Народження зорі

Теорія зоряної еволюції в загальних рисах уже відома, і багато її висновків підтверджуються спостереженнями. Але досі в ній є нерозв’язані проблеми, зокрема щодо виникнення зір. У цьому сенсі особливий інтерес становить історія зореутворення у Всесвіті, тобто інтенсивність, із якою народжувалися зорі в галактиках від моменту появи перших світил до наших днів.

Нині в нашій Галактиці щороку народжуються зорі, загальна маса яких приблизно дорівнює 2—3 сонячним. А як цей процес відбувався раніше? За 15 млрд років існування Чумацького Шляху в ньому сформувалося близько 60 млрд сонячних мас. Чи був це монотонний процес, чи зореутворення відбувалося спалахами, спричиненими, наприклад, зближенням із нашими сусідами — Магеллановими Хмарами? Поки що відповіді на це запитання немає.

Астрономи не можуть «прокрутити» час назад і подивитися, як змінювався темп зореутворення в ділянці простору, що їх цікавить. Проте вони можуть зазирнути в минуле, спостерігаючи далекі галактики. Досліджуючи процеси в дедалі віддаленіших об’єктах, учені можуть визначити, як змінювався темп зореутворення під час еволюції Всесвіту. Це, своєю чергою, допоможе дізнатися, коли сформувалися найдавніші галактики і як їхній склад змінювався з часом.

Для розв’язання цього завдання потрібні надійні індикатори зореутворення. Через високу температуру спектр молодих світил зміщений в ультрафіолетову область. Крім того, їх часто оточує пил, що поглинає їхнє випромінювання, а потім перевипромінює його у вигляді тепла, тобто в інфрачервоному світлі. Це дає змогу використовувати випромінювання в ультрафіолетовому й далекому інфрачервоному діапазонах електромагнітного спектра для діагностики зореутворення. На практиці такі індикатори вдалося впровадити лише в другій половині XX ст., коли з’явилися телескопи, що дозволяють проводити астрономічні спостереження за межами видимого діапазону. Однак індикатори не завжди надійні, оскільки ультрафіолетове випромінювання поглинається міжзоряним середовищем, а інтенсивність інфрачервоного залежить від кількості пилу в галактиці, яка часто невідома.

Сонце зігріває Землю вже близько 5 млрд років, і, судячи із запасів водню, цей процес триватиме ще стільки ж. У зорі, маса якої у 8 разів більша, а світність у тисячі разів вища, час життя істотно коротший — лише 40 млн років. Масивніші об’єкти витрачають свої запаси палива ще швидше. Фаза термоядерного горіння водню — найдовша й найстійкіша в житті будь-якої зорі. Увесь цей час вона перебуває на так званій головній послідовності (рис. угорі). Коли весь водень у надрах перетворюється на гелій, зоря з неї «сходить». Джерело енергії вичерпується, рівновага порушується, і під дією гравітаційних сил світило починає стискатися. Подальша доля залежить від його маси.

У невеликих зір температура в ядрі не піднімається вище кількох десятків мільйонів градусів, тому термоядерний синтез важчих елементів не відбувається. Зоря повільно переміщується діаграмою (рис. угорі) в область білих карликів, а потім поступово остигає. Масивніші зорі стискаються достатньо сильно, щоб спричинити послідовний термоядерний синтез хімічних елементів аж до заліза. Синтез важчих елементів стає енергетично невигідним і тому не відбувається. Коли виділення тепла припиняється, стисканню ніщо не перешкоджає, і утворене залізне ядро швидко колапсує до розмірів 10—20 км, перетворюючись на нейтронну зорю або чорну діру залежно від початкової маси зорі. Від вивільненої гравітаційної енергії оболонка вибухає і зі швидкістю близько 10 тис. км/с викидається в навколишній простір. Відбувається так званий вибух наднової II типу.

Рентгенівські джерела

У 1970 рр., після запуску першої рентгенівської обсерваторії «Ухуру», було відкрито дивовижні об’єкти — яскраві рентгенівські джерела. Як з’ясувалося згодом, вони являють собою тісну подвійну систему, що складається зі звичайної зорі та колапсара — чорної діри або нейтронної зорі. Речовина звичайної зорі, перетікаючи на компактний об’єкт під дією його гравітаційного притягання, нагрівається до температури в десятки мільйонів градусів і випромінює в рентгенівському діапазоні. Як згадує засновник рентгенівської астрономії, американський фізик, лауреат Нобелівської премії Ріккардо Джакконі, відкриття таких об’єктів стало цілковитою несподіванкою, оскільки вважалося, що подвійна система має зруйнуватися, якщо один із її компонентів, вибухнувши, перетвориться на нейтронну зорю.

