что считают днем рождения звезды
Как происходит рождение звёзд
Собственно говоря, рождение звёзд — это процесс формирования молекулярного облака в светило. Разумеется, это не происходит в один момент — раз и всё готово. Как и для всего во Вселенной, для этого требуются определённые условия и, конечно же, время.
Напомним, что по определению звезда — это огромный шар, состоящий преимущественно из водорода и гелия, который образуется в газо-пылевой среде под воздействием гравитационных сил.
Что считается моментом рождения звёзд?
Главный и важный этап в эволюции звёзд начинается с объединения молекул водорода в одно облако. А как известно, во всей Вселенной он является самым распространённым элементом (за ним следует гелий, который также участвует в звездообразовании).
Вот и получается молекулярное облако, которое часто называют звёздной колыбелью. В результате гравитационной неустойчивости начальная флуктуация плотности молекул увеличивается. Проще говоря, со временем увеличиваются случайные отклонения концентрации вещества под силами гравитации.
Молекулярное облако
А так как космическая пустота не совсем пустота, а состоит из молекул водорода, то при определённых условиях их объединение подвергается гравитационному коллапсу.
Условия, которые его вызывают, могут быть разные. Например, расположение облака вблизи взрыва сверхновой, или столкновение двух облаков, или столкновение, поглощение галактик и т.д.
Стоит отметить, что молекулы, даже объединённые, двигаются в пространстве. Чаще всего они вращаются вокруг галактик или других космических объектов, имеющих более высокую гравитационную силу.
По данным учёных, в галактической пустоте содержится от 0,1 до 1 молекулы на кубический сантиметр. А в облаке их плотность примерно 1 миллион молекул на кубический сантиметр. Безусловно, масса и размер такого облачного образования больше в сотни тысяч раз солнечной.
Протозвезда
В момент коллапса молекулярное облако делится на некие сгустки. Если такие плотные части имеют массу меньше 100 солнечных, то они уже способны создать звезду. Можно сказать, что это звёздный фундамент.
После разделения начинается сжатие сгустков, что, в свою очередь, приводит к газовому нагреванию. И вуаля. Правда, еще не звезда, но уже сформированная, так называемая, протозвезда.
Далее, всё под теми же гравитационными силами, она превращается в шарообразное тело. Правда, в момент рождения звезды, её окутывает плотное газо-пылевое облако. Поэтому звезду практически не видно.
На самом деле, эволюция протозвезды в полноценное светило возможна при достаточной массе. Собственно, чем она больше, тем больше температура внутри тела. А так как во время сжатия температура увеличивается и запускается процесс термоядерных реакций, при которых водород превращается в гелий.
Наконец, с началом реакций в ядре тела устанавливается равновесие, и гравитационный коллапс останавливается. Вот и родилась звезда.
Как видно, начальный этап появления звёздного тела не просто момент, это как будто осознанное действие Вселенной. Хотя, можно сказать, это случайное чудо. В то же время запланированное, длительное и, безусловно, нужное и важное для общей структуры космоса.
Звёздная эволюция — как это работает
Людей давно занимали причины горения звёзд на небе, однако по настоящему понимать эти процессы мы стали с первой половины 20-го века. В данной статье я постарался описать все основные процессы, протекающие во время жизненного цикла звезды.
Рождение звёзд
Формирование звезды начинается с молекулярного облака (к которым относятся 1% от всего межзвёздного вещества по массе) — они отличаются от обычных, для межзвёздной среды газо-пылевых облаков тем, что имеют бОльшую плотность, и значительно меньшую температуру — чтобы из атомов могли начать образовываться молекулы (в основном — H²). Само это свойство не имеет особого значения, но огромное значение имеет повышенная плотность этого вещества — от этого зависит, сможет ли вообще сформироваться протозвезда, и сколько времени на это потребуется.
