меню содержание news154 news155 news156
Обнаружен спутник у одной из наиболее массивных звезд - Эта Киля
|
Это изображение было получено в 1996 году в результате сложной компьютерной обработки,
целью которой было выявление новых детали необычной туманности, окружающей эту
уникальную звезду. В результате удалось ясно увидеть две отдельные области: горячий центр
и странные радиальные полосы. Эти области заполнены волокнами газа и пылью, которые
поглощают синий и ультрафиолетовый свет, излучаемый около центра. Природа радиальных
полос остается неясной. Помогут ли эти результаты понять, как образовалась туманность?
Удастся ли предсказать, когда Эта Киля взорвется?
Ученые NASA обнаружили естественный спутник одной из самых больших звезд нашей галактики -
звезды Эта Киля. Об этом сообщили в пресс-службе Национального космического агентства США -
NASA.
"Ученые NASA при помощи специального спутника получили первое точное подтверждение сущест-
вования компаньона звезды Эта Киля - самой большой и необычной звезды в Млечном пути", - сооб-
щает пресс-служба.
По данным NASA, звезда Эта Киля "нестабильна и подходит к завершающей стадии своего существо-
вания", изучение этой звезды идет уже не один десяток лет.
Эта удивительная звезда находится на расстоянии около 7500 световых лет от Земли в южном полу-
шарии неба - в созвездии Киля (Carinae). Это довольно яркая звезда, и ее можно увидеть в любитель-
ский телескоп.
По мнению ученых, звезда на орбите Эта Киля смогла бы объяснить многое о странных свойствах Эта
Киля, но до сих пор не было получено достаточных сведений о наличии такого спутника.
туманность NGC3372
Гигантская туманность NGC3372 в южном созвездии Киля - ближайшая к Солнцу область, в которой
живут наиболее массивные из известных астрономам светила - гиганты класса О3. Они в 100 раз тя-
желее и в 10 раз горячее Солнца. Более того, именно в этой туманности в звезды подобного спектраль-
ного класса были открыты впервые. Помимо них NGC3372 содержит еще три гигантских звезды типа
Вольфа-Райе азотной последовательности (звезды типа WN), которые эволюционно являются прямы-
ми потомками звезд класса О3 и демонстрируют высочайший темп потери массы посредством звезд-
ного ветра. Таково окружение, в котором обитает Эта Киля. Ширина снимка - чуть более 1°.
Видимый блеск (точки, крестики и кружки) и инфракрасный блеск (треугольники) Эты Киля ( значе-
ния собраны из разных работ ). На протяжении последних 300 лет полная болометрическая свети-
мость звезды, по-видимому, не опускалась много ниже Mbol = -12m, что эквивалентно 106.7 Lsun. В
промежутке между 1827 и 1858 годами светимость Эты Киля резко возросла и превзошла этот
уровень почти на порядок. Приблизительно на столько же она превзошла и эддингтоновский предел
( в предположении, что масса звезды ~100 Мs ).
График изменения рентгеновской светимости Эты Киля, построенный по данным спутника RXTE
за период с начала 1996 по конец 2003 года. Красным цветом показано ожидавшееся поведение
источника в случае, если бы вариации его блеска от периода к периоду строго повторялись.
"До сегодняшнего момента нам не удавалось точно выявить присутствие звезды-компаньона. Это от-
крытие значительно продвигает нас к пониманию загадочной звезды", - приводит слова ученого из
Католического университета Америки в Вашингтоне доктора Росины Ипинг пресс-служба.
Звезда Эта Киля самая яркая, которую можно увидеть с Земли, ее масса в более чем 100 раз превыша-
ет массу Солнца, возраст звезды лишь около 5 млн. лет. Эта Киля очень не стабильна и в ближай-
шие 10-100 тыс. лет должна взорваться как сверхновая звезда.
Открыта звезда была в 1838 г, когда был период ее "великого извержения", который продолжался 20
лет. Тогда далекая звезда Эта-Киля по яркости могла соперничать с Сириусом - самой яркой звездой
на небе ( но расположенной в ~1000 раз ближе ).
