Cудьба звезды целиком зависит от размера, а точнее от массы. Чтобы лучше представить себе массу звезды, можно привести такой пример. Если положить на одну чашу весов 333 тысячи земных шаров, а на другую — Солнце, то они уравновесят друг друга. В мире звезд наше Солнце — середнячок. Оно в 100 раз уступает по массе самым крупным звездам и раз в 20 превосходит самые легкие. Казалось бы, диапазон невелик: приблизительно как от кита (15 тонн) до кота (4 килограмма). Но звезды — не млекопитающие, их физические свойства гораздо сильнее зависят от массы. Сравнить хотя бы температуру: у кита и кота она почти одинаковая, а у звезд различается в десятки раз: от 2000 кельвинов у карликов до 50 000 у массивных звезд. Еще сильнее — в миллиарды раз различается мощность их излучения. Именно поэтому на небе мы легко замечаем далекие гигантские звезды, а карликов не видим даже в окрестностях Солнца. Но когда были проведены аккуратные подсчеты, выяснилось, что распространенность гигантов и карликов в Галактике сильно напоминает ситуацию с китами и котами на Земле. В биосфере есть правило: чем мельче организм, тем больше его особей в природе. Оказывается, это справедливо и для звезд, но объяснить эту аналогию не так-то просто. В живой природе действуют пищевые цепи: крупные поедают мелких. Если бы лис в лесу стало больше, чем зайцев, то чем бы питались эти лисы? Однако звезды, как правило, не едят друг друга. Тогда почему же гигантских звезд меньше, чем карликов? Половину ответа на этот вопрос астрономы уже знают. Дело в том, что жизнь массивной звезды в тысячи раз короче, чем карликовой. Чтобы удержать собственное тело от гравитационного коллапса, звездам-тяжеловесам приходится раскаляться до высокой температуры — сотен миллионов градусов в центре. Термоядерные реакции идут в них очень интенсивно, что приводит к колоссальной мощности излучения и быстрому сгоранию «топлива». Массивная звезда растрачивает всю энергию за несколько миллионов лет, а экономные карлики, медленно тлея, растягивают свой термоядерный век на десятки и более миллиардов лет. Так что, когда бы ни родился карлик, он здравствует до сих пор, ведь возраст Галактики всего около 13 миллиардов лет. А вот массивные звезды, появившиеся на свет более 10 миллионов лет назад, давно уже погибли.
Вырожденные звезды
Обычно в период формирования звезды ее гравитационное сжатие продолжается до тех пор, пока плотность и температура в центре не достигнут значений, необходимых для запуска термоядерных реакций, и тогда за счет выделения ядерной энергии давление газа уравновешивает его собственное гравитационное притяжение. У массивных звезд температура выше и реакции начинаются при относительно небольшой плотности вещества, но чем меньше масса, тем выше оказывается «плотность зажигания». Например, в центре Солнца плазма сжата до 150 граммов на кубический сантиметр. Однако при плотности, еще в сотни раз большей, вещество начинает сопротивляться давлению независимо от роста температуры, и в итоге сжатие звезды прекращается прежде, чем выход энергии в термоядерных реакциях становится значимым. Причиной остановки сжатия служит квантовомеханический эффект, который физики называют давлением вырожденного электронного газа. Дело в том, что электроны относятся к тому типу частиц, который подчиняется так называемому «принципу Паули», установленному физиком Вольфгангом Паули в 1925 году. Этот принцип утверждает, что тождественные частицы, например электроны, не могут одновременно находиться в одном и том же состоянии. Именно поэтому в атоме электроны движутся по разным орбитам. В недрах звезды нет атомов: при большой плотности они раздавлены и существует единое «электронное море». Для него принцип Паули звучит так: расположенные рядом электроны не могут иметь одинаковые скорости. Если один электрон покоится, другой должен двигаться, а третий — двигаться еще быстрее, и т. д. Такое состояние электронного газа физики называют вырождением. Даже если небольшая звезда сожгла все термоядерное топливо и лишилась источника энергии, ее сжатие может быть остановлено давлением вырожденного электронного газа. Как бы сильно ни охладилось вещество, при высокой плотности движение электронов не прекратится, а значит, давление вещества будет противостоять сжатию независимо от температуры: чем больше плотность, тем выше давление. Сжатие умирающей звезды с массой, равной солнечной, остановится, когда она уменьшится примерно до размера Земли, то есть в 100 раз, а плотность ее вещества станет в миллион раз выше плотности воды. Так образуются белые карлики. Звезда меньшей массы прекращает сжатие при меньшей плотности, поскольку сила ее тяготения не так велика. Очень маленькая звезда-неудачник может стать вырожденной и прекратить сжатие еще до того, как в ее недрах температура поднимется до порога «термоядерного зажигания». Такому телу никогда не стать настоящей звездой.Недостающее звено До недавних пор в классификции астрономических объектов зияла большая дыра: самые маленькие известные звезды были раз в 10 легче Солнца, а самая массивная планета — Юпитер — в 1000 раз. Существуют ли в природе промежуточные объекты — не звезды и не планеты с массой от 1/1000 до 1/10 солнечной? Как должно выглядеть это «недостающее звено»? Можно ли его обнаружить? Эти вопросы давно волновали астрономов, но ответ стал намечаться лишь в середине 1990-х годов, когда программы поиска планет за пределами Солнечной системы принесли первые плоды. На орбитах вокруг нескольких солнцеподобных звезд обнаружились планеты-гиганты, причем все они оказались массивнее Юпитера. Промежуток по массе между звездами и планетами стал сокращаться. Но возможна ли смычка, и где провести границу между звездой и планетой? Еще недавно казалось, что это совсем просто: звезда светит собственным светом, а планета — отраженным. Поэтому в категорию планет попадают те объекты, в недрах которых за все время существования не протекают реакции термоядерного синтеза. Если же на некотором этапе эволюции их мощность была сравнима со светимостью (то есть термоядерные реакции служили главным источником энергии), то такой объект достоин называться звездой. Но оказалось, что могут существовать промежуточные объекты, в которых термоядерные реакции происходят, но никогда не служат основным источником энергии. Их обнаружили в 1996 году, но еще задолго до того они получили название коричневых карликов. Открытию этих странных объектов предшествовал тридцатилетний поиск, начавшийся с замечательного теоретического предсказания. В 1963 году молодой американский астрофизик индийского происхождения Шив Кумар рассчитал модели самых маломассивных звезд и выяснил, что если масса космического тела превосходит 7,5% солнечной, то температура в его ядре достигает нескольких миллионов градусов и в нем начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При меньшей массе сжатие останавливается раньше, чем температура в центре достигает значения, необходимого для протекания реакции синтеза гелия. С тех пор это критическое значение массы называют «границей возгорания водорода», или пределом Кумара. Чем ближе звезда к этому пределу, тем медленнее идут в ней ядерные реакции. Например, при массе 8% солнечной звезда будет «тлеть» около 6 триллионов лет — в 400 раз больше современного возраста Вселенной! Так что, в какую бы эпоху ни родились такие звезды, все они еще находятся в младенческом возрасте. Впрочем и в жизни менее массивных объектов бывает краткий эпизод, когда они напоминают нормальную звезду. Речь идет о телах с массами от 1% до 7% массы Солнца, то есть от 13 до 75 масс Юпитера. В период формирования, сжимаясь под действием гравитации, они разогреваются и начинают светиться инфракрасным и даже чуть-чуть красным — видимым светом. Температура их поверхности может подняться до 2500 кельвинов, а в недрах превысить 1 миллион кельвинов. Этого хватает, чтобы началась реакция термоядерного синтеза гелия, но только не из обычного водорода, а из очень редкого тяжелого изотопа — дейтерия, и не обычного гелия, а легкого изотопа гелия-3. Поскольку дейтерия в космическом веществе очень мало, весь он быстро сгорает, не давая существенного выхода энергии. Это все равно, что бросить в остывающий костер лист бумаги: сгорит моментально, но тепла не даст. Разогреться сильнее «мертворожденная» звезда не может — ее сжатие останавливается под действием внутреннего давления вырожденного газа. Лишенная источников тепла, она в дальнейшем лишь остывает, как обычная планета. Поэтому заметить эти неудавшиеся звезды можно только в период их недолгой молодости, пока они теплые. Выйти на стационарный режим термоядерного горения им не суждено.
