Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

Европейская южная обсерваторияИсточник (на английском языке): Astronomy & Geophysics, vol. 44, 1.17
Февраль 2003 года

Загадочная Эта Киля


Массивные звезды - хоть они и редки - оказывают колоссальное влияние на межзвездную среду. В обычных галактиках они являются главным источником ионизирующего излучения. К этому добавляется мощнейший звездный ветер и колоссальные взрывы, которыми они заканчивают свою жизнь (вспышки сверхновых). Эти взрывы становятся источником тяжелых химических элементов - продуктов термоядерных реакций, которыми со временем обогащается межзвездная среда.

Массивные звезды обычно рождаются в группах или ассоциациях. Их коллективной энергии хватает на то, чтобы порождать вокруг содержащих их ассоциаций огромные расширяющиеся оболочки (пузыри) и даже целые галактические ветры, влияющие на эволюцию родительской галактики.

И все же, несмотря на столь важную роль, о них до сих пор очень мало известно. Как они рождаются (только ли путем аккреции или через слияние меньших светил)? Как они живут (является ли, например, фаза LBV обязательной в их жизни или нет)? Действительно ли они оставляют после себя черные дыры звездных масс? Как часто они переживают эпизоды катастрофической потери массы? А поскольку эти звезды исключительно редки, неудивительно, что астрономы изучают каждую из них с пристрастием.

Рис. 1. Гигантская туманность NGC3372 в южном созвездии Киля - ближайшая к Солнцу область, в которой живут наиболее массивные из известных астрономам светила - гиганты класса О3. Они в 100 раз тяжелее и в 10 раз горячее Солнца. Более того, именно в этой туманности в звезды подобного спектрального класса были открыты впервые. Помимо них NGC3372 содержит еще три гигантских звезды типа Вольфа-Райе азотной последовательности (звезды типа WN), которые эволюционно являются прямыми потомками звезд класса О3 и демонстрируют высочайший темп потери массы посредством звездного ветра. Таково окружение, в котором обитает Эта Киля. (Ширина снимка - чуть более 1°.)

Возможно, Эта Киля является самой массивной звездой нашей Галактики, и уж бесспорно - одной из самых нестабильных. Она хорошо известна астрономам как звезда, уцелевшая после катастрофического взрыва, приключившегося с ней в середине XIX века, - мощнейшего из известных астрономам вообще звездных взрывов, после которых звезда еще продолжала жить. В 1843 году она стала на время второй по яркости звездой небосвода с пиковой светимостью порядка 30 миллионов солнечных! Красивейшая биполярная туманность Гомункулус обязана своим рождением именно этому колоссальному событию, называемому Великой вспышкой (или Великим извержением). Различные методы, которыми астрономы смогли оценить объем вещества, сброшенного в этом событии, сходятся на как минимум нескольких массах Солнца (вот так сеанс похудения!). Еще одна мощная вспышка на Эте Киля произошла в 1890-х годах и вошла в историю под именем Малая вспышка. Свою нестабильность звезда сохраняет до сих пор.

Вершина Мауна Кеа после снегопада

Рис. 2. Биполярная туманность Гомункулус. Снимок сделан в сентябре 1995 года Космическим телескопом имени Хаббла (WFPC2). Бесспорно, среди тысяч снимков орбитального телескопа, этот стоит в ряду шедевров. Чтобы добиться подобного разрешения, астрономы суммировали множество отдельных кадров, используя специальные алгоритмы для получения реального субпиксельного разрешения. (Четыре ортогональных луча, выходящих из центра снимка, являются артефактом).

Если бы Эта Киля была видна непосредственно, многие ее загадочные свойства скорее всего были бы известны астрономам давно. Однако она одета по крайней мере в несколько покровов. Это и плотные облака, состоящие из сброшенной ею материи, и плотные (оптически толстые) потоки звездного ветра вокруг нее (их и наблюдал Рой ван Бекель на Европейской южной обсерватории - прим. перев.).

Самые последние наблюдения звезды с помощью спектрометра STIS на Космическом телескопе имени Хаббла прибавили к ним еще одну крошечную биполярную, но теперь уже эмиссионную туманность, которая словно матрешка вложена в туманность Гомункулус и простирается вдоль ее главной оси в обе стороны всего на 2 секунды от звезды. Предположительно, она является "творением" Малой вспышки, имевшей место около 1890 года.

