Массивные звезды — это те, которые примерно в 10 раз больше массы Солнца. Они рождаются гораздо реже, чем их маломассивные аналоги. Однако именно массивные звезды вносят наибольший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Рассказываем, почему их очень важно, но тяжело исследовать, как ученые решили эту проблему и через что проходит звезда от своего рождения до смерти.
Как образуются звезды?
Звезды рождаются в облаках пыли и разбросаны по большинству галактик. Знакомый пример пылевого облака — туманность Ориона. Турбулентность глубоко внутри этих облаков порождает узлы с массой, достаточной для того, чтобы газ и пыль могли начать схлопываться под действием собственного гравитационного притяжения. Когда облако схлопывается, материал в центре начинает нагреваться. Известная как протозвезда, именно это горячее ядро в центре коллапсирующего облака однажды станет звездой. Не весь этот материал оказывается частью звезды — оставшаяся пыль может стать планетами, астероидами или кометами или может остаться в виде пыли.
Сколько живут звезды?
В целом, чем крупнее звезда, тем короче ее жизнь, хотя все, кроме самых массивных звезд, живут миллиарды лет. Когда звезда расплавляет весь водород в своем ядре, ядерные реакции прекращаются. Лишенное выработки энергии, необходимой для его поддержания, ядро начинает схлопываться само в себя и становится намного горячее. Водород все еще доступен вне ядра, поэтому синтез водорода продолжается в оболочке, окружающей ядро. Все более горячее ядро также выталкивает наружу внешние слои звезды, заставляя их расширяться и охлаждаться, превращая звезду в красного гиганта.
Если звезда достаточно массивна, коллапсирующее ядро может стать достаточно горячим, чтобы поддерживать более экзотические ядерные реакции, которые потребляют гелий и производят множество более тяжелых элементов, вплоть до железа. Однако такие реакции предлагают лишь временную отсрочку. Постепенно внутренние ядерные огни звезды становятся все более нестабильными — иногда яростно горят, а иногда затухают. Эти изменения заставляют звезду пульсировать и сбрасывать свои внешние слои, окутывая себя коконом из газа и пыли. Что будет дальше, зависит от размера ядра.
Жизненный цикл звезд
- Обычные звезды становятся белыми карликами
Для средних звезд, таких как Солнце, процесс выброса внешних слоев продолжается до тех пор, пока не обнажится ядро звезды. Этот мертвый, но все еще свирепо раскаленный звездный пепел называется Белым карликом. Белые карлики размером примерно с нашу Землю, и, несмотря на массу звезды, когда-то озадачивали астрономов — почему они не разрушались дальше? Какая сила поддерживала массу ядра? Квантовая механика дала объяснение. Давление быстро движущихся электронов удерживает эти звезды от коллапса. Чем массивнее ядро, тем плотнее образуется белый карлик. Таким образом, чем меньше диаметр белого карлика, тем больше его масса. Эти парадоксальные звезды очень распространены — наше собственное Солнце станет белым карликом через миллиарды лет. Белые карлики по своей природе очень тусклые, потому что они такие маленькие и, не имея источника энергии, они уходят в небытие по мере того, как постепенно остывают.
Эта судьба ожидает только те звезды, масса которых примерно в 1,4 раза больше массы нашего Солнца. Выше этой массы давление электронов не может поддерживать ядро от дальнейшего коллапса. Такие звезды постигает иная судьба, описанная ниже. - Белые карлики могут стать новыми
Если белый карлик образуется в двойной или кратной звездной системе, он может пережить более насыщенную событиями смерть как новая. Nova в переводе с латыни означает «новый» — новые звезды когда-то считались новыми звездами. Сегодня мы понимаем, что это на самом деле очень старые звезды — белые карлики. Если белый карлик находится достаточно близко к звезде-компаньону, его гравитация может перетаскивать материю — в основном водород — из внешних слоев этой звезды на себя, создавая ее поверхностный слой. Когда на поверхности накопилось достаточно водорода, происходит взрыв ядерного синтеза, в результате чего белый карлик значительно светлеет и изгоняет оставшийся материал. Через несколько дней свечение стихает, и цикл начинается снова. - Сверхновые звезды оставляют за собой нейтронные звезды или черные дыры
Звезды главной последовательности более восьми солнечных масс обречены на смерть в результате титанического взрыва, называемого сверхновой. Сверхновая — это не просто большая новая звезда. У новой звезды взрывается только поверхность звезды. В случае сверхновой ядро звезды коллапсирует, а затем взрывается. В массивных звездах сложная серия ядерных реакций приводит к образованию железа в ядре. Получив железо, звезда выжала всю энергию из ядерного синтеза — реакции синтеза, в результате которых образуются элементы тяжелее железа, фактически потребляют энергию, а не производят ее. У звезды больше нет возможности поддерживать собственную массу, и железное ядро разрушается. За считанные секунды ядро сжимается с примерно 5000 миль в поперечнике до всего лишь десятка, а температура поднимается на 100 миллиардов градусов или больше. Внешние слои звезды начинают коллапсировать вместе с ядром, а после отделяются с огромным высвобождением энергии и резко выбрасываются наружу. Сверхновые выделяют почти невообразимое количество энергии. В течение нескольких дней или недель сверхновая звезда может затмить целую галактику. Точно так же при этих взрывах производятся все природные элементы и богатый массив субатомных частиц. В среднем в типичной галактике взрыв сверхновой происходит примерно раз в сто лет. Каждый год в других галактиках обнаруживается от 25 до 50 сверхновых, но большинство из них находятся слишком далеко, чтобы их можно было увидеть без телескопа. - Нейтронные звезды
Если коллапсирующее ядро звезды в центре сверхновой содержит от 1,4 до 3 солнечных масс, коллапс продолжается до тех пор, пока электроны и протоны не объединятся, чтобы сформировать нейтроны, образуя нейтронную звезду. Нейтронные звезды невероятно плотны — сравнимы с плотностью атомного ядра. Поскольку она содержит так много массы, упакованной в такой небольшой объем, гравитация на поверхности нейтронной звезды огромна. Подобно звездам Белого карлика, приведенным выше, если нейтронная звезда образуется в системе с несколькими звездами, она может аккрецировать газ, оторвав его от ближайших спутников. Исследователь времени рентгеновского излучения Росси зафиксировал контрольные рентгеновские выбросы газа, закрученного всего в нескольких милях от поверхности нейтронной звезды.
Нейтронные звезды также обладают мощными магнитными полями, которые могут ускорять атомные частицы вокруг своих магнитных полюсов, создавая мощные лучи излучения. Эти лучи движутся вокруг, как массивные лучи прожектора, когда звезда вращается. Если такой луч ориентирован так, что он периодически направлен на Землю, мы наблюдаем его как регулярные импульсы излучения, возникающие всякий раз, когда магнитный полюс проходит мимо луча зрения. В этом случае нейтронная звезда известна как пульсар. - Черные дыры
Если коллапсировавшее ядро звезды больше трех масс Солнца, оно полностью схлопывается, образуя черную дыру: бесконечно плотный объект, гравитация которого настолько сильна, что ничто не может избежать его непосредственной близости, даже свет. Поскольку инструменты ученых предназначены для наблюдения за фотонами, черные дыры можно обнаружить только косвенно. Косвенные наблюдения возможны, потому что гравитационное поле черной дыры настолько мощно, что любой близлежащий материал — часто внешние слои звезды-компаньона — захватывается и втягивается внутрь. По мере того, как материя движется по спирали в черную дыру, она образует диск, который нагревается до огромных температур, испуская обильное количество рентгеновских и гамма-лучей, указывающих на присутствие скрытого компаньона. - Из останков возникают новые звезды
Пыль и обломки, оставленные новыми и сверхновыми, в конечном итоге смешиваются с окружающим межзвездным газом и пылью, обогащая их тяжелыми элементами и химическими соединениями, образующимися во время звездной смерти. В конце концов, эти материалы перерабатываются, обеспечивая строительные блоки для нового поколения звезд и сопутствующих планетных систем.