Выбросив, в окружающее пространство огромные массы материи ( не менее 3-5 солнечных масс ),
звезда стала затухать, а из выброшенного вещества образовалась биполярная туманность Гомункулус,
по форме похожая на клетку в процессе деления. По размерам эта туманность раскинулась почти на
0,7 светового года (угловой диаметр около 19 секунд). Скорость расширения на полюсах приблизитель-
но равна 650 км/с; с понижением широты, ближе к экваториальной плоскости туманности, она падает.
Считается, что массивные звезды с массой более 60 Ms эволюционируют из горячих звезд О класса,
на главной последовательности, они переходят в неустойчивую LBV фазу, а затем превращаются в
звезды типа Вольфа-Райе, после чего заканчивают свою жизнь колоссальным взрывом - вспышкой
сверхновой. Три названные фазы физически отражают следующие этапы - этап чисто водородного
горения в ядре ( звезда главной последовательности ), затем переход к слоевому горению водорода
( фаза LBV ) и, наконец, к горению в ядре гелия ( звезда типа Вольфа-Райе ).
LBV-фаза выделяется особо - в ней достигается самый высокий темп потери массы: до 1 Мs за 1000
лет только через звездный ветер.
Кульминация битвы звездных ветров в системе Эты Киля глазами художника. На рисунке
допущена неточность: тяжелая LBV-звезда (слева) ошибочно помещена на более протяжен-
ную орбиту. В остальном - все реалистично.
Современным астрономам Эта Киля стала интересна тем, что интенсивность испускаемого ею рент-
геновского излучения меняется с периодом в 5,5 лет.
За звездой наблюдали с помощью рентгеновского космического телескопа на спутнике Roentgen Satellite
(ROSAT), а с 1996 г. - с помощью телескопа спутника Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). Неожиданно
оказалось, что интенсивность рентгеновского излучения звезды по сравнению с предыдущим 5,5-лет-
ним циклом увеличилась.
Отсюда было сделано предположение, что звезд в системе Эта Киля на самом деле две, а не одна.
Эти две звезды вращаются вокруг общего центра тяжести с периодом 5,5 лет, и излучаемое этой сис-
темой рентгеновское излучение генерируется под действием звездных ветров, испускаемых обеими
звездами. Сторонники этой теории уже подсчитали и соотношение масс этих двух звезд: большая звез-
да в этой паре должна быть в 80 раз тяжелее Солнца и в 5 млн раз ярче, а маленькая - в 30 раз тяжелее
Солнца. Если это действительно так, то эти звезды должны двигаться по эллиптической орбите, при-
чем минимальное расстояние между ними составляет 5 астрономических единиц, а максимальное рас-
стояние - 30 а.е. Пик рентгеновского излучения Эта Киля наблюдался в ноябре 1997 г., следующий
пик должен был наблюдаться летом 2003 г. Эта Киля излучает ультрафиолетовый свет в очень узком
диапазоне частот, что похоже на излучение лазера и является очень редким астрофизическим явлением.
Предполагаемая орбита компаньона в системе Эты Киля. В начале координат находится
главная LBV-звезда. Направление на Землю спорное - некоторые астрономы приводят и
другие возможные варианты.
Недавно были получены свидетельства о существовании крошечной биполярной туманности, спрятан-
ной внутри Гомункулуса ("Малый Гомункулус"), которая могла появиться в результате малой вспышки.
При съемке с большой экспозицией вокруг Эты Киля проявляются также и другие протяженные струк-
туры. Так, непосредственно вокруг туманности Гомункулус видна структура с формой, близкой к сфери-
ческой ( "Ghost Shell" - "оболочка-ореол"), которая тоже может иметь отношение к Великому изверже-
нию. Вокруг этой сферической оболочки существует еще более крупная структура, размером приблизи-
тельно 4 на 1,5 световых года, которая похоже также является биполярной. Странно то, что ось этой
биполярной туманности повернута почти на 90 градусов по отношению к оси Гомункулуса. Оценки ее
массы от 5 до 10 масс Солнца. Эта биполярная туманность весьма стара, ее возраст оценивается в
13 000 лет.
