2 месяца назад
Нету коментариев

Придумав этот заголовок, мы отнюдь не имели в виду приписывать природе какую-то целенаправлен­ность. Но все же если планетарные туманности сущест­вуют, значит им отведена некая роль в строении и жизни нашей Галактики. То, что мы сможем расска­зать, отвечая на поставленный вопрос, основано на на­ших представлениях о механизмах свечения планетар­ных туманностей и физических условиях в них, а так­же на знаниях из области внутреннего строения и эво­люции звезд.

Хотя отдельные камни этого своеобразного фунда­мента кажутся довольно прочными, в целом он далеко еще не завершен. Проблема инфракрасного излучения планетарных туманностей — хороший тому пример; есть и другие «бреши». Поскольку круг явлений и теорий, затрагиваемых при изложении космогонии планетар­ных туманностей, весьма широк, нам ради краткости придется зачастую обходиться без объяснения некото­рых представлений, предлагая читателям принимать их «а веру. Ну и, наконец, следует предупредить — многое из того, что мы способны сейчас сказать о происхож­дении и развитии планетарных туманностей, носит в той или иной степени гипотетический характер.

В этом нет ничего странного. Поставленная пробле­ма гораздо сложнее тех, с которыми мы имели дело раньше. Ведь рассуждая об эволюции астрономических объектов, мы оказываемся в положении мотылька-одно­дневки, вознамерившегося проследить смену времен го­да. Характерные «времена жизни» космических объек­тов — миллиарды, миллионы, сотни тысяч и редко де­сятки тысяч и тысячи лет. В таком масштабе вся 7000-летняя история цивилизации не столь уж продолжи­тельна. Что же говорить о 50 годах, прошедших со вре­мени первых, по-настоящему осмысленных исследова­ний планетарных туманностей? Но не будем впадать в пессимизм; кое-что мы все-таки уже знаем.

Как только Э. Хаббл обратил внимание на связь между эмиссионными туманностями и горячими звез­дами, этим немедленно заинтерсовались астрономы, занимающиеся физикой звезд. Нетрудно было выяснить, что в диффузных туманностях находятся вполне обыч­ные массивные горячие звезды, в изобилии встречаю­щиеся в Галактике и без видимой связи с туманностя­ми. Однако применительно к ядрам планетарных туман­ностей все оказалось сложнее.

О том, что эти звезды очень горячи, может быть, даже горячее всех прочих, говорил своеобразный вид их спектров. При всем том даже тогда, когда спект­ры ядер планетарных туманностей походили на спект­ры обычных горячих звезд, ядра оказывались в сред­нем на 3—4 звездные величины слабее по яркости. Для того чтобы увязать оба факта, приходилось предпола­гать, что ядра планетарных туманностей очень горячие, до довольно маленькие звезды, радиус которых, воз­можно значительно меньше радиуса нашего Солнца, хотя масса близка к его массе. Такие звезды уже были известны, их назвали белыми карликами.

Этот ранний вывод был интересен сам по себе, но до поры до времени не мог служить стимулом для дальнейших систематических исследований. В первой трети нашего века астрономам еще только предстояло открыть источники звездной энергии, уточнить соответ­ствующим образом теорию внутреннего строения звезд И построить основы теории звездной эволюции. Только после этого название «белый карлик» наполнилось от­четливым содержанием.

Пока же, в 1930-х годах, астрономов занимала про­блема определения расстояний до планетарных туман­ностей. Нетрудно понять, что, зная эти расстояния, мо­жно было найти линейные размеры туманностей, их массу и истинную светимость.

Поскольку планетарные туманности считались га­лактическими объектами, было ясно, что они находятся не так уж далеко. Но, как оказалось, уже слишком да­леко для того, чтобы можно было измерять их триго­нометрические параллаксы. Напомним, что измерение параллаксов — угловых смещений удаленного небесного тела при наблюдениях из противоположных точек зем­ной орбиты — один из очень немногих абсолютных ме­тодов определения расстояний в астрономии. Параллак­тические смещения обычно исчезающе малы даже для ближайших звезд, а предельное расстояние, поддаю­щееся измерению таким способом, не превышает при­мерно 150—200 световых лет. Угол параллакса при этом оказывается менее 0,02″!

