CW Льва или IRC +10216 является наиболее изученной углеродной звездой , которая находится на расстоянии 650 световых лет от Земли в созвездии Льва . Несмотря на исполинские размеры (её радиус более чем втрое превышает расстояние от Земли до Солнца), в оптическом диапазоне она светит очень тускло и потому видна только в большие телескопы . Звезда окружена толстой пылевой оболочкой. В результате этого основная излучаемая энергия приходится на инфракрасный диапазон : IRC +10216 является самым ярким объектом в небе на длине волны 10 мкм .

Около миллиарда лет назад эта звезда исчерпала своё водородное топливо, покинула главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Расселла и превратилась в красного гиганта . Со временем в её сжавшемся и оттого сильно нагревшемся гелиевом ядре начался синтез углерода и кислорода , который сейчас уже подошел к концу. В скором будущем (через 10 000—30 000 лет) ей предстоит сбросить свои внешние слои и дать начало планетарной туманности , которая ещё через несколько десятков тысяч лет остынет, погаснет и рассеется в пространстве. От звезды останется только кислородно-углеродный белый карлик .

IRC +10216 уже близка к своей финальной стадии, о чём свидетельствуют как высокая интенсивность выбросов её вещества в окружающее пространство (звезда ежегодно теряет 4⋅10 ²² тонн , что соответствует двум тысячным долям процента массы Солнца ), так и сильные пульсации её поверхности. Именно это и позволяет утверждать, что IRC +10216 достигла заключительной стадии жизненного цикла звезд с массами от 0,6 до 8 солнечных масс. На диаграмме Герцшпрунга-Расселла этому этапу соответствует участок, известный как асимптотическая ветвь гигантов , АВГ .

Наблюдения, выполненные в субмиллиметровом диапазоне спутником ( ), выявили интенсивное свечение в спектральных линиях , соответствующих излучению водяного пара , чьё количество по предварительной оценке, приближалось к четырём земным массам . Углерод легко образует химические связи, поэтому в атмосфере IRC +10216 открыто более 70 соединений этого элемента. С другой стороны молекул воды в заметной концентрации там быть не должно, поскольку для воды нужен кислород, который, присутствует в основном в связанном состоянии в составе молекул монооксида углерода CO (они обладают большой энергией связи, равной 11 эВ , а потому очень устойчивы). Соответственно, для других оксидов, в том числе и воды, у звезды кислорода практически не остается. Немедленно появилась гипотеза о том, что активность центральной звезды выпаривает воду из окружающего звезду облака комет, подобного окружающему наше Солнце кометному поясу Койпера , при том что никаких наблюдательных данных о наличии такого пояса (или, другой возможный вариант, аналога околосолнечного кометного облака Оорта ) не имелось. Однако эту гипотезу подкрепляло то обстоятельство, что наличие молекул H ₂ O было выявлено благодаря наблюдению одной единственной спектральной линии, соответствующей переходу между двумя низкоэнергетическими электронными уровнями этих молекул, которые хорошо заполнены при низких температурах. Это и дало основание считать, что в атмосфере IRC +10216 имеются только холодные водяные пары, которые и в самом деле могли бы возникнуть при испарении кометного льда .

Однако, европейская космическая обсерватория «Гершель» , запущенная 14 мая 2009 года обнаружила десятки спектральных линий молекул водяного пара. Многие из этих линий оказались линиями излучения, рождающегося при переходе между сильно возбуждёнными состояниями этих молекул. Если — что вполне естественно предположить — это возбуждение имеет тепловую природу, то температура водяного пара в атмосфере звезды IRC +10216 доходит до 1 000 К. Такой пар может находиться только в глубинах звездной атмосферы , куда практически невозможно проникнуть кометам . По мнению авторов статьи , кислородное сырьё для возникновения молекул воды поставляет диссоциация квантами ультрафиолетового излучения некоторых оксидов — в основном, монооксида тяжелого изотопа углерода ¹³ CO и монооксида кремния SiO (углерод с атомным весом 12 плохо поддается фотодиссоциации ). Освободившиеся атомы кислорода вступают в реакции O+H ₂ →OH+H и OH+H ₂ →H ₂ O+H, которые и приводят к рождению молекул воды. Такие реакции идут с ощутимой скоростью лишь при температурах много выше 300 К, то есть только в глубинных слоях звездной атмосферы. Выполненные расчёты указывают на то, что подобные процессы объясняют наблюдаемую интенсивность спектральных линий горячего водяного пара .

Однако, в этой гипотезе возникает вопрос об источнике ультрафиолета. По мнению авторов , его поставляет межзвездное пространство . И хотя звёздная атмосфера сильно поглощает ультрафиолетовое излучение, не допуская его в свои внутренние зоны, учёные предполагают, что сама атмосфера сильно неоднородна, и в ней регулярно возникают (скорее всего, благодаря пульсациям) области с пониженной плотностью, более или менее открытые для ультрафиолета. Их вычисления показывают, что горячего пара в атмосфере звезды не так уж много — порядка десятых долей процента земной массы .

Примечания

Ссылки

• Н.Т. Ашимбаева. (неопр.) . Астронет (8 сентября 2010).