Звезды рождаются дольше

Дмитрий Вибе

Дмит­рий Вибе

На ран­них эта­пах позна­ния меж­звезд­но­го моле­ку­ляр­но­го веще­ства моле­ку­ляр­ные обла­ка счи­та­лись дол­го­жи­ву­щи­ми объ­ек­та­ми с харак­тер­ным вре­ме­нем жиз­ни поряд­ка десят­ков мил­ли­о­нов лет. Посколь­ку мас­сы обла­ков суще­ствен­но пре­вы­ша­ют мас­су Джин­са (кри­ти­че­скую мас­су для наступ­ле­ния гра­ви­та­ци­он­ной неустой­чи­во­сти), они долж­ны были бы быст­ро кол­лап­си­ро­вать, так ска­зать, под соб­ствен­ным весом. Поэто­му пред­по­ло­же­ние о дли­тель­ном суще­ство­ва­нии моле­ку­ляр­ных обла­ков тре­бо­ва­ло допу­ще­ния о нали­чии како­го-то допол­ни­тель­но­го фак­то­ра, пре­пят­ству­ю­ще­го кол­лап­су.

В рам­ках так назы­ва­е­мой стан­дарт­ной моде­ли звез­до­об­ра­зо­ва­ния моле­ку­ляр­ные обла­ка удер­жи­ва­ют­ся от кол­лап­са маг­нит­ным полем, и пото­му звез­до­об­ра­зо­ва­ние в них про­ис­хо­дит мед­лен­но, по мере того как теря­ет­ся под­держ­ка маг­нит­но­го поля. Одна­ко со вре­ме­нем ста­ли накап­ли­вать­ся сви­де­тель­ства того, что моле­ку­ляр­ные обла­ка живут зна­чи­тель­но мень­ше — лишь несколь­ко мил­ли­о­нов лет. Одним из таких сви­де­тельств ста­ла так назы­ва­е­мая про­бле­ма звезд post T Tau («после Т Тель­ца»).

По совре­мен­ным пред­став­ле­ни­ям, звез­да типа Т Tau пред­став­ля­ет собой очень моло­дую звез­ду сол­неч­но­го типа, ни внут­ри, ни вокруг кото­рой про­цес­сы еще не уста­ка­ни­лись, и пото­му она обла­да­ет замет­ной нере­гу­ляр­ной пере­мен­но­стью. Воз­рас­ты звезд типа Т Tau состав­ля­ют несколь­ко мил­ли­о­нов лет и менее.

Если моле­ку­ляр­ное обла­ко живет несколь­ко десят­ков мил­ли­о­нов лет и в нем всё это вре­мя про­дол­жа­ет­ся звез­до­об­ра­зо­ва­ние, то мы долж­ны видеть в нем как недав­но родив­ши­е­ся звез­ды типа T Tau, кото­рые всё еще ведут себя как пяти­класс­ни­ки на пере­мене, так и более спо­кой­ные звез­ды post T Tau воз­рас­том более десят­ка мил­ли­о­нов лет, кото­рые похо­жи на тиней­дже­ров.

Но как раз с нали­чи­ем, точ­нее, с отсут­стви­ем таких «тиней­дже­ров» — звезд post T Tau в звез­до­об­ра­зу­ю­щих моле­ку­ляр­ных обла­ках — и свя­за­на назван­ная про­бле­ма. Посколь­ку воз­рас­том «состав­но­го» объ­ек­та (в част­но­сти, обла­сти звез­до­об­ра­зо­ва­ния) логич­но счи­тать воз­раст ее само­го ста­ро­го эле­мен­та, а мы в обла­стях актив­но­го звез­до­об­ра­зо­ва­ния (как нам кажет­ся) не видим звезд стар­ше несколь­ких мил­ли­о­нов лет, при­хо­дит­ся заклю­чить, что ни о каких десят­ках мил­ли­о­нов лет жиз­ни моле­ку­ляр­ных обла­ков речь не идет.