Вследствие такой недоступности звезды астрономы до настоящего времени все еще придерживаются разных точек зрения на ее природу. При этом главное внимание сегодня фокусируется на вопросе кратности: является ли Эта Киля одиночной звездой, или это двойная система (а может и компактная группа из нескольких звезд). Требуют также объяснения: причина двух больших извержений, механизм наблюдаемой сегодня переменности (об это будет сказано дальше) и механизм, формирующий биполярные выбросы материи при извержениях. Все они пока остаются предметом жарких споров.

Эта Киля - представитель редкого класса Ярких Голубых Переменных (LBV)

За поведением этого исполина астрономы следят уже около 400 лет. Примерно с 1600 года и по 1820 год его блеск колебался с амплитудой около 2 звездных величин: от 2m до 4m.

Где-то около 1820 года гигант стал необычно активен, и его яркость начала расти: в 1827 году он достиг блеска 1m. После первого максимума блеск Эты Киля в течении нескольких лет медленно падал и звезда ослабела до 2m. (Правда есть данные, что в 1832 году Гершель оценил блеск Эты Киля как 1m.)

Вскоре динамика снова изменилась, и к началу 1838 года гигант достиг блеска около 0,2m. Это был второй локальный максимум.

После небольшого ослабления начался последний и самый мощный рост яркости, который кульминировал в апреле 1843 года при видимом блеске -1m. Эта Киля не посягнула только на Сириус.

До 1856 года она оставалась все еще очень яркой, удерживая блеск с небольшими колебаниями около 0m. По-видимому, этот год стал окончанием Великой вспышки.

Просим читателя заметить, что интервал между первым локальным максимумом в 1827 году и вторым локальным максимумом в начале 1838 года равен двум периодам по 5,5 лет. Прибавляя еще 5,5 лет, мы попадаем почти точно на главный максимум в апреле 1843 года. Без всяких объяснений сейчас просим вас просто запомнить эту цифру; смысл ее прояснится далее по ходу статьи.

Рис. 3. Видимый блеск (точки, крестики и кружки) и инфракрасный блеск (треугольники) Эты Киля (значения собраны из разных работ). На протяжении последних 300 лет полная болометрическая светимость звезды, по-видимому, не опускалась много ниже Mbol = -12m, что эквивалентно 106.7 Lsun или 1040.3 эрг/с; (хотя возможны и другие интерпретации). Но в промежутке между 1827 и 1858 годами светимость Эты Киля резко возросла и превзошла этот уровень почти на порядок. Приблизительно на столько же она превзошла и эддингтоновский предел (в предположении, что масса звезды близка к 100 Мс).

После 1856 года звезда начала быстро угасать и где-то к 1870 году ее блеск стабилизировался на уровне около 7-8m. Малая вспышка случилась между 1887 и 1895 годом, но после Великого извержения звезда уже никогда не проявляла такой переменности, как до него.

Туманность Гомункулус стала видимой после 1900 года, а с 1940 стал понемногу расти блеск самой звезды. Сегодня она снова видна невооруженным глазом жителям южного полушария как слабая звездочка с блеском в диапазоне 5-6m.

Проведенные в конце 1960-х - начале 1970-х годов инфракрасные наблюдения показали, что звезда по прежнему сохраняет фантастическую светимость (переизлучаемую главным образом в ИК диапазоне пылевой компонентой туманности Гомункулус - прим. перев.). Этот факт был использован для нижней оценки ее массы. Предположим, что Эта Киля излучает на эддингтоновском пределе. В этом случае давление излучения снизу вверх на атмосферу звезды за счет одного лишь томсоновского рассеяния фотонов на свободных электронах (это и будет минимально возможной непрозрачностью ионизированной материи) оказывается равным гравитационному притяжению. При металличности, свойственной сильно проэволюционировавшей звезде, ее масса в этом предельном случае оказывается равной ~100 Мс! В реальности она может быть и большей, но никак не меньшей. Иначе, лучевое давление просто разнесет звезду на части. Эту оценку можно несколько понизить, но только допустив, что Эта Киля не является одиночной звездой.

Рис. 4. Наименьшая непрозрачность атмосферы звезды достигается при полной ионизации ее атомов и определяется томсоновским рассеянием фотонов света на свободных электронах (рассеяние на протонах и ядрах гораздо менее эффективно из-за большой массы последних). Импульс фотонов передается электронам и толкает их наверх, от центра звезды, а сила кулоновского притяжения увлекает за ними всю оставшуюся плазму.

Этот процесс определяет предельную максимальную мощность излучения звезды данной массы, при которой лучевое давление в фотосфере сравнивается с силой гравитационного притяжения. И наоборот, если светимость звезды известна, по ней можно вычислить минимально возможную массу звезды, при которой гравитация еще будет в состоянии удерживать атмосферу.

В случае, когда вещество внешних слоев звезды недостаточно ионизировано и в нем присутствуют ионы сравнительно низкой энергии возбуждения (способные поглощать идущие из недр фотоны и тем самым получать от них импульс), лучевое давление из-за поглощения в линиях сильно возрастает, и тогда нижний предел на массу звезды становится больше.

В настоящее время астрономы сходятся на том, что как минимум одна звезда в глубине туманности Гомункулус принадлежит классу Ярких Голубых Переменных (Luminous Blue Variables, или сокращенно LBV). В него попадают далеко проэволюционировавшие массивные звезды, проявляющие сильнейшую нестабильность и периодически сбрасывающие с себя большие порции вещества.

Считается, что очень массивные звезды с массой более 60 Mc эволюционируют в такой последовательности: из горячих звезд О класса, живущих на главной последовательности, они переходят в неустойчивую LBV фазу, а затем превращаются в звезды типа Вольфа-Райе, после чего заканчивают свою жизнь колоссальным взрывом - вспышкой сверхновой (или даже гиперновой). Три названные фазы в жизни звезды, предшествующие взрыву сверхновой, физически отражают следующие этапы - этап чисто водородного горения в ядре (звезда главной последовательности), затем переход к слоевому горению водорода (фаза LBV) и, наконец, к горению в ядре гелия (звезда типа Вольфа-Райе).

Однако в этой эволюционной цепочке все еще много неясного. Например, проходят ли такие звезды через фазу красного сверхгиганта, и не являются ли некоторые звезды Вольфа-Райе звездами, сжигающими в ядре водород, то есть по существу до-LBV звездами. Нам не известно ни одного красного или желтого сверхгиганта со светимостью более ~105,8 Lc, поэтому самые яркие звезды, скорее всего, все же эволюционируют иным путем, чем их более легкие собратья. Хотя этот вопрос (реальность фазы красного сверхгиганта) и сегодня все еще бурно обсуждается.

Несмотря на то, что нам известно, что Эта Киля уже прошла большую часть своего эволюционного пути, все еще не ясно насколько типичным представителем класса проэволюционировавших массивных звезд она является.

О LBV звездах известно, что они балансируют между двумя состояниями: спокойным, когда звезда тусклее и горячее, и эруптивным (от англ. eruption - вспышка, извержение), когда они становится ярче, но холоднее. Эти состояния чередуются с характерным временем от нескольких лет до десятилетий. Сброс оболочки и обнажение горячего ядра - вот определяющий процесс, лежащий в основе названного цикла. Впрочем из-за малочисленности и сложной природы таких звезд все еще не существует исчерпывающей теории о механизме потери массы у гигантов в LBV-фазе, продолжительность которой имеет порядок всего ~104 лет.

"LBV малочисленны" - сказано слишком мягко. Они уникальны, штучны. Еще совсем недавно астрономы могли уверенно назвать лишь три звезды этого класса в нашей Галактике! Эта Киля, AG Киля и P Лебедя - вот и все. Сегодня, даже включая кандидатов, это число едва ли перевалит за десять.

Из них только у двух - Эты Киля и P Лебедя (1600 год) - в историческое время наблюдались сильные извержения, во время которых светимость звезды реально возрастала.

Непонимание механизма сброса массы печально, потому что потеря массы сильно влияет на эволюцию самых тяжелых звезд и изменяет треки, по которым они движутся на диаграмме цвет-светимость. Звезда с начальной массой 60 Мс может взорваться как сверхновая, имея "на борту" уже не более 10 Мс. Все остальное рассеивается в межзвездном пространстве за мизерное время жизни такой звезды (Солнце живет неизмеримо дольше, однако большую часть своей массы сохраняет до конца). LBV-фаза в этом смысле выделяется особо - в ней достигается самый высокий темп потери массы: до 1 Мс за тысячу лет через один только звездный ветер. Эпизодические извержения, типа Большой вспышки, уносят еще большую массу.

