Углеродные звезды

Нашим читателям уже наверняка известно о том, что происходит со светилами вроде нашего Солнца на старости — они превращаются в красных гигантов, очень большие и не слишком горячие звезды. Среди них попадаются и особенные экземпляры — углеродные звезды. Считается, что они могли поспособствовать зарождению жизни во Вселенной.

Характеристики и происхождение углеродных звезд

Технически, углеродные звезды не представляют собой ничего сверхъестественного — это красные гиганты (иногда даже красные карлики), в которых поверхностный слой состоит из углерода. Почему же тогда они особенные? Ответ лежит в секрете формирования красных гигантов.

Классическая модель внутренней углеродной звезды

Когда весь водород в ядре светила выгорает, начинается термоядерный синтез на основании гелия. Первый его этап — это тройной альфа-процесс, во время которого гелий превращается в углерод. Вместе с тем начало термоядерного горения гелия смещает зоны термообмена звезды. Область конвекции, обычно переносящая разогретый водород от границ ядра светила на поверхность, уходит вниз и начинает зачерпывать вещество с внутренней части звезды. Так на поверхность попадает много тяжелых элементов вроде кислорода или углерода.

Вы уже, наверное, догадались, как именно образуются углеродные звезды — когда в процессе горения углерода образуется достаточно много, его количество перебивает кислород и другие элементы в спектральном составе. Такие углеродные звезды еще называют «внутренними» — из-за того, что их углерод образуется внутри их самих. Он объединяется с кислородом, образуя раскаленные формы углекислого газа и, в большей степени, монооксида углерода, известного нам как угарный газ. Из-за этого поверхность светила приобретает интересные свойства — сама по себе она черная, как уголь, но излучает свет насыщенно-красного гранатового цвета.

Углеродная звезда классической формы существует недолго — от десяти до ста тысяч лет, в зависимости от запасов массы. Вспышка горения гелия провоцирует сильное излучение, которое расширяет оболочку звезды и прекращает активную термоядерную реакцию, зажигая водород во внешних слоях и атмосфере звезды. И когда оболочка истончается, звезда становится белым карликом. Во время этих видоизменений теряется много звездного материала — до половины всей массы светила. Он образует вокруг умершей звезды планетарную туманность.

Неклассическая (бинарная) модель внешней углеродной звезды

Однако углеродной звездой светило может стать и с помощью других космических объектов. Как и звезды Вольфа-Райе, углеродные звезды могут образоваться в двойных звездных системах, где светила активно воздействуют друг на друга, меняя естественный ход физических процессов.

Сначала в звездной системе должно быть два светила Главной последовательности, одно из которых состаривается быстрее другой и становится красным гигантом — и в то же время углеродной звездой. Как мы уже знаем, углеродные звезды классического типа в ходе своей активности теряют внешние оболочки, богатые на углерод. Но образоваться туманности не получается — облачение из углерода «наматывает» на себя звезда-сосед.

Поэтому этот класс углеродных звезд называется «внешними» — поскольку их углеродная поверхность взята извне. Из-за того, что водорода в составе таких светил все еще много, неклассическая углеродная звезда существует очень долго. Определить внешнюю углеродную звезду в двойной системе достаточно просто — после второй звезды должен остаться белый карлик, который легко определить по маленьким размерам и яркости.

Открытие и исследование углеродных звезд

Благодаря своей высокой яркости и выразительному цвету углеродные звезды были открыты рано — еще в 1860 году они были классифицированы итальянцем Анджело Секки. Этот астроном сделал немало для развития современной науки — совмещая изучение звезд с обязанностями священника, он стал пионером в спектрографии светил. Также он первым доказал то, что Солнце является звездой. Он был членом Парижской академии наук, участвовал в работе Петербуржской АН, а также заведовал обсерваторией в Риме. Именно там он организовал систематические наблюдения за магнитным полем нашей Земли, которые продолжаются по сегодняшний день. За его вклад Анджело Секки часто называют «отцом астрофизики».

На сегодняшнем этапе, углеродные звезды доставляют серьезные неприятности астрономам. Из-за активных физических процессов внутри углеродных звезд, их светимость постоянно меняется, делая их переменными звездами — это мешает точно определить звездную величину. Кроме того, углеродное покрытие на поверхности блокирует большую часть диапазонов света, по которым астрономы вычисляют температуру звезды. Поэтому оценки нагрева некоторых светил класса сделаны чисто теоретически, по сравнению с ближними соседями на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Также недавно было доказано, что сложные органические молекулы вроде нуклеиновых кислот могли сформироваться возле углеродных звезд, которые находятся на последней стадии развития. Высокие температуры вместе с обилием углерода и тяжелых веществ позволяют произвести необходимые химические реакции. А гравитационная нестабильность старых светил вызывает сильные межзвездные ветры,в которых органические молекулы покидают околозвездное пространство.

Если бы эти вещества попали на метеорит или комету, они бы могли с легкостью пережить межзвездное путешествие и попасть на Землю. Эта теория увеличивает вероятность обнаружение жизни за пределами Солнечной системы.