Этот вывод стал одной из при­чин свое­об­раз­но­го упад­ка стан­дарт­ной моде­ли и вос­хож­де­ния новой моде­ли — граво­тур­бу­лент­ной, соглас­но кото­рой моле­ку­ляр­ное обла­ко пред­став­ля­ет собой тран­зи­ент­ный сгу­сток в тур­бу­лент­ной меж­звезд­ной сре­де, про­хо­дя­щий пол­ный жиз­нен­ный цикл — от фор­ми­ро­ва­ния сгуст­ка и рож­де­ния в нем звезд до дис­си­па­ции — за несколь­ко мил­ли­о­нов лет.

В осно­ве наших пред­став­ле­ний о фор­ми­ро­ва­нии звезд, похо­жих на Солн­це, в зна­чи­тель­ной сте­пе­ни лежит иссле­до­ва­ние ком­плек­са моле­ку­ляр­ных обла­ков в Тель­це-Воз­ни­чем (для крат­ко­сти «Воз­ни­чий» в назва­нии часто про­пус­ка­ют): это самый близ­кий к нам ком­плекс моле­ку­ляр­ных обла­ков, и изу­чать его мак­си­маль­но про­сто. И вот недав­но появи­лась рабо­та, посвя­щен­ная иссле­до­ва­нию насе­ле­ния моло­дых звезд в этом ком­плек­се [1].

Темные волокна — пылевой компонент комплекса молекулярных облаков в Тельце — Возничем. В правой части снимка видны звездные скопления Плеяды (выше) и Гиады (ниже). Фото AlanDyer с сайта amazingsky.net

Тем­ные волок­на — пыле­вой ком­по­нент ком­плек­са моле­ку­ляр­ных обла­ков в Тель­це — Воз­ни­чем. В пра­вой части сним­ка вид­ны звезд­ные скоп­ле­ния Пле­я­ды (выше) и Гиа­ды (ниже). Фото Alan Dyer с сай­та amazingsky.net

Забав­но, что в подоб­ных иссле­до­ва­ни­ях бли­зость ком­плек­са явля­ет­ся не таким уж оче­вид­ным пре­иму­ще­ством: он зани­ма­ет на небе пло­щадь при­мер­но 15° на 15°, и для состав­ле­ния пол­ной кар­ти­ны тре­бу­ют­ся весь­ма мас­штаб­ные наблю­де­ния. При этом звез­ды типа T Tau выде­лить доста­точ­но про­сто: поми­мо уже упо­мя­ну­той пере­мен­но­сти они обла­да­ют инфра­крас­ным избыт­ком излу­че­ния (это све­тит­ся пыль, окру­жа­ю­щая моло­дую звез­ду и нагре­тая ее опти­че­ским излу­че­ни­ем), уль­тра­фи­о­ле­то­вым избыт­ком (это све­тит­ся веще­ство, пада­ю­щее на звез­ду) и дру­ги­ми харак­тер­ны­ми при­зна­ка­ми.

Со звез­да­ми post T Tau всё слож­нее. Они сохра­ня­ют высо­кую актив­ность в хро­мо­сфе­рах и коро­нах, поэто­му для их иден­ти­фи­ка­ции исполь­зу­ют про­яв­ле­ния такой актив­но­сти — нали­чие в спек­тре эмис­си­он­ных линий или высо­кую рент­ге­нов­скую све­ти­мость. Одна­ко при этом вели­ка веро­ят­ность пере­пу­тать их с актив­ны­ми звез­да­ми дру­гих видов, не име­ю­щи­ми отно­ше­ния к изу­ча­е­мой обла­сти звез­до­об­ра­зо­ва­ния, или, наобо­рот, упу­стить из виду «нуж­ные» звез­ды post T Tau, наблю­де­ния кото­рых при­шлись на про­ме­жу­ток их отно­си­тель­но­го спо­кой­ствия.

Слож­ность иден­ти­фи­ка­ции при­во­дит к тому, что в Тель­це ранее было иден­ти­фи­ци­ро­ва­но все­го око­ло 150 звезд, более ста­рых, чем клас­си­че­ские звез­ды типа T Tau. Авто­ры ста­тьи назы­ва­ют их без­дис­ко­вы­ми, посколь­ку одним из инди­ка­то­ров воз­рас­та явля­ет­ся нали­чие или отсут­ствие око­ло­звезд­но­го дис­ка. Боль­шая часть без­дис­ко­вых звезд в про­стран­стве рас­пре­де­ле­на так же, как и звез­ды с дис­ка­ми, то есть пре­иму­ще­ствен­но в местах кон­цен­тра­ции моле­ку­ляр­но­го газа.

