меню содержание news203 news204 news205
Раскрыта тайна происхождения экстремальных гелиевых звезд
|
Группа индийских, американских и ирландских астрономов, возглавляемая доктором Гаджендрой
Пандеем (Gajendra Pandey) из Индийского астрофизического института ( Indian Institute of Astrophysics -
IIA) в Бангалоре, с помощью космического телескопа NASA "Хаббл" ( Hubble Space Telescope ) смогла
выявить происхождение очень необычного и редкого типа звезд - так называемых "экстремальных ге-
лиевых звезд" (extreme helium stars). Выяснилось, что такие объекты формируются в ходе слияния двух
белых карликов. Данная работа была опубликована 10 февраля в выпуске Astrophysical Journal - ApJ,
vol 638, p 454).
Первая экстремальная гелиевая звезда - HD 124448 - была обнаружена еще в 1942 году Дэниелом Поп-
пером (Daniel M. Popper) из Чикагского университета (University of Chicago), работавшего в Обсервато-
рии Макдональда (McDonald Observatory). С тех пор в нашей Галактике было идентифицировано еще
два десятка подобных звезд - раскаленных сверхгигантов, по своей массе уступающих Солнцу, но при
этом во много раз превосходящих его по своим размерам. Еще более странным оказался химический
состав этих звезд. Они почти совсем лишены водорода - самого распространенного химического эле-
мента во Вселенной и основного компонента всех обычных звезд. Вместо водорода они содержат ге-
лий с примесью углерода, азота и кислорода, в них также найдены следы всех остальных устойчивых
элементов.
Гелиевая звезда HD 124448 (отмечена стрелкой), спектральный тип B3V,
расстояние около 5500 световых лет
Происхождение экстремальных гелиевых звезд нельзя объяснить изначальным формированием из га-
зовых гелиевых облаков, поскольку таких облаков просто нигде не находили. Известно, что гелий об-
разуется из водорода в ходе термоядерных реакций в звездах вроде нашего Солнца ( это слияние ядер
водорода в ядра гелия происходит с выделением огромного количества энергии, как раз и заставляю-
щей звезды ярко светиться). Однако подобные процессы имеют свое естественное ограничение - рано
или поздно все такие звезды с гелиевым ядром теряют огромные количества газа, и это происходит
еще до того, как гелий заполнит внешние звездные слои и тем самым будет обнаруживаться спектро-
метрами телескопов. При этом никакой известный звездный процесс не может привести к прежде-
временному выходу наружу гелия, содержащегося внутри звезд.
Два десятилетия назад астрономы Рональд Веббинк (Ronald Webbink) и Ико Ибен (Icko Iben) из Уни-
верситета Иллинойса (University of Illinois) разработали теорию, согласно которой экстремальные гели-
евые звезды формируются в ходе слияния пары белых карликов ( это так называемая модель двойной
вырожденной системы - double-degenerate (DD) model ). Белые карлики - это остатки звезд, подобных
нашему светилу, что в процессе эволюции лишились своих внешних слоев. Они уже не содержат
больших количеств водорода, который за миллиарды лет успел попросту выгореть. Некоторые такие
квазизвездные "огрызки" богаты гелием, ну а другие - углеродом и кислородом. В результате эволюци-
онного развития системы из двух "нормальных" звезд ( вращающихся вокруг общего центра масс ) в
принципе может получиться и пара белых карликов. Веббинк и Ибен предположили, что в некоторых
случаях одна из звезд в такой системе может превратиться в богатого гелием белого карлика, а другая -
в белого карлика, обогащенного углеродом и кислородом. Обращаясь по орбитам один вокруг другого
в течение многих миллиардов лет, эти два объекта постепенно теряют энергию ( на излучение грави-
тационных волн ) и сближаются.. В конечном счете гелиевый белый карлик будет поглощен более мас-
сивным углерод-кислородным соседом, а результат их слияния - единая звезда - раздуется до сверхги-
ганта, внешние слои которого и будут заполнены более легким гелием.
Чтобы проверить эту теорию, астрономы должны были как-то узнать точный химический состав экст-
ремальных гелиевых звезд, и вот он-то и был получен в ходе наблюдений ( для 17 таких объектов) с
помощью спектрографа "Хаббла" STIS ( Space Telescope Imaging Spectrograph ), позволившего изучить
ультрафиолетовую компоненту излучения, и 2,7-метрового Телескопа Харлана Смита ( Harlan J. Smith
Telescope) Обсерватории Макдональд и индийского 2,3-метрового Телескопа Вэйну Баппу ( Vainu Bap-
pu Telescope, телескоп назван в честь основателя Индийского астрофизического института), отвечав-
ших за оптический диапазон.
Полученные результаты ( для 18 химических элементов, включая таких "тяжеловесов", как иттрий и
цирконий) хорошо согласуются с предсказанием по составу, полученным в ходе детального моделиро-
вания процессов формирования таких звезд путем слияния двух белых карликов, которые были прове-
дены в 2002 году Хидеюки Сайо (Hideyuki Saio) из японского Университета Тохоку и Саймоном Джеф-
фери из Обсерватории Армы (Armagh Observatory) в Северной Ирландии (исключением в ряде случаев
стал только кислород). Согласно таким моделям, гелиевый белый карлик в процессе сближения будет
разорван на части и на какое-то время сформирует массивный аккреционный диск вокруг углерод-кис-
лородного белого карлика, а затем будет им полностью поглощен. Весь процесс займет всего несколько
минут. Нужно отметить, впрочем, что результаты слияния напрямую зависят от начальных масс обоих
компонентов двойной системы. Если масса новообразовавшейся звезды окажется столь велика, что
превысит так называемый предел Чандрасекара (рассчитан в 1931 году известным американским физи-
ком индийского происхождения Субрахманьяном Чандрасекаром ( Subrahmanyan Chandrasekhar, 1910-
-1995г ), то этот новый объект рванет в виде сверхновой типа Ia, испытает коллапс (сжатие) и обратит-
ся в нейтронную звезду. Ну а если масса окажется ниже этого предела, то звездный новичок раздуется
как воздушный шарик, превратившись в сверхгиганта, и в конечном счете станет экстремальной гелие-
вой звездой.
Phi Персея - пример экстремальной двойной системы
Еще одна теория, альтернативная "двойной вырожденной системе", известна под именем "модели фи-
нальной вспышки" (final-flash (FF) model). И согласно "модели финальной вспышки", при образовании
экстремальной гелиевой звезды можно обойтись силами одного белого карлика. В какой-то момент
внешний гелиевый слой охлаждающегося белого карлика может разгореться, выдавая дополнительный
тепловой импульс, приводящий к раздуванию прежде скромной звездочки в настоящего сверхгиганта.
В этом случае период существования такой экстремальной гелиевой звезды может оказаться сравни-
тельно небольшим.
В дальнейшем ученые планируют продолжить свои исследования экстремальных гелиевых звезд - они
надеются идентифицировать больше таких объектов и уточнить их состав.
ссылки:
grani.ru/Society/Science/p.102976.html
mcdonaldobservatory.org/news/releases/2006/0309.html
newscientistspace.com/article.ns?id=dn8829
news.britemb.msk.ru/article.php?id=145
universetoday.com/am/publish/extreme_helium_stars_origins.html
У Полярной звезды обнаружили "кокон"
|
Модель цефеиды L Киля, полученная группой американских и французских астрономов
на основе наблюдений на интерферометре VLTI ( инструменты VINCI и MIDI )
Астрономы предполагают, что заметная часть массивных звезд может быть погружена в "коконы" из
вещества, масса и светимость которого сравнимы с собственными характеристиками звезды. Пока
сверхъяркие оболочки найдены у трех объектов, которые относят к переменным звездам особого типа
- цефеидам.
Все три "звезды в коконе" - Дельта Цефея (Delta Cephei), L Киля (L Carinae) и Полярная (Pole Star), точ-
нее, ее главного компонента Полярная A - давно известны и считались тщательно изученными. Пер-
вая из перечисленных звезд была первой из открытых цефеид, а вторая считается самой яркой в этом
классе.
Несмотря на различия в спектральных характеристиках, яркость этих звезд колеблется по общей при-
чине, а период колебаний строго соотносится со светимостью, так что они считаются объектами, рас-
стояния до которых проще всего измерить. Цефеиды совершают периодические "пульсации" - сжатия
и расширения, и производят при этом в тысячи раз больше энергии, чем Солнце.
"Коконы" были обнаружены с помощью нескольких телескопов-интерферометров и описаны наблюда-
телями как диффузные сферы, диаметр которых в несколько раз превышает диаметр центрального тела.
По неизвестной пока причине они не "выгорают", несмотря на близость звезды, и излучают сами.
Согласно одной из гипотез, вещество "коконов" было выброшено самими звездами во время их пуль-
саций. Авторы работы не исключают, что оболочки цефеид могут быть достаточно распространены и
даже, возможно, являются их обязательным атрибутом, но пока не готовы это обосновать.
Согласно известному предположению американского астрофизика Дайсона, искусственные тонкие
сферы из вещества можно было бы использовать для улавливания световой энергии, излучаемого
звездой в пространство, а обнаружение таких сфер (по косвенным признакам ) могло бы свидетельст-
вовать о других цивилизациях, однако в этом случае речь идет о качественно иной конструкции, чем
разогретый "кокон".
ссылки:
lenta.ru/news/2006/03/13/cocoon
universetoday.com/am/publish/cepheid_cocoons.html?232006
space.com/scienceastronomy/060313_mystery_monday.html
Все три спутника Плутона имеют одинаковый цвет поверхности
|
Снимок Плутона с синим и красным светофильтром (2.03.2006).
Телескоп Hubble, камера ACS / HRC
Новые изображения системы Плутона в разных спектральных диапазонах показали, что спутники де-
вятой планеты имеют практически одинаковый цвет и отражают солнечный свет с одинаковыми ин-
тенсивностями на различных длинах волн видимого спектра ( наблюдения проводились с синим и
красно-зеленым фильтрами ).
Все три спутника Плутона (Харон, S/2005 P1 и S/2005 P2) также имеют общую орбитальную плоскость.
Всё это подтверждает высказанное ранее предположение о том, что все спутники образовались одно-
временно вследствие ударного процесса, произошедшего в период формирования Солнечной системы.
Признание ударного механизма образования уникальной в своем роде компактной гравитационной
системы из четырех тел приведет к пересмотру представлений о вероятном количестве двойных и бо-
лее сложных систем в загадочном мире пояса Койпера.
Более того - стало возможным высказать предположения о вероятном характере поверхности новых
малых спутников Плутона, открытых в прошедшем 2005г. Поскольку Харон покрыт водяным льдом,
а спектральные характеристики всех трех спутников очень близки друг к другу, скорее всего, все они
покрыты обычным льдом. Интересно, что подобные спутникам Плутона спектральные свойства отли-
чают и спутник Земли Луну. Сам Плутон не похож ни на один из своих спутников и отличается харак-
терным красноватым оттенком, обусловленным, очевидно, присутствием метанового льда на его по-
верхности.
Цвет и размеры Плутона и его трех спутников
Ученым видится вполне вероятным существование вокруг Плутона колец, наподобие колец Сатурна,
из выброшенного при столкновении материала. Если такое кольцо будет обнаружено вокруг Плутона
или другого тела пояса Койпера, это станет принципиальным открытием - до сих пор ученым не было
известно ни одного кольца вокруг твердого небесного тела.
Для уточнения новых данных о системе Плутона астрономы надеются провести новые наблюдения
с помощью телескопа Hubble с использованием нескольких дополнительных фильтров ( в частности,
планируется исследовать ближнюю ИК-область спектра ). Кроме того, планируется получить более
точные данные о параметрах орбит спутников P1 и P2, их формах и периодах обращения вокруг Плу-
тона.
"Поиск малых спутников у объектов пояса Койпера непрост, поскольку из-за большой удаленности от
Солнца яркость их очень низка, - указывает один из авторов исследования, Эндрю Штеффи (Andrew
Steff l) из Северо-западного исследовательского института США (SwRI). - Следовательно, нам пока
неизвестно, насколько часто среди объектов пояса Койпера встречаются тела, имеющие несколько
спутников". Согласно пересмотренным оценкам, такие системы в поясе Койпера - скорее правило,
нежели исключение.
Снимки Плутона и его спутников, сделанные телескопом Хаббла
15 февраля ( верхний ) и 2 марта ( нижний )
ссылки:
rol.ru/news/misc/spacenews/06/03/13_006.htm
cnews.ru/news/top/index.shtml?2006/03/13/197547
hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/15
