 |
Астронет: Н.Т. Ашимбаева/ГАИШ Обнаружение горячего водяного пара в оболочке углеродной звезды. http://variable-stars.ru/db/msg/1247001 |
Обнаружение горячего водяного пара в оболочке углеродной звезды.8.09.2010 18:46 | Н.Т. Ашимбаева/ГАИШ, Москва
За короткое время с момента запуска космической обсерватории ESA "Гершель" 14 мая 2009 года уже совершено несколько открытий в инфракрасном и субмиллиметровом диапазоне электромагнитного спектра. Последнее: обнаружение горячего водяного пара в околозвездной оболочке углеродной звезды CW Льва (IRC +10216).
Углеродные звезды были впервые обнаружены в 60-х годах девятнадцатого века Уильямом Хаггинсом и Анджело Сеччи. Это экстремально красные звезды. Отличительная особенность спектра углеродных звезд - доминирование спектральных полос углеродных соединений и отсутствие полос от окислов, таких как TiO и Н2О, которые характерны для других типов холодных звезд из-за того, что в их атмосферах больше углерода, чем кислорода. Если в атмосфере больше углерода, чем кислорода, то кислород в основном связывается с углеродом в форме окиси углерода (CO), так как молекула имеет высокую энергию связи (11 эВ). Как результат, в таких звездных атмосферах остается мало кислорода для формирования других оксидов, а атомы углерода доступны для образования других соединений углерода. В нормальных звездах, таких, как Солнце, атмосфера содержит больше кислорода, чем углерода, и поэтому наблюдается обратная картина: углеродсодержащих молекул, кроме СО, в них мало.
Еще в 1950-е годы было показано, что старые звезды, красные гиганты, лежащие на асимптотической ветви и к которым принадлежат углеродные звезды, играют важную роль в процессах нуклеосинтеза. Например, считается, что тяжелые элементы, а также азот и углерод, образуются в этих звездах и затем выбрасываются в межзвездную среду. Но детали этих процессов остаются до сих пор неясными.
Рисунок 1. Телескоп "Гершель" позволяет увидеть холодную Вселенную, которую нельзя было наблюдать с помощью земных телескопов и предыдущих космических миссий. Инфракрасное излучение проникает через пыль и газ, которые скрывают объекты в оптическом диапазоне, такие как области звездообразования, холодные звезды, центы галактик, планетарные системы. (Изображение: ESA, AOES Medialab); справочная информация: Hubble Space Telescope, NASA/ ESA/ STScI).
Поэтому есть все основания для изучения углеродных звезд. CW Льва имеет массу порядка массы Солнца, но гораздо старше и гораздо больше. Это красный гигант, расположенный на расстоянии в 500 световых лет, если его поместить на место Солнца, то граница его достигнет орбиты Марса. Звезда IRC +10216 - визуально слабый, расширяющийся объект, но самый яркий источник за пределами Солнечной системы на длинах волн больше 5 микрон. Радионаблюдения показали, что оптически толстая, пылевая оболочка, которая окружает звезду, богата разнообразными сложными молекулами. Больше чем 70 молекул уже было обнаружено там до полета "Гершеля". Фактически, около 50% всех молекул, которые наблюдались в космосе, были обнаружены в этом объекте.
Рисунок 2. На этом инфракрасном изображении, полученном с помощью телескопа ESA "Гершель", показана звезда CW Льва (IRC +10216), окруженная большой оболочкой горячего водяного пара. Дуга, видимая слева, представляет собой ударную волну, где звездный ветер сталкивается с межзвездной средой. Изображение получено в 3-х диапазонах инфракрасного спектра с использованием инструментов PACS и SPIRE. Синий цвет показывает излучение на длине волны 160 микрон, зеленый - 250 микрон, красный - 350 микрон. (Изображение: ESA/PACS/SPIRE/MESS Consortia).
