Источник (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.

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.).

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 2^m до 4^m.

После 1856 года звезда начала быстро угасать и где-то к 1870 году ее блеск стабилизировался на уровне около 7-8^m. 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 5-6^m.

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 ~10^5,8 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.

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 - приступов резкого повышения темпов потери массы и сопутствующих им извержений - неизменно обращаются к важной роли лучевого давления и высокой непрозрачности внешней оболочки LBV звезды. Согласно одной из гипотез, пик непрозрачности достигается не у самой поверхности, а в глубине оболочки, в слое с температурой около 200 000 К, где из-за ионизации железа и появления его многочисленных линий поглощения возникает мощная конвективная зона. Она характеризуется высокими скоростями конвективных потоков (~40% от скорости звука в слое) и может переносить до 30% общего теплового потока из недр звезды, превращаясь тем самым в большой резервуар кинетической энергии. Теоретические модели предсказывают, что у таких ярких звезд, как Эта Киля, нижняя граница зоны формирования звездного ветра проникает достаточно глубоко и заходит как раз в область "железной" конвекции. В этих условиях небольшие турбулентные флуктуации в ней могут запустить процесс с положительной обратной связью: чуть возрос темп потери массы - чуть глубже в конвективную зону опустилась нижняя граница зоны формирования звездного ветра. Его интенсивность от этого получает дополнительный прирост и... пошло поехало. В некоторых случаях данный механизм может привести к полному срыву конвективной оболочки за очень короткое время. (Подробнее об этом читайте в статье Ричарда Стотерса "Может ли турбуленция в железной конвективной зоне быть причиной массивных извержений на Эте Киля" / The Astrophysical Journal, 530: L103-L106, 2000 February 20.)

Рис. 6. На этом графике показано, как с увеличением массы звезды в ее недрах развиваются конвективные зоны. Модель построена для однородной звезды, содержащей 70% водорода, 27% гелия и 3% металлов. Главная железная конвективная зона, о которой и идет речь в тексте, у гигантов со светимостью менее 2 млн. солнечных находится существенно глубже той области, где формируется звездый ветер. Последний фактически затрагивает лишь фотосферу. В случае Эты Киля ситуация коренным образом меняется: мощный звездный ветер сдувает внешние слои столь стремительно, что нижняя граница зоны формирования звездного ветра опускается прямо в зону мощных потоков крупномасштабной конвекции. Астрономы полагают, что в этом кроется причина нестабильности Эты Киля и других LBV звезд.

После завершения неконтролируемого процесса взвинчивания темпов потери массы, который в предельном случае может закончиться полным срывом конвективного слоя и обнажением горячих слоев с чисто радиационным переносом энергии, звезде требуется некоторое время для восстановления равновесной структуры своей внешней оболочки. Эте Киля по рассчетам на это нужно около 4 лет, что хорошо согласуется с обсуждаемым далее 5,5-летним циклом.

Подводя итог, можно сказать, что Эта Киля скорее всего является экстремальным представителем класса LBV, хотя у нас до сих пор нет ответов на многие фундаментальные вопросы: является ли Эта Киля одиночной звездой, или это кратная система? Каков механизм ее цикличной переменности, обсуждаемой далее? Была ли Великая вспышка вызвана тем же механизмом? Если у Эты Киля есть компаньон, не он ли виновник этой вспышки? Что остановило Великое извержение? Почему произошла отдельная Малая вспышка? Была ли она тождественной природы, или ее механизм иной? Вопрос двойственности Эты Киля является ключевым для многих из перечисленных выше. (Приливные силы со стороны компаньона могут оказаться хорошим регулятором периодических процессов в оболочке LBV звезды - прим. перев.)

Туманность Гомункулус

Очень и очень многое можно узнать о звезде, изучая ее окружение. В особенность ее пылевую биполярную туманность, известную под именем Гомункулус (карлик - лат.). Инфракрасные наблюдения показали, что интенсивность излучения от нее возрастает на лимбе и она имеет все свойства двух полых, тонкостенных сфер с комковатой поверхностью. Полярный диаметр туманности близок к 0,7 светового года (угловой диаметр около 19 секунд). Скорость расширения на полюсах приблизительно равна 650 км/с; с понижением широты, то есть ближе к экваториальной плоскости туманности, она падает.

