Реферати статті публікації

Пошук по сайту

Головна » Реферати та статті » Астрономія » Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики

КОЛЬЦЕВЫЕ ТУМАННОСТИ: ЗВЕЗДНЫЙ ВЕТЕР ИЛИ СБРОС ОБОЛОЧКИ?

Ситуация с объяснением природы оболочек вокруг звезд Вольфа—Райе
сложилась парадоксальная. Кольцевые туманности были связаны с
эффектом сгребания межзвездного газа.сильным звездным ветром еще в
пионерской работе Джонсона и Хогта (1965), теория взаимодействия ветра
с межзвездной средой развивалась параллельно с наблюдениями этих
туманностей и на их основе. И все исследователи — наблюдатели и
теоретики, занимающиеся туманностями этого типа или ветром в межзвездной
среде, без всяких сомнений придерживались такой интерпретации. Однако
в работе Масевич и др. (1975) впервые те же туманности связываются
со сбросом оболочки в процессе эволюции массивной тесной двойной
системы. Эта интерпретация стала так же широко использоваться
учеными, занимающимися эволюцией массивных тесных пар (см., например,
ван ден Хойвел, 1976; Моффет, Сегтевисс, 19796). Рассматривалась и
возможность образования кольцевых туманностей вокруг одиночных звезд
Вольфа—Райе путем сброса оболочки в стадии красного или голубого
сверхгиганта (Бисноватый-Коган, Надёжин, 1972; Конти, 1976). Ниже
мы выведем ряд наблюдательных следствий упомянутых механизмов обра-
224
зования оболочек и, сравнив их с наблюдениями туманностей и звезд WR,
выберем наиболее правдоподобный сценарий.
Как видно из сводной табл. 20, размеры кольцевых туманностей
заключены в пределах .2—100 пк, а скорости расширения — в пределах
10—100 км • с . На примере трех наиболее изученных оболочек мы
убедились, что мощность и продолжительность истечения центральной звезды
достаточны для формирования туманности. Легко показать, что и
остальные оболочки в табл. 20 могли образоваться в результате сгребания ветром
околозвездного газа. Более того, независимо от происхождения
окружающего газа (выброшенное звездой вещество или межзвездный газ), ряд
наблюдательных фактов не может быть объяснен без учета сильного
звездного ветра. Действительно, яркие компактные конденсации и волокна,
наблюдаемые в NGC 6888, размером 0,01—0,1 пк, с плотностью ие =500см~3
и температурой Т «15 000 К в отсутствие внешнего давления горячего
газа ветра рассеются за время 102 — 103 лет. Кинематический возраст
конденсаций, определяемый их скоростью и расстоянием от центра, на
порядок больше, около (1— 5) • 104 лет. Так же трудно понять без
предположения о сильном звездном ветре само существование тонкой оболочки
AR/R -^ 0,1 на расстоянии ~5 пк от центральной звезды, поскольку
толщина свободно расширяющейся оболочки растет пропорционально радиусу.
Давление горячего газа — затормозившегося ветра — препятствует
диссипации плотных конденсаций и объясняет формирование тонкой оболочки
на большом расстоянии от звезды. Наблюдаемая в NGC6888 картина
разлета волокон также говорит не о торможении выброса, а об ускорении
окружающего газа ветром: слабые диффузные газовые образования имеют
большие скорости, чем яркие компактные конденсации. Если бы разлет
определялся торможением выброшенного вещества в межзвездной среде,
наблюдалась бы противоположная ситуация. Обнаруженное в ряде
туманностей аномально высокое содержание азота и гелия, как мы убедились
выше, также может быть объяснено обогащением межзвездного газа
ветром.
Итак, пока мы говорим только о физике туманностей, не касаясь
центральных звезд; она полностью укладывается в рамки модели
взаимодействия ветра с межзвездным газом, рассмотренной в § 12. Единственный
наблюдательный аргумент, наводящий на мысль о сбросе оболочки, -
кинематика туманности М1—67.
Однако, обращаясь к данным наблюдений центральных звезд WR в
кольцевых туманностях и сравнивая их с полной выборкой звезд Вольфа-
Райе галактического населения I, мы с неизбежностью приходим к
выводу, что "чистый" звездный ветер не объясняет всей совокупности
наблюдательных данных.
