Этот гигант в несколько сотен раз больше Солнца, «а чем больше звезда, тем больше вероятность взрыва”. Оставляя на совести авторов процитированных публикаций все то, что к науке отношения не имеет, попытаемся извлечь рациональное зерно: что же ожидает Солнце и нашу планетную систему в будущем — и не только нашу. В последние годы более чем у сотни близких звезд обнаружены планетные системы. Оказывается, и планеты не вечны. Особенно печальная судьба ждет планеты, близкие к своим звездам. Какая именно — об этом и говорится в этой статье.
Место красных гигантов в эволюции звезд
Солнце — рядовая звезда спектрального класса G2. Оно занимает место примерно в середине диаграммы Герцшпрунга-Рессела (Г-Р). По горизонтальной оси диаграммы отложен спектральный класс звезды, по вертикальной — светимость. Спектральный класс звезды определяется ее температурой. Наиболее горячие звезды расположены в левой части диаграммы Г-Р, наиболее холодные — в правой. Однако точки, изображающие звезды, не заполняют диаграмму равномерно. По диагонали диаграммы проходит полоса, где плотность точек наибольшая. Это так называемая главная последовательность. Звезды на главной последовательности проводят большую часть своей жизни, но рано или поздно покидают ее, что бы перейти в другое состояние. В течение эволюции звезды меняются и ее температура, и светимость. Точка, соответствующая звезде, перемещается по диаграмме. Кривая, по которой перемещается точка, называеся эволюционным треком звезды. Конечно, диаграмма Г-Р — это как бы застывший мгновенный снимок. Но теория звездной эволюции позволяет для звезды любой массы проследить ее эволюционный трек на диаграмме Г-Р. Области или полосы на диаграмме, наиболее заполненные звездами, могут рассказать о том, куда направляются звезды в течение своего жизненного пути — в том числе и после пребывания на главной последовательности диаграммы Г-Р.
Наше Солнце — одна из звезд главной последовательности — находится примерно в середине длительного стабильного этапа своей жизни. Возраст Солнца около 5 миллиардов лет, и за все время его светимость менялась не более чем на 30 % без каких-либо резких скачков. Это позволило нашей планетной системе существовать в почти неизменных условиях, дало жизни возможность возникнуть и развиться, по крайней мере, на одной планете Солнечной системы — на Земле. Однако в свое время — примерно через 5.7 млрд. лет — спокойная жизнь для Солнечной системы закончится. Согласно теории звездной эволюции, все звезды, имеющие массу от одной до нескольких масс Солнца (Мо), на заключительном этапе вступают в фазу красного гиганта. Основная причина перехода к красному гиганту — перестройка процессов ядерного горения в недрах звезды. На главной последовательности основной источник энергии в звездах — превращение водорода в гелий.
Когда в ядре звезды исчерпано водородное горючее, начинается сжатие ядра. Температура повышается до ~10>8 К, и становятся возможными ядерные реакции гелия и углерода-12. Реакция углерода с гелием приводит к образованию кислорода. Затем и гелий в ядре заканчивается. Звездное ядро к этому времени состоит в основном из углерода с примесью изотопов кислорода и более тяжелых элементов. В двух слоях, окружающих ядро, ядерные реакции продолжаются: в прилегающей к ядру оболочке продолжает гореть гелий, в более внешней — водород. Радиус звезды увеличивается многократно, от величин одного радиуса Солнца (Ro) до сотен Ro. У звезды развивается мощная конвективная зона, которая занимает до 99.9 % радиуса звезды (R*). Температура поверхности падает до 2000–3000 К, но светимость возрастает за счет увеличения размеров звезды и достигает нескольких тысяч светимостей Солнца. В это время звезда быстро (звезды солнечной массы — за несколько миллионов лет) перемещается на диаграмме Г-Р с главной последовательности сначала на горизонтальную ветвь, где ее светимость меняется мало, а температура падает. Затем звезда вступает на ветвь красных гигантов, а затем поднимается еще выше, к вершине своей эволюции на диаграмме Г-Р и достигает асимптотической ветви гигантов (АВГ), которая была названа так потому, что звезды разных масс за разное время “асимптотически” приближаются примерно к одной и той же области диаграммы Г-Р.
Когда звезда находится на АВГ, она начинает интенсивно терять вещество. Образуется протяженная газопылевая оболочка, которая, расширяясь, рассеивается в межзвездной среде. Стадия потери массы на АВГ — от нескольких сотен тысяч до нескольких миллионов лет — очень кратковременна по сравнению со временем жизни звезды солнечной массы на главной последовательности. Звезда с солнечной массой растрачивает на АВГ значительную часть своего вещества. По мере того, как она освобождается от внешних холодных слоев, ее температура быстро растет и звезда быстро смещается влево по диаграмме Г-Р. Этому состоянию соответствует ветвь Пост АВГ (“после асимптотической ветви”). В результате конвективная оболочка полностью сбрасывается и от звезды остается вырожденное ядро — белый карлик с температурой поверхности до 50 000 К, который не имеет ядерных источников энергии и в последующем медленно остывает. Звезда на диаграмме Г-Р быстро “падает” вниз, в область белых карликов. Сброшенная околозвездная оболочка ионизируется под действием ультрафиолетового излучения горячего белого карлика и образует вокруг него планетарную туманность. Так заканчивают свой жизненный путь звезды солнечного типа. Впервые подобная идея была высказана советским астрофизиком И.С. Шкловским в 1956 г. (Астрон. журнал, т. 33, № 3, с. 315–329), который обратил внимание, что ядро красного гиганта — это готовый белый карлик, которому остается лишь освободиться от окружающей оболочки. В настоящее время эта схема эволюции является общепринятой.