Масса пыли в Гомункулусе близка к 0,04 Мс. Это очень и очень много: в тысячу раз больше суммарной массы всех планет Солнечной системы. Используя стандартную величину отношения газ/пыль в межзвездном веществе, мы получаем поражающую воображение оценку полной массы вещества, сброшенного звездою "за раз": 2-4 Мс. Эта оценка согласуется также с другой оценкой, опирающейся на величину рассеяния в видимом диапазоне. Однако допущения в обоих методах слишком неопределенны, и истинная масса сброшенного вещества может достигать 10 Мс.

Комковатый внешний вид обоих лопастей биполярной туманности скорее всего является следствием газодинамических неустойчивостей. Можно предложить несколько сценариев появления этих неустойчивостей. К примеру, они могли возникнуть под действием непрерывного звездного ветра, дующего внутри лопастей, или лучевого давления на их пылевую компоненту. В то же время не исключено, что они являются тысячекратно увеличенными отпечатками тех нестабильностей, которые образовались в однородной атмосфере сверхгиганта в момент его приближения к эддингтоновскому пределу.

Около 10 лет назад наблюдателям стала очевидна еще более несовершенная форма экваториального диска (будет точнее называть это фрагментами диска), расположенного в экваториальной плоскости по отношению к лопастям туманности (это всецело заслуга орбитального телескопа - прим. перев.). Экваториальные выбросы гораздо сильнее фрагментированы и нерегулярны. Их общая морфология отвечает скорее не диску, а радиальным "полосам", "спицам", "лучам" или "лопастям вентилятора". Оценка их массы (0,5 Мс) более неопределенна, чем в случае лопастей туманности. В самой центральной области, в пределах 0,3 угловой секунды от звезды, располагаются многочисленные околозвездные пятна ("объекты Вейгельта"), чье излучение неизбежно загрязняет излучение самой звезды при наземных наблюдениях.

Рис. 7. Инфракрасный снимок Эты Киля в полосе 2,29 мкм, полученный Роем ван Бекелем с помощью системы адаптивной оптики на 8-метровом телескопе Йепун Европейской южной обсерватории. Буквами C и D обозначены ярчайшие объекты Вейгельта. Адаптивная оптика легко справилась с задачей их разделения от самой звезды, но большей детализации этим путем получить уже не возможно - на снимке достигнуто предельное дифракционное разрешение для телескопа 8-метрового класса в этой полосе.

Изучение собственного движения газа в туманности по снимкам Хаббла, сделанным с интервалом в несколько лет, показало, что оно имеет чисто баллистическую природу. Другими словами, газ в туманности движется по инерции под действием первоначально полученного импульса, при этом наиболее удаленные от центра фрагменты разлетаются с наибольшей скоростью, и наоборот. (Своего рода миниатюра хаббловского расширения Вселенной.) Если повернуть стрелки часов вспять и наблюдать за движением различных участков туманности, то все они свернутся в точку приблизительно одновременно, и это произойдет как раз около 1843 года. Это прямое указание на то, что все вещество туманности было сброшено одним колоссальным взрывом.

Возраст экваториальных выбросов гораздо менее определенный; есть причины считать, что в них мы видим смесь из материи, сброшенной в разных LBV-извержениях.

По оцененной массе туманности и скорости ее расширения можно определить кинетическую энергию сброшенного вещества. Некоторое представление о характере вспышек на LBV звездах дает нам отношение двух величин: энергии, высвеченной во время вспышки, и кинетической энергии сброшенной материи. Обозначим его буквой s. Чем меньше s, тем более <взрывной> характер носит вспышка. У обоих лопастей туманности Гомункулус s~11. Для экваториальных выбросов s~2, что говорит о их более "взрывной природе" (для сравнения: при вспышке сверхновой s~0,03, при вспышке новой s~1, а для мощного звездного ветра звезд-гигантов s~10²-10⁴). Различие в величине s, а также различие в морфологии лопастей туманности и ее экваториальных выбросов наводит на мысль, что за их рождение отвечают разные механизмы.

Почему туманность Гомункулус биполярна? На этот счет сегодня имеются две доминирующих гипотезы: либо за форму туманности отвечает окружающая среда (если плотность окружающей материи в экваториальном направлении много выше, чем в полярном, сброшенная материя будет расширяться преимущественно в направлении полюсов), либо сброс массы сам по себе был существенно несимметричным. Вторая гипотеза развивается в моделях быстровращающейся, сплюснутой звезды с ветром, разгоняемым за счет поглощения в линиях. В них удается воспроизвести несимметричную картину истечения вещеста, при которой одновременно и скорость, и плотность ветра в направлении полюсов получается больше.

