Астрономы обнаружили самую массивную из известных звезд. Масса светила RMC136a1 оказалась равна примерно 265 солнечным массам. Статья ученых с описанием звезды-рекордсмена появилась в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Ее краткое изложение приведено в пресс-релизе Европейской южной обсерватории (ESO).

Сравнительные размеры молодых звёзд, слева направо: красный карлик – 0,1 солнечной массы, жёлтый карлик – Солнце, голубой карлик – восемь солнечных масс и RMC136a1 – почти в триста раз тяжелее нашего светила (иллюстрация ESO/M. Kornmesser)


Группа ученых из Малайзии, Великобритании, Японии и Германии под руководством специалистов Шеффилдского университета (University of Sheffield) при помощи массива телескопов VLT (Very Large Telescope — Очень большой телескоп) в Чили наблюдала два звездных скопления:

  • NGC3603, классифицируемое как рассеянное и находящееся в спиральном рукаве Млечного Пути (Milky Way) в созвездии Киля (Carina) на расстоянии 22 000 световых лет от Солнечной системы
  • RMC136a, принадлежащее соседней галактике — Большому Магелланову облаку (Large Magellanic Cloud) — и располагающееся в туманности Тарантула (Tarantula Nebula) на удалении в 165 000 световых лет от Солнечной системы.

Эти звездные скопления расположены в областях, где густые облака межзвездных газа и пыли собираются в еще более плотные образования. В таких областях вспыхивают новые огромные звезды, которые существуют недолго, но горят ярко, а затем заканчивают жизнь во взрыве сверхновой, сбрасывая свои оболочки и засеивая межзвездное пространство тяжелыми элементами.

NGC3603

NGC3603 — одна из крупнейших областей звездообразования в Галактике. Центр скопления содержит тысячи звёзд, более массивных чем Солнце и возникших 1-2 миллиона лет назад в одной вспышке звездообразования. Скопление окружают облака из светящегося межзвездного газа и поглощающей свет пыли, из которых оно и образовалось. Форма облаков обусловлена мощным излучением и ветрами молодых звезд.

RMC136a

Скопление RMC136a состоит из молодых звёзд, возраст которых оценивается приблизительно в 2 миллиона лет. Оно расположено на стыке газопылевых пузырей, являющихся материалом для рождения звёзд и планетных систем. Ядро скопления довольно трудно наблюдать с помощью современных обсерваторий, тем не менее, орбитальный телескоп Хаббл (NASA/ESA Hubble Space Telescope) смог зарегистрировать в самом центре RMC136a беспрецедентное количество звёзд класса О на раннем этапе развития.

Спектроскопическое исследование этих молодых звёздных скоплений позволило отыскать сразу несколько светил, начальная масса которых заметно превышала установленный теоретиками предел в 150 солнечных.

Авторы использовали данные исследований в оптическом, ультрафиолетовом и ближнем инфракрасном диапазонах, полученные с помощью космического телескопа Хаббл и VLT.

Снимок скопления R136, сделанный «Очень большим телескопом» в ближней ИК-области спектра (иллюстрация из журнала Monthly Notices of the Royal Astronomical Society)


Астрономы обнаружили в скоплении RMC136a четыре звезды, масса которых при рождении превышала «старый» предел в 150 масс Солнца. Именно они «ответственны» за большую часть излучения и потоков заряженных частиц, испускаемых скоплением, содержащим в общей сложности около 100 тысяч звезд: на эти четыре звезды в приходится почти половина звездного ветра и излучения всего скопления. По словам ученых, одна только RMC136a1 выделяет в 50 раз больше энергии, чем весь звездный кластер в туманности Ориона.

Начальная масса звезды RMC136a2 была оценена в 240 солнечных, RMC136c отстала от неё на 20 масс Солнца, а RMC136a3 на начальном этапе развития по своим параметрам опережала нашу звезду «всего» в 165 раз.

Самые рекордные характеристики продемонстрировала четвёртая представительница RMC136a, получившая обозначение RMC136a1. Сейчас её масса равняется 265 солнечным, но ещё полтора миллиона лет назад, в момент образования звезды, численное значение этого параметра поднималось до 320. RMC136a1 также имеет огромную светимость, почти в 10 миллионов раз превосходящую солнечную. По оценкам ученых, RMC 136a1 является ярчайшей звездой из всех известных специалистам. Температура поверхности RMC 136a1 составляет около 40 тысяч градусов Цельсия, что в семь раз больше, чем температура поверхности Солнца. Размеры звезды RMC136a1 примерно в 30 раз превышают размеры Солнца.