Обнаружение с помощью субмиллиметрового спутника SWAS в 2001 году водяных паров в оболочке IRC +10216 (а это характеристика кислородных звезд) было достаточно неожиданно. По наблюдаемых свойствам линии (а она соответствовала основному состоянию молекулы воды с температурой в 61 Кельвина), можно было предположить, что водяной пар находится во внешних холодных областях газовой оболочки звезды. Возможный вариант образования воды: пар возникает из-за испарения ледяных тел, таких, как кометы или малые планеты, вращающиеся вокруг звезды. Другого более подходящего механизма образования предложено не было.
В ноябре 2009 года команда ученых во главе с Лин Дечин (Leen Decin) из Католического университета Левена в Бельгии, провела наблюдения с помощью спектрометров SPIRE и PACS, установленных на телескопе "Гершель", в диапазон длин волн от 55 до 670 микрон. Благодаря высочайшей чувствительности "Гершеля" и спектральному разрешению аппаратуры, удалось определить более 60 линий воды, что соответствует целому ряду энергетических уровней молекулы воды, и многие из них являются линиями высокого возбуждения , и если возбуждение имеет тепловую природу, то это означает, что температура газа, в котором образуются линии, имеет температуру порядка 1000 Кельвина. Т.е. результаты указывают на то, что горячий водяной пар находится во внутренних областях звездной оболочки.
Рисунок 3. Иллюстрация химических реакция, вызванных ультрафиолетовым излучением, взаимодействующим с молекулами в оболочке звезды CW Leonis (IRC +10216). (Изображение: ESA, L. Decin et al. (2010)).
Интенсивность вновь открытых линий также идет вразрез с гипотезой о том, что наличие водяного пара во внутренних областях оболочки связано с ударными волнами, которые индуцированы пульсациями звезды, и создают условия для нетеплового равновесия , необходимые для образования воды в газе, богатом углеродом. Авторы предположили, что нетепловое равновесие является результатом проникновения ультрафиолетовых фотонов во внутренние области оболочки, возможно, от звезды, но более вероятно, из межзвездного пространства. Но чтобы эта гипотеза работала, требуется большая неоднородность оболочки, ее клочковатость - так, чтобы ультрафиолетовое излучение могло проникать в ее внутренние слои, т.к. однородная оболочка будет служить своеобразным щитом от радиации для внутренних слоев. На рисунке 3. показаны некоторые химические процессы, которые могут происходить в оболочке богатых углеродом красных гигантов. Ультрафиолетовые фотоны приникают сквозь неоднородную атмосферу и вызывают множество химических реакций, приводящих к освобождению кислорода из окиси углерода CO и окиси кремния SiO, который участвует в производстве паров воды Н2О. Водяной пар с температурой около 1000 К может образовываться только вблизи звезды, на расстоянии менее 5 радиусов от нее, т.к. на большем расстоянии таких температур быть не может: на расстояниях до 100 радиусов звезды температура падает до 100 К, а в разреженной, внешней оболочке на расстояниях до 20 000 радиусов звезды температурах составляет порядка 10 К.
Новые данные телескопа "Гершель" поставили вопрос о пересмотре наших текущих знаний о химических процессах, происходящих в оболочках старых звезд, а также обращают внимание на важность фотохимических реакций, индуцированных УФ-фотонами. Аналогичным процессом можно, например, объяснить также и обратную ситуацию, а именно - наличие богатых углеродом молекул, наблюдаемых в звездах асимптотической ветви гигантов с оболочками, в которые доминирует кислород.
Какими бы ни были объяснения происхождения горячей водой в IRC +10216, новая работа показывает, что наше понимание природы таких звезд все еще находится в зачаточном состоянии. Это является неудовлетворительным, потому что мы - и все известные формы жизни - являемся результатом процессов, которые происходили и происходят в таких звездах.
В ближайшие месяцы с помощью телескопа "Гершель" будут проводиться наблюдения других углеродных звезд, с тем чтобы проверить справедливость предложенного механизма образования водяного пара.
Результаты опубликованы в журнале Nature (2010, v.467, p.64) .