Не исключается также влияние на форму туманности магнитного поля, но современные модели показывают, что создать биполярную туманность такой формы с помощью одного только магнитного поля очень непросто.

Для выбора между двумя названными гипотезами может потребоваться информация о кинематике внутренних областей туманности. (Рой ван Бекель получил информацию лишь о форме - прим. перев.)

Совсем недавно были получены свидетельства о существовании крошечной биполярной туманности, спрятанной внутри Гомункулуса и названной <Маленьким Гомункулусом>, которая могла появиться в результате Малой вспышки.

При съемке с большой экспозицией вокруг Эты Киля проявляются также и другие протяженные структуры. Так, непосредственно вокруг туманности Гомункулус видна структура с формой, близкой к сферической (ее называют "Ghost Shell" - "оболочка-ореол"), которая тоже может иметь отношение к Великому извержению. Вокруг этой сферической оболочки существует еще более крупная структура, размером приблизительно 4 на 1,5 световых года, которая похоже является биполярной. Странно то, что ось этой биполярной туманности повернута почти на 90њ по отношению к оси Гомункулуса. Оценки ее массы очень неопределенны, но, вероятно, в ней содержится от 5 до 10 масс Солнца. Эта биполярная туманность весьма стара, ее возраст оценивается в 13 тысяч лет.

Рис. 8. Фотография с небольшой передержкой. На ней хорошо видна оболочка-ореол вокруг туманности Гомункулус. (Ширина снимка около 32").

Почему все эти структуры имеют различную форму и ориентацию - остается загадкой. К сожалению, прямые свидетельства существования еще более древних структур, связанных с эволюцией Эты Киля, почти полностью уничтожены комбинацией нескольких факторов: возрастом, сложной внутренней структурой самой туманности Киля и неизбежным дополнительным воздействием других массивных звезд, принадлежащих скоплениям Trumpler 14 и Trumpler 16. Тем не менее очевидно, что до Большой вспышки Эта Киля не раз испытыла крупные извержения и, бесспорно, оказала огромное влияние на энергетический бюджет и структуру своего окружения.

Рис. 9. Фотография центральной части туманности Киля: перед нами как раз "Замочная скважина" (Англо-Австралийский телескоп). Слева от нее находится Эта Киля. Хорошо видно яркое пятно туманности Гомункулус (с безнадежной передержкой), которую окружает оболочка-ореол (красная кайма вокруг Гомункулуса) и слабые фрагменты более древних извержений в виде едва различимых красных протяженных арок. (Ширина снимка около 5,5').

"Усы"
(или чем Эта Киля бросается в пространство)

Совсем недавним пополнением в ларце сокровищ Эты Киля стало открытие замечательных высокоскоростных волокон, торчащих радиально прямо из туманности Гомункулус. Пять из них разрешены пространственно. Эти волокна, называемые "усами" или "струнами", имеют длину порядка светового года и сильно коллимированы (отношение их длины к ширине не менее 30-100). Все эти усы выходят точно из той точки, где распложена звезда, но они не идеально прямые и имеют небольшие изгибы и яркие узелки. Скорость газа в этих усах увеличивается почти линейно с расстоянием от звезды, а на их кончиках, точнее чуть дальше их видимого окончания видны яркие шары.

Появилось уже немало возможных объяснений этого феномена. Модель, кажущаяся наиболее вероятной, объясняет их появление пролетом так называемых "снарядов" - плотных газовых шаров, движущихся по чисто баллистическим траекториям через газопылевое окружение звезды. Усы при пролете "снаряда" образуются за счет абляции (сдирания) его вещества, а разрыв между ним и видимым окончанием его траектории (вершиной уса) означает, что для остывания нагретого в ударной волне газа до степени, при которой он становится оптически видимым, требуется около 10 лет (длина невидимого промежутка составляет около 5% от полной длины усов до звезды, а их возраст - около 150 лет - прим. перев.).

Это время выглядит слишком малым для измеренных скоростей пролета "снарядов" - до 3000 км/с. При таких скоростях срываемый со "снаряда" газ должен нагреваться в ударных волнах столь сильно, что на его остывание до оптически видимого состояния может потребоваться до 80 лет (точнее, до температуры в несколько десятков тысяч градусов, при которой газ станет излучать главным образом в оптических запрещенных линиях). Чтобы согласовать наблюдения с реальностью, достаточно предположить, что материя, окружающая туманность, сама по себе расширяется с скоростью не менее 500 км/с. Это хорошо согласуется со старой идеей о том, что Гомункулус расширяется прямо в медленный звездный ветер предыдущей эволюционной фазы центрального объекта. (Возможно и другое объяснение, если допустить, что газ, окружающий туманность Гомункулус, очень горячий.)

Рис. 10. Снимок струны N1 в запрещенной линии однократно ионизированного азота [NII] (6584A). Переэкспонированная область в правом верхнем углу - фрагмент туманности Гомункулус; окружающие ее клочковатые облака принадлежат оболочке-ориолу; сама Эта Киля находится над правым верхним углом кадра.

В точке A, где струна выходит из оболочки-ореола, спектральный профиль линии [NII] сильно расширен, что говорит о большом разбросе радиальных скоростей: от -800 км/с до -300 км/с. Такой разброс свидетельствует о том, что газ в области выхода струны сильно возмущен и находится в быстром нерегулярном движении. Если бы мы сказали, что спектральные измерения в точках В и С дают радиальные скорости соответственно -600 км/с и -860 км/с, то не ошиблись, но это лишь часть правды. (Обратите внимание, угловые расстояния точек В и С от звезды равны соответственно 21" и 27" - зависимость радиальной скорости в усах от расстояния до звезды получается почти линейной). В действительности профили спектральных линий в точках В и С говорят больше - они свидетельствуют о расширении усов со скоростью около 25 км/с. Это уже хоть какая-то подсказка о их природе; она легко объясняет утолщение усов к их основанию в гипотезе о пролете плотных газовых "снарядов".

Точка D - это и есть сам "снаряд". Он расположен несколько дальше видимого окончания уса. Астрономам удалось измерить не только его радиальную скорость (спектрально), но и скорость в проекции на небесную сферу - используя снимки "Хаббла" и наземных телескопов VLT, сделанные в разные эпохи. Сравненив эти две скорости, астрономы определили истинную трехмерную ориентацию струны N1 в пространстве: угол между нею и плоскостью небесной сферы оказался всего 25° (Ось Гомункулуса развернута сильнее: на 41°). Отсюда следует, что истинная скорость на кончике струны приближается к 2000 км/с. А вот скорость "снаряда" D оказалась еще выше - почти 3000 км/с, то есть 1% скорости света! Вот какие "пули" выстрелила Эта Киля во время Великой вспышки. Но как и почему!?

(Если вам кажется, что астрономы почему-то умалчивают о еще более красивом усе, расположенном на снимке слева от струны N1, то объяснение тривиально: это артефакт, один из четырех паразитных лучей, которые присутствуют на всех снимках "Хаббла").

Периодичность: свидетельства в пользу 5,5-летнего цикла

Огромным шагом вперед в понимании природы центрального объекта стало открытие Августом Даминели регулярного исчезновения инфракрасной эмиссионной линии He I (10830A) с периодом 5,5 лет. О всякого рода периодичностях в поведении Эты Киля говорили и ранее, но большинство из них так и не получило надежного подтверждения. Однако 5,5-летний цикл замечателен тем, что опирающиеся на него предсказания действительно исполнились так, как ожидалось. Кроме того оказалось, что этот же цикл проявляется и в радиодиапазоне, и в оптике, и в рентгене. Его следы теперь находят даже в исторических данных. Открытие временной шкалы фундаментальных процессов на Эте Киля - это безусловно щедрый подарок ученым, стремящимся постичь ее природу.

Исчезновение излучения в линии He I (10830А) астрономы называют "событием". Очередное такое "событие" ожидается в июне-июле 2003 года (оно успешно состоялось и широко наблюдалось астрономами на многих обсерваториях - прим. перев.). Оно сопровождается минимумом в рентгене и, с небольшими задержками, минимумами в радиодиапазонах. В инфракрасной полосе К "событие" проявляет себя пиком яркости, который сменяется резким минимумом, после которого светимость в полосе К возвращается к норме.