Так вот, расстояния до планетарных туманностей оказывались слишком большими и потому для их оцен­ки приходилось пользоваться косвенными методами. Од­ни из них основывались на анализе лучевых скоростей большого числа туманностей. Сопоставляя эти скоро­сти, определяемыеспектроскопически, с моделью вра­щающейся Галактики, можно было оценить расстояние до центра выбранной группы туманностей.

Вторая разновидность методов для определения рас­стояний до индивидуальных объектов использовала фи­зические соображения. Еще Э. Хаббл предположил, что видимые угловые размеры туманностей и яркость их ядер можно считать грубыми индикаторами расстоя­ний: чем меньше нам кажется туманность или чем сла­бее ее ядро, тем, вероятно, дальше от нас она отстоит. Конечно, при этом неявно предполагается, что как ли­нейные размеры туманностей, так и яркости их ядер примерно одинаковы. В других методах одинаковой считалась абсолютная светимость туманностей. Хотя эти предположения были заведомо произвольными, а потому едва ли верными, иного выхода не было.

Расстояния до одних и тех же туманностей, опреде­ленные различными методами, редко совпадали. Кроме того, оказывалось, что разброс масс или размеров, или светимостей туманностей и их ядер огромен. Создава­лось впечатление, что эти объекты, как будто похожие друг на друга по виду и физическим условиям в них, одновременно и без очевидной системы сильно отли­чаются Друг от друга по масштабам. Естественно, что втиснуть столь своевольные объекты в рамки какой-ни­будь единой эволюционной схемы было очень трудно. Представление о планетарных туманностях как об объ­ектах одного определенного класса вновь оказалось под сомнением. При всем том проблема их космогонической роли и эволюции становилась все более насущной. То­му были свои причины.

Начиная с конца 40-х годов к астрономическим ин­струментам прибавились светосильные телескопы с большим полем зрения. Если перед объективом такого телескопа установить призму с малым преломляющим углом, то изображение каждой из звезд в поле зрения растянется в крохотный «спектрик», позволяющий, впро­чем, судить о том, имеем мы дело со звездой или ту­манностью. Систематические обзоры неба с примене­нием этой методики позволили значительно пополнить список планетарных туманностей. Их общее число воз­росло с нескольких десятков в начале нашего столетия до более тысячи. В большинстве своем это были туман­ности очень малых угловых размеров, порою по виду неотличимые от звезд, — «звездообразные».

Открытие многих новых планетарных туманностей позволило уточнить их видимое распределение по небу. Оказалось, что они тяготеют к Млечному Пути — к пло­скости гигантской галактической спирали и к ее неви­димому (из-за межзвездного поглощения) центру. Правда, эта тенденция была выражена у планетарных туманностей не очень сильно: в этом смысле они зани­мали промежуточное положение между горячими мас­сивными звездами, резко концентрирующимися к га­лактической плоскости, и сравнительно холодными звез­дами малой массы, гораздо более многочисленными, вовсе не показывающими концентрации к галактической плоскости, но зато сгущающимися к центру Га­лактики.

Лет 20 назад астрономам стало понятно, что харак­тер распределения в Галактике объектов того или ино­го класса имеет четкую эволюционную и космогониче­скую подоплеку. Помогла в этом одна из самых изящ­ных и вместе с тем величественных астрофизических теорий — теория внутреннего строения и эволюции звезд. Здесь нам придется отвлечься и хотя бы очень схематично изложить ее основные представления при­менительно к звездам с массой, близкой к массе Солн­ца, т. е. 2 • 1033 г.

Сейчас считается, что звезды возникают из рассеян­ного в пространстве вещества, которое при определен­ных условиях и под действием самопритяжения конден­сируется в огромные сгущения — протозвезды. По мере сжатия плотность вещества в недрах протозвезды воз­растает и, согласно законам термодинамики, растет тем­пература. Звезда разогревается и начинает светиться, хотя и слабо.

В какой-то момент плотность в центральных обла­стях молодой звезды достигает десятков граммов в ку­бическом сантиметре, а температура — десятка миллио­нов градусов. Тогда там возникают реакции ядерного синтеза: водород, из которого в основном состоит звез­да, начинает превращаться в гелий. Реакции такого рода сопровождаются обильным энерговыделением, и потому температура в звезде еще поднимается, а сжа­тие приостанавливается. Возникает обычная нормаль­ная звезда, подобная нашему Солнцу.