Эти звез­ды роди­лись недав­но, при­над­ле­жа, веро­ят­но, к тому же поко­ле­нию, что и фор­маль­но более моло­дые звез­ды с дис­ка­ми (клас­си­че­ские звез­ды типа T Tau). Одна­ко есть и неко­то­рое коли­че­ство без­дис­ко­вых звезд, кото­рые зани­ма­ют на небе бóль­шую пло­щадь, чем звез­ды с дис­ка­ми. Явля­ют­ся ли они остат­ка­ми более ста­ро­го насе­ле­ния ком­плек­са в Тель­це или же не име­ют к нему вооб­ще ника­ко­го отно­ше­ния, слу­чай­но про­еци­ру­ясь на тот же уча­сток неба?

Ответ на вопрос о нали­чии в Тель­це более ста­ро­го насе­ле­ния важен по несколь­ким при­чи­нам. Во-пер­вых, если оно есть, мы, воз­мож­но, долж­ны пере­смот­реть оцен­ку воз­рас­та ком­плек­са в сто­ро­ну ее уве­ли­че­ния. И — тадам! — про­бле­мы звезд post T Tau нет. Во-вто­рых, если мы, иссле­дуя звез­ды в ком­плек­се, будем счи­тать, что они при­над­ле­жат одно­му поко­ле­нию, а поко­ле­ние там на самом деле не одно, мы полу­чим недо­сто­вер­ные ста­ти­сти­че­ские выво­ды, напри­мер, о доле звезд с дис­ка­ми.

Для нас это важ­но, т. к. дан­ная вели­чи­на исполь­зу­ет­ся сей­час в каче­стве меры вре­ме­ни жиз­ни про­то­пла­нет­но­го дис­ка, а оно, в свою оче­редь, явля­ет­ся одним из клю­че­вых кри­те­ри­ев в постро­е­нии тео­рии фор­ми­ро­ва­ния пла­нет­ных систем. Ну и т. д., и т. п. Из это­го мы дела­ем выво­ды о началь­ной функ­ции масс, крат­но­сти и др.

Протопланетный диск в представлении художника (Gemini Observatory/AURA Artwork by Lynette Cook)

Про­то­пла­нет­ный диск в пред­став­ле­нии худож­ни­ка (Gemini Observatory/​AURA Artwork by Lynette Cook)

Адам Краус, PhD (Калтех), постдок в Институте астрономии в г. Гонолулу (Гавайи, США), Хаббл-стипендиат. Фото с сайта www.ifa.hawaii.edu

Адам Кра­ус, PhD (Кал­тех), пост­док в Инсти­ту­те аст­ро­но­мии в г. Гоно­лу­лу (Гавайи, США), Хаб­бл-сти­пен­ди­ат. Фото с сай­та www.ifa.hawaii.edu

Адам Кра­ус (Adam Kraus) и его кол­ле­ги сде­ла­ли сле­ду­ю­щее. Они собра­ли инфор­ма­цию обо всех звез­дах спек­траль­но­го клас­са F0 и поз­же, кото­рые на небе попа­да­ют в область ком­плек­са моле­ку­ляр­ных обла­ков Тель­ца — Воз­ни­че­го и когда-либо пред­ла­га­лись в каче­стве чле­нов это­го ком­плек­са. Все­го ими было рас­смот­ре­но 396 звезд.

Для них авто­ры про­ана­ли­зи­ро­ва­ли все извест­ные пара­мет­ры (свой­ства атмо­сфер, содер­жа­ние лития, луче­вые ско­ро­сти, соб­ствен­ные дви­же­ния), кото­рые ука­зы­ва­ли бы: а) на их моло­дость, б) на при­над­леж­ность к ком­плек­су Тель­ца — Воз­ни­че­го. В спис­ке обна­ру­жи­лось 160 под­твер­жден­ных или веро­ят­ных «чужа­ков», то есть звезд фона, и для 18 звезд инфор­ма­ции ока­за­лось недо­ста­точ­но, что­бы их как-то иден­ти­фи­ци­ро­вать.