Туманность Тарантула. В разных диапазонах излучения и при наблюдении через разные фильтры она принимает различный облик — конкретно этот снимок сделан через так называемый H-альфа фильтр, показывающий свечение водорода.  Источник: CERRO TOLOLO INTER-AMERICAN OBSERVATORY

Туманность Тарантула — снимки в видимом свете, последовательно приближение показывает местонахождение звезды-рекордсмена.  Источник: ESO

Еще один фрагмент туманности Тарантула, сфотографированный телескопом Хаббла. В этих облаках пыли и газа рождаются новые звезды.  Источник: NASA


«Я думаю, эти рекорды продержатся довольно долго, поскольку такие «монстры» встречаются очень редко», — замечает руководитель исследования Пол Кроутер (Paul Crowther) профессор астрофизики Шеффилдского университета (Professor of Astrophysics at the University of Sheffield) (Великобритания).

Как подсчитали ученые, для того чтобы обладать такими характеристиками, при рождении звезда должна была иметь массу не менее 320 солнечных. До сих пор считалось, что максимальное значение массы светил при формировании вдвое меньше и составляет около 150 солнечных масс. На основании своего открытия исследователи заключили, что верхний предел массы новорожденных звезд необходимо увеличить вдвое.

Обнаружение звезд, подобных RMC136a1, поможет ученым исследовать свойства массивных звезд. Время жизни таких объектов, по астрономическим меркам, очень мало — крупные звезды быстро теряют массу, испуская огромные потоки частиц, поэтому их анализ весьма затруднителен.

RMC136a1 настолько яркая, что выделяется для невооружённого глаза в центре скопления, состоящего из тысяч светил (фото ESO/P. Crowther/C.J. Evans).


Гигантская масса — в 265 раз больше солнечной — приводит к тому, что термоядерные реакции, дающие свет, идут не просто в большем объеме, но и с большей интенсивностью: по словам Пола Кроутера запасов горючего светилу хватит всего на 3 млн. лет. По астрономическим меркам это ничтожный срок. Наше Солнце, для сравнения, светит уже около 4 млрд. (то есть 4 тыс. млн.) лет и не исчерпало и половины своих запасов.

Когда все топливо (водород, который превращается в гелий путем термоядерной реакции) выгорит, звезда взорвется. На ее месте, скорее всего, останется эффектное облако разлетающегося газа, причем не только того, который будет выброшен при катастрофической гибели светила. Уже сейчас с поверхности RMC136a1 в космос уходят потоки раскаленной плазмы, уносящие немалую часть массы звезды.

Этот поток, вызванный чрезвычайно интенсивными реакциями в недрах небесного тела, астрономы так и называют — «звездный ветер». Плазма, покинувшая звезду, не оставляет шанса не только на обитаемость планет по соседству, но и на само появление вокруг твердых небесных тел. Пыль, из которой могли бы образоваться планеты или хотя бы астероиды, попросту сдувает за пределы звездной системы.

«Звезда была значительно тяжелее в прошлом, — отметил Кроутер, — она, в отличие от людей, с возрастом не набирает вес, а теряет его».

Необходимо пояснить, что размеры у RMC136a1 далеко не рекордные. Красные гиганты куда больше, но размер и масса в случае звезд далеко не одно и то же! Внушительные размеры светил, способных вместить в себя половину Солнечной системы, обусловлены их малой плотностью, а белые карлики при радиусе в сотни раз меньше солнечного имеют массу, немногим уступающую массе нашей звезды.

RMC136a1 примечательна именно массой. И не просто примечательна — речь идет не о нескольких процентах разницы с самой тяжелой из ранее известных звезд, речь идет о разнице почти в два раза! Астрономы вообще не ожидали найти звезды, которые будут тяжелее нашего светила больше, чем в 150 раз, поэтому речь идет действительно о выдающемся открытии.

Теоретическая часть работы астрономов включала моделирование распределения звёзд скоплений по массе: известно, что функцию, описывающую соотношение числа крупных и малых светил, можно считать универсальной, причём масса самой большой звезды связана с общей массой скопления. «Наши расчёты подтверждают предположение о том, что верхний предел массы существует, — рассказывает другой участник исследования Оливер Шнурр (Olivier Schnurr) из Астрофизического института Потсдама (Astrophysikalisches Institut Potsdam) (Германия). — Мы просто расширили допустимый диапазон значений».

Коллеги учёных не сомневаются в том, что имеющиеся данные были интерпретированы правильно, но указывают на необходимость дополнительных наблюдений. Некоторые гиганты, предупреждает сотрудник Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) Скотт Кеньон (Scott Kenyon), могут оказаться двойными системами, и тогда их массу придётся оценивать заново.

То, что сверхгигант взорвется, — сомнений никаких не вызывает. Вопрос только в том, как именно — подрыв таких звезд не наблюдал пока что никто, да и математических моделей подобных событий астрофизикам не хватает. Существуют модели, демонстрирующие поведение супермассивных звезд в ранней Вселенной (когда плотность вещества была совершенно иной и когда звезды могли быть и в миллионы раз тяжелее), но вот что будет при взрыве RMC136a1?

Одна из гипотез на этот счет, упоминаемая в сообщении Европейского космического агентства, гласит, что взрыв окажется настолько мощным, что на его месте не останется ни черной дыры, ни нейтронной звезды. А взрывная волна вынесет наружу внушительный объем железа — общей массой примерно в 10 масс Солнца! Такого количества хватит на несколько миллионов планет размером с Землю, даже если они будут сформированы из чистого металла.

Почему именно железо? Термоядерные реакции, реакции слияния ядер, энергетически выгодны лишь тогда, когда образующийся в итоге элемент в таблице Менделеева стоит не дальше железа. Далее становится выгоднее делить ядра, и чем дальше, тем проще это происходит (если свинец сам по себе стабилен, то вот уран уже медленно распадается сам. Ну а ядра недавно синтезированного 117-го элемента и вовсе разваливаются за доли секунды). Реакции в недрах звезд идут лишь до железа, а все более тяжелые элементы образуются уже в экстремальных условиях вспышек сверхновых.

Вспышка производит какое-то количество тяжелых металлов и выбрасывает накопленное железо. Поэтому понимание природы RMC136a1 важно не только ученым, изучающим звезды как таковые, но и тем, кто ищет ответы на вопрос о том, что было до появления Солнечной системы. Нельзя исключать того, что медные провода, золотые серьги, вольфрамовые нити ламп накаливания когда-то давно были атомами в другой сверхмассивной звезде, погибшей задолго до появления нашей планеты.

Видимо, сейчас ученые наблюдают самые крупные из существующих во Вселенной звезды. По мнению профессора Кроутера, в современной Вселенной просто отсутствуют области, в которых имелись бы достаточные количества межзвездного протовещества для формирования еще более массивных звезд.

Новые наблюдения дают интересное представление о том, как могла выглядеть Вселенная на самых ранних этапах своего развития, вскоре после Большого взрыва. Первое поколение молодых звезд, которые образовались тогда, могло весьма напоминать массивные звезды типа RMC136a1.

Когда эти звездные объекты сгорали в огне сверхновой, их кончина могла быть настолько катастрофичной, что они не оставляли после себя ни сверхплотного ядра в виде нейтронного карлика, ни даже черной дыры. Вместо этого гиганты могли просто выбрасывать всю свою массу в пространство, засевая его тяжелыми элементами, такими как железо, которые могли участвовать в формировании следующего поколения звезд.

В соответствии с современными научными данными звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а внутренние, наоборот, сжимаются. И до поры до времени яркость звезды тоже понижается. Температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела


Диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Была предложена в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции. Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O — F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.

Использованы материалы

science.compulenta.ru

lenta.ru

gzt.ru

telegraf.by

weekjournal.ru

eso.org

eso.org

ru.wikipedia.org

Tags:

Эта статья была опубликована: Пятница, июля 23, 2010 в 18:32 в категории Космос. Вы можете читать любые ответы через RSS 2.0 feed. You can leave a response, or trackback from your own site.

Ваш комментарий

Имя (*)
email (*)
вебсайт
Комментарий
Перед отправкой формы:
Human test by Not Captcha