Так продолжается долго, но не вечно. Наступает мо­мент, когда запасы водорода в звездных недрах исто­щаются. Падают энерговыделение, температура, а цент­ральные области звезды начинают оседать и сжимать­ся под тяжестью ее внешних оболочек. Дальнейшая судьба звезды всецело зависит от ее массы. Если она меньше примерно двух масс Солнца, то в центре звезды образуется горячее, но лишенное собственных источни­ков энергии гелиевое ядро. Водородные реакции пере­местятся в прилегающие к нему слои, где плотность и температура еще достаточно высоки, а водорода пока много. Внешние оболочки звезды реагируют на все это несколько неожиданным образом: они расширяются и остывают. Однако общая светимость звезды возрастает, так как падение температуры с лихвой компенсируется ростом излучающей поверхности. Звезда превращается в то, что астрономы зовут красным гигантам.

Тем временем водород начинает иссякать и в окре­стностях гелиевого ядра. Размеры ядра соответственно растут, а плотность и температура в нем повышаются. Когда температура достигнет сотен миллионов граду­сов, в гелии вспыхивают термоядерные реакции нового типа, перерабатывающие его в еще более тяжелые углерод, кислород и неон. Но гелий «сгорает» гораздо быстрее водорода, и скоро в звезде опять образуется ядро без источников энергии уже углеродно-кислородное по составу. Опять возникают слоевые зоны горения остатков гелия, опять расширяются внешние слои звезды.

Мы пока не можем уверенно проследить дальнейшую судьбу звезды, хотя самый конец, ее жизненного пути нам ясен. Состарившаяся звезда не очень большой начальной массы обязана превратиться в крохотную, с радиусом порядка 0,1 солнечного радиуса, горячую звез­дочку, полностью лишенную термоядерных источников энергии и не способную сжиматься дальше под дейст­вием собственного тяготения. Центральная плотность в такой звезде — ее-то и называют белым карликом — должна достигать немыслимых величин в сотни тысяч и миллионы килограммов в кубическом сантиметре. Од­нажды образовавшись, белый карлик может лишь очень медленно гаснуть, остывая и превращаясь в чер­ный карлик — своего рода «звездный огарок».

Скорость звездной эволюции, ее шкала времени оп­ределяются в первую очередь начальной массой звез­ды. Звезды, массивнее нашего Солнца раз в 10—20, живут бурной и короткой жизнью, которая, возможно, заканчивается гигантским взрывом. Звезды малой мас­сы, наоборот, долгожители; их возраст многие милли­арды лет. Массивные сравнительно молодые звезды со­средоточены исключительно вблизи галактической пло­скости, где много межзвездной пыли и газа, из которых они недавно образовались и продолжают образовывать­ся. Звезды же малой массы, возникшие едва ли не од­новременно с самой Галактикой, образуют огромную сферическую систему, как бы заполняя тот объем, который миллиарды лет назад занимала новорожденная Галактика.

Таким образом, если распределение планетарных ту­манностей — промежуточное между этими крайними случаями, то они, вернее их ядра, и не очень молоды, и не предельно стары, а скорее звезды среднего или преклонного возраста. Но какого именно?

Мы уже говорили о том, что аналогия между ядра­ми некоторых планетарных туманностей и белыми кар­ликами была проведена впервые лет 40 назад. Но пер­вую, достаточно полную эволюционную схему планетар­ной туманности и ее ядра предложил в середине 50-х годов известный советский астрофизик И. С. Шклов­ский. Для этого пришлось очередной раз возродить представление о планетарных туманностях как о физи­чески родственных друг другу объектах.

Действительно, трудно представить себе, чтобы аст­рономические объекты, сходным образом расположен­ные в Галактике, подобные по своим морфологическим характеристикам, одинаковые по внутренним физиче­ским условиям и химическому составу, не имели бы ге­нетической общности. Дополним перечень родственных черт планетарных туманностей еще одной важной их особенностью. Еще на заре спектроскопического изуче­ния планетарных туманностей было обнаружено, что спектральные линии в них раздваиваются. Согласно эффекту Доплера, это указывало либо на расширение, либо на сжатие газовой оболочки. Облако горячего га­за, висящее в пространстве на значительном расстоя­нии от звезды, обязано именно расширяться, причем с определенной и сравнительно небольшой скоростью в несколько десятков километров в секунду. Такая точ­ка зрения на динамику планетарных туманностей возоб­ладала еще много лет назад, но лишь сравнительно недавно была подтверждена прямыми измерениями углового расширения некоторых из них.