Сами эти облака, при невысокой относительной плотности, за счёт своих огромных размеров могут обладать значительными массами — до 10 6 Солнечных масс. Новорожденные звёзды, не успевшие отбросить остатки своей «колыбели» разогревают их, что для таких больших скоплений очень «эффектно» выглядит, и является источником прекрасных астрономических фотографий:
«Столпы творения» и видео об этой фотографии телескопа «Хаббл»:
Туманность Омега (часть звёзд — является «фоном», газ светится за счёт нагрева излучением звёзд): 
Сам процесс отбрасывания остатков молекулярного облака обусловлен так называемым «солнечным ветром» — это поток заряженных частиц, которые разгоняются электромагнитным излучением звезды. Солнце теряет за счёт этого процесса миллион тонн вещества в секунду, что для него (массой в 1,98855±0,00025 * 10 27 тонн) — сущие пустяки. Сами частицы имеют огромную температуру (порядка миллиона градусов) и скорость (около 400 км/с и 750 км/с для двух разных составляющих):
Однако низкая плотность этого вещества означает то, что особого вреда они нанести не могут.
Когда начинают действовать гравитационные силы, сжатие газа вызывает сильный нагрев, благодаря которому и начинаются термоядерные реакции. Этот же эффект разогрева сталкивающегося вещества послужил основой для первого прямого наблюдения экзопланеты в 2004 году:
Планета 2M1207 b на расстоянии 170 св. лет от нас.
Однако различие между малыми звёздами и планетами-газовыми гигантами состоит как раз в том, что их массы оказывается не достаточно для поддержания начальной термоядерной реакции, которая в целом заключается в образовании гелия из водорода — в присутствии катализаторов (так называемый CNO-цикл — он действителен для звёзд II и I поколения, о которых речь пойдёт ниже):
Речь идёт как раз об самоподдерживающейся реакции, а не просто о наличие её факта — потому что хоть энергия для этой реакции (а следовательно и температура) строго ограничены снизу, но энергии движения отдельных частиц в газе определяется распределением Максвела:
И поэтому даже если средняя температура газа ниже «нижней границы» термоядерной реакции в 10 раз, всегда найдутся «ушлые» частицы, которые соберут энергию от соседей, и наберут её достаточно для единичного случая. Чем выше средняя температура — тем больше частиц могут преодолеть «барьер», и тем больше в ходе этих реакций выделяется энергии. Поэтому общепризнанной границей между планетой и звездой является порог, при котором термоядерная реакция не просто имеет место, но и позволяет поддерживать внутреннюю температуру не смотря на излучение энергии с её поверхности.
Прежде чем говорить о классификации звёзд, необходимо сделать отступление, и вернуться на 13 млрд лет назад — в момент, когда после рекомбинации вещества стали появляться первые звёзды. Этот момент для нас показался бы странным — ведь никаких звёзд, кроме голубых гигантов в тот момент, мы не увидели бы. Причина этого — отсутствие в ранней Вселенной «металлов» (а в астрономии так называют все вещества «тяжелее» гелия). Их отсутствие означало то, что для загорания первых звёзд требовалась значительно большая масса (в пределах 20-130 масс Солнца) — ведь без «металлов» CNO-цикл не возможен, а вместо него идёт лишь прямой цикл водород + водород = гелий. Таковым должно было быть звёздное население III (из-за их огромного веса, и раннего появления — в видимой части Вселенной их уже не осталось).
Население II – это звёзды, образовывавшиеся из остатков звёзд III населения, они имеют возраст более 10 млрд лет, и уже содержат в своём составе «металлы». Поэтому попав в этот момент, мы не заметили бы каких-то особых странностей — среди звёзд уже присутствовали и гиганты, и «середнячки» — как наша звезда, и даже красные карлики.
Население I – это звёзды образуются уже из второго поколения остатков сверхновых, содержащие ещё больше «металлов» — к ним относится большинство современных звёзд, и наше Солнце — в том числе.
Современная классификация звёзд (гарвардская) очень проста — она основывается на разделении звёзд по их цветам. В маленьких звёздах реакции идут значительно медленнее, и эта непропорциональность вызывает разницу в поверхностной температуре, чем больше масса звезды — тем интенсивнее с её поверхности идёт излучение:
Распределения цветов, в зависимости от температуры (в градусах Кельвина)
Как видно из графика распределения Максвелла выше, скорости реакций растут в зависимости от температуры растут не линейно — когда температура подходит к «критической точке» очень близко, реакции начинают идти в десятки раз быстрее. Поэтому жизнь больших звёзд может быть весьма короткой в астрономических масштабах — всего пару миллионов лет, это ничто в сравнении с расчётным временем существования красных карликов — в целый триллион лет (по понятным причинам, ни одной такой звезды ещё не погасло, и мы в данном случае можем полагаться только на расчёты, но продолжительность их жизни — явно превышает сотню миллиардов лет).
Жизнь большинства звёзд протекает на главной последовательности, которая представляет из себя кривую линию, проходящую из верхнего-левого к нижнему-правому углу:
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Этот процесс может показаться довольно унылым: водород превращается в гелий, и этот процесс продолжается миллионы и даже миллиарды лет. Но на самом деле, на Солнце (и остальных звёздах) даже во время этого процесса на поверхности (и внутри) всё время что-то происходит:
Видео за 5-летний период, сделанное из фотографий «Обсерватории солнечной динамики» NASA запущенной в рамках программы «Жизнь со Звездой», отображён вид Солнца в видимом, ультрафиолетовом и рентгеновских спектрах света.
Полный процесс термоядерных реакций в тяжёлых звёздах выглядит так: водород — гелий — бериллий и углерод, а дальше начинают идти несколько параллельных процессов, заканчивающихся на образовании железа:
Это обусловлено тем, что железо обладает минимальной энергией связи (в расчёте на нуклон), и дальнейшие реакции идут уже с поглощением, а не выделением энергии. Звезда всю свою долгую жизнь находится в равновесии между силами гравитации, сжимающими её, и термоядерными реакциями, которые излучают энергию и стремятся «растолкать» вещество.
Переход от сжигания одного вещества к другому происходит с увеличением температуры в ядре звезды (так как каждая последующая реакция требует всё большей температуры — порою на порядки величины). Но не смотря на рост температуры — в целом «баланс сил» сохраняется до самого последнего момента…
Происходящие при этом процессы можно разделить на четыре варианта развития событий:
1) От массы зависит не только продолжительность жизни звезды, но и то, каким образом она закончится. Для «самых маленьких» звёзд — коричневых карликов (класс M) он завершится уже после выгорания водорода. Но тот факт, что перенос тепла в них осуществляется исключительно конвекцией (перемешиванием) означает то, что звезда максимально эффективно использует весь его запас. А также — максимально бережно будет его расходовать долгие миллиарды лет. Но после расходования всего водорода — звезда медленно остынет, и окажется в состоянии твёрдого шара (на подобии Плутона) состоящего почти полностью из гелия.
2) Далее идут более тяжёлые звёзды (к коим относится и наше Солнце) — масса этого, возможного будущего звезды ограничена сверху в 1,39 массы Солнца для остатка, образующегося после этапа красного гиганта (предел Чандрасекара). Звезда имеет достаточный вес, чтобы зажглась реакция образования углерода из гелия (естественно, самых распространённых нуклидов — гелий-4 и углерод-12). Но и реакции водород-гелий не перестают идти — просто область их протекания переходят в внешние, всё ещё насыщенные водородом слои звезды. Наличие двух слоёв, в которых протекают термоядерные реакции ведёт к значительному росту светимости, что вызывает «раздувание» звезды в размерах.
Многие ошибочно считают, что до момента красного гиганта, светимость Солнца (и других подобных звёзд) постепенно уменьшается, а затем резко начинает расти, на самом деле рост светимости идёт всю основную часть жизни звезды:
И на основе этого строят неверные теории, что в долгосрочной перспективе — Венера является лучшим вариантом для заселения человеком — на самом деле, к тому моменту, когда у нас появятся технологии для терраформирования современной Венеры, они могут оказаться безнадёжно устаревшими, и просто-напросто бесполезными. Тем более Земля по современным данным, имеет высокие шансы пережить состояние «красного гиганта» Солнца, на его границе, а вот у Венеры — шансов нет, и «всё что нажито непосильным трудом» — станет частью «пополневшего» Солнца.
На стадии красного гиганта звезда не только значительно увеличивает светимость, но также и начинает быстро терять массу, за счёт этих процессов запасы топлива быстро заканчиваются (этот этап как минимум в 10 раз меньше этапа сжигания водорода). После чего звезда уменьшается в размерах, превращается в белого карлика и постепенно остывает.
3) Когда масса выше первого предела, массы таких звёзд достаточно чтобы зажечь последующие реакции, вплоть до образования железа, эти процессы в конечном итоге приводят к взрыву сверхновой.
Железо уже практически не участвует в термоядерных реакциях (и точно — не выделяет энергии), и просто собирается в центре ядра до тех пор, пока давление действующее на него снаружи (и действия силы гравитации самого ядра изнутри) не достигает критической точки. В этот момент сила, сжимающая ядро звезды становится столь сильной, что давление электромагнитного излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Электроны «вдавливаются» в атомное ядро, и нейтрализуются с протонами, так что внутри ядра остаются практически одни нейтроны.
Этот момент имеет квантовую основу, и имеет очень чёткую границу, а состав ядра — состоит из довольно чистого железа, так что процесс оказывается катастрофически быстрым. Предполагается, что этот процесс происходит за секунды, а объём ядра падает в 100 000 раз (и соответственно растёт его плотность):
Эти процессы имеют в своей основе захват нейтрона (r-процесс и s-процесс) или захват протона (p-процесс и rp-процесс), с каждой такой реакцией химический элемент увеличивает своё атомное число. Но в обычной ситуации такие частицы не успевают «поймать» ещё один нейтрон/протон, и распадается. В процессах же протекающих внутри сверхновой реакции протекают настолько быстро, что атомы успевают «проскочить» большую часть таблицы Менделеева, так и не распавшись.
Таким образом происходит образование нейтронной звезды:
4) Когда же масса звезды превосходит и второй, предел Оппенгеймера — Волкова (1,5 — 3 массы Солнца для остатка или 25 — 30 масс для изначальной звезды), в процессе взрыва сверхновой остаётся слишком большая масса вещества, и давление не в состоянии сдерживать даже квантовые силы.
В данном случае — имеется ввиду предел обусловленный принципом Паули, гласящим что две частицы (в данном случае — речь идёт об нейтронах) не могут находиться в одном квантовом состоянии (на этом основана структура атома, состоящего из электронных оболочек, число которых постепенно растёт с атомным числом).
Давление сдавливает нейтроны, и дальнейший процесс становится не обратим — всё вещество стягивается в одну точку, и образуется чёрная дыра. Сама она уже никак не воздействует на окружающую среду (за исключением гравитации конечно), и может светиться лишь за счёт аккреации (попросту — падения) вещества на неё:
Как можно видеть по сумме всех этих процессов — звёзды это настоящий кладезь физических законов. А в некоторых областях (нейтронные звёзды и чёрные дыры) — это настоящие физические лаборатории с экстремальными энергиями и состояниями вещества.
Постнаука — Нейтронные звёзды и чёрные дыры (серия видео):
Что считают днем рождения звезды
Теория звездной эволюции в общих чертах уже известна, и многие ее выводы подтверждаются наблюдениями. Но до сих пор в ней существуют нерешенные проблемы, в частности, касающиеся возникновения звезд. В этом смысле особый интерес представляет история звездообразования во Вселенной, то есть интенсивность, с которой рождались звезды в галактиках от момента появления первых светил до наших дней.
В настоящее время в нашей Галактике каждый год рождаются звезды, общая масса которых примерно равна 2—3 солнечным. А как этот процесс протекал раньше? За 15 млрд лет существования Млечного Пути в нем сформировалось около 60 млрд солнечных масс. Был ли это монотонный процесс, или звездообразование происходило вспышками, вызванными, например, сближением с нашими соседями — Магеллановыми Облаками? Пока нет ответа на этот вопрос.
Астрономы не могут «прокрутить» время назад и посмотреть, как менялся темп звездообразования в интересующем их месте пространства. Тем не менее они могут заглянуть в прошлое, наблюдая далекие галактики. Исследуя процессы во все более удаленных объектах, ученые могут определить, как менялся темп звездообразования при эволюции Вселенной. Это, в свою очередь, поможет узнать, когда сформировались наиболее древние галактики, и как их состав изменялся со временем.
Для решения данной задачи нужны надежные индикаторы звездообразования. Из-за высокой температуры спектр молодых светил смещен в ультрафиолетовую область. Кроме того, они часто окружены пылью, которая поглощает их излучение и затем переизлучает его в виде тепла, т.е. в инфракрасном свете. Это дает возможность использовать излучение в ультрафиолетовом и далеком инфракрасном диапазонах электромагнитного спектра для диагностики звездообразования. На практике такие индикаторы удалось внедрить только во второй половине XX в., когда появились телескопы, позволяющие проводить астрономические наблюдения за пределами видимого диапазона. Однако индикаторы не всегда надежны, т.к. ультрафиолетовое излучение поглощается межзвездной средой, а интенсивность инфракрасного зависит от количества пыли в галактике, которое зачастую неизвестно.
Солнце греет Землю уже около 5 млрд лет и, судя по запасам водорода, этот процесс будет продолжаться еще столько же. У звезды, масса которой в 8 раз больше, а светимость в тысячи раз выше, срок жизни существенно меньше — всего 40 млн лет. Более массивные объекты расходуют свои запасы топлива еще быстрее. Фаза термоядерного горения водорода — наиболее длинная и устойчивая в жизни любой звезды. Все это время она находится на так называемой главной последовательности (рис. вверху). Когда весь водород в недрах превращается в гелий, звезда с нее «сходит». Источник энергии иссякает, равновесие нарушается, и под действием гравитационных сил светило начинает сжиматься. Дальнейшая судьба зависит от его массы.
РАСПОЛОЖЕНИЕ ЗВЕЗД НА ДИАГРАММЕ «ТЕМПЕРАТУРА — СВЕТИМОСТЬ»
К началу XX в. был накоплен огромный объем знаний о звездных спектрах, а также измерены расстояния до многих звезд, что позволило определить их светимости (светимость звезды — это мощность, с которой она излучает электромагнитную энергию). В связи с этим возникла потребность систематизировать полученную информацию. Наиболее эффективной оказалась следующая классификация.
Звезда в зависимости от температуры своей поверхности и светимости изображалась в виде точки на диаграмме «температура-светимость». Изучая ее, датский астроном Э. Герцшпрунг и американский астроном Г. Рессел обнаружили очень интересный и важный факт: звезды заполняют всю площадь диаграммы не беспорядочно, а группируются внутри ярко выраженных областей. Подавляющее большинство всех известных звезд располагается вблизи линии, пересекающей диаграмму по диагонали и называемой «главная последовательность» (красные и желтые карлики, голубые гиганты). Все остальные звезды также образуют определенные группы (белые карлики, красные и желтые гиганты). Изучение особенностей этой диаграммы помогло астрономам построить теорию звездной эволюции.
В 1970 гг., после запуска первой рентгеновской обсерватории «Ухуру», были открыты удивительные объекты — яркие рентгеновские источники. Как выяснилось позднее, они представляют собой тесную двойную систему, состоящую из обычной звезды и коллапсара — черной дыры или нейтронной звезды. Вещество обычной звезды, перетекая на компактный объект под действием его гравитационного притяжения, нагревается до температуры в десятки миллионов градусов и излучает в рентгеновском диапазоне. Как вспоминает основатель рентгеновской астрономии американский физик, лауреат Нобелевской премии Риккардо Джаккони, открытие таких объектов стало полной неожиданностью, т.к. считалось, что двойная система должна разрушиться, если один из ее компонентов, взорвавшись, превратится в нейтронную звезду.
К настоящему времени в нашей Галактике обнаружено около 150—200 ярких рентгеновских источников. В зависимости от массы нормальной звезды, их можно разделить на два класса: маломассивные, если звезда-компаньон имеет массу порядка солнечной или меньше, и массивные, когда она в пять и более раз превышает солнечную. Эти объекты позволяют изучать, как протекают физические процессы в экстремальных условиях, которые невозможно создать в земных лабораториях: сверхплотные состояния вещества, сверхсильные гравитационные и магнитные поля.
В некоторых случаях масса компактного объекта в двойной системе намного превышает верхний теоретический предел для нейтронных звезд, что позволяет классифицировать такие объекты, как двойные системы с черными дырами. В нашей Галактике уже обнаружено более десятка таких объектов.
Как стало ясно несколько лет назад, двойные рентгеновские звезды можно использовать для измерения темпа звездообразования. Детальное исследование популяций рентгеновских источников в других галактиках стало возможным лишь после того, как в самом конце XX в. были выведены на околоземную орбиту две рентгеновские обсерватории. Это телескоп «Чандра», разрешение которого достигает долей угловой секунды и не уступает лучшим наземным оптическим телескопам, и рентгеновский телескоп «ХММ-Ньютон», обладающий рекордно высокой чувствительностью.
Фаза термоядерного горения водорода – наиболее длинная и устойчивая в жизни любой звезды
В 2003 г., используя данные, полученные с космической обсерватории «Чандра», Ханс-Якоб Гримм из Института астрофизики общества имени Макса Планка, доктор физико-математических наук Марат Гильфанов и профессор, академик РАН Рашид Сюняев (ИКИ РАН) исследовали массивные двойные рентгеновские объекты в различных звездообразующих галактиках и продемонстрировали, что их число и полная светимость прямо пропорциональны темпу звездообразования в галактике.
С одной стороны, такое открытие дает возможность измерять темп звездообразования, в том числе и в далеких галактиках, по их рентгеновскому излучению. С другой, оно несколько неожиданно, так как из простейших теоретических соображений следует, что число массивных двойных рентгеновских объектов должно определяться не текущим темпом звездообразования в галактике, а всей его предысторией за последние 100 млн лет.
Этот вывод наглядно иллюстрируется изображением Большого Магелланова Облака, полученного в излучении линии H водорода, на котором указаны массивные рентгеновские двойные, обнаруженные телескопом «ХММ-Ньютон».
СВЕРХНОВЫЕ
Очень редко в жизни звезд случаются грандиозные катастрофы: звезда взрывается и при этом может светить ярче 10 млрд солнц. Такая вспышка получила название «сверхновая». Изучая сверхновые, астрономы пришли к выводу, что часть из них связана с взрывами старых звезд, возраст которых составляет много миллиардов лет, а масса — порядка солнечной, а другая часть является результатом взрыва молодых и массивных звезд
В области 30 Золотой Рыбы активно идет процесс рождения массивных звезд, о чем свидетельствует интенсивное излучение в линии водорода H, но там практически отсутствуют рентгеновские двойные. В то же время в гигантской оболочке ионизованного водорода LMC 4 ситуация прямо противоположная — рентгеновских источников много, а звездообразование происходит гораздо медленнее. Это объясняется тем, что всплеск звездообразования в области LMC 4 завершился примерно 10—30 млн лет назад, а число массивных рентгеновских двойных к настоящему времени достигло своего максимума. Было бы интересно, основываясь на теории звездной эволюции, рассчитать, как будет изменяться количество рентгеновских источников с момента начала звездообразования. Однако сделать это крайне сложно, так как теория эволюции двойных систем значительно сложнее, чем одиночных звезд.
В 2006 г. ведущий научный сотрудник ИКИ РАН Марат Гильфанов и научный сотрудник ИКИ РАН Павел Штыковский предприняли попытку ответить на этот вопрос, основываясь исключительно на наблюдениях. Для этого они, используя оптические каталоги звезд, исследовали небольшие участки Малого Магелланова Облака и восстановили для каждого из них историю звездообразования. Затем, уже применяя данные обсерватории «ХММ-Ньютон», определили местоположение всех массивных рентгеновских двойных. Сравнивая, как зависит плотность этих источников от возраста окружающего их звездного населения, они определили зависимость числа рентгеновских источников от времени, прошедшего с момента звездообразования. Малое Магелланово Облако было выбрано не случайно. Эта небольшая галактика неправильной формы — спутник Млечного Пути и расположена сравнительно близко, на расстоянии около 200 тыс. световых лет.
МАССИВНЫЕ РЕНТГЕНОВСКИЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ В МАГЕЛЛАНОВОМ ОБЛАКЕ
Гигантская оболочка ионизованного водорода LMC 4. Массивных рентгеновских двойных звезд много, а звездообразование в этой области завершилось 10—30 млн лет назад
Область 30 Золотой Рыбы. Идет интенсивное звездообразование, но оно длится менее 10 млн лет, поэтому еще нет ни одного массивного рентгеновского источника
Результаты, полученные М. Гильфановым и П. Штыковским, оказались несколько неожиданными (рис. вверху). Их можно сравнить с кривой темпа вспышек сверхновых II типа, полученной на основании теоретических расчетов.