Осталь­ные 218 звезд, ско­рее все­го, явля­ют­ся частью рас­смат­ри­ва­е­мой обла­сти звез­до­об­ра­зо­ва­ния, при­чем 87 из них в «кано­ни­че­ские» спис­ки чле­нов ком­плек­са ранее не вклю­ча­лись. И зна­чи­тель­ная часть «нович­ков» рас­пре­де­ле­на в про­стран­стве не так, как звез­ды с дис­ка­ми. Более кон­крет­но, в обла­стях наи­выс­шей звезд­ной плот­но­сти доля звезд с дис­ка­ми дости­га­ет 60%, тогда как в обла­стях меж­ду плот­ны­ми кон­цен­тра­ци­я­ми звезд она сни­жа­ет­ся до 25%. Там, где в ком­плек­се Тель­ца — Воз­ни­че­го звезд­ная плот­ность мини­маль­на, звезд с дис­ка­ми нет вооб­ще.

Распределение звезд с дисками (синие кружки) и бездисковых звезд (зеленые кружки) в комплексе Тельца — Возничего. В качестве фона использовано распределение пыли (соответствующее распределению молекулярного газа) [1]

Рас­пре­де­ле­ние звезд с дис­ка­ми (синие круж­ки) и без­дис­ко­вых звезд (зеле­ные круж­ки) в ком­плек­се Тель­ца — Воз­ни­че­го. В каче­стве фона исполь­зо­ва­но рас­пре­де­ле­ние пыли (соот­вет­ству­ю­щее рас­пре­де­ле­нию моле­ку­ляр­но­го газа) [1]

На осно­ва­нии полу­чен­ных резуль­та­тов авто­ры сде­ла­ли сле­ду­ю­щий вывод: в обла­сти Тель­ца — Воз­ни­че­го мы дей­стви­тель­но видим два насе­ле­ния звезд. Одно из них состав­ля­ют пре­иму­ще­ствен­но звез­ды с дис­ка­ми и часть без­дис­ко­вых звезд. Эти звез­ды обра­зо­ва­лись срав­ни­тель­но недав­но (несколь­ко мил­ли­о­нов лет назад или менее) и до сих пор собра­ны в несколь­ко груп­пи­ро­вок, сов­па­да­ю­щих с обла­стя­ми высо­кой кон­цен­тра­ции моле­ку­ляр­но­го газа.

Вто­рое насе­ле­ние состо­ит из менее моло­дых без­дис­ко­вых звезд. Они рас­пре­де­ле­ны в обла­сти Тель­ца — Воз­ни­че­го более ров­но и не обна­ру­жи­ва­ют кор­ре­ля­ции с совре­мен­ным рас­пре­де­ле­ни­ем моле­ку­ляр­но­го газа. Либо они успе­ли уле­теть от роди­тель­ских моле­ку­ляр­ных сгуст­ков, либо эти сгуст­ки успе­ли рас­се­ять­ся.

Нуж­но отме­тить, что это раз­де­ле­ние на два насе­ле­ния несколь­ко услов­но: насто­я­щих воз­рас­тов авто­ры не опре­де­ля­ли, уде­лив основ­ное вни­ма­ние про­стран­ствен­но­му рас­пре­де­ле­нию. Кос­вен­ные дан­ные ука­зы­ва­ют, что боль­шая часть звезд «ста­ро­го» насе­ле­ния име­ет воз­рас­ты поряд­ка 10 млн лет, что в пять раз боль­ше воз­рас­та «кано­ни­че­ско­го» насе­ле­ния. Воз­рас­ты как мини­мум несколь­ких звезд пре­вы­ша­ют 15 млн лет.