И. С. Шкловский изучил следствия, которые влечет за собою неограниченное расширение планетарных ту­манностей в окружающее пространство, и дополнил кар­тину явления гипотезой о том, что главным парамет­ром, определяющим физическую общность планетарных туманностей, является их масса. В итоге ему удалась предложить простой метод определения индивидуаль­ных расстояний до планетарных туманностей. Поразмыслив, можно убедиться, что при заданной массе рас­ширяющегося газового облака существует довольно простое соотношение между этой массой, видимой яр­костью, угловыми размерами и расстоянием до объ­екта.

Средняя величина массы планетарных туманностей оказалась около 0,1 массы Солнца, а их характерные размеры — в тысячи и десятки тысяч раз больше радиу­са земной орбиты.

Проследив историю расширяющегося газового обла­ка, И. С. Шкловский показал, что планетарная туман­ность — образование сугубо временное. Расширяясь с характерной для нее скоростью, она довольно быстро (за какие-нибудь тысячи лет) ослабнет и исчезнет из вида. Так как планетарных туманностей в Галактике многие десятки тысяч, то скорость их образования — не менее нескольких туманностей в год.

Если так, то планетарные туманности становятся вполне обычными объектами, возникающими из каких-то достаточно многочисленных в Галактике звёзд. По мнению И. С. Шкловского, такими звездами должны быть красные гиганты небольшой массы — порядка мас­сы Солнца. Протяженные оболочки красных гигантов разрежены и довольно слабо связаны с ядром. Нетруд­но предположить, что в результате каких-то внутренних процессов такая оболочка отделится от звезды и уйдет в (пространство. В центре туманности останется, так сказать, «обнаженное» горячее, маленькое и плотное ядро звезды. И по виду, и по своей физической сущ­ности оно сильно напоминает белый карлик, хотя еще не является им.

Многочисленность планетарных туманностей в Га­лактике заставила астрономов задуматься над тем, не проходит ли через эту стадию любая нормальная звез­да, подобная нашему Солнцу. Не ждет ли и его такая участь — вопрос для нас не совсем безразличный. Ког­да-нибудь запасы термоядерного горючего в Солнце ис­черпаются; сначала оно превратится в красный гигант, заполнив собою пространство чуть ли не орбиты Мер­курия. Земля к тому времени превратится в раскален­ный мир с температурой поверхности’ в несколько сотен градусов. Затем, после каких-то неизвестных, может быть, бурных процессов, разреженное солнечное веще­ство затопит всю планетную систему, а по прошествии нескольких тысяч лет ночное небо, некогда такое чер­ное, засветится призрачным зеленоватым сиянием. Днем Землю будет заливать потоками ультрафиолетового из­лучения маленькая прозрачно-голубая звездочка, не­когда бывшая нашим Солнцем. Ну а еще через деся­ток тысяч лет туманность рассеется, черное небо вновь усеют сонмы блестящих звезд, снова проступит полоса Млечного Пути. И еще миллионы или даже сотни мил­лионов лет маленькое, постепенно краснеющее, стыну­щее крохотное Солнце будет слабо освещать холодную и, вероятнее всего, безжизненную поверхность нашей планеты…

Картина мрачноватая, но не будем предаваться унынию. Все эти рассуждения станут актуальными лишь через пару миллиардов лет, если, конечно, зем­ная цивилизация просуществует этот невообразимый для живого (и потому смертного) срок. Да и уверен­ности в том, что все это будет именно так, у нас пока нет.

Эволюционные идеи значительно оживили интерес к проблеме планетарных туманностей, в частности, со стороны специалистов в области внутреннего строения звезд. Эта теория, дойдя до изучения поздних стадий звездной эволюции, начинающихся с перехода звезды в состояние красного гиганта, столкнулась с определен­ными трудностями. Оказалось необходимым вводить в рассмотрение какие-то процессы, благодаря которым звезда могла бы и избавляться от избыточного вещест­ва, препятствующего сохранению равновесия между си­лами тяготения и внутреннего давления в звездных нед­рах. Таким образом, отождествление планетарных ту­манностей с каким-то этапом в жизни красного гиган­та оказалось весьма кстати. Заметим, впрочем, что мно­гочисленные попытки объяснить механизм отделения туманности от ее родительской звезды или указать, из.каких именно звезд образуются со временем планетар­ные туманности, пока не увенчались особым успехом. Однако в этом тоже нет ничего странного.