Приведем сначала основные параметры звезд Вольфа-Райе,
определяющие их физику и эволюционный статус (см. Симпозиум MAC № 99; Ха-
лиуллин, Черепащук, 1982; ван ден Хухт и др., 1981 и ссылки там).
Феноменологически звезды WR классифицируются по наличию в спектре
сильных широких линий Hel, Hell, а также азота, углерода и кислорода в
стадиях OII-OVI, CII-CIV, NII-NV. Физически они представляют собой
продукт эволюции массивной звезды, потерявшей внешние водородные
слои, т.е. гелиевое ядро с водородно-гелиевой оболочкой, обогащенной
15.Т.А.Лоэинская 225
С, N и О. Разделяют две последовательности звезд WR: азотную (WN)
с преобладанием линий N в спектре и углеродную (WC) с сильными
линиями С и О; общими являются линии Hel и Hell. В Галактике отождествлена
161 звезда WR, они распределены по спектральным классам следующим
образом: WN 2-1, WN 3-4, WN 4-13, WN 4,5-6, WN5-8, WN 6-18, WN 7-16,
WN8-10, WN9-1, WN неклассифицированных - 4; WC4-6, WC5-13,
WC6-15, WC7-10, WC8-8, WC8.5-6, WC9-13, WC
неклассифицированных - 1; промежуточных или неклассифицированных WR - 8. Степень
возбуждения спектра убьтает вдоль каждой последовательности с
переходом к более позднему подклассу.
Наблюдается корреляция распространенности звезд WR разных
спектральных подклассов с галактоцентрическим расстоянием; в Магеллановых
Облаках преобладают звезды азотной последовательности. Вероятно, оба
факта связаны с различиями содержания в межзвездном газе тяжелых
элементов, определяющего звездообразование.
Типичный радиус фотосферы звезды составляет 3—4/?о, радиус
истекающей атмосферы достигает ~40 Ro. Масса, надежно определенная для звезд
WR в двойных системах, заключена в пределах 5— 50 Мо, наиболее
правдоподобное значение ~10 Мо. Абсолютная светимость, определяемая по
звездам в БМО или по членам галактических ОВ-ассоциаций, довольно
сильно меняется в зависимости от спектрального класса вдоль азотной
последовательности и слабо или совсем не меняется - вдоль углеродной;
дисперсия Му достигает АМу = 0,5—0,7"" для одного класса.
Корреляция My со спектральным классом означает, что WN поздних классов —
звезды большей массы и более высокой светимости, и если звезды
эволюционируют вдоль спектральной последовательности по мере истечения
вещества, эволюция происходит в направлении от поздних классов к
ранним. Болометрическая светимость звезд WR определяется очень
неуверенно, поскольку плохо известна болометрическая поправка: спектр
излучения заведомо не планковский, трудно разделить излучение гелиевого ядра
и протяженной атмосферы, до конца не ясен механизм излучения в линиях.
5ft 4,S 4,2 3,8 lgrgf
/ V««« Суд 5 CV Ser
2 CX Сер 4 CQ Сер
Рис. 73. Звезды Вольфа-Райе в составе тесных двойных систем на диаграмме Герц-
шпрунга-Рессела: I - V444Cyg, 2 - СХ Сер, 3 - CV Ser, 4 - CQ Сер по данным
Черепащука (1982). Слева - последовательность однородных гелиевых звезд,
справа - начальная главная последовательнбсть; показаны эволюционные треки
массивных звезд в тесных двойных системах, рассчитанные Ту туковым и Юнгельсоном
(1973)
226
Таблица 22
Эффективная температура и относительное обилие химических элементов в
атмосферах звезд WN и WC по наблюдениям ультрафиолетовых спектров одиночных
звезд (Виллис, Вилсон, 1979)
Тип
Те,К
C/N С/Не
N/He
WN 50 000 4-Ю"3 9 • 10"s 2,5 • 10"
WC 30 000 3 9-Ю'3 3-Ю"3
Это делает неуверенными оценки 7^ и МЪо\. Поэтому положение
индивидуальных звезд WR на диаграмме Герцшпрунга—Рессела определяется с
большими погрешностями. Тем не менее можно считать твердо
установленным, что звезды WR имеют избыточную светимость для своей массы
по сравнению со звездами главной последовательности и лежат между нею
и последовательностью однородных гелиевых звезд (рис. 73). Наиболее
правдоподобной эволюционной стадией звезд WR, определяемой их
положением на диаграмме Герцшпрунга—Рессела, является стадия горения
гелия в конвективном ядре массивной звезды, потерявшей внешнюю
водородную оболочку в результате обмена масс в двойной системе или
при истечении массивной одиночной звезды.
Звезды WR — самые сильные источники ветра среди одиночных
стационарных звезд (см. табл. 18). Среднее значение темпа потери массы
составляет 3 • 10"s Л/э/год для звезд WN и 2,5 • 10"s Мо/год - для WC;
характерное значение скорости - и„ = (2-3) • 103 км • с"1. Отношение
механической энергии, теряемой в форме ветра, к излучаемой энергии составляет
^в/^рад = 1/5 (по сравнению с LJLvm * 1/100 для звезд Of и LJLpm <
< 1/100 для О-звезд главной последовательности).
Распределение звезд WR в Галактике свидетельствует об их образовании
из массивных предшественников.' Средняя высота над галактической
плоскостью г = 80-90 пк для WR в паре с ОВ- (т.е. для звезд, еще не
получивших ускорения при вспышке сверхновой в двойной системе), типична
для наиболее массивных звезд населения 1. Звезды WR концентрируются
в спиральных рукавах, в большинстве своем входят в ОВ-ассоциации,
часто встречаются в областях звездообразования. Звезды углеродной
последовательности более старые, чем звезды азотной. К этому выводу
впервые пришел Микулашек (1969), показав, что звезды WC находятся
систематически на больших расстояниях от центра молодых скоплений
и ассоциаций, чем WN. Такая картина может быть связана либо с тем, что
азотные звезды превращаются в углеродные в процессе эволюции, либо
с тем, что последние образуются из звезд меньшей массы и поэтому
эволюционируют медленнее. Химический состав поверхности звезд Вольфа-
Райе свидетельствует в пользу первой версии.
В табл. 22 приведено относительное содержание С, N и Не в атмосфере
звезд WR двух последовательностей по данным наблюдений пяти
одиночных звезд WN и одной WC в ультрафиолетовом диапазоне согласно
Виллису, Вилсону (1979). Обилие водорода, определяемое по оптическим
спектрам десятков звезд WR, соответствует NH/NHe *0,1-0,2. Как видно
15* 227
из табл. 22, обилие углерода и азота в звездах двух последовательностей
различается очень резко и именно так, как предсказывает течение цикла
C-N-O, если звезды WN превращаются в WC (см. Туту ков, Юнгельсон,
1983; Медер, 1983). Наблюдается заметный ход относительного
содержания Н/Не вдоль спектральных классов азотной последовательности: в
поздних WN значение Н/Не = 1, в ранних Н/Не меняется от 1 до 0. Это
свидетельствует об эволюции от поздних к ранним классам, если низкое
содержание водорода обусловлено истечением внешних слоев звезды.
Продолжительность последовательных стадий WN и WC примерно
одинакова и составляет около (1—2) ■ 10s лет для звезд с начальной массой
10-30 Л/в (Тутуков, Юнгельсон, 1973; Ванбеверен, Паккет, 1979;
Медер, 1983).
Звезды WR — ядра кольцевых туманностей - не отличаются
существенно от звезд без оболочек, пока речь идет об индивидуальных параметрах
звезды: спектре, светимости, темпе истечения и т.д. Но сравнивая
статистические характеристики двух совокупностей звезд WR — с кольцевыми
туманностями и без них — мы убеждаемся, что первым присущи две
особенности, принципиально важные для понимания природы феномена "WR
с оболочечной туманностью" (Лозинская, Тутуков, 1981):
1. В полной выборке звезд WR, ограниченной гелиоцентрическим
расстоянием г < 2,5 кпк, содержится 47 звезд. Среди них десять с массивной
компонентой в паре (с ОВ-звездой) и шесть с маломассивной, возможно
с нейтронной звездой (Хидайат и др., 1984). В то же время из 18
кольцевых оболочек в табл. 20 только три связаны с массивной парой (WR + ОВ)
и шесть с маломассивной. При этом две из трех туманностей вокруг
(WR + ОВ) являются не кавернами, образованными ветром, в
терминологии § 13, а принадлежат к типу Rs, т.е. могут быть проэволюционировав-
шими областями НИ. Лишь одна из 10 туманностей, классифицированных
как W или Е'в табл. 20, связана с системой (WR + ОВ) и 5 связаны с (WR +
+ компактный спутник).
