Рудольф Киппенхан - Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц - Рождение, жизнь и смерть звезд

Прежде чем двигаться дальше, я приведу пример того, как звезды на поздних стадиях своего развития могут терять массу. Речь пойдет о звезде под названием Мира. Ее можно найти в созвездии Кита. В 1596 г. священник из Восточной Фрисландии Давид Фабриций обнаружил, что иногда эту звезду можно видеть невооруженным глазом, а затем долгое время она не видна. Сегодня мы знаем, что Мира изменяет свою яркость с периодом в 11 месяцев. Ее минимальная яркость в 600 раз меньше максимальной. Мира является красным гигантом; иными словами, эта звезда находится на поздней стадии развития. Многие красные гиганты аналогичным образом изменяют свою яркость. Причины этого явления пока не вполне ясны. Можно, однако, с уверенностью сказать, что причины изменения яркости этих звезд не такие, как в цефеидах (о которых мы уже говорили). Но здесь нас интересует не переменная яркость этого красного гиганта. Речь пойдет о спутнике Миры. Когда яркость Миры минимальна, можно наблюдать ее спутник, свет которого буквально тонет в излучении красного гиганта при максимальной яркости. Этот спутник представляет собой белый карлик. Мы помним, что вокруг Сириуса тоже обращается белый карлик. В случае Миры период обращения белого карлика вокруг красного гиганта составляет 261 год.

Южноафриканский астроном Брайен Уорнер обнаружил, что яркость белого карлика тоже изменяется. Ученые знали, что плотность вещества в белых карликах очень велика, однако ничего не было известно о том, что они тоже могут быть переменными звездами. Что служит причиной изменения яркости спутника Миры? Уорнер предположил, что Мира, как и большинство красных гигантов, выбрасывает вещество в окружающее пространство. Тогда спутник Миры подвергается воздействию этого звездного ветра. Огромная сила тяжести белого карлика притягивает часть вылетающего газа на свою поверхность. Эти частицы газа налетают на поверхность спутника с большой скоростью, поскольку на них действует гигантская гравитационная сила. При столкновении частиц газа с поверхностью выделяется тепло, и свечение этого разогретого газа существенно увеличивает яркость белого карлика. Нерегулярность таких потоков газа служит причиной хаотического изменения яркости спутника Миры. Брайен Уорнер смог объяснить изменение светимости белого карлика и величину флуктуации яркости уже при небольших значениях потери массы для красного гиганта Миры. Это означает, что потеря массы пренебрежимо слабо влияет на развитие такой звезды, как Мира.

Следовательно, мы можем объяснить, каким образом наблюдаемые потери массы приводят к перемещению звезд, подобных Солнцу, на горизонтальную ветвь диаграммы Г Р. Но такое уменьшение массы не позволяет объяснить, как тяжелые звезды могут потерять столько вещества, что из их недр «освобождается» находящийся там белый карлик. На этот вопрос мы сейчас ответим. К счастью, на небосводе можно наблюдать явления, в ходе которых звезды могут за короткие промежутки времени потерять большую долю своего вещества.

Уже с помощью небольшого телескопа, если точно знать, куда его направить, можно разглядеть в созвездии Лиры небольшое светящееся кольцо туманность Лиры. В настоящее время известно около семисот таких образований. Поскольку такие туманности выглядят в телескоп как светящийся кружок, напоминающий своим видом планету, то их называют планетарными туманностями (рис. 7.5). Однако они не имеют ничего общего с планетами нашей Солнечной системы. До таких туманностей так же далеко, как до звезд. Они являются светящимися газовыми образованиями, причем в центре каждого из них наблюдается звезда с высокой температурой. Эти туманности представляют собой газовые массы, которые образуют своего рода пустотелый шар, внутри которого вблизи центра расположена горячая звезда. Газ светится под воздействием излучения этой звезды. Такая газовая оболочка очень разрежена. Скорости перемещения частиц в этой оболочке составляют около 50 километров в секунду. Очевидно, что эта газовая оболочка была сброшена с поверхности центральной звезды. Масса светящегося вещества планетарных туманностей составляет примерно 10 20 % массы Солнца. Таким образом, масса газа в таких туманностях не слишком мала по сравнению со звездными массами.

Рис. 7.5. Планетарная туманность NGC 7293. Ярко светящееся кольцо вещества выброшено с поверхности небольшой звезды в центре кольца. Эта звезда близка по своим свойствам к белым карликам. Другие звезды, которые видны на снимке, расположены в пространстве перед кольцевой туманностью или за ней и не имеют к ней никакого отношения. (Авторские права на снимок принадлежат Калифорнийскому технологическому институту и Вашингтонскому институту Карнеги. Воспроизводится с разрешения Хейлской обсерватории.)