На рисунке 11 показана рентгеновская светимость объекта, регистрировавшаяся в деталях спутником RXTE с 1995 года. К концу 2003 года RXTE почти закончил мониторинг второго полного периода и теперь хорошо видно, что рентгеновские потоки в предыдущем и новом цикле неплохо совпадают, если мы допустим 5,5-летнюю периодичность. У наблюдений в рентгене есть очень важное преимущество перед другими диапазонами: для жесткого рентгена толща туманности почти прозрачна, поэтому здесь мы получаем информацию прямо из центрального источника.

Рис. 11. График изменения рентгеновской светимости Эты Киля, построенный по данным спутника RXTE за период с начала 1996 по конец 2003 года. Красным цветом показано ожидавшееся поведение источника в случае, если бы вариации его блеска от периода к периоду строго повторялись.

Необычная стабильность 5,5-летнего цикла в инфракрасном диапазоне привела Августо Даминели в 1996 году к гипотезе, что она может быть связана с орбитальным периодом компаньона. В следующей своей работе 1997 года Даминели связал зафиксированное в 1996 году "событие" исчезновения линий высокого уровня возбуждения (линия гелия 10830A - лишь одна из них) с проходом звездой-компаньоном периастра на сильно вытянутой орбите.

Рис. 12. Предполагаемая орбита компаньона в системе Эты Киля. В начале координат находится главная LBV-звезда. Направление на Землю спорное - некоторые астрономы приводят другие возможные варианты.

В апоастре компаньон удаляется от звезды почти на 30 а.е. При такой сильно вытянутой орбите большую часть 5,5-летнего цикла он находится вдали от центральной звезды. Предполагается, что этому положению соответствует сравнительно постоянный умеренный поток рентгеновского излучения между "событиями". И лишь на протяжении приблизительно одного года компаньон сближается с главной звездой, вызывая резкое усиление эффектов на фронте столкновения звездных ветров.

Там же Даминели высказывает предположение о том, что в системе Эты Киля должны проявляться мощные эффекты взаимодействия звездных ветров. Этот грандиозный феномен является одной из центральных особенностей массивных двойных, звездные ветры которых сталкиваются на сверхзвуковой скорости. На фронте столкновения возникает огромная область высокотемпературной плазмы (порядка 100 млн. градусов), которая излучает главным образом в рентгене. Это излучение может, в частности, кое-что рассказать о свойстве сталкивающихся ветров (например, о их скорости, темпе потери массы компонентами и т.д.).

Рис. 13. Рисунок бразильского художника Андре Вьеры. Изображена кульминация битвы звездных ветров в системе Эты Киля. На рисунке допущена неточность: тяжелая LBV-звезда (слева) ошибочно помещена на более протяженную орбиту. В остальном - все очень реалистично.

Считается, что масса компаньона может достигать 30 Мс. В этом случае масса главной звезды в системе может быть снижена до 90 Мс. Компаньон может быть существенно горячее (~45000° против ~15000° у главной звезды) и обладать более разреженным, но очень быстрым звездным ветром (~3000 км/с против ~600 км/с для очень плотного звездного ветра LBV звезды). Из-за огромной разницы в светимости, астрономы пока не нашли уверенных признаков компаньона в спектре Эты Киля, но некоторые из них полагают, что часть линий высокого уровня возбуждения ([Ne III, Ar III] и т.п.) вполне могут быть его вкладом.

В то время как сам факт 5,5-летней периодичности почти никем не оспаривается (теперь это просто наблюдательный факт), гипотеза о двойственности вызывает много споров. Орбитальные и собственные параметры компонентов очень неопределенны, и не все наблюдения согласуются с этой гипотезой. Поэтому вероятность того, что наблюдаемая переменность Эты Киля может вызываться одиночной очень нестабильной звездой, по-прежнему высока. Каковы плюсы и минусы обоих гипотез?

Одна или две?

Считается, что эмиссионные линии высокого уровня возбуждения в спектре звезды, а также радиоизлучение в полосе 3 см возникают в газе, расположенном в экваториальной плоскости относительно центрального объекта. В обоих сценариях - и одиночной, и двойной звезды - их наблюдаемая периодичность объясняется переменностью ионизирующего жесткого ультрафиолетового излучения, пробивающегося в этом направлении.