На цей час у нашій Галактиці виявлено близько 150—200 яскравих рентгенівських джерел. Залежно від маси звичайної зорі їх можна поділити на два класи: маломасивні, якщо зоря-компаньйон має масу порядку сонячної або меншу, і масивні, коли вона в п’ять і більше разів перевищує сонячну. Ці об’єкти дозволяють вивчати, як відбуваються фізичні процеси в екстремальних умовах, які неможливо створити в земних лабораторіях: надщільні стани речовини, надсильні гравітаційні та магнітні поля.

У деяких випадках маса компактного об’єкта в подвійній системі значно перевищує верхню теоретичну межу для нейтронних зір, що дозволяє класифікувати такі об’єкти як подвійні системи з чорними дірами. У нашій Галактиці вже виявлено понад десяток таких об’єктів.

Як стало зрозуміло кілька років тому, подвійні рентгенівські зорі можна використовувати для вимірювання темпу зореутворення. Докладне дослідження популяцій рентгенівських джерел в інших галактиках стало можливим лише після того, як наприкінці XX ст. на навколоземну орбіту вивели дві рентгенівські обсерваторії. Це телескоп «Чандра», роздільна здатність якого сягає часток кутової секунди й не поступається найкращим наземним оптичним телескопам, і рентгенівський телескоп «XMM-Ньютон» із рекордно високою чутливістю.

Фаза термоядерного горіння водню — найдовша й найстійкіша в житті будь-якої зорі

У 2003 р., використовуючи дані, отримані з космічної обсерваторії «Чандра», Ганс-Якоб Грімм з Інституту астрофізики Товариства імені Макса Планка, доктор фізико-математичних наук Марат Гільфанов і професор, академік РАН Рашид Сюняєв (ІКД РАН) дослідили масивні подвійні рентгенівські об’єкти в різних галактиках із зореутворенням і продемонстрували, що їхня кількість та повна світність прямо пропорційні темпу зореутворення в галактиці.

З одного боку, таке відкриття дає змогу вимірювати темп зореутворення, зокрема й у далеких галактиках, за їхнім рентгенівським випромінюванням. З іншого — воно дещо несподіване, адже з найпростіших теоретичних міркувань випливає, що кількість масивних подвійних рентгенівських об’єктів має визначатися не поточним темпом зореутворення в галактиці, а всією його передісторією за останні 100 млн років.

Припустімо, що в галактиці протягом дуже короткого часу відбувалося інтенсивне зореутворення. Зауважимо, що більшість масивних зір народжуються не поодинці, а входять до складу подвійних зоряних систем і, отже, в перспективі можуть стати рентгенівськими джерелами. Проте зрозуміло, що певний час жодного такого джерела в цій області не буде. Вони з’являться лише через кілька мільйонів років, коли почнуть вибухати перші, наймасивніші зорі. Потім вибухнуть менш масивні й з’являться нові, менш яскраві рентгенівські джерела. Приблизно через 20—40 млн років їхня кількість досягне максимуму, після чого почнеться спад, і вже через 50—100 млн років кількість масивних рентгенівських подвійних зір упаде до нуля. Отже, очевидно, що точніший зв’язок між кількістю рентгенівських джерел і темпом зореутворення має враховувати вік зоряного населення.

Цей висновок наочно ілюструє зображення Великої Магелланової Хмари, отримане у випромінюванні лінії H водню, на якому позначено масивні рентгенівські подвійні системи, виявлені телескопом «XMM-Ньютон».

Еволюція

В області 30 Золотої Риби активно відбувається народження масивних зір, про що свідчить інтенсивне випромінювання в лінії водню H, але там практично немає рентгенівських подвійних систем. Водночас у гігантській оболонці іонізованого водню LMC 4 ситуація прямо протилежна — рентгенівських джерел багато, а зореутворення відбувається значно повільніше. Це пояснюється тим, що сплеск зореутворення в області LMC 4 завершився приблизно 10—30 млн років тому, а кількість масивних рентгенівських подвійних систем на цей час досягла свого максимуму. Було б цікаво, спираючись на теорію зоряної еволюції, розрахувати, як змінюватиметься кількість рентгенівських джерел від початку зореутворення. Однак зробити це вкрай складно, адже теорія еволюції подвійних систем значно складніша, ніж одиночних зір.

