Химически аномальные звезды

Напомним читателю, что в среднем в состав звезды входит водород (81,76%); гелий (18,17); кислород (0,03); магний (0,02); азот (0,01%). Все остальные химические элементы, вместе взятые, составляют лишь 0,01% массы звезды. На фоне этого «стандарта» выделяется несколько типов необычных по химическому составу звезд.

Прежде всего, это редкие гелиевые звезды, в которых содержание водорода, гелия и железа относится как 100:10000:1. В одной из таких звезд водород не обнаружен вообще. Между прочим, бедны водородом и некоторые белые карлики. Сравнительно мало водорода и в так называемых новых и сверхновых звездах, о которых речь пойдет позже.

К звездам с дефицитом водорода относятся некоторые из так называемых углеродных звезд. Эти звезды принадлежат к типу холодных гигантов и сверхгигантов. Их характерным представителем может служить переменная звезда R Северной Короны. Как правило, она имеет постоянный блеск, но иногда внезапно ее яркость ослабевает на некоторое время, а затем звезда медленно снова приобретает прежний блеск. В этих звездах найден избыток углерода. По сравнению со стандартной звездой отношение C/Fe в 25 раз, а отношение С/H в 40 раз больше «нормы»! Заметного присутствия кислорода и азота в углеродных звездах не обнаружено. Зято в их спектрах выделяются полосы молекул углерода (С2), оксида титана (ТiO) и оксида циркония (ZrO). Все углеродные звезды принадлежат к спектральным классам R, N и S, являясь, таким образом, самыми холодными из известных звезд.

В спектрах звезд класса S иногда наблюдаются полосы таких молекулярных соединений, как MgH и СН, что отличает их от других холодных звезд. Удивительно, что в этих же звездах присутствует технецмй-99 с периодом полураспада 210000 лет. Отсюда следует, что стадия пребывания звезды в классе S весьма непродолжительна и вряд ли превышает 100000 лет.

К химически аномальным звездам следует отнести также бариевые звезды. В этих звездах, принадлежащих к спектральным классам G к К, начиная со стронция-87 распространенность всех регистрируемых в спектре химических элементов в десять раз превышает «норму». Несомненно, что такая особенность как-то связана с эволюцией звезд, но механизм этой связи пока не ясен.

Иногда выделяют так называемые металлические и кремниевые звезды, в которых линии металлов и кремния необычно интенсивны. Связаны ли эти особенности с повышенным содержанием металлов и кремния, или с воздействием магнитных полей на спектр, или же с какими-либо иными причинами, сказать пока трудно. Загадочным остается и распространенность лития в атмосфере некоторых холодных звезд - ведь ядра лития очень непрочны, и они не могут образовываться в недрах звезд.

Совсем странной оказалась звезда 3 Центавра А. Гелия в ней необычно мало (всего 2,3% от количества водорода), причем он на 84% состоит из изотопа 3Не, встречающегося на Земле в ничтожных количествах. Фосфора в этой звезде больше нормы в 100 раз, криптона - в 1300 раз и гелия - в 8000 раз. Для космической химии это, пожалуй, наиболее загадочная из звезд.

Особенности в химическом составе звезд - не второстепенная деталь их строения. Возможно, что они связаны с разновидностями эволюции звезд.

В конце 1981 г. в Таллине состоялся Всесоюзный симпозиум на тему «Поиск разумной жизни во Вселенной». В нем принял участие и известный литовский астроном В. Л. Страйжис. Он обратил внимание участников симпозиума на ряд необычных звезд, химический состав которых необъясним с позиций современной теории звездной эволюции. Таковы, например, углеродные и бариевые карлики и субкарлики - звезды с исключительным обилием редких элементов (Hg, Eu, Но, Li, Тс и др.), звезды с аномально большим количеством изотопа 13С и некоторые другие. Среди последних особенно интересны объекты Хербига - Аро - особые звезды с туманными оболочками, возможно, представляющие собой раннюю стадию развития звезд.

По смелому предположению В. Л. Страйжиса, все эти аномальные звезды стали таковыми в результате «астроинженерной» деятельности внеземных цивилизаций, способных менять химический состав звезд с целью ускорения пли замедления происходящих в них ядерных реакций. Так ли это, покажут дальнейшие исследования.