Если считать единственной причиной формирования кольцевых
туманностей звездный ветер, преобладание оболочек вокруг звезд WR с
невидимым компактным спутником непонятно. Образованные ветром каверны
с равной вероятностью должны наблюдаться вокруг массивных,
маломассивных пар и одиночных звезд WR. Действительно, звезда О или В в
паре с WR не уменьшает, а лишь увеличивает мощность звездного ветра,
и нет видимых эффектов наблюдательной селекции, объясняющих малое
число выметенных ветром оболочек вокруг двойных систем (WR + ОВ).
Напротив, обнаружение маломассивного релятивистского спутника -
предельно сложная наблюдательная задача: периодические изменения
блеска звезды WR составляют ~2—3%, а вариации лучевой скорости не
превышают ~5% ширины линии. Поэтому среди "одиночных" звезд WR,
связанных с кольцевыми туманностями, возможно, есть еще не
обнаруженные двойные с маломассивными спутниками.
2. Второй не объяснимый с точки зрения "чистого" звездного ветра
факт - преобладание среди центральных звезд кольцевых туманностей
звезд азотной последовательносит: из 18 туманностей табл. 20 лишь три
связаны с WC: В околосолнечной области Галактики на расстоянии г<
228
<2,5 кпк 21 звезда относится к классу WN и 26 - к классу WC. Темп
потери вещества звездами WC и WN одинаков; продолжительность стадии
истечения звезд углеродной последовательности вдвое превышает
продолжительность действия ветра для звезд азотной последовательности, если
первые образуются из вторых. Бели бы единственной причиной
формирования кольцевых оболочек было действие ветра на межзвездный газ,
более старые звезды углеродной последовательности должны были бы
нагребать более массивные оболочки. Наблюдения, как видим, дают
противоположную картину.
Обе трудности снимаются, если предположить, что ветер звезд Вольфа-
Райе сгребает не межзвездный газ, а оболочку,- выброшенную на.
предшествующей стадии развития массивной звезды. Сброс внешних
водородных слоев возможен в процессе эволюции одиночной звезды или в
двойной системе. В обоих случаях в результате последующего действия
на выброшенный газ ветра звезды WR может образоваться кольцевая
туманность с параметрами, близкими к наблюдаемым (Лозинская, Туту-
ков,1981).
Сброс оболочки одиночной массивной звезды (Мнач <* 30 Л/©) можно
ожидать на стадии выгорания водорода и начала горения гелия, т.е. после
ухода в область красных сверхгигантов (Бисноватый-Коган, Надёжин,
1972). Во внешних слоях звезды на этой стадии возникает сильный
инверсный градиент плотности, стимулирующий мощное (Af*0,5 Л/в/год)
кратковременное истечение, т.е. практически мгновенный сброс
оболочки, заключающей большую часть массы звезды, около 15-20Л/®.
В последние годы эволюционный сценарий массивной одиночной звезды:
< О -* красный сверхгигант -»■ WN -* WC > с истечением вещества и
конвективным перемешиванием, выносящим С, N, О на поверхность ядра, получил
широкое распространение (Медер, Леке, 1982; Медер, 1982,1983).
Схема эволюции массивной тесной двойной системы согласно Масевич
и др. (197S) и ван ден Хевелу (1976) с указанием характерной
продолжительности каждой стадии дана на рис. 74. Как видим, в развитии двух
массивных звезд примерно равной массы (Мтч ^ 20 Ме) стадия WR
ожидается дважды. В первый раз после того как более массивная звезда
заполнит свою часть полости Роша и начнется перетекание вещества на вторую
звезду. В результате этой короткой (103 - 104 лет) стадии теряющий
вещество спутник — практически чисто гелиевая звезда с остатками
водорода в оболочке — превратится в звезду WR в паре с ОВ. Содержание
углерода в оболочке молодой звезды WR по сравнению с содержанием азота
невелико в результате реакций C-N-O. По мере истечения вещества
обнажаются более глубокие обогащенные углеродом слои и звезда WN
превращается в WC.