У 2006 р. провідний науковий співробітник ІКД РАН Марат Гільфанов і науковий співробітник ІКД РАН Павло Штиковський спробували відповісти на це запитання, спираючись виключно на спостереження. Для цього вони, використовуючи оптичні каталоги зір, дослідили невеликі ділянки Малої Магелланової Хмари й відновили для кожної з них історію зореутворення. Потім, уже застосовуючи дані обсерваторії «XMM-Ньютон», визначили розташування всіх масивних рентгенівських подвійних систем. Порівнюючи, як залежить густина цих джерел від віку навколишнього зоряного населення, вони визначили залежність кількості рентгенівських джерел від часу, що минув із моменту зореутворення. Малу Магелланову Хмару вибрали невипадково. Ця невелика галактика неправильної форми — супутник Чумацького Шляху, розташований порівняно близько, на відстані близько 200 тис. світлових років.

Результати, отримані М. Гільфановим і П. Штиковським, виявилися дещо несподіваними (рис. угорі). Їх можна порівняти з кривою темпу спалахів наднових II типу, отриманою на підставі теоретичних розрахунків.

Через 3 млн років після сплеску зореутворення першими починають вибухати наймасивніші зорі (ліва пунктирна лінія). Через 5 млн років темп спалахів наднових досягає максимуму, а потім починає поступово спадати. Через 40 млн років утворюються останні нейтронні зорі внаслідок вибухів зір із масою близько восьми сонячних. Припускається, що менш масивні об’єкти не вибухають. Отже, напрошується висновок, що на цей час уже не мало б залишитися жодної масивної рентгенівської подвійної системи, але, згідно зі спостереженнями, їхня кількість, навпаки, досягає максимуму. Чому експериментальна крива кількості рентгенівських джерел хоча б у загальних рисах не збігається з кривою вибухів наднових? Може, теоретична крива все ж помилкова?

На цей час у нашій Галактиці виявлено близько 150—200 яскравих рентгенівських джерел

Учені вважають, що підстав для такого висновку немає. Експериментальна крива й не має повторювати криву темпу спалахів наднових, бо між виникненням нейтронної зорі та появою на небі рентгенівського джерела мине певний час. Залежно від світності джерела цей час може сягати 20—30 млн років. Отримана крива допоможе теоретикам перевірити й відкалібрувати теорію еволюції подвійних систем, а також уточнити новий індикатор зореутворення, який вдалося розробити завдяки космічним рентгенівським телескопам «Чандра» та «XMM-Ньютон». Можливо, спостереження галактик у рентгенівському діапазоні відкриє додаткові можливості для діагностики зореутворення в далеких галактиках, навіть там, де класичні методи часом дають збої.

Отримана залежність важлива не лише з погляду теорії еволюції подвійних систем і діагностики зореутворення в далеких галактиках. Вона також дозволяє передбачити низку цікавих ефектів, які можна перевірити експериментально. Одне з таких передбачень, зроблених М. Гільфановим і П. Штиковським, стосується особливостей прояву спіральної структури галактик у рентгенівському діапазоні. Щоб перевірити його, вони дослідили розташування масивних рентгенівських джерел у спіральній галактиці М51, що перебуває на відстані 30 млн світлових років і в рукавах якої відбувається інтенсивне зореутворення. Спіральну структуру рукавів можна досить добре визначити за піком випромінювання водневої лінії H, розташування якого збігається з місцями перебування наймолодших зір. Якщо максимум чисельності масивних рентгенівських подвійних систем настає через 30—40 млн років після сплеску зореутворення, то їхній розподіл буде зміщений відносно спіральної структури, що спостерігається в лінії H.

Більшість масивних зір народжуються не поодинці, а входять до складу подвійних зоряних систем і стають потенційними рентгенівськими подвійними системами

Спостереження підтвердили правильність цього висновку, хоча й поставили нові запитання. Схожі результати було отримано під час дослідження масивних рентгенівських подвійних зір у спіральних рукавах нашої Галактики.

Можна сподіватися, що відкриття, зроблене в Інституті космічних досліджень, приверне до нової проблеми увагу астрономів-спостерігачів і дасть поштовх до глибшого вивчення популяцій масивних рентгенівських подвійних систем у галактиках. Це дасть змогу в майбутньому уточнити низку спірних моментів у теорії еволюції подвійних систем. Водночас застосування нового методу для дослідження зореутворення в далеких галактиках допоможе відтворити історію утворення зір у Всесвіті.

Бесіду вів Василь Янчилін

ДОДАТКОВА ЛІТЕРАТУРА

Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.