Через 3 млн лет после всплеска звездообразования первыми начинают взрываться самые массивные звезды (левая пунктирная линия). Спустя 5 млн лет темп вспышек сверхновых достигает своего максимума, а затем начинает постепенно спадать. Через 40 млн лет образуются последние нейтронные звезды в результате взрывов звезд массой около восьми солнечных. Предполагается, что менее массивные объекты не взрываются. Таким образом, напрашивается вывод, что к этому времени уже не должно остаться ни одной массивной рентгеновской двойной, но, согласно наблюдениям, их количество наоборот достигает своего максимума. Почему экспериментальная кривая численности рентгеновских источников хотя бы в общих чертах не совпадает с кривой взрывов сверхновых? Может, теоретическая кривая все же ошибочна?
К настоящему времени в нашей Галактике обнаружено около 150—200 ярких рентгеновских источников
Ученые считают, что оснований для подобного вывода нет. Экспериментальная кривая и не должна повторять кривую темпа вспышек сверхновых, потому что между возникновением нейтронной звезды и появлением на небе рентгеновского источника пройдет некоторое время. В зависимости от светимости источника, это время может достигать 20—30 млн лет. Полученная кривая поможет теоретикам проверить и откалибровать теорию эволюции двойных систем и кроме того уточнить новый индикатор звездообразования, который удалось разработать благодаря космическим рентгеновским телескопам «Чандра» и «ХММ-Ньютон». Возможно, что наблюдение галактик в рентгеновском диапазоне раскроет дополнительные возможности для диагностики звездообразования в далеких галактиках, даже там, где классические методы порой дают сбои.
ЭВОЛЮЦИЯ ЧИСЛЕННОСТИ МАССИВНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД, ПОСТРОЕННАЯ ПО ДАННЫМ НАБЛЮДЕНИЙ
По горизонтальной оси отложен возраст в миллионах лет после начала звездообразования (логарифмическая шкала).
По вертикальной — относительное число массивных рентгеновских источников (черные точки, а длина черных линий показывает возможную погрешность) и взорвавшихся звезд (синяя кривая, она получена на основании теоретических расчетов).
Левая вертикальная пунктирная линия отмечает момент взрыва самых массивных звезд. В это время образуются первые черные дыры. Правая отмечает момент образования последних нейтронных звезд.
Полученная зависимость важна не только с точки зрения теории эволюции двойных систем и диагностики звездообразования в далеких галактиках. Она также позволяет предсказать ряд интересных эффектов, поддающихся экспериментальной проверке. Одно из таких предсказаний, сделанных М. Гильфановым и П. Штыковским, касается особенностей проявления спиральной структуры галактик в рентгеновском диапазоне. Для его проверки они исследовали расположение массивных рентгеновских источников в спиральной галактике М51, находящейся на расстоянии 30 млн световых лет, в рукавах которой происходит интенсивное звездообразование. Спиральную структуру рукавов можно достаточно хорошо определить по пику излучения водородной линии H, расположение которого совпадает с местонахождением самых молодых звезд. Если максимум численности массивных рентгеновских двойных наступает через 30—40 млн лет после всплеска звездообразования, то их распределение будет смещено относительно спиральной структуры, наблюдаемой в линии H.
Большинство массивных звезд рождаются не поодиночке, а входят в состав двойных звездных систем и становятся потенциальными рентгеновскими двойными
Наблюдения подтвердили правильность этого вывода, хотя и поставили новые вопросы. Схожие результаты были получены при исследовании массивных рентгеновских двойных звезд в спиральных рукавах нашей Галактики.
Можно надеяться, что открытие, сделанное в Институте космических исследований, привлечет к новой проблеме астрономов-наблюдателей и даст толчок к более глубокому изучению популяций массивных рентгеновских двойных в галактиках. Это позволит в будущем уточнить ряд спорных моментов в теории эволюции двойных систем. В то же время применение нового метода для исследования звездообразования в далеких галактиках поможет воссоздать историю образования звезд во Вселенной.
СПИРАЛЬНАЯ СТРУКТУРА ГАЛАКТИКИ
Беседовал Василий Янчилин
Марат Равильевич Гильфанов — доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник Института космических исследований РАН.
Павел Евгеньевич Штыковский — кандидат физико-математических наук, научный сотрудник Института космических исследований РАН.
Василий Янчилин по материалам беседы с Маратом Гильфановым и Павлом Штыковским
2 Августа 2011, 7:58 Oleg 9422 0
Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.