Коричневые карлики, как и многие другие экзотические космические объекты, были открыты на кончике пера
Астрономы не ставят экспериментов — они получают информацию с помощью наблюдений. Как сказал один из представителей этой профессии, не существует настолько длинных приборов, чтобы ими можно было дотянуться до звезд. Однако в распоряжении астрономов имеются физические законы, которые позволяют не только объяснять свойства уже известных объектов, но и предсказывать существование еще не наблюдавшихся.
Про нейтронные звезды, черные дыры, темную материю и иные космические экзоты, вычисленные теоретиками, наслышаны многие. Однако во Вселенной немало и других диковинок, открытых тем же способом. К их числу относятся тела, занимающие промежуточное положение между звездами и газовыми планетами. В 1962 году их предсказал Шив Кумар, 23-летний американский астроном индийского происхождения, только что защитивший докторскую диссертацию в Мичиганском университете. Кумар назвал эти объекты черными карликами. Позднее в литературе фигурировали такие имена, как черные звезды, объекты Кумара, инфракрасные звезды, однако в конце концов победило словосочетание «коричневые карлики» (brown dwarfs), предложенное в 1974 году аспиранткой Калифорнийского университета Джилл Тартер.
Кумар шел к своему открытию четыре года. В те времена основы динамики рождения звезд уже были известны, но в деталях оставались изрядные пробелы. Однако Кумар в целом столь верно описал свойства своих «черных карликов», что впоследствии с его заключениями согласились даже суперкомпьютеры. Все-таки человеческий мозг как был, так и остается лучшим научным инструментом.
Звезды возникают в результате гравитационного коллапса космических газовых облаков, которые в основном состоят из молекулярного водорода. Кроме того, там имеется гелий (один атом на 12 атомов водорода) и следовые количества более тяжелых элементов. Коллапс завершается рождением протозвезды, которая становится полноправным светилом, когда ее ядро разогревается до такой степени, что там начинается устойчивое термоядерное горение водорода (гелий в этом не участвует, поскольку для его поджога нужны температуры в десятки раз выше). Минимальная температура, необходимая для воспламенения водорода, составляет около 3 млн градусов.
продолжение:
Кумара интересовали самые легкие протозвезды с массой не выше одной десятой массы нашего Солнца. Он понял, что для запуска термоядерного горения водорода они должны сгуститься до большей плотности, нежели предшественники звезд солнечного типа. Центр протозвезды заполняется плазмой из электронов, протонов (ядер водорода), альфа-частиц (ядер гелия) и ядер более тяжелых элементов. Случается, что еще до достижения температуры поджога водорода электроны дают начало особому газу, свойства которого определяются законами квантовой механики. Этот газ успешно сопротивляется сжатию протозвезды и тем препятствует разогреву ее центральной зоны. Поэтому водород либо вообще не зажигается, либо гаснет задолго до полного выгорания. В таких случаях вместо несостоявшейся звезды формируется коричневый карлик.
Кумар вычислил, что минимальная масса нарождающейся звезды равна 0,07 массы Солнца, если речь идет о сравнительно молодых светилах популяции I, которым дают начало облака с повышенным содержанием элементов тяжелее гелия. Для звезд популяции II, возникших более 10 млрд лет назад, во времена, когда гелия и более тяжелых элементов в космическом пространстве было гораздо меньше, она равна 0,09 солнечной массы. Кумар нашел также, что формирование типичного коричневого карлика занимает около миллиарда лет, а его радиус не превышает 10% радиуса Солнца. Наша Галактика, как и другие звездные скопления, должна содержать великое множество таких тел, но их трудно обнаружить из-за слабой светимости.
Со временем эти оценки не особенно изменились. Сейчас считают, что временное возгорание водорода у протозвезды, родившейся из относительно молодых молекулярных облаков, происходит в диапазоне 0,07−0,075 солнечной массы и длится от 1 до 10 млрд лет (для сравнения, красные карлики, самые легкие из настоящих звезд, способны светить десятки миллиардов лет!). Как отметил в беседе с «ПМ» профессор астрофизики Принстонского университета Адам Барроуз, термоядерный синтез компенсирует не более половины потери лучистой энергии с поверхности коричневого карлика, в то время как у настоящих звезд главной последовательности степень компенсации составляет 100%. Поэтому несостоявшаяся звезда охлаждается даже при работающей «водородной топке» и тем более продолжает остывать после ее заглушки.
Протозвезда с массой менее 0,07 солнечной поджечь водород вообще не способна. Правда, в ее недрах может вспыхнуть дейтерий, поскольку его ядра сливаются с протонами уже при температурах в 600−700 тысяч градусов, порождая гелий-3 и гамма-кванты. Но дейтерия в космосе немного (на 200 000 атомов водорода приходится всего один атом дейтерия), и его запасов хватает всего на несколько миллионов лет. Ядра газовых сгустков, не достигших 0,012 массы Солнца (что составляет 13 масс Юпитера) не разогреваются даже до этого порога и поэтому не способны ни к каким термоядерным реакциям. Как подчеркнул профессор Калифорнийского университета в Сан-Диего Адам Бургассер, многие астрономы полагают, что именно здесь и проходит граница между коричневым карликом и планетой. По мнению представителей другого лагеря, коричневым карликом можно считать и газовый сгусток полегче, если он возник в результате коллапса первичного облака космического газа, а не родился из газо-пылевого диска, окружающего только что вспыхнувшую нормальную звезду. Впрочем, любые подобные определения — дело вкуса.
Еще одно уточнение связано с литием-7, который, как идейтерий, образовался в первые минуты после Большого взрыва. Литий вступает в термоядерный синтез при несколько меньшем нагреве, нежели водород, и потому загорается, если масса протозвезды превышает 0,055−0,065 солнечной. Однако лития в космосе в2500раз меньше, чем дейтерия, и поэтому с энергетической точки зрения его вклад совершенно ничтожен.
Что же происходит в недрах протозвезды, если гравитационный коллапс не завершился термоядерным поджогом водорода, а электроны объединились вединую квантовую систему, так называемый вырожденный ферми-газ? Доля электронов в этом состоянии увеличивается постепенно, а не подскакивает за единый миг от нуля до 100%. Однако для простоты будем считать, что этот процесс уже завершен.