Также интересно открытие у Эты Киля замечательных "высокоскоростных" волокон, торчащих ради-
ально прямо из туманности Гомункулус. Пять из них разрешены пространственно. Эти волокна, назы-
ваемые "усами", имеют длину порядка светового года и сильно коллимированы (отношение их длины
к ширине не менее 30-100 ). Эти усы выходят точно из той точки, где распложена звезда, но они не
идеально прямые и имеют небольшие изгибы и яркие узелки. Скорость газа в этих усах увеличивается
почти линейно с расстоянием от звезды, а на их кончиках, точнее чуть дальше их видимого окончания
видны яркие шары. Объяснением этих структур может быть пролет так называемых "снарядов" - плот-
ных газовых шаров, движущихся по баллистическим траекториям через газопылевое окружение звезды.
ссылки:
newsru.com
astronet.ru/db/msg/1196265
astronet.ru/db/msg/1201316
astronet.ru/db/msg/1195806
astronet.ru/db/msg/1162839
Формирование черных дыр - более сложный процесс чем считали ранее
|
звездное скопление Westerlund 1 в оптике
Согласно современным теориям, чрезвычайно массивная звезда в конце своей сравнительно недол-
гой жизни после взрыва в виде сверхновой (гиперновой) и последующего коллапса (сжатия) оставше-
гося ядра должна формировать черную дыру. Однако новые наблюдения, проведенные с помощью
космической рентгеновской обсерватории NASA Chandra 22 мая и 18 июня 2005 года, показали, что
одна из таких сверхмассивных звезд, превосходящая по массе наше собственное Солнце примерно
в 40 раз, вместо черной дыры образовала только лишь нейтронную звезду - компактный квазизвезд-
ный объект диаметром около 20 километров. Это открытие дает знать астрономам, что образование
собственно черных дыр, вероятно, связано с процессами гораздо более редкими и сложными, чем
считалось до сих пор.
"Наше открытие показывает, что некоторые из самых массивных звезд не коллапсируют с образовани-
ем черной дыры, как предсказывалось, а вместо этого формируют нейтронные звезды", - говорит
Майкл Муно ( Michael Muno) из Калифорнийского университета (University of California - UCLA) в Лос-
-Анджелесе, ведущий соавтор соответствующей статьи, публикуемой Astrophysical Journal Letters (ApJ).
Если такие очень массивные звезды действительно оставляют после себя нейтронные звезды, а не
черные дыры, то это может иметь самое решающее влияние на состав будущих генераций звезд. Ведь
при формировании нейтронной звезды свыше 95% звездной массы, ощутимая часть которой - богатый
металлами материал из ядра, - будет выброшено в окружающее космическое пространство. Таким обра-
зом огромные количества тяжелых элементов естественным образом вовлекаются в межзвездную цир-
куляцию и могут участвовать в формировании других звезд и планет, а не пропадут безвозвратно в
черной дыре.
Разумеется, возникает законный вопрос: каким образом можно узнать массу звезды до взрыва? К сожа-
лению, в большинстве случаев точного ответа на этот вопрос не существует. Самый надежный метод
оценки массы взорвавшейся звезды-прародителя состоит в том, чтобы установить, что нейтронная
звезда или черная дыра в недалеком (по космическим меркам) прошлом являлась членом какого-либо
звездного скопления, все звезды в котором имеют примерно один и тот же возраст и одинаковый на-
чальный химический состав. Поскольку более массивные звезды развиваются быстрее, чем менее мас-
сивные, масса исходной звезды может быть вычислена в соответствии с тем, на каком эволюционном
этапе она в настоящее время находится (следует обратиться к диаграмме Герцшпрунга-Рессела, сумми-
рующей наблюдения большого числа звезд, находящихся на разных стадиях эволюции ). Так как ней-
тронные звезды и черные дыры - это конечные стадии в развитии звезды, то их прародители должны
принадлежать к числу самых массивных звезд в скоплении.