Во-первых, наши представления о поздних стадиях звездной эволюции пока весьма схематичны. Не хва­тает фактов, знания многих физических процессов, не хватает порою мощности современных ЭВМ. Наш об­щий подход к теории внутреннего, строения и эволюции звезд пока основан на расчете стационарных, равновесных моделей. Потому он лишь с трудом может приме­няться для изучения разного рода переходных процес­сов, связанных в том числе с выбросом или даже плав­ным отделением от звезды части ее вещества.

Во-вторых, недостаточно изучен целый ряд так на­зываемых нестационарных звезд и звезд с различными особенностями, среди которых только и могут быть не­посредственные предшественники планетарных туман­ностей и их ядер. В общем, здесь еще предстоит про­делать огромную и, вероятнее всего, длительную ра­боту.

Более перспективной представляется попытка по­дойти к проблеме не из прошлого, а из настоящего вре­мени, от наблюдаемых фактов. Действительно, мы зна­ем, наблюдаем и исследуем уже образовавшиеся плане­тарные туманности. Нельзя ли, мысленно обратив их расширение, восстановить физическую картину, непо­средственно предшествующую отделению туманности от звезды? Тогда будет легче отыскать «родителей» пла­нетарных туманностей в звездном мире, т. е. почти от­ветить на главный вопрос о космогонической роли ту­манностей и их ядер.

Увы, сделать так пока не удается. Не хватает неко­торых теоретических и многих фактических наблюда­тельных сведений. Действительно, для того чтобы «об­ратить» процесс расширения, надо хорошо знать его характер, т. е. динамику планетарных туманностей. На­до, разумеется знать также их строение.

Под действием каких сил расширяется планетарная туманность? Некогда, лет 30—40 назад считали, что основным фактором, определяющим это расширение, является световое давление мощного ультрафиолетово­го излучения ядра и накапливающихся в туманности квантов линии Лайман-альфа водорода. Мы помним, что эти кванты не способны дробиться, но и выйти из туманности им трудно, так как водородная среда, да­же ионизованная, для них весьма непрозрачна.

Позднее, с развитием теории переноса излучения в спектральных линиях, эти Ёоззрения пришлось пере­смотреть. Оказалось, что световое давление неспособно быстро разогнать сравнительно массивную туманность до наблюдаемых скоростей расширения. В те же годы арсенал астрофизики, пополнился методами физики сплошной среды — аэро- и гидродинамики. Стало ясно, что нет особой необходимости привлекать для объясне­ния расширения планетарных туманностей экзотические механизмы. Разлет в пустоту облака горячего газа под действием сил внутреннего давления в принципе может объяснить многие особенности динамики и морфологии планетарных туманностей. Однако применение теории к конкретным случаям оказывается весьма сложным как из-за громоздкости расчетов, так и из-за примитив­ности наших морфологических представлений.

О строении планетарных туманностей можно пока сказать, да к тому же с оговорками, лишь то, что они представляют собою гигантские газовые кольца доволь­но сложной внутренней структуры, видимые нами то сбоку, то вдоль оси симметрии (см. рис. 1). Есть веские основания считать, что как распределение газа внутри этих колец, так и физические условия в них весьма не­однородны, но подробности строения туманностей пока почти не известны.

Вообще говоря, уровень современной наблюдательной астрофизики позволяет или почти позволяет получить требуемые данные уже сейчас. Однако для этого нужно было бы систематически и на долгие годы занять круп­нейшие и самые совершенные из существующих теле­скопов только для исследования планетарных туманно­стей.

Мы уже рассказывали, как успех в развитии науч­ного исследования, давая ответ на один вопрос, обяза­тельно ставит несколько новых. Так уже бывало в исто­рии изучения планетарных туманностей; нечто подоб­ное совершается сейчас. Все же многое об этих объ­ектах мы уже знаем и надеемся, что знаем правильно. Эта надежда позволяет нам закончить рассказ о 200-летней истории загадки планетарных туманностей сло­вами, принадлежащими видному американскому астро­физику Л. Адлеру: «Планетарные туманности — это венки, которыми природа украшает умирающие звез­ды».

comments powered by HyperComments