Принцип Паули утверждает, что два электрона, входящие в одну и ту же систему, не могут пребывать в одинаковом квантовом состоянии. В ферми-газе состояние электрона определяется его импульсом, положением и спином, который принимает всего два значения. Это означает, что в одном и том же месте может находиться не более пары электронов с одинаковыми импульсами (и, естественно, противоположными спинами). А поскольку в ходе гравитационного коллапса электроны пакуются во все уменьшающийся объем, они занимают состояния с возрастающими импульсами и, соответственно, энергиями. Значит, по мере сжатия протозвезды растет внутренняя энергия электронного газа. Эта энергия определяется чисто квантовыми эффектами и не связана с тепловым движением, поэтому в первом приближении не зависит от температуры (в отличие от энергии классического идеального газа, законы которого изучают в школьном курсе физики). Более того, при достаточно высокой степени сжатия энергия ферми-газа многократно превосходит тепловую энергию хаотического движения электронов и атомных ядер.
Увеличение энергии электронного газа повышает и его давление, которое также не зависит от температуры и растет куда сильнее давления теплового. Именно оно противостоит тяготению вещества протозвезды и прекращает ее гравитационный коллапс. Если это произошло до достижения температуры поджога водорода, коричневый карлик остывает сразу же после непродолжительного по космическим масштабам выгорания дейтерия. Если прото-звезда пребывает в пограничной зоне и имеет массу 0,07−0,075 солнечной, она еще миллиарды лет сжигает водород, но на ее финал это не влияет. В конце концов квантовое давление вырожденного электронного газа столь снижает температуру звездного ядра, что горение водорода останавливается. И хотя его запасов хватило бы на десятки миллиардов лет, поджечь их коричневый карлик уже больше не сможет. Этим-то он и отличается от самого легкого красного карлика, выключающего ядерную топку, лишь когда весь водород превратился в гелий. Профессор Барроуз отмечает и еще одно различие звезды и коричневого карлика. Обычная звезда не только не остывает, теряя лучистую энергию, но, как это ни парадоксально, нагревается. Это происходит потому, что звезда сжимает и разогревает свое ядро, а это сильно увеличивает темпы термоядерного горения (так, за время существования нашего Солнца его светимость возросла по крайней мере на четверть). Иное дело коричневый карлик, сжатию которого препятствует квантовое давление электронного газа. Вследствие излучения с поверхности он остывает, подобно камню или куску металла, хотя и состоит из горячей плазмы, как нормальная звезда.
Погоня за коричневыми карликами затянулась надолго. Даже у наиболее массивных представителей этого семейства, которые в юности испускают пурпурное свечение, температура поверхности обычно не превышает 2000 К, а у тех, что полегче и постарше, порой не достигает даже 1000 К. В излучении этих объектов присутствует и оптическая компонента, хоть и очень слабенькая. Поэтому для их поиска лучше всего подходит инфракрасная аппаратура высокого разрешения, которая появилась только в 1980-х годах. Тогда же начали запускать инфракрасные космические телескопы, без которых почти невозможно обнаружить холодные коричневые карлики (пик их излучения приходится на волны длиной 3−5 микрометров, которые в основном задерживаются земной атмосферой). Именно в эти годы появились сообщения о возможных кандидатах. Поначалу такие заявления не выдерживали проверки, и реальное открытие первой из предсказанных Шивом Кумаром псевдозвезд состоялось лишь в 1995 году. Пальма первенства здесь принадлежит группе астрономов, возглавляемой профессором Калифорнийского университета в Беркли Гибором Басри. Исследователи изучали чрезвычайно тусклый объект PPl 15 в удаленном примерно на 400 световых лет звездном скоплении Плеяды, который ранее обнаружила группа гарвардского астронома Джона Стауффера. По предварительным данным, масса этого небесного тела составляла 0,06 массы Солнца, и он вполне мог оказаться коричневым карликом. Однако эта оценка была весьма приблизительной, и на нее нельзя было полагаться. Профессор Басри и его коллеги смогли решить эту задачу с помощью литиевой пробы, которую незадолго до того придумал испанский астрофизик Рафаэль Реболо. «Наша группа работала на первом 10-метровом телескопе гавайской обсерватории имени Кека, который вступил в действие в 1993 году, — вспоминает профессор Басри. — Мы решили воспользоваться литиевой пробой, поскольку она давала возможность различить коричневые карлики и близкие к ним по массе красные карлики. Красные карлики очень быстро сжигают литий-7, а почти все коричневые карлики к этому не способны. Тогда считали, что возраст Плеяд составляет около 70 млн лет, и даже легчайшие красные карлики за это время должны были полностью избавиться от лития. Если бы мы нашли литий вспектре PPl 15, то имели бы все основания утверждать, что имеем дело с коричневым карликом. Задача оказалась непростой. Первый спектрографический тест вноябре 1994 года действительно выявил литий, а вот второй, контрольный, в марте 1995-го, этого не подтвердил. Естественно, мы пребывали в разочаровании — открытие ускользало прямо из рук. Однако первоначальное заключение было правильным. PPl 15 оказался парой коричневых карликов, обращающихся вокруг общего центра масс всего за шесть суток. Поэтому-то спектральные линии лития то сливались, то расходились — вот мы и не увидели их в ходе второго теста. Попутно мы обнаружили, что Плеяды старше, нежели считалось ранее». В этом же 1995 году появились сообщения об открытии еще двух коричневых карликов. Рафаэль Реболо и его коллеги по Астрофизическому институту Канарских островов обнаружили в Плеядах карлик Teide 1, который был также идентифицирован с помощью литиевого метода. А в самом конце 1995 года исследователи из Калифорнийского Технологического института и университета Джонса Хопкинса сообщили, что красный карлик Gliese 229, который находится всего в 19 световых годах от Солнечной системы, обладает компаньоном. Этот спутник в 20 раз тяжелее Юпитера, и в его спектре имеются линии метана. Молекулы метана разрушаются, если температура превышает 1500К, в то время как атмосферная температура наиболее холодных нормальных звезд всегда больше 1700К. Это позволило признать Gliese 229-B коричневым карликом, даже не используя литиевый тест. Сейчас уже известно, что его поверхность нагрета всего до 950 К, так что этот карлик очень даже холодный. В настоящее время коричневых карликов известно вдвое больше, чем экзопланет, — примерно 1000 против 500. Исследование этих тел заставило ученых расширить классификацию звезд и звездоподобных объектов, поскольку прежняя оказалась недостаточной.
Астрономы издавна подразделяют звезды на группы в соответствии со спектральными характеристиками излучения, которые, в свою очередь, прежде всего определяются температурой атмосферы. Сейчас в основном применяется система, основы которой более ста лет назад были заложены сотрудниками обсерватории Гарвардского университета. В ее простейшей версии звезды делятся на семь классов, обозначаемых латинскими буквами O, B, A, F, G, K и M. В класс O входят чрезвычайно массивные голубые звезды с температурой поверхности выше 33 000К, в то время как к классу M относят красные карлики, красные гиганты и даже ряд красных сверхгигантов, атмосфера которых нагрета менее чем до 3700 К. Каждый класс в свою очередь делится на десять подклассов — от самого горячего нулевого до самого холодного девятого. К примеру, наше Солнце принадлежит классу G2. У гарвардской системы есть и более сложные варианты (так, в последнее время белые карлики выделяют в особый класс D), но это уже тонкости.
