вольфа-Райе.

Рождение и эволюция планетарной туманности

В ранних теориях возникновения планетарных туманностей каждая из них рассматривалась как результат единовременного выброса ве­щества звездой-предшественницей. При этом механизмы выброса предлагались разные — пульсационная неустойчивость, давление из­лучения и др. Но каждая из этих теорий встречалась с трудностями при сравнении ее выводов с данными наблюдений.

Прогресс в понимании этих объектов наметился, когда в 1971 г. на­блюдения в инфракрасной и миллиметровой областях спектра показа­ли, что звезды асимптотической ветви гигантов интенсивно теряют массу. С учетом темпа этого процесса, найденного из наблюдений (М ~ 10^-5М_ʘ/год), за время пребывания на асимптотической ветви (10⁶ лет) гигант может потерять массу, близкую к солнечной. А так как на предшествующей стадии эволюции, согласно теории, он уже поте­рял около 10% своей массы, дополнительная ее потеря на названном этапе может объяснить формирование планетарной туманности.

Пачинский первым предложил модель, в которой околозвездная оболочка AGB-гиганта может быть ответственной за образование пла­нетарной туманности. Идея Пачинского сразу же столкнулась с не­сколькими проблемами: наблюдаемые скорости расширения плане­тарных туманностей существенно больше скоростей звездного ветра у звезд асимптотической ветви; плотность оболочек туманностей пре­вышает плотность ветра; наличие четких границ у многих структур­ных деталей в туманностях трудно согласовать с диффузной структу­рой оболочек AGB-гигантов.

В 1978 г. в качестве механизма формирования планетарной туман­ности С. Квок, К. Пертон и П. Фитцджеральд выдвинули идею взаимо­действующих ветров. Они предположили, что появление планетарной туманности — не результат отдельного выброса вещества в конце ста­дии асимптотической ветви красного гиганта, а итог перераспределе­ния вещества, сброшенного гигантом за длительное время. Авторы идеи полагают, что когда центральная звезда становится достаточно горячей, она начинает терять массу под действием светового давле­ния. Радиус звезды к этому моменту уже значительно уменьшается, поэтому ее звездный ветер будет иметь существенно более высокую скорость, чем на стадии AGB. Этот скоростной ветер вторгается в зону медленного ветра красного гиганта, сгребает вещество и образует обо­лочку большой плотности — это и есть планетарная туманность с чет­кими границами, так как внешнее динамическое давление сжимает ве­щество снаружи. В рамках этой гипотезы оболочка планетарной ту­манности формируется как результат неупругого столкновения быст­рого и медленного ветров умирающей звезды.

Модель взаимодействия двух ветров применима не только к пла­нетарным туманностям, но и к кольцевым туманностям вокруг мас­сивных звезд, теряющих массу, а также к оболочкам сверхновых и к другим астрономическим объектам.

Впрочем, дальнейшее развитие теории и уточнение отдельных эта­пов эволюции звезд асимптотической ветви показало, что гипотеза о формировании планетарной туманности в конце AGB-стадии в виде единовременного сброса массы также имеет право на существование. Это может происходить в виде короткой стадии «сверхветра», ко­гда темп потери массы увеличивается в сотни раз, в результате чего во­круг звезды образуется плотный газово-пылевой кокон, а будущая цен­тральная звезда оказывается закрытой от наблюдателя слоем пыли. Пылевой кокон не виден в оптике, он излучает в широком ИК-диапазоне и в различных молекулярных линиях. Типичным примером служит объект CRL 2688 (рис. 1). Расширение и просветление со временем этого кокона приводит к появлению видимого в оптическом диапазо­не протопланетарного (PPN) объекта с большим инфракрасным избыт­ком излучения. Сначала объект довольно холодный, но постепенно он увеличивает свою температуру вследствие сжатия.

Наиболее холодные PPN имеют температуру около 5000 K и спек­тральный класс около G8-K0, а их возраст, если считать его от конца AGB-стадии, составляет не более 1000 лет. Их типичный радиус — не­сколько десятков радиусов Солнца, а наиболее холодные могут быть в сотни раз больше Солнца. Горячие PPN имеют меньший размер. Ко­гда они начинают ионизовать туманность, их диаметры вследствие непрерывного сжатия составляют уже несколько радиусов Солнца. Согласно Блекеру, время жизни ядра планетарной туманности на го­ризонтальном треке до точки поворота, где начинается фаза охлажде­ния, равна 50 лет при массе ядра 0,94 М_ʘ, 4000 лет при массе 0,6 Μ_ʘ и почти 100000 лет для ядер с массой 0,55 Μ_ʘ. В этой модели устране­ны трудности гипотезы Пачинского, для чего вводится ускорение рас­ширения туманности с помощью более слабого, но не прекращающе­гося ветра центральной звезды.

Эволюция звезды и источники ее энергии на горизонтальном тре­ке после ухода с AGB зависят от фазы теплового импульса, во время которого звезда уходит с AGB. В небольшом интервале фаз реализует­ся горение только гелиевого оболочечного источника, в следующем интервале происходит горение водорода и гелия вместе — имеется двойной источник в оболочке, а 70% времени теплового цикла занима­ет водородное горение в оболочке. Во время горения гелиевого источ­ника скорость эволюции заметно меньше, чем при горении водорода.

Когда из-за истощения водородной оболочки горение водородного слоевого источника у ядра планетарной туманности прекращается, светимость ядра очень быстро падает почти в 10 раз. После этого све­тимость поддерживается лишь за счет сжатия звезды. Падение свети­мости ниже 100 L_ʘ вызвано также потерей энергии в форме нейтрино.

Основной вклад в создание теории эволюции центральных звезд планетарных туманностей   внесли Д. Шенбернер,  построивший в 1983 г. первые реалистичные эволюционные треки ядер, П. Вуд и Д.Фолкнер в 1986 г., И. Ибен в 1995 г., Т.Блекер в 1995 г. и Ф. Хервиг в самые последние годы. Расчеты эволюцион­ных треков оказались очень важны для понимания физики туманно­стей, поскольку дали в руки астрономов-наблюдателей инструмент для оценки масс центральных звезд. Дело в том, что прямые измере­ния массы ядер из наблюдений невозможны, поскольку отсутствуют подходящие для этой цели объекты — затменные двойные ядра с хо­рошо определенной орбитой.

Сравнивая положение центральных звезд галактических планетар­ных туманностей с теоретическими треками на диаграмме «темпера­тура — светимость», астрономы выяснили, что массы ядер лежат в очень узком интервале — от 0,5 до 0,8 Μ_ʘ. В Магеллановых Облаках, где обнаружено более 1000 планетарных туманностей, диапазон масс ядер несколько шире и простирается до объектов с массами почти равными солнечной.

Нейтральный газ и пыль в планетарных туманностях

Нейтральный водород трудно обнаружить в планетарных туманно­стях, поскольку он имеется и в окружающей туманность межзвезд­ной среде. О его присутствии в туманности свидетельствуют запре­щенные линии нейтрального кислорода [O I] 6300 и 6363 Ǻ, который имеет одинаковый с водородом потенциал ионизации. Абсорбцион­ные линии C I и O I были обнаружены в УФ-области спектра у BD +30° 3639, а запрещенные линии излучения нейтрального кислоро­да и углерода были найдены в ИК-диапазоне — [О I] 63 мкм и 145 мкм, [С I] 609 мкм у планетарных туманностей NGC 7027, 6720 и 7293.

Гораздо легче наблюдать молекулярный газ по его излучению в линиях. Правда, первые наблюдения молекул, а именно молекулы CO, были выполнены лишь в 1975 г. в туманности NGC 7027. Масса моле­кулярного газа в этой туманности превышает 1 М_ʘ, что существенно больше массы ионизованного газа (около 0,1 М_ʘ). Первый большой обзор по поиску молекул CO в планетарных туманностях был прове­ден в Национальной радиоастрономической обсерватории США в 1989 г. Из 100 наблюдавшихся туманностей у 20 было обнаружено из­лучение в линии CO. Масса молекулярного газа у разных объектов оказалась в пределах от 10^-3 до 1 М_ʘ. С появлением интерферометрических методов в радиоастрономии были получены карты распреде­ления излучения CO в туманностях. Как правило, молекулярный газ наблюдается вне ионизованной зоны туманности, указывая на то, что он представляет собой остаток оболочки красного гиганта асим­птотической ветви. Однако в большой планетарной туманности NCG 6853 молекулы Н₂ наблюдаются в кометообразных конденсациях и филаментах, направленных «головой» к звезде. Их расстояния от яд­ра находятся в пределах от 0,008 до 0,35 пк, а типичные размеры — от 300 до 700 а. е.

Молекулярный газ наблюдается не только в линии CO, но и в лини­ях ОН, Н₂, NH₃, HCN, НСО⁺. Это говорит о том, что молекулы сохраняют­ся еще долго после ионизации туманности. От жесткого излучения яд­ра их защищает пыль, которая при этом нагревается и становится ис­точником ИК-излучения. Ранее считалось, что в ИК-спектре планетарных туманностей преобладают запрещенные линии ионизованного га­за. Поэтому открытие сильного ИК-континуума в спектре туманности NGC 7027 в 1967 г. оказалось неожиданным. Первый фотометрический обзор в диапазоне 1-5 мкм, выполненный в 1974-1980 гг., показал, что многие планетарные туманности имеют инфракрасные избытки, обу­словленные излучением пыли.

После вывода на орбиту первых телескопов, работающих в дале­ком ИК-диапазоне, таких как IRAS и ISO, стало ясно, что большинство планетарных туманностей имеет пылевые оболочки с температурой порядка ШОК. Пыль сформировалась еще на AGB-стадии гиганта-предшественника. Она нагревается прямым излучением звезды, а так­же излучением самой туманности. В видимом диапазоне спектра эта пыль почти не проявляет себя, поскольку ее слой оптически тонок. Диапазон температур пылевых оболочек составляет от 40 до 240 K. В более молодых туманностях пыль более горячая. Обычно пик рас­пределения энергии в спектре пыли приходится на область между 20 и 60 мкм.

В ИК-спектре планетарных туманностей наблюдается целый ряд неотождествленных эмиссионных деталей на длинах волн 3,3; 6,2; 7,7; 8,6 и 11,3 мкм. Возможно, они принадлежат молекулам полицикличе­ских ароматических углеводородов (их сокращенное английское назва­ние - РАН). Некоторые линии, вероятно, относятся к одной и той же молекуле: так, интенсивность линии 3,3 мкм тесно коррелирует с ин­тенсивностью линии 11,3 мкм. В пылевых оболочках, помимо органи­ческих соединений, обнаружены также силикаты: молекула SiC «све­тит» на 9,7 и 11,3 мкм. Эти же детали, как и детали РАН, наблюдаются и в спектрах звезд AGB.

Старые туманности имеют меньшие инфракрасные избытки, хотя и не все: это зависит от массы ядра, т. е. от скорости эволюции. Обыч­но в ходе эволюции пыль разрушается, молекулы диссоциируют и превращаются в газ. Однако, согласно новейшим исследованиям, пыль может существовать и после того, как туманность рассеется в пространстве, а центральная звезда превратится в белый карлик ма­лой светимости. Единственное исключение составляют «рожденные заново» объекты, которые создают новые пылевые оболочки на ста­дии возвращения в область AGB-звезд. Хотя масса этих новых оболо­чек очень мала, они имеют высокую температуру пыли (порядка 1 000 K). Поэтому сильные ИК-избытки наблюдаются у них в ближней инфракрасной области (1-5 мкм) в отличие от обычного для таких ту­манностей диапазона 10-60 мкм.

Роль планетарных туманностей в эволюции галактик

Планетарные туманности играют важную роль в эволюции межзвезд­ной среды галактик. Они поставляют вещество в эту среду для формирования следующих поколений звезд, при этом среда обогащается продуктами нуклеосинтеза из недр звезды, породившей эту туман­ность.

В нашей Галактике новая планетарная туманность образуется при­мерно раз в год. Масса, возвращаемая в межзвездную среду звездами на стадии AGB в форме звездного ветра и в виде рассеивающейся пла­нетарной туманности, в среднем составляет 3,3 Μ_ʘ в год.

Примерно 95% всех звезд в Галактике заканчивают эволюцию в виде белого карлика. Среди этого числа примерно 60% проходят че­рез стадию AGB достаточно быстро, чтобы ионизовать свою оболоч­ку и сформировать планетарную туманность. Данные об этих туман­ностях дают нам оценку скорости умирания звезд в Галактике в со­временную эпоху и позволяют судить об истории звездообразования в ней.

Хотя из-за излучения в эмиссионных линиях планетарные туман­ности являются визуально яркими объектами, они не дают заметного вклада в оптическую яркость галактик из-за своей малочисленности, связанной с их коротким временем жизни. Но поскольку маломассив­ные звезды в постасимптотической стадии эволюционируют слиш­ком медленно, чтобы ионизовать сброшенные ими туманности, звез­ды на этой стадии могут быть значительным источником ультрафио­летовой светимости галактик.

 

Источники

 

См. также