Что особенного в массивных звездах?
Гипергигант или массивная звезда — это космический огромной массы и размеров, имеющий на диаграмме Герцшпрунга — Рассела класс светимости 0. Гипергиганты определяются как самые мощные, самые тяжёлые, самые яркие и одновременно самые редкие и короткоживущие сверхгиганты.
Массивные звезды вносят наибольший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Они являются предшественниками многих ярких и полных энергии явлений во Вселенной.
Если звезда будет настолько массивной, то её ждёт настоящий космический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звёзд, срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белого карлика, богатого углеродом и кислородом, или до красного карлика, который никогда не достигнет этапа сжигания гелия, и просто сожмётся до богатого гелием белого карлика, наиболее массивных звёзд настоящий катаклизм. Чаще всего, особенно у звёзд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжёлые элементы: от углерода к кислороду и/или неону, и затем далее, по периодической таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая.
Массивные звезды очень редки, но весьма важны для космоса – всё потому, что массивные звёзды могут закончить своё существование не только в виде сверхновой. Также они могут превратиться в гиперновые — они гораздо более энергетическая и яркие, чем сверхновые, и не оставляют за собой остатков ядра. Кроме того, они могут превратиться в сверхмассивную черную дыру. Все эти три события важны для изучения Вселенной.
Почему их сложно изучать?
Для изучения массивных звезд требуются подробные коды звездной эволюции: компьютерные программы, которые рассчитывают как внутреннюю структуру, так и эволюцию этих звезд. К сожалению, подробные коды требуют больших вычислительных ресурсов — вычисление эволюции только одной звезды может занять несколько часов. Поэтому неразумно использовать эти коды для моделирования звезд в сложных системах, таких как шаровые звездные скопления, которые могут содержать миллионы взаимодействующих звезд.
Как ученые решили проблему?
Чтобы решить эту проблему, группа ученых под руководством Центра передового опыта ARC по открытию гравитационных волн (OzGrav) разработала код звездной эволюции под названием METhod of Interpolation for Single Star Evolution (METISSE).
Интерполяция — это метод оценки количества на основе близких значений, например, оценка размера звезды на основе звезд с аналогичными массами. С помощью интерполяции METISSE быстро вычисляет свойства звезды в любой момент, используя выбранные звездные модели, рассчитанные с помощью подробных кодов звездной эволюции.
Чрезвычайно быстро METISSE может развить 10 000 звезд всего за три минуты. Прежде всего, он может использовать наборы звездных моделей для предсказания свойств звезд — это чрезвычайно важно именно для массивных звезд. Массивные звезды встречаются редко, и их удивительная и короткая жизнь затрудняет определение их свойств.
Следовательно, подробные коды звездной эволюции часто должны делать предположения при вычислении эволюции этих звезд. Различия в представлениях, используемых различными кодами звездной эволюции, могут существенно повлиять на их прогнозы о жизни и свойствах массивных звезд.
В новом исследовании ученые использовали METISSE с двумя наборами современных звездных моделей: один был рассчитан Модулями для экспериментов в звездной астрофизике (MESA), а другой — эволюционным кодом Бонна (BEC).
MESA это открытые коды для расчета звездной эволюции и строения звезд. Созданы международной группой астрофизиков.
Пуджан Агравал, исследователь OzGrav и ведущий автор исследования объясняет: «Мы интерполировали звезды, масса которых в 9–100 раз превышала массу Солнца, и сравнили предсказания относительно их окончательной судьбы. Для большинства массивных звезд в нашем наборе мы обнаружили, что массы звездных остатков (нейтронные звезды или черные дыры) могут отличаться до 20-кратной массы Солнца».
«Результаты этого исследования окажут огромное влияние на будущие прогнозы гравитационно-волновой астрономии».
«METISSE — это только первый шаг в раскрытии роли массивных звезд в звездных системах, таких как звездные скопления, и уже результаты впечатляют».
