На рис.2 представлено схематически представлено процесс образования планетарной туманности в контексте двух ветвей космического рециклинга вещества. В ранних теориях возникновения планетарных туманностей каждая из них рассматривалась как результат единовременного выброса вещества звездой-предшественницей. При этом механизмы выброса предлагались разные – пульсационная неустойчивость, давление излучения и др. Но каждая из этих теорий встречалась с трудностями при сравнении ее выводов с данными наблюдений.
Рис.1. Процесс образования планетарной туманности в контексте двух ветвей космического рециклинга вещества.
Подавляющее большинство современных теоретических работ на тему об образовании планетарных туманностей основывается на первоначально предложенной И. С. Шкловским гипотезе о том, что они возникают из внешних оболочек красных гигантов небольшой массы. За последние два десятка лет теоретические воззрения на механизм отделения туманности от ее будущего ядра претерпели значительные изменения.
Пачинский первым предложил модель, в которой околозвездная оболочка AGB-гиганта может быть ответственной за образование планетарной туманности. Идея Пачинского сразу же столкнулась с несколькими проблемами: наблюдаемые скорости расширения планетарных туманностей существенно больше скоростей звездного ветра у звезд асимптотической ветви; плотность оболочек туманностей превышает плотность ветра; наличие четких границ у многих структурных деталей в туманностях трудно согласовать с диффузной структурой оболочек AGB-гигантов. В 1978 г. в качестве механизма формирования планетарной туманности С. Квок, К. Пертон и П. Фитцджеральд выдвинули идею взаимодействующих ветров. Они предположили, что появление планетарной туманности – не результат отдельного выброса вещества в конце стадии асимптотической ветви красного гиганта, а итог перераспределения вещества, сброшенного гигантом за длительное время. Авторы идеи полагают, что, когда центральная звезда становится достаточно горячей, она начинает терять массу под действием светового давления. В рамках этой гипотезы оболочка планетарной туманности формируется как результат неупругого столкновения быстрого и медленного ветров умирающей звезды.
Впрочем, дальнейшее развитие теории и уточнение отдельных этапов эволюции звезд асимптотической ветви показало, что гипотеза о формировании планетарной туманности в конце AGB-стадии в виде единовременного сброса массы также имеет право на существование. Это может происходить в виде короткой стадии «сверхветра», когда темп потери массы увеличивается в сотни раз, в результате чего вокруг звезды образуется плотный газово-пылевой кокон, а будущая центральная звезда оказывается закрытой от наблюдателя слоем пыли. Пылевой кокон не виден в оптике, он излучает в широком ИК-диапазоне и в различных молекулярных линиях. Расширение и просветление со временем этого кокона приводит к появлению видимого в оптическом диапазоне протопланетарного (PPN) объекта с большим инфракрасным избытком излучения. Сначала объект довольно холодный, но постепенно он увеличивает свою температуру вследствие сжатия.
Наиболее холодные PPN имеют температуру около 5000 K и спектральный класс около G8-K0, а их возраст, если считать его от конца AGB-стадии, составляет не более 1000 лет. Их типичный радиус – несколько десятков радиусов Солнца, а наиболее холодные могут быть в сотни раз больше Солнца. Горячие PPN имеют меньший размер. Когда они начинают ионизовать туманность, их диаметры вследствие непрерывного сжатия составляют уже несколько радиусов Солнца. Согласно Блекеру, время жизни ядра планетарной туманности на горизонтальном треке до точки поворота, где начинается фаза охлаждения, равна 50 лет при массе ядра 0,94 Мʘ, 4000 лет при массе 0,6 Μʘ и почти 100000 лет для ядер с массой 0,55 Μʘ. В этой модели устранены трудности гипотезы Пачинского, для чего вводится ускорение расширения туманности с помощью более слабого, но не прекращающегося ветра центральной звезды.
Основной вклад в создание теории эволюции центральных звезд планетарных туманностей внесли Д. Шенбернер, построивший в 1983 г. первые реалистичные эволюционные треки ядер, П. Вуд и Д.Фолкнер в 1986 г., И. Ибен в 1995 г., Т.Блекер в 1995 г. и Ф. Хервиг в самые последние годы. Расчеты эволюционных треков оказались очень важны для понимания физики туманностей, поскольку дали в руки астрономов-наблюдателей инструмент для оценки масс центральных звезд. Дело в том, что прямые измерения массы ядер из наблюдений невозможны, поскольку отсутствуют подходящие для этой цели объекты – затменные двойные ядра с хорошо определенной орбитой [8].
Также стоит отметить, что если предположить, что сброс оболочки происходит в результате кратковременного интенсивного истечения вещества звезды, характеризующегося темпом потери массы около 10-4 М⊙ в год, то при определении начальных условий можно считать, что звезда окружена оболочкой, образованной в результате длительного стационарного истечения вещества, которое, как показывают наблюдения, характерно для красных гигантов. Модели эволюции ядер планетарных туманностей показывают, что после сброса оболочки звезда быстро сжимается, а ее эффективная температура достигает нескольких десятков тысяч градусов. Наблюдения ядер молодых планетарных туманностей показывают, что такие звезды продолжают потерю вещества с темпом потери массы до 10-8 М⊙/год.