Открытие коричневых карликов обернулось введением новых спектральных классов L и T. К классу L относят объекты с температурами поверхности от 1300 до 2000К. Среди них не только коричневые карлики, но и наиболее тусклые красные карлики, которые раньше относили к M-классу. Класс Т включает лишь одни коричневые карлики, атмосферы которых нагреты от 700 до 1300 K. В их спектрах в изобилии присутствуют линии метана, поэтому эти тела нередко называют метановыми карликами (именно таков Gliese 229 B).
«К концу 1990-х годов мы накопили немало информации о спектрах самых тусклых звезд, в том числе и коричневых карликов, — рассказывает «ПМ» астроном из Калтеха Дэви Киркпатрик, входящий в группу ученых, по инициативе которых были введены новые классы. — Оказалось, что они обладают рядом особенностей, не встречавшихся ранее. Типичные для красных М-карликов спектральные метки оксидов ванадия и титана исчезли, зато появились линии щелочных металлов — натрия, калия, рубидия и цезия. Поэтому мы решили, что гарвардскую классификацию надо расширить. Сначала был добавлен класс L, эту букву предложил именно я — просто потому, что за ней ничего еще не числилось. Однако Gliese 229 B из-за наличия метана классу L не соответствовал. Пришлось задействовать еще одну свободную букву — T, так появился T-класс».
Скорее всего, дело этим не закончится. Уже предложено ввести класс y, который резервируется для гипотетических ультрахолодных коричневых карликов, нагретых ниже 600к. Их спектры также должны иметь характерные особенности, такие как четкие линии поглощения аммиака (а при температурах менее 400 к появятся и пары воды). Поскольку все коричневые карлики обречены на остывание, тела y-класса обязаны существовать, хотя до сих пор не обнаружены. Не исключено, что их откроют после запуска гигантского инфракрасного телескопа james webb, который отправится в космос в 2014 году. Быть может, эта обсерватория даже найдет у коричневых карликов планеты, существование которых в принципе вполне допустимо. Впереди астрономов ждет еще немало интересного. Кто есть кто среди звезд
Звезды, как и люди, хотя и похожи на друг на друга, но на самом деле имеют различное «социальное положение» — спектральный класс, светимость, температуру поверхности. В 1910 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американец Генри Рассел предложили использовать для классификации звезд диаграмму вкоординатах «светимость» (абсолютная звездная величина) — «спектральный класс» (температура поверхности, цвет). Все известные звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела объединяются в несколько спектральных классов с учетом светимости (Йеркская классификация, или МКК, по фамилиям разработавших ее астрономов — Уильяма Моргана, Филиппа Кинана и Эдит Келлман). Современная классификация выделяет на диаграмме Герцшпрунга-Рассела восемь основных групп. Класс 0 — это гипергиганты, массивные и очень яркие звезды, превышающие Солнце по массе в 100−200 раз, а по светимости — в миллионы и десятки миллионов. Класс Ia и Ib — это сверхгиганты, в десятки раз массивнее Солнца и в десятки тысяч раз превосходящие его по светимости. Класс II- яркие гиганты, занимающие промежуточное положение между сверхгигантами и гигантами, которые относятся к классу III. Класс V — это «главная последовательность» (карлики), на которой лежит большинство звезд, в том числе и наше Солнце. Когда звезда «главной последовательности» исчерпает свой запас водорода ив ее ядре начнется горение гелия, она станет субгигантом, перейдя вкласс IV. Чуть ниже «главной последовательности» лежит класс VI — субкарлики. А к классу VII относятся компактные белые карлики, конечная стадия эволюции звезд, не превышающих по массе предел Чандрасекара. Звездная пара
Звездную пару коричневых карликов астрономы наблюдали с помощью телескопа UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) с 3,8-метровым зеркалом — одного из крупнейших в мире инструментов, работающих в инфракрасном диапазоне
Астрономы постоянно узнают о коричневых карликах что-то новое. Так, в конце ноября 2010 года ученые из Чили, Англии и Канады сообщили об открытии в созвездии Девы всего в 160 световых годах от солнца звездной пары из двух карликов разных цветовых категорий — белого и коричневого. Последний принадлежит к числу самых горячих карликов т-класса (его атмосфера нагрета до 1300 к) и по массе равен 70 юпитерам. Оба небесных тела гравитационно связаны, несмотря на то что их разделяет огромная дистанция — примерно один световой год.
Пиркс, как думаете - у галактик есть аналог облака Оорта ? Можно ли считать атмосферу , вернее ее дальние границы гравитации подобием такого жа облака , а осадки соответсвенно аналогами комет ?
Можно наверное. Принцип аналога - очень удобное средство считать что-нибудь действенным, особенно когда имеешь дело либо с очень большими величинами, либо с малыми.
Я была ГАЛАктикой когда-то... Чувствую, что в этом моя суть. Но меня навеки, безвозвратно Поглотил коварный Млечный Путь.
Он такой большой, в его границах Разместились миллиарды звезд. И теперь томятся там в темнице. Как освободиться? Вот - вопрос.
Я сжимаюсь. Тщетно расправляюсь. Звезды ропщут - Ты теперь не Мать! Мы Отцом обзавелись, - прощаясь, Высказались. Как их осуждать!
Есть надежда только на внезапный Взрыв сверхновой, что внутри меня. Мощь ее рожденья, адекватно, Брешь пробьет, не выдержит броня
Млечного. А я - снова на свободе! Хоть пустая, Только с новой деточкой-звездой. Но она растет все... Поглощает... Нет, не надо! Что ж, теперь я - в ней... ой-ей...
Согласно новым наблюдениям Спитцера (Spitzer) и инфракрасного космического телескопа WISE, рост этих исполинских галактик со временем замедляется, и количество поглощаемых галактик снижается.
Новые сведения помогут ученым понять, как образуются и развиваются скопления, которые являются самыми большими образованиями нашей вселенной. Скопления образуются сотнями галактик, которые находятся вокруг самой большой из них. Размер этих центральных галактик может в дюжину раз превышать размер таких, как Млечный путь. Они увеличиваются, не только «съедая» галактики по соседству, но и поглощая звезды, которые оказываются в центре скопления.
Ученые исследовали около 300 скоплений галактик, чтобы понять, как осуществляется данный процесс. Самое дальнее скопление образовалось в то время, когда вселенной было всего 4,3 миллиарда лет, а самое ближнее появилось позже. Вселенной на тот момент было 13 миллиардов лет (сейчас нашей вселенной 13,8 миллиардов лет).
И Спитцер и WISE являются инфракрасными телескопами, но у каждого есть свои особенности, которыми он дополняют друг друга в подобных исследованиях. К примеру, Спитцер может видеть дальние объекты. С другой стороны, WISE лучше видит ближние объекты и у него больше радиус обзора.
Исследования показывают, что центральные галактики росли с рассчитанной скоростью около 5 миллиардов лет назад , а точнее когда вселенной было 8 миллиардов лет. После этого, галактики перестали поглощать других. Ученые пока что не знают, по какой причине центральные галактики убавили свой «аппетит». Но полученные данные перевернули некоторые теории с ног на голову.
Одним из возможных объяснений является то, что в исследовании было упущено большое количество звезд в более давних скоплениях. Звезды могли быть потеряны взаимодействующими галактиками. Если недавнее наблюдение не обнаружило утерянных звезд, возможно, огромные галактики, на самом деле, до сих пор продолжают расти. Будущие исследования помогут узнать больше о «галактическом каннибализме».