В модели одиночной звезды считается, что собственное УФ излучение звезды меняется в процессе колебаний ее размера и температуры. В модели двойной изменение потока в УФ связывают с излучением более горячего компаньона, которое при его сближении с главной звездой и погружении в ее плотных звездный ветер может ионизировать лишь крошечный объем вокруг него, тогда как в апоастре - существенно больший.

Теперь о светимости в рентгене. В модели двойной кривая рентгеновской светимости объясняется так: если компаньон находится на очень вытянутой орбите, то большую часть времени обе звезды проводят на сравнительно большом (и грубо говоря постоянном) расстоянии друг от друга. Этот факт находит отражение в почти постоянной рентгеновской светимости зоны столкновения их ветров между "событиями". По мере сближения звезд, теория предсказывает усиление потока рентгеновского излучения. Крутой минимум, который мы видим на графике рентгеновской светимости сразу после максимума (рис. 11), должен возникать в том случае, если система видна с Земли так, что область взаимодействия ветров прячется за пелену плотного звездного ветра LBV-звезды как раз около момента максимального сближения звезд (прохождения периастра). Через некоторое время после этого компаньон снова выйдет из-за завесы, сильное поглощение исчезнет и рентгеновский поток должен вернуться к обычному спокойному уровню.

Это хорошее качественное объяснение кривой блеска в рентгене. Количественное моделирование пока остается не удовлетворительным. Одна из возникающих трудностей очевидна уже при взгляде на график: речь идет об асимметрия минимума. Но астрономы надеются на появление более совершенных моделей.

В пользу сценария двойной говорит и тот факт, что ориентация орбиты компаньона, получающаяся чисто по рентгеновским наблюдениям, хорошо согласуется с ориентацией, получаемой на основании спектральных данных. Кроме того, рентгеновский спектр действительно похож на излучение, которое ожидается при столкновении звездных ветров.

Оставим на время сценарий двойной в стороне. Хорошо известно, что массивные одиночные звезды и сами часто проявляют себя как рентгеновские источники. Астрономы полагают, что их коротковолновое излучение возникает в ударных волнах, порождаемых нестабильностями звездного ветра. Однако рентгеновское излучение Эты Киля одновременно и жестче и мощнее, чем у типичных одиночных массивных звезд, что вызывает большие трудности его интерпретации в рамках этой гипотезы. Для объяснения большей рентгеновской светимости и температуры в ударных процессах привлекаются, правда, и другие процессы. К примеру, одна из гипотез предполагает, что рентгеновское излучение такого характера возникает в нестабильном граничном слое между быстрым полярным ветром и медленным экваториальным. Вариации излучения в ней объясняются крупномасштабными перестройками в структуре ветра.

В целом, хоть сценарий одиночной звезды и не исключается, он тем не менее сталкивается со значительно большими трудностями при объяснении наблюдаемой кривой рентгеновской светимости.

Объяснение квазипериодических вспышек, накладывающихся на кривую рентгеновской светимости, в обоих моделях схоже: оно предполагает, что в ветре LBV звезды возникают расширяющиеся оболочки повышенной плотности. В модели одиночной звезды предполагается, что они сами и являются источником рентгеновских всплесков. А вот в некоторых моделях с компаньоном усиление рентгеновской светимости, как легко догадаться, начинается в тот момент, когда возмущение плотности достигает зоны столкновения ветров. Теоретически эти ситуации можно различить: в последнем случае после прохождения компаньоном периастра интервалы между вспышками из-за доплер-эффекта должны систематически удлиняться, тогда как в сценарии одиночной звезды период должен оставаться более-менее постоянным в среднем за весь 5,5-летний период. К сожалению, интерпретация имеющихся на сегодня данных пока затруднительна.

Возможны и альтернативные варианты объяснения природы квазипериодических вспышек. Они, к примеру, могут возникать вообще в звездном ветре компаньона или в результате случайных процессов. Нужно понимать, что отсутствие доплер-эффекта еще не являются свидетельством против сценария двойной, ибо вспышечные процессы могут происходить задолго до того, как область возмущения плотности достигнет зоны столкновения ветров. (А вот наличие доплер-эффекта, конечно же, будет почти неоспоримым доводом в пользу двойственности - прим. перев.)

В заключении можно сказать, что имеющиеся на сегодняшний день аргументы в пользу наличия компаньона выглядят более убедительно, но они, безусловно, не окончательны.

Измерение темпа потери массы

От решения проблемы двойственности Эты Киля зависят любые попытки определить темп потери ее массы через звездный ветер. Так как в эволюции массивных звезд этот параметр крайне важен, корректные оценки для Эты Киля могут дать уникальную калибровочную точку в верхней части диаграммы цвет-светимость.

Анализ наблюдений в радио и миллиметровом диапазоне ограничивает диапазон возможных значений: dМ/dt ~ 10^-3,5-10^-2,6 Мс в год. Несмотря на то, что эта оценка базируется на модели одиночной звезды, поправка в случае наличия компаньона окажется не очень большой. Сама по себе эта цифра по обычным звездным меркам чудовищна - за один день с поверхности звезды испаряется целая Земля! (Все познается в сравнении: эта же цифра смешна по отношению к темпу потери массы во время Великой вспышки.)

Предложен и другой метод: интенсивность звездного ветра можно оценить, если сравнить в широком диапазоне - от инфракрасных лучей до ультрафиолета - силу наблюдаемых эмиссионных и абсорбционных особенностей спектра с теоретическими потокам в них, которые получаются в модели атмосферы гиганта и его ветра. Недавний анализ полученных на "Хаббле" спектров в рамках этого метода дал результат 10^-3 Мс в год, который прекрасно согласуется с первой оценкой. Правда, надо признать, что в центральной части используемого спектрального диапазона качество подгонки было неудовлетворительным.

Два других метода определения темпа потери массы опираются исключительно на модель с компаньоном. В первом из них рентгеновская кривая блеска сравнивалась с теоретической кривой мощности рентгеновского излучения в области столкновения ветров. В другом - сравнивались рентгеновские спектры: наблюдаемый спектр высокого разрешения и теоретический, вычисляемый в гидродинамических моделях сталкивающихся ветров (рис. 5). Оба метода дали величину ~2,5 х 10^-4 Мс в год для главной LBV-звезды на большей части орбиты (пока не ясно, происходит ли во время сближения увеличение темпа потери массы). Эта величина в четыре раза меньше той, которая получена без привлечения гипотезы о компаньоне. И хотя последняя еще требует решения проблемы с подгонкой данных "Хаббла", все же оценка в моделях с компаньоном слишком мала, чтобы уберечь туманность Гомункулус от полной ионизации. Оба метода, опирающиеся на эту модель, подразумевают также, что звезда-компаньон и сама по себе должна иметь исключительно мощный звездный ветер, равно как и светимость, достаточную для обнаружения ее признаков в оптическом спектре.

Очевидно, пока мы еще не можем уточнить темп потери массы с точностью выше множителя 3 в обе стороны от среднего значения 10^-3 Мс в год (Свою оценку приводит и Рой ван Бекель: 1,6 х 10^-3 Мс в год, в предположении о сферически симметричном ветре - прим. перев.). Это слишком большая неопределенность для эволюции гигантов в LBV фазе: от нее зависит доля массы, теряемой нестабильной звездой в спокойном состоянии (вне больших извержений). От нее также зависит степень взаимодействия звезды со своим окружением. Учитывая важность Эты Киля, как уникальной астрофизической лаборатории, уточнение интенсивности ее звездного ветра - краеугольный вопрос для понимания эволюции звезд-гигантов вообще.

Итог

Изучение центрального объекта, хоть и медленно, но уверенно продвигается вперед. Высокое разрешение Хаббла позволило астрономам проникнуть гораздо глубже в ядро туманности и впервые получить спектр центральной звезды (звезд), почти не искаженный вкладом туманности. Рентгеновские наблюдения оказались очень важны для определения фундаментальных процессов, происходящих в самом сердце Эты Киля. Они обнаружили такие детали, по которым в принципе могут быть проверены конкурирующие модели, и помогли интерпретировать данные, полученные в других диапазонах.

По-видимому, сегодня мы стоим на пороге разрешения проблемы двойственности Эты Киля. Не исключено, что в конечном счете оба лагеря окажутся до определенной степени правы и наблюдения будут наилучшим образом объяснены именно комбинацией предельно нестабильной LBV звезды с находящемся на ее орбите почти столь же необычным компаньон.

перевод с сокращениями, дополнениями и уточнениями:
А.И.Дьяченко, обозреватель журнала "Звездочет"