Далее, после истощения ядерного топлива, звезда взрывается как
сверхновая, образуя нейтронную звезду (или черную дыру?) в паре с ОВ.
Поскольку вследствие перетекания вещества взрывается менее массивная
звезда, система не распадается. В результате взрыва сверхновой система
<ОВ + нейтронная звезда) приобретает большую пространственную
скорость (до 100 км • с"1) и за время жизни системы (т.е. до вспышки второй
звезды), равное ~3 • 106 лет, "убегающая" пара может удалиться от места
возникновения на расстояние 100—500 пк. После выгорания водорода во
229
б t'~?s ,\ /~\^ Рис. 74. Сценарий эволюции массивной тесной двой-
Ъ-Ю лет i4O/4j \J ) ^ ной системы, приводящий к образованию звезд
WR с оболочками, согласно Масевич и др. (1975).
Показаны стадии: 1 - две звезды главной
последовательности; 2 — более массивная звезда с
гелиевым ядром заполняет полость Роша; 3 — звезда
Вольфа - Райе в паре со звездой ОВ; 4 -
нейтронная звезда в паре со звездой ОВ после вспышки
сверхновой; 5 - вторая звезда почти заполняет
полость Роша; 6 - гелиевое ядро с компактным
релятивистским спутником внутри общей
оболочки; 7 - звезда WR с компактным спутником и
расширяющейся кольцевой туманностью. Слева
показана ориентировочная продолжительность
соответствующих стадий
второй компоненте ОВ-звезда расширяется и
заполняет свою плоскость Роша. Поскольку
скорость аккреции истекающего вещества на
нейтронную звезду не превышает 10"8-10"7
Л/а/год из-за ограничений, связанных с. эд-
дингтоновским пределом, компактный
спутник и гелиевое ядро ОВ-звезды
оказываются погруженными в общую водородную обо-
и «выи лочку. Продолжительность существования
2-Ю лет «^ %f$&j}* 7 общей оболочки, вероятно, не превышает ее
тепловой шкалы времени, т.е. 103 —104 лет.
После этого динамическое торможение
двойного ядра - гелиевой звезды и
релятивистского спутника - приводит к сбросу массивной (10-30 Л/ф) общей оболочки.
Скорость разлета оболочки в этой схеме должна быть порядка
параболической на поверхности общей оболочки, т.е. 10—300 км ■ с"1. Так в ходе
эволюции массивной тесной двойной системы возникает молодая звезда
Вольфа—Райе, возможно "убегающая", с компактной релятивистской
компонентой в паре, окруженная расширяющейся газовой туманностью.
Время жизни оболочки, сброшенной одиночной или двойной массивной
звездой, определяется уменьшением меры эмиссии расширяющейся
туманности. Свободно расширяющаяся оболочка с массой около 20Л/э
становится трудно обнаружимой на фоне галактической эмиссии при радиусе около
2 пк (мы принимаем предел обнаружимостиЛГЕЗ* 100 см"6 • пк, см. ниже).
С учетом ветра, сгребающего выброс в тонкий слой, кольцевая туманность
может наблюдаться и при размере 10—20 пк. Соответственно время жизни
оболочки в этой схеме составляет 104 — 10s лет, что согласуется с
кинематическим возрастом туманностей, собранных в табл. 20. По мере
дальнейшего расширения, если только плотность окружающей среды не аномально
высока, «о^.Ю см"3, расширяющаяся оболочка перестает наблюдаться на
фоне галактической эмиссии На. Характерное время жизни 104 - 10s лет
объясняет, почему кольцевые туманности обнаружены преимущественно
вокруг звезд азотной последовательности - они становятся
ненаблюдаемыми до перехода звезды из стадии WN в стадию WC.
230
Вторая особенность ядер кольцевых туманностей - отсутствие среди
них массивных пар <WR+OB> - объясняется сбросом общей оболочки
уже после взрыва сверхновой, на стадии образования нейтронной звезды
в двойной системе и тривиально - в случае сброса оболочки одиночным
сверхгигантом.

Ви переглядаєте статтю (реферат): «КОЛЬЦЕВЫЕ ТУМАННОСТИ: ЗВЕЗДНЫЙ ВЕТЕР ИЛИ СБРОС ОБОЛОЧКИ?» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»