Процесс этот напоминает также глобализацию, укрупнение, образование галактических городов. А может и "детей"
Подсветка квазаром позволила провести спектральный анализ галактики и выявить недоступные для наблюдения в обычных условиях газовые облака. На основе полученных данных ученые сделали вывод о том, что за счет поглощения газа происходит не только увеличение массы галактики, но и формирование новых звезд. Значительная часть массы газа, который образовал галактику, расходуется в процессе появления первых звезд, поэтому поглощение дополнительных газовых облаков играет важную роль в эволюции галактик: за счет этого процесса галактики могут дольше поддерживать образование звезд.
порождаются умирающими звездами. По астрономическим меркам планетарные туманности — весьма короткоживущие явления: срок их жизни составляет около десяти тысяч лет. Поэтому астрономам известно не более полутора тысяч подобных объектов в нашей галактике. 33 наиболее интересных в этой подборке.
Безмолвное космическое пламя умирающей звезды: планетарная туманность NGC 6302
Туманность «Кошачий глаз», NGC 6543: фантастические скульптуры из газа и пыли, сфотографированные телескопом «Хаббл». :
Фотография планетарной туманности NGC 7293 ("Улитка" в созвездии Водолея), которая находится на расстоянии 70 пк. В центре туманности видна слабая звезда - её ядро, от которого около 104 лет назад отделилась газовая оболочка туманности. Современный размер NGC 7293 - около 0,2 пк. Туманность очень слаба, и все видимые на снимке детали - результат длительной экспозиции на крупном телескопе.
Механизм образования Планетарных туманностей пока не вполне ясен. Считается, что они возникают из красных гигантов умеренной массы с вырожденным ядром и двойным слоевым термоядерным источником энергии (см. Эволюция звезд). Отделение оболочки происходит, вероятнее всего, в результате единичного выброса с малой начальной скоростью. http://www.astronet.ru/db/msg/1189219
------- угу, видов туманностей несколько эмиссионные туманности, отражательные туманности, темные туманности, планетарные туманности и остатки сверхновых.
Эмиссионная туманность Эмиссионная туманность представляет собой облако газа высокой температуры. В рамках этого типа туманности, звезда возбуждает атомы в облаке с ультрафиолетовым излучением. Поскольку эти атомы падают обратно на более низкие энергетические уровни, они испускают излучение. Этот процесс похож на неоновый свет. Это заставляет туманность светиться. Эмиссионные туманности, как правило, красного цвета из-за обилия водорода. Дополнительные цвета, например, синий и зеленый, могут быть произведены атомами других элементов, но водород почти всегда является наиболее распространенным. Прекрасным примером является эмиссионной туманности туманность Ориона (M42).
Туманности Душа и Сердце – это пара эмиссионных туманностей, расположенных в созвездии Кассиопеи. Оба объекта находятся на расстоянии около 7500 световых лет в рукаве Персея галактики Млечный Путь. Эти объекты светятся в свете ионизованного водорода за счет новообразованных горячих звезд, расположенных в них. В туманности Душа расположены несколько небольших звёздных скоплений, среди которых можно выделить IC1848.
Отражательная туманностьОтражательная туманность отличается от эмиссионной туманности в том, что она не излучает собственную радиацию. Это облако пыли и газа, которое отражает энергию света от соседней звезды или группы звезд. Отражательная туманность находится часто в местах звездообразования. Они, как правило, имеют тенденцию быть синего цвета изза способа, , которым рассеян свет. Синий свет рассеивается более эффективно. Трехраздельная туманность (M20) в Стрельце является хорошим примером отражательной туманности.
Когда было исследовано большое количество звезд, оказалось, что среди них многие излучают в тысячи раз больше энергии, чем Солнце, и поэтому физически не могут жить миллиарды лет. Получается, должен быть процесс, который приводит к рождению звезд в эпохи, сравнительно близкие к нашему времени. Было очень важным заключение о том, что есть звезды, которые имеют сравнительно небольшой возраст. А это значит, что образование звездного мира еще не завершилось, и нужно найти то вещество, из которого звезды рождаются. Какие же звезды мы относим к сравнительно молодым? Это прежде всего звезды очень большой массы и очень высокой светимости, то есть те, которые излучают энергии во много раз больше, чем Солнце. Именно они не могут соперничать с Солнцем по возрасту, так как столь интенсивно теряют энергию, что в состоянии существовать только сравнительно короткое время по астрономическим масштабам.
Самые короткоживущие, а значит, недавно возникшие звезды — это прежде всего гигантские горячие звезды голубоватого цвета, их называют «голубые сверхгиганты». Они не распределены по всему пространству беспорядочно, а, как правило, наблюдаются группами, мы их называем молодыми звездными скоплениями. Значит, рядом с ними и надо искать вещество, из которого звезды могут рождаться. Из самых общих соображений было очевидно, что звезды должны формироваться путем сгущения предшествующего более разреженного вещества. Эта идея высказывалась еще Исааком Ньютоном, но экспериментального подтверждения она очень долгое время не имела. Здесь надо напомнить, что, помимо звезд, с помощью телескопов можно увидеть на небе еще отдельные светящиеся облачка межзвездного газа. Часто они действительно наблюдаются в областях, где есть голубые сверхгиганты. Можно было предположить, что это и есть то вещество, которое потом рождает звезды. Однако эта идея не проходит, потому что эти облачка горячие и, скорее всего, сами появились в результате деятельности звезд. Нужно было найти холодный газ, но ни в какие оптические телескопы его излучение нельзя запечатлеть. На помощь пришла радиоастрономия во второй половине ХХ века. Радиоволны, идущие к нам из космоса, несут много информации, в том числе и о том веществе, которое никакими оптическими телескопами заметить невозможно. С помощью радионаблюдений было обнаружено, что в космосе, в нашей галактике, в пространстве между звездами находится очень большое количество атомарного водорода, то есть газа, состоящего из отдельных атомов водорода. Физические условия в облаках атомарного газа уже приближаются к тем, какие требуются для того, чтобы происходила конденсация газа в звезды. Тем не менее его плотность оказалась все же слишком мала для этого.Гамма-лучи и невидимая материяТеоретические расчеты показывали, что для того, чтобы облака под своей тяжестью могли сжаться и распасться на звезды, нужно вещество более плотное либо (а лучше и) более холодное, чем атомарный водород. Но в течение долгого времени оно оставалось неизвестным. К
Таким образом, звезды продолжают появляться и сейчас. Рождающиеся звезды сильно различаются по массе. Масса — это самая главная характеристика звезды. Разная масса означает и разный жизненный путь, разный путь эволюции. Просто проследить, как меняется со временем звезда, невозможно. Но, сравнивая звезды разной массы и разного возраста, удалось понять, как происходит развитие звезд. Конечно, для того, чтобы эта картина была физически обоснованной, количественно рассчитанной, требуется использование физических моделей, которые базируются прежде всего на знании физики газов, гидродинамики, физики термоядерных реакций и теории взаимодействия вещества с излучением. Теперь мы знаем, в принципе, что происходит со звездой в процессе ее долгой жизни. Чтобы это проиллюстрировать, можно опять вернуться к Солнцу. Солнце имеет возраст около 5 миллиардов лет. За это время оно изменилось очень мало, главное, что оно оставалось желтым горячим шаром с температурой поверхностных слоев около 6 тысяч градусов. В недрах Солнца, как и в недрах большинства других звезд сходной массы, температура достигает 15 миллионов градусов. Это является тем условием, при котором возможна термоядерная реакция в недрах звезд. Но, раз идет реакция, значит, должно расходоваться топливо и накапливаться продукт реакции. Количество водорода, который превращается в гелий, должно постепенно уменьшаться, а количество гелия расти. В общем-то, ничего вечного не бывает, и рано или поздно запасы энергии подойдут к концу, солнечная батарейка закончится так же, как и в других звездах закончатся свои батарейки. Когда это будет? Можно сказать, что реально еще запасов водорода в недрах нашей звезды хватит на то, чтобы поддерживать ее примерно в таком же состоянии, как сейчас, около 5 миллиардов лет. То есть Солнце — это звезда, скажем, среднего возраста: 5 миллиардов лет назад образовалась и еще 5 миллиардов лет просуществует, а если и будет меняться, то мало.
Звездами с низкой и средней массой (0.08Мsun<М*<8Мsun) можно называть звезды, которые заканчивают свою жизнь без процесса углеродного горения и горения более массивных элементов в ядре. Внутри этой группы звезд также реализуются разные сценарии эволюции в зависимости от массы.
Так, звезды с массами меньше 0.08 солнечной (М*<0.08Мsun) никогда не будут иметь достаточной температуры в ядре, чтобы водород загорелся (строго говоря, это вообще не звезды, раз в них нет ядерного горения, однако это вопрос определения); их называют коричневыми карликами, или иногда водородными вырожденными карликами т.к. газ в них вырожден. Медленно остывая, они превращаются в черных карликов.
Красные карлики с массами 0.08Мsun<М*<0.5Мsun достигают в ядре температур, достаточных для горения водорода, но при этом они полностью конвективны, что предотвращает загорание водорода в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра, заставляя звезду сжиматься и нагреваться. Это приводит ее к перемещению влево на диаграмме ГР (Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла ) , превращая звезду в вырожденный гелиевый белый карлик.
В звездах средних масс ~0.5Мsun<М*<~8Мsun будут гореть как водород, так и гелий. Они заканчивают свою жизнь как углеродно-кислородные белые карлики, также состоящие из вырожденного газа. Когда у звезд средних масс кончается водород в ядре, происходит его загорание в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. Звезды перемещаются на диаграмме ГР в ветвь красных гигантов. Для масс ~0.5Мsun<М*<~3Мsun гелий в ядре загорится взрывным путем, испытав так называемую гелиевую вспышку (из-за вырожденности газа в ядре). Для масс ~3Msun<М*<~8Мsun загорание гелия в ядре произойдет спокойно, так как температура в ядре достаточно высока и газ не успевает дойти до стадии вырождения. Звезда вступает в фазу горения гелия в непрерывно растущем конвективном ядре, вокруг которого горит тонкая водородная оболочка (горение водорода вносит значительный вклад в общую светимость звезды). На диаграмме ГР горение гелия у звезд этих масс происходит в двух различных областях: на ветви красных гигантов и на более голубой горизонтальной ветви. Когда гелий в ядре закончится, то его горение начнется в слоевом источнике вокруг ядра. Углеродно-кислородное ядро будет сжиматься и нагреваться, в то время как водородная оболочка будет охлаждаться и расширяться и звезда на диаграмме ГР попадет на ветвь сверхгигантов. Температура в ядрах звезд с массами ~0.5Мsun<М*<~8Мsun недостаточно высока, чтобы поджечь углерод после выгорания гелия. В недрах звезды формируется углеродно-кислородное ядро с вырожденным газом, очень похожее на белый карлик, да оно в сущности и есть белый карлик. При этом оболочка продолжает расширяться и в конце концов звезда и оболочка разделяются. Оболочка постепенно расширяется, формируя так называемую планетарную туманность. Оставшееся ядро и есть углеродно-азотный белый карлик с вырожденным газом, расположенный на диаграмме ГР в левом нижнем углу.
Резюме:все звезды с М*<~8Мsun превратятся в белые карлики. Их ядра должны быть Мядра<~1.4Мsun (предел Чандрасекхара). Лишняя масса теряется, по-видимому, со звездным ветром и на последней стадии сбрасывается с планетарной туманностью.
Эволюция звезд с высокой массой
Звезды с высокой массой~8Мsun<М*<~10Мsun эволюционируют так же, как и со средней до момента формирования углеродно-кислородного ядра. Это ядро сжимается и становится вырожденным до того как загорится углерод, форсируя вспышку, известную как углеродная детонация - аналог гелиевой вспышки. Хотя в принципе углеродная детонация может привести к вспышке звезды как сверхновой, некоторые звезды могут пережить эту стадию, и не взорваться. При повышении температуры в ядре вырождение газа может сняться, после чего звезда продолжает эволюционировать как очень массивная звезда.
Очень массивные звезды сМ*>~10Мsun настолько горячи, что гелий загорается в ядре до того, как звезда достигнет ветви красных гигантов, загорание происходит еще тогда, когда эти звезды являются голубыми сверхгигантами и звезда продолжает монотонно эволюционировать в сторону покраснения; пока гелий горит в конвективном ядре, водород горит в слоевом источнике, обеспечивая большую часть светимости звезды. После исчерпания гелия в ядре температура там так высока, что углерод загорается до того, как газ станет вырожденным и углеродное горение включается постепенно без взрывных процессов. Загорание происходит до того, как звезда достигнет асимптотической ветви гигантов. Во все время горения углерода в ядре происходит отток энергии из ядра за счет нейтринного охлаждения, и основным источником поверхностной светимости является горение водорода и гелия в слоевых источниках.
Эти звезды продолжают вырабатывать все более и более тяжелые элементы вплоть до железа, после чего ядро коллапсирует, образуя нейтронную звезду или черную дыру (в зависимости от массы ядра), а внешние слои разлетаются, что выглядит как взрыв сверхновой II типа. Мы не можем точно указать массу одиночной звезды, которая должна взорваться как сверхновая второго типа, так как мы не знаем скорости потери вещества массивными звездами, хотя точно знаем, что вещество они теряют на всем протяжении эволюции. Приблизительная оценка массы звезды, которая должна взорваться как сверхновая II типа:М*=10±3Мsun.
На этой таблице собраны теоретические сведения по эволюции одиночных звезд в зависимости от массы. Следует подчеркнуть, что таблица составлена без учета потери массы звездами на поздних стадиях эволюции.
The Hertzsrung-Russell Diagram (HR Diagram) Прежде чем приступать к рассмотрению эволюции звезд, мы должны ознакомиться с одним из самых важных графиков, существующих в астрономии. В начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Ресселл эмпирически установили (независимо), что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом. Если нанести положения большого количества звезд на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложены спектральные классы звезд, а по оси ординат - светимости, оказывается, что звезды отнюдь не располагаются беспорядочно, а образуют определенные группы. Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава. Со временем выявился глубокий физический смысл расположения звезд на диаграмме, и стали понятными передвижения звезд по диаграмме в зависимости от возраста (эволюционные треки). Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла для звезд является важным инструментом сравнения теоретических моделей звезд с наблюдениями. Диаграмма ГР обычно приводится в следующих координатах: 1. Светимость - эффективная температура 2. Абсол ютная звездная величина - показатель цвета 3. Абсолютная звездная величина - спектральный класс Схематическое представление наиболее населенных областей на диаграмме Г-Р
На приведенной выше диаграмме можно выделить следующие классы звезд:
главную последовательность;
красные гиганты;
горизонтальная ветвь;
асимптотическую ветвь сверхгигантов;
последовательность белых карликов;
Наиболее населенной является главная последовательность, следующие группы - белые карлики и гиганты. Про эти классы звезд и про взрывные процессы на некоторых стадиях эволюции звезд будет написано ниже.