звездное скопление Westerlund 1 в рентгеновском диапазоне
Муно и его коллеги обнаружили нейтронную звезду ( принадлежащую к особому классу аномальных
пульсаров, обладающих сверхмощными магнитными полями - магнетарам ) в скоплении массивных
звезд, именуемом Westerlund 1 ( Wd 1). Это скопление, названное так по имени шведского астронома
Бенгта Вестерлунда, открывшего его в начале 1960-х годов, расположено в южном созвездии Жерт-
венника, в оптическом диапазоне оно почти полностью скрыто скоплениями космической пыли, хотя
и содержит свыше ста тысяч звезд в области поперечником всего лишь 30 световых лет. Westerlund 1
является самым массивным из известных компактных звездных скоплений в нашей галактике. Это
позволило астрономам предположить, что все звезды данного скопления были рождены в результате
одного-единственного акта звездообразования. Основываясь на некоторых оптических свойствах изу-
ченных "нормальных" звезд этого скопления - их яркости и спектральных характеристик, - удалось ус-
тановить их массы, составившие по приблизительным оценкам порядка 40 солнечных масс. Так как
прародитель нейтронной звезды ( обозначаемой CXO J164710.2-455216 ) уже взорвался в качестве
сверхновой, то его масса должна была быть никак не меньше, чем эти самые 40 солнечных масс.
Если теперь учесть, что звездам с массами, превышающими 25 солнечных масс, в конце их жизни
уверенно пророчили путь черной дыры ( это общепринятое положение вошло и во вводные астроно-
мические курсы, однако до недавнего времени не имело никаких наблюдательных подтверждений ),
то возникает очевидный парадокс. Возможно, для его разрешения придется обратиться к иным, менее
распространенным теориям, которые все же позволяют столь массивным звездам избегать превраще-
ния в черные дыры. Так, например, теоретические выкладки, проведенные Александром Хегером
( Alexander Heger) из Чикагского университета ( University of Chicago) и его коллегами, показывают, что
чрезвычайно массивные звезды могут столь эффективно терять ("сдувать") свою массу в течение своей
жизни, что к моменту взрыва в виде сверхновой они благополучно становятся нейтронными звездами.
Принимая во внимание, что нейтронная звезда в Westerlund 1 принадлежит к числу именно таких
звезд, можно уже задуматься над вопросом, откуда вообще появляются все те черные дыры ( точнее
говоря, кандидаты в ЧД звездной массы ), что наблюдаются в пределах нашего Млечного пути и в
других галактиках.
Впрочем, на процессы превращения звезды в черную дыру или нейтронную звезду могут также реша-
ющим образом влиять и другие факторы: химический состав, скорость вращения, напряженность маг-
нитного поля.. Ведь и текущие модели для одиночных массивных звезд с типичным химическим сос-
тавом оставляют все же небольшое "окно" в области начальных масс - от приблизительно 25 и до зна-
чения, несколько уступающего 40 солнечным массам. В этих пределах масс видимо есть варианты:
в результате чего из звезд одной массы может сформироваться как черная дыра так и нейтронная звез-
да. Идентификация дополнительных случаев образования нейтронных звезд из массивных звезд или,
напротив, открытие черных дыр в молодых звездных скоплениях должны позволить вывести допол-
нительные ограничения на массы и свойства прародителей нейтронных звезд и черных дыр.
справка:
Нейтронные звезды - очень компактные и плотные объекты, радиус которых составляет от 10 до 100
километров, а масса - от 1,4 до 3 солнечных масс. Плотность в центре такой звезды - порядка 3x1014 -
- 2x1015 г/см3. Нейтронные звезды в основном состоят из вырожденных нейтронов с малой примесью
вырожденных протонов и электронов и только самые внешние слои - твердая кора - содержат железо
с примесью Cr, Ni, Co. Гидростатическое равновесие в них поддерживается давлением вырожденно-
го нейтронного газа. Образование нейтронных звезд происходит в процессе гравитационного коллап-
са на конечных стадиях эволюции достаточно массивных звезд ( в несколько раз превышающих массу
Солнца ). Большинство известных на сегодня нейтронных звезд являются пульсарами ( обнаружены
в 1967 году).
ссылки:
grani.ru/Society/Science/m.97627.html
chandra.harvard.edu/press/05_releases/press_110205.html
arxiv.org/abs/astro-ph/0509408
astronet.ru/db/msg/1204996
scientific.ru/journal/news/1005/aph021005.html#astro-ph/0509408