За последнее десятилетие благодаря детальному компьютерному моделированию звездной эволюции мы стали значительно лучше понимать поведение звезд в верхней части диаграммы цвет-светимость. Однако пока мы не поймем механизма потери массы на стадии LBV, наши знания о физике и эволюции самых массивных звезд будут неполны. Все современные теоретические модели эволюционных треков в верхней части диаграммы цвет-светимость сильно зависят от допущений, касающихся потери массы. Пока у нас нет удовлетворительной модели таких треков, на помощь теоретическому моделированию привлекаются все имеющиеся наблюдательные данные о реальном распределении звезд-гигантов на этой диаграмме. Они позволяют хотя бы в общих чертах набросать эволюцию таких звезд.

Грубо говоря, когда звезда с начальной массой больше 60 Мс покидает главную последовательность, ее радиус начинает расти, а светимость остается более менее постоянной - на диаграмме Герцшпрунга-Рессела она движется вправо. Так как отношение ее светимости к массе (L/M) имеет тот же порядок, что и эддингтоновский предел - она потенциально не стабильна. А постоянная потеря массы, испытываемая звездой и неуклонно уменьшающая знаменатель отношения L/M, толкает ее еще ближе к этому пределу. Достигнув некоторого критического радиуса (или поверхностной температуры, что то же самое), звезда неожиданно теряет массу в одном или нескольких LBV-извержениях, причина которых пока не вполне понятна. Во время столь радикальных "сеансов похудения" звезда уменьшается в размерах и снова отступает обратно влево на диаграмме цвет-светимость.

Важная деталь: при этом само положение границы нестабильности для этой звезды тоже смещается влево и как бы преследует звезду, ибо отношение светимости к массе (L/M) после таких извержений необратимо увеличивается, делая ее в целом еще менее стабильной. В этот момент звезда уже настоящая Яркая Голубая Переменная (LBV).

Рис. 5. Верхняя часть диаграммы цвет-светимость, на которую нанесены теоретические эволюционные треки звезд солнечной металличности с массой 40 и 60 Мс от начала их жизни на главной последовательности до момента, когда массовая доля водорода в них упадет до 0,2. Оранжевыми звездочками на диаграмме обозначены положения некоторых известных LBV звезд, а синими треугольниками и кружками - некоторых звезд Вольфа-Райе типа WN9-10 и WN11 соответственно.

Несмотря на то, что теоретический эддингтоновский предел светимости зависит лишь от массы звезды и не зависит от температуры, тем не менее давно уже было замечено, что с падением температуры падает и максимальная наблюдаемая светимость сверхгигантов. В 1979 году Хемфрис и Девидсон обозначили границу этой области избегания. Ее существование объясняется тем, что при падении температуры падает степень ионизации внешней оболочки звезды и поглощение в линиях некоторых ионов начинает вносить ощутимый вклад в лучевое давление. В результате чистый эддингтоновский предел заменяется на модифицированный эддингтоновский предел, который падает с уменьшением температуры.

Звезда с массой 60 Мс, двигаясь после ухода с главной последовательности вправо и приближаясь к своему пределу нестабильности (у каждой звезды он свой и зависит от ее массы и химического состава), очевидно, должна будет рано или поздно остановиться и превратиться в LBV звезду, катастрофически теряющую массу из-за охлаждения и потери прозрачности атмосферы. Ее более легкая соседка, как видно из диаграммы, обходит запрещенную область снизу и успешно уходит в область красных сверхгигантов. Такова теория, но она пока еще далека от завершения.

Эта Киля хорошо соответствует этому схематическому сценарию. Она находится как раз в ожидаемой области диаграммы цвет-светимость (на рисунок 6 она не попадает из-за очень высокой светимости; ее положение - выше верхней границы рисунка и, по-видимому, очень близко к месту, где зона избегания Хемфриса-Девидсона прижимается к главной последовательности - прим. перев.). При этом она действительно далеко проэволюционировала (спектр Эты Киля обогащен азотом, что говорит о выносе продуктов термоядерных реакций в фотосферу - прим. перев.); ее переменность до Великой вспышки похожа на LBV-извержения. Великая вспышка в XIX веке действительно была мощнее любого другого хорошо изученного LBV-извержения, но это можно понять: Эта Киля сама по себе гораздо ярче любой другой известной нам LBV в Млечном Пути.

Большинство предложенных механизмов LBV-нестабильности - пр