Главная последовательность — область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, содержащая звёзды, источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода.
Главная последовательность расположена в окрестностях диагонали диаграммы Герцшпрунга — Рассела и проходит из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы) диаграммы. Звёзды главной последовательности имеют одинаковый источник энергии («горение» водорода, в первую очередь, CNO-цикл), в связи с чем их светимость и температура (спектральный класс) определяются их массой:
L = M3,9, где светимость L и масса M измеряются в единицах солнечной светимости и массы, соответственно. Поэтому начало левой части главной последовательности представлено голубыми звёздами с массами ~50 солнечных, а конец правой — красными карликами с массами ~0,0767[1][2] солнечных.
Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90 % времени эволюции большинства звёзд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звёзд или чёрных дыр.
Кто самый быстрый в нашей галактике и зачем следить за чемпионами
Мы пока не можем полететь даже к ближайшим звездам. Что уж говорить о более далеких путешествиях. Вряд ли удастся с помощью мыслимых технологий построить корабль, который отвезет нас в туманность Андромеды. Может быть, получится хотя бы найти подходящий локомотив и прицепить к нему свой вагон? Для этого нам понадобится узнать, есть ли поблизости, хотя бы в сотне световых лет вокруг Земли, какие-то объекты, которые двигаются с достаточно большими скоростями, чтобы улететь далеко и даже покинуть нашу Галактику — Млечный Путь.
Звезды гало
Поиск сверхбыстрых объектов помогает многое понять об эволюции Вселенной. Дело в том, что облик галактик сформировался не сразу, и звезды в них возникали постепенно.
В этих звездных островах есть и совсем молодые объекты, образующиеся у нас на глазах, и очень старые, появившиеся в условиях, совсем не похожих на современные. Детальное изучение различий между ними позволит лучше понять, как жила и зарождалась вся наша Вселенная.
Млечный Путь относится к дисковым галактикам. Собственно, сама «Млечная дорога» в небе — это как раз диск галактики «в профиль», в котором мы и находимся. Однако диск не единственная составляющая. У Галактики есть еще гало. Это огромная — гораздо больше диска, — почти сферически симметричная структура, простирающаяся на сотни тысяч световых лет. В ней доминирует темное вещество, состоящее из элементарных частиц пока неизвестного нам типа, о существовании которых мы знаем только из-за их гравитационного действия. Поскольку частицы темного вещества слабо взаимодействуют друг с другом и с обычной материей, они не слипаются и распределяются достаточно равномерно — образуется гало. Хотя мы не можем увидеть его непосредственно, основная масса Галактики сосредоточена именно здесь. Однако у Галактики есть и звездное гало, то есть часть звезд расположена за пределами галактического диска, но внутри гигантской сферы, заключающей этот диск. Звезды в гало — самые старые в нашей системе. Именно гало содержит самые первые строительные блоки, из которых образовалась галактика.
Диск и балдж (галактический центр) возникли позже, в них попало вещество, уже обогащенное тяжелыми элементами, из которого образовывалось новое поколение звезд. Кроме того, в гало очень мало газа, так что последние миллиарды лет новых звезд там не возникало. Изучение звезд-долгожителей позволяет понять химический состав Вселенной на заре ее существования. Совершая свое галактическое обращение, эти звезды гало попадают в диск, в том числе и в наши окрестности. Оказывается, что их можно выделить среди прочих слабых звездочек вокруг нас. Они обладают важной отличительной чертой — у них совсем другие скорости. Хотя звезды диска вращаются вокруг центра Галактики довольно быстро (скорость Солнца составляет примерно 220–250 км/с, что в разы и даже десятки раз превосходит не только скорости наших космических аппаратов, но и скорость движения планет вокруг Солнца), относительно друг друга близкие звезды имеют небольшие по галактическим меркам скорости — 10–30 км/с.
А вот звезды из гало — совсем другое дело. Опускаясь со своих высот (астрономы говорят о «высоте» над галактическим диском), они разгоняются гравитационным полем Галактики до 300 км/с и буквально просвистывают мимо нас. Примерно так же кометы, двигаясь по своим очень вытянутым орбитам, приобретают высокую скорость вблизи Солнца. Таким образом, измеряя скорости звезд, можно определить их принадлежность: то ли это звезды диска, то ли звезды гало. Если пофантазировать и представить, что мы сможем построить корабль, который долетит до ближайшей звезды гало и станет ее спутником, то потом, уже выключив двигатели, он сумеет вместе со звездой подняться высоко над плоскостью Млечного Пути. Однако путешествие будет долгим: со скоростью 300 км/с за 1000 лет мы пролетим всего один световой год, поэтому, чтобы заметно подняться над диском, придется ждать десятки миллионов лет, и из Галактики мы все равно не улетим, так как постепенно скорость будет уменьшаться за счет гравитационного поля нашей звездной системы, пока в итоге мы не полетим обратно к диску. Это уже гораздо лучше, чем ничего, но посмотрим, нет ли в природе чего-то более привлекательного для далеких перелетов.
Предельно первичная звезда гало
В созвездии Льва обнаружена звезда с очень низким содержанием тяжелых элементов. У нее второй результат среди всех звезд по незначительности содержания железа и первый — по незначительности содержания углерода. Соответственно, и по незначительности массового содержания вообще всех элементов тяжелее гелия звезда получается в итоге рекордсменом. Если найдется звезда, у которой этот показатель окажется всего вдвое меньше, то у теорий, предсказывающих, что первичные звезды не могли быть маломассивными, начнутся серьезные проблемы.
Слияние галактик Самые массивные черные дыры Включить гиперджеты! Убегающие звезды Самые быстрые Слияния черных дыр На гравитационной волне
Наша галактика "Млечный Путь" окружена огромным звездным гало, в котором встречаются очень древние звезды. Но, как выяснилось в ходе научного эксперимента, большинство из этих древних звезд не были рождены в пределах нашей галактики. а наоборот попали сюда извне.
Скорее всего, когда-то, еще во времена ранней Вселенной, эти звезды принадлежали другим карликовым галактикам, которые находились недалеко от нашей собственной галактики.
рко выраженный спиральный диск нашей галактики окружает сферическое гало, выходящее далеко за его пределы, на 5−10 тыс. световых лет. Состоящее из разреженного и горячего газа и темной материи, гало содержит и некоторое количество звезд, расположенных далеко не так плотно, как в диске галактики. По современным данным, звезды гало — самые древние в галактике и являются примерно ее ровесниками.рко выраженный спиральный диск нашей галактики окружает сферическое гало, выходящее далеко за его пределы, на 5−10 тыс. световых лет. Состоящее из разреженного и горячего газа и темной материи, гало содержит и некоторое количество звезд, расположенных далеко не так плотно, как в диске галактики. По современным данным, звезды гало — самые древние в галактике и являются примерно ее ровесниками.
---------- Открыты оболочечные звезды в галактическом гало Млечного Пути
Эта иллюстрация показывает диск нашей галактики Млечный Путь, окруженный тусклым, удлиненным гало старых звезд. Астрономы, используя космический телескоп Hubble, чтобы наблюдать соседнюю галактику Андромеда, случайно обнаружили дюжины звезд перед ней в гало Млечного Пути. Они измерили первые боковые движения (представленные стрелками) для таких отдаленных гало звезд. Движения указывают на возможное присутствие оболочки в гало, которая могла образоваться их разрастания карликовой галактики. Это наблюдение подтверждает вид, что Млечный Путь подвергался непрерывному росту и эволюции в течение своего существования потреблением меньшие галактики. Предоставлено: NASA, ESA, and A. Feild (STScI).
Как дразнящие лакомые кусочки, хранящиеся в обширных камерах холодильника, астрономы, используя Космический Телескоп Hubble имеет доказательство оболочки из звезд, оставшейся от пищи Млечного Пути. В исследовании, которое появится в приближающемся выпуске Astrophysical Journal, исследователи раскрыли группу звезд, движущуюся боком - движение, которое указывает на то, что наша галактика могла поглотить другую в течение своей эволюции.
"Уникальные способности Hubble позволяют астрономам раскрыть отдаленное прошлое галактики. Более отдаленные регионы галактики эволюционировали более медленно, чем внутренние секции. Объекты во внешних регионах все еще имеют сигнатуры событий, которые произошли давным давно", сообщил Roeland van der Marel из Space Telescope Science Institute (STScI) в Балтиморе, Мэриленд.
Любопытно, что это оболочка из звезд, они предлагают даже больше информации, раскрывая шанс изучить таинственную скрытую массу Млечного Пути - темная материя. С более сотни миллиардов галактик, распространенных по Вселенной, какое лучшее место, чтобы ближе взглянуть, чем прямо здесь дома? Команда астрономов, возглавляемая Alis Deason из Университета Калифорнии, Santa Cruz, и van der Marel изучали внешнее гало, регион на расстоянии приблизительно 80,000 световых лет от центра нашей галактики, и обнаружили 13 звезд, которые могли появиться на свет в самом начале образования Млечного Пути.
Что особенного в этой группе гериатрических солнц? В этом случае, это их движение. Вместо полета вдоль радиальной орбиты, эти пожилые звезды показывают касательное движение - неожиданное наблюдение. Нормальные гало звезды путешествуют к галактическому центру, только чтобы вернуться наружу снова. Что могло заставить эти двойные горстки звезд двигаться по-другому? Исследовательская команда имеет теорию, что там могла быть "сверх плотность" звезд в 80,000 световых годах.
Интригующе, что эти звезды есть, эта странная оболочка была открыта по случайности. Deason и его команда отсеивала внешнее гало звезд из семилетнего исследования архивных фотографий, снятых телескопом Hubble, галактики Андромеда. Смотря в 20 раз дальше на звезды нашей соседней галактики, эти странно движущиеся звезды появились на свет как объекты на переднем плане... объекты, которые "загромождали" фотографии. Хотя это гало звезды были плохими для такого специфического исследования, они были очень хороши для Deason и команды. Это дает им шанс подробно рассмотреть движение гало звезд Млечного Пути.
Тем не менее, наблюдение этих звезд не просто. Благодаря невероятному разрешению Hubble и мощности сбора света, каждая фотография содержала более 100,000 отдельных звезд. "Мы должны так или иначе находить эти несколько звезд, которые фактически принадлежат гало Млечного Пути", сообщил van der Marel. "Это было как нахождение иголке в стоге сена".
Так как астрономы отделили оболочечные звезды от тех, которые принадлежали внешним контурам Андромеды? Первоначальные наблюдения отбирали звезды, основываясь на их цвете, яркости и боковом движении. Благодаря параллаксу, внешние гало звезды, кажется, двигались быстрее, просто потому что они ближе. Благодаря работе члена команды Tony Sohn из STSci, эти революционные звезды были обнаружены и измерены. Их тангенциальное движение наблюдали и записывали с пяти процентной точностью. Не быстрые процесс, когда вы принимаете во внимание , что эти оболочечные звезды движутся по небу только со скоростью около одной миллиугловой секунды в год!
"Измерения такой точности возможны сочетанием четкого взгляда Hubble, многие годы ценных наблюдений, и стабильность телескопа. Hubble расположен в космической среде, и он свободен от гравитации, ветра, атмосферы и сейсмических колебаний", сказал van der Marel.
Что заставляет команду быть такими уверенными в их открытии? Как мы знаем, звезды дома во внутреннем гало нашей галактики имеют быстрые радиальные орбиты. Когда сравнение проводилось между боковыми движениями внешних гало звезд с внутренними движениями, исследователи обнаружили равенство. Согласно компьютерному моделированию образования галактики, внешние звезды должны продолжать иметь радиальное движение, поскольку они движутся за пределы гало, но это новое открытие доказывает обратное. Что могло это вызвать? Естественное объяснение было бы приращением, включающим спутниковую галактику.
Для дальнейшего обоснования своих находок, команда сравнивала свои результаты с данными, полученными Sloan Digital Sky Survey, включающими гало звезды. Это была эврика. Наблюдения, проведенные SDSS, раскрыли более высокую плотность звезд примерно на том же расстоянии, как "shell-shocked travelers". И Млечный Путь не единственный. Другие исследования гало звезд, как в Triangulum, так и в Andromeda, показывают большое количество гало звезд, существующих в определенном месте - только чтобы уменьшиться. Deason понял, что это не просто странное совпадение. "То, что может происходить - это звезды движутся слишком медленно, потому что они в апоцентре, самой дальней точке своей орбиты около сердцевины нашего Млечного Пути", объяснил Deason. "Замедление создает скопление звезд, когда они делают петлю на своем пути и движутся обратно к галактике. Поэтому их туда и обратно или радиальное движение уменьшается по сравнению с боковым движением или тангенциальным (касательным) движением".
Насколько волнительны это находки, но они не новы. Оболочечные звезды наблюдали в гало их галактик и были предсказаны как часть Млечного Пути. По своей природе, им следовало быть там - но они были просто тусклыми и слишком широко раскинувшимися, чтобы сделать астрономов уверенными в их присутствии. Не более. Теперь астрономы знают что искать, они даже больше волнуются, роясь в архивах Hubble. "Эти неожиданные результаты питают наш интерес в поиске большего количества звезд, чтобы подтвердить, что это действительно существует", сказал Deason. "В данный момент мы имеем небольшой образец. Поэтому мы действительно можем сделать его более надежным с получением большего количества полей с Hubble." Наблюдения Андромеды только покрывают очень маленький "вид в замочную скважину" неба.
Так что дальше? Теперь команда может нарисовать даже более прекрасный портрет истории эволюции Млечного Пути. Понимая движение и орбиту "оболочки" из звезд в гало, они могут даже предоставить нам точную массу. "До сих пор, то, что мы пропустили, - это тангенциальное движение звезд, которое является ключевым компонентом. Тангенциальное движение позволит нам лучше измерить общее распределение масс галактики, в которой доминирует темная материя. Изучая распределение массы, мы можем увидеть, последует ли такое же распределение, как прогнозировали в теориях структурного образования", сообщил Deason.
, чтоб было все стерильно, а то непорядок и бурление 