Оранжевая звезда в правой части снимка, окруженная туманностью NGC 1555, — переменная звезда Т Тельца, давшая имя целому классу молодых звезд. Как ни странно, сама Т Тельца является довольно нетипичным представителем этого класса. Фото: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona с сайта www.caelumobservatory.com

Оран­же­вая звез­да в пра­вой части сним­ка, окру­жен­ная туман­но­стью NGC 1555, — пере­мен­ная звез­да Т Тель­ца, дав­шая имя цело­му клас­су моло­дых звезд. Как ни стран­но, сама Т Тель­ца явля­ет­ся доволь­но нети­пич­ным пред­ста­ви­те­лем это­го клас­са. Фото: Adam Block/​Mount Lemmon SkyCenter/​University of Arizona с сай­та www.caelumobservatory.com

В целом, нали­чие вто­ро­го насе­ле­ния озна­ча­ет, что звез­до­об­ра­зо­ва­ние в обла­сти, про­стран­ствен­но и кине­ма­ти­че­ски (по ско­ро­сти дви­же­ния) сов­па­да­ю­щей с ком­плек­сом Тель­ца — Воз­ни­че­го, про­дол­жа­ет­ся уже 10—20 млн лет. Боль­шая часть без­дис­ко­вых звезд, иссле­до­ван­ных в ста­тье Кра­у­са и др., нахо­дит­ся на ближ­ней сто­роне моле­ку­ляр­но­го обла­ка. Это может быть эффек­том селек­ции: более дале­кие звез­ды без­дис­ко­во­го насе­ле­ния мог­ли про­сто не попасть в име­ю­щу­ю­ся выбор­ку и еще ждут сво­е­го обна­ру­же­ния.

Не исклю­че­но, что пер­вый этап звез­до­об­ра­зо­ва­ния в этой обла­сти охва­ты­вал суще­ствен­но боль­ший объ­ем про­стран­ства, чем нынеш­ний этап, и мил­ли­о­нов 15 лет назад ком­плекс звез­до­об­ра­зо­ва­ния Телец — Воз­ни­чий мог сопер­ни­чать по раз­ме­рам с ком­плек­сом звез­до­об­ра­зо­ва­ния в Ори­оне. Авто­ры не исклю­ча­ют, что в реаль­но­сти он может суще­ствен­но выхо­дить за тра­ди­ци­он­ные пре­де­лы поис­ка его потен­ци­аль­ных чле­нов.

Сто­ит ли делать из это­го откры­тия дале­ко­и­ду­щие выво­ды? Воз­мож­но, что и нет. Бли­зость к нам ком­плек­са в Тель­це вовсе не озна­ча­ет, что он явля­ет­ся эта­ло­ном. Более того, есть ука­за­ния на то, что это не так, напри­мер нети­пич­ное рас­пре­де­ле­ние фор­ми­ру­ю­щих­ся звезд по мас­сам и доволь­но боль­шие (по срав­не­нию с дру­ги­ми обла­стя­ми звез­до­об­ра­зо­ва­ния) рас­сто­я­ния меж­ду ними. Так что может ока­зать­ся, что то, что про­ис­хо­дит в Тель­це, оста­ет­ся в Тель­це. В кон­це кон­цов, как гово­рил извест­ный аст­ро­фи­зик Дональд Остер­брок (Donald Osterbrock), любой хоро­шо изу­чен­ный объ­ект явля­ет­ся пеку­ляр­ным (т. е. необыч­ным, осо­бен­ным).

Дмит­рий Вибе,
аст­ро­хи­мик, докт. физ.-мат. наук, зав. отде­лом физи­ки и
эво­лю­ции звезд Инсти­ту­та аст­ро­но­мии РАН

1. Kraus A. L., Herczeg G. J., Rizzuto A. C . , Mann A. W., Slesnick C. L., Carpenter J. M., Hillenbrand L. A., Mamajek E. E. The Greater Taurus-Auriga Ecosystem I: There Is A Distributed Older Population. Astrophysical Journal, 838, 150 (2017)

Если вы нашли ошиб­ку, пожа­луй­ста, выде­ли­те фраг­мент тек­ста и нажми­те Ctrl+Enter.

Связанные статьи

Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (Пока оценок нет)
Загрузка...
 
 

Метки: , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , ,

 

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *