На сайте Астрометрия Астрономические инструменты Астрономическое образование Астрофизика История астрономии Космонавтика, исследование космоса Любительская астрономия Планеты и Солнечная система Солнце

Предельная масса звезды
29.03.2005 17:54 | А. А. Панферов/scientific.ru

Установлен надежный верхний предел на массы звезд - 150 масс Солнца, - что имеет силу фундаментальной константы для теории эволюции звезд и наблюдательной астрономии.

Массивные звезды распространены значительно реже, чем звезды солнечной массы. Поэтому они менее изучены, с наблюдательной точки зрения, и до последнего времени не существовало принципиального ограничения на наибольшую массу, которую может иметь только что рожденная звезда. Изучая распределение звезд по массе в звездном скоплении Арочное, которое расположено вблизи центра Галактики, Дональд Фигер (статья [1]) установил явный дефицит звезд с массой более 130 M_Sun, вернее полное их отсутствие, против ожиданий для известных распределений масс. С учетом неопределенностей это дает оценку верхнего предела на возможные массы звезд в 150 M_Sun.

Одним из главных достижений астрономии является теория эволюции звезд. Сверхмассивные звезды (с массами более 60-80 M_Sun) и вопрос о предельной массе - ее краеугольный камень. Сам вопрос о предельной массе был поставлен теорией. Однако точного ее значения теория определить не может. Эволюция звезды от момента рождения зависит в первую очередь от ее массы. Звезды с солнечной массой живут порядка десяти миллиардов лет, а с массой в десять раз большей - порядка десяти миллионов лет. Теоретические расчеты звездной эволюции, осуществляемые на компьютере, хорошо согласуются с наблюдениями для звезд средних масс. Однако модели звезд с массами порядка сотни не столь успешны и поэтому такое моделирование представлет большой интерес. Модели сферической аккреции газа на протозвезду дают для предельной массы звезды около 100 M_Sun. Этой же величиной могут быть ограничены массы вследствие развития пульсаций, которые позволяют звезде сбросить лишнюю (для устойчивого равновесия) массу. Другие модели - слияния нескольких протозвезд или дисковой аккреции на протозвезду - вообще не ограничивают возможные массы звезд, и существуют расчеты звезд до 1000 M_Sun. Ввиду такой неопределенности понятно, сколь важным для теории звездной эволюции является наблюдательный факт существования верхнего предела массы звезды и его значение.

Рис. 1. Изображение скопления Арочное в инфракрасном диапазоне (1-2 мкм), полученное обсерваторией Хаббла. Голубые звезды - внешние звезды, проецирующиеся на скопление. Самые яркие звезды скопления имели первоначальные массы 120-130 MSun. Масса скопления >104 MSun. (http://www.stsci.edu)

Распределения звезд по массам изучают по звездным скоплениям, т.к. возраст звезд в скоплении одинаковый и хорошо определяется. Вероятность обнаружить наиболее массивные звезды больше в более массивном скоплении. Скопление звезд Арочное (рис. 1) оказалось наиболее подходящим для данной задачи. Это одно из самых массивных звездных скоплений, содержащее достаточно звезд, чтобы ожидать там редкие сверхмассивные звезды. Кроме того оно очень молодо - образовалось 2-2.5 млн. лет назад во время внезапной вспышки звездообразования в центре Галактики, - поэтому массивные звезды еще не успели проэволюционировать и, таким образом, прекратить существование вспышкой сверхновой. Так как скопление расположено вблизи центра Галактики, то расстояние до него хорошо известно, 7.7 кпс, что позволяет оценивать параметры звезд - светимости и массы - с очень хорошей точностью. Мощный звездный ветер молодых горячих звезд раздул остатки родительского молекулярного облака и обнажил звезды для наблюдателя. Впечатляющий вид окрестностей скопления показан на рис. 2 в почти художественной композиции изображений в разных диапазонах спектра. Увидеть и разрешить это очень скученное скопление, размером всего лишь 0.5 пс, на отдельные звезды, сквозь плотную пыль галактического центра, сильно поглощающую в оптике, оказалось возможным только в инфракрасном диапазоне.

Рис. 2. Скопление Арочное расположено вблизи центра Галактики, на удалении от Земли 25000 световых лет. Голубым цветом во вставке вместе показаны его рентгеновское (диффузная структура) и инфракрасное (точечная структура) изображения, полученные космическими обсерваториями Чандра и Хаббла, соответственно. Наблюдаемая в рентгене горячая (60 млн. градусов) оболочка вокруг скопления обусловлена взаимодействием звездного ветра от горячих массивных звезд. Суммарного ионизующего излучения звезд скопления (107.8 светимостей Солнца) оказывается достаточно, чтобы вызвать нагрев и излучение в инфракрасном и радио диапазонах соседнего молекулярного облака, даже на больших расстояниях. Радио изображение облака с характерными арочными волокнами показано красным. (http://chandra.harvard.edu)

Рис. 3. Наблюдаемое частотное распределение звезд скопления Арочное по массе [1]. В заштрихованной области отсутствуют звезды, которые ожидаются из экстраполяции известных законов распределения (прямые линии).

Первоначальные массы звезд скопления были рассчитаны по данным наблюдений с телескопом Хаббла. На рис. 3 показано распределение числа наблюденных звезд по массам. Вертикальные бары ошибок отражают неопределенность вычитания числа проецирующихся на скопление звезд, а горизонтальные бары - неопределенность возраста скопления. Распределение масс в логарифмическом масштабе аппроксимируется обычно линейным законом. Для большинства скоплений наблюдается распределение Салпитера - с наклоном Г=d(logN)/d(logM)=-1.35. Для данного скопления распределение более пологое, с наклоном -0.9. Из рис. 3 видно, что звезды с массами больше, чем 130 M_Sun, вообще отсутствуют, тогда как Салпитеровское и собственное распределения предсказывают 18 и 33 таких звезды, соответственно. Такая большая недостача сверхмассивных звезд скорее всего получается вследствие существования принципиального верхнего предела на массы звезд, который оценивается по данным наблюдениям в 150 M_Sun. Эта величина предельной массы была получена ранее для скопления R136 в соседней галактике Большое Магелановое Облако (Weidner C. & Kroupa P., 2003, MNRAS 348, 187), но на существенно меньшем уровне статистической достоверности (статья [1]).

Установление данного предела заставляет пересмотреть массы некоторых необычных звезд, с массами значительно выше этого предела, и послужит дальнейшему развитию теории эволюции звезд.

Литература:

1. D.F. Figer. An upper limit to the masses of stars. Nature 434, 192–194 (10 March 2005); doi:10.1038/nature03293 (или astro-ph/0503193)
2.2. D.F. Figer et al. Massive stars in the Arches cluster. astro-ph/0208145 (см. также Astrophys. J. 581, 258-272 (2002))

Публикации с ключевыми словами: массы звезд - Эволюция звезд - массивные звезды Публикации со словами: массы звезд - Эволюция звезд - массивные звезды
См. также: Научная конференция "Наблюдаемые проявления эволюции звезд" в САО РАН Звездная пыль и Бетельгейзе Планетарные туманности Прошлые и будущие звезды Андромеды Массивная звезда в NGC 6357 Туманность Ожерелье Туманность MWP1 "Винная бутыль" Все публикации на ту же тему >>