Белые карлики склонны к «перееданию», выяснили исследователи

Астрофизик из Университета Кентербери, Новая Зеландия, доктор Саймон Скаринжи (Simone Scaringi) сделал неожиданное новое открытие, связанное с особенностями роста белых карликов в космосе. Белые карлики – это остатки звезд, подобных Солнцу, которые исчерпали запасы своего «звездного топлива». Белые карлики являются плотными объектами: их размер сравним с размером Земли, а масса близка к массе Солнца. Они растут, аккрецируя, или накапливая, материю, переходящую к ним со внешних слоев звезды-компаньона. Большинство белых карликов долгое время считались «немагнитными». Когда белые карлики растут с очень низкой скоростью, они аккрецируют массу отдельными порциями. В ходе таких «порционных приемов пищи» белые карлики «объедаются» в течение очень короткого периода времени, говорит доктор Скаринжи. Изучив данные, собранные при помощи космической обсерватории НАСА Kepler («Кеплер»), команда международных исследователей, возглавляемая доктором Скаринжи, обнаружила, что один из таких немагнитных белых карликов ведет себя так, словно обладает мощным магнитным полем.

«Мы наблюдали эпизоды мощных вспышек, указывающих на аккрецию материала, чередующихся с периодами отсутствия аккреции. Такая спорадическая активность лучше всего объясняется присутствием мощного магнитного поля», - сказал Скаринжи.

«Это магнитное поле служит своего рода барьером, препятствующим проникновению массы к белому карлику, поэтому сначала происходит накопление материала перед «барьером» и лишь тогда, когда гравитационные силы, действующие на материю, сравняются с отталкивающими магнитными силами, происходит «обрушение», и накопившаяся масса падает на белый карлик, вызывая мощную вспышку», - продолжил он.

Эти находки имеют фундаментальное значение для астрофизики, считает доктор Скаринжи. Они позволяют установить четкую связь между различными известными примерами аккреции материи во Вселенной, независимо от природы центрального объекта-аттрактора, в роли которого могут выступать кроме белых карликов также нейтронные звезды, черные дыры или протозвезды.

Преонные звезды

Преонные звёзды — гипотетические космические объекты, состоящие из преонов, предполагаемых элементарных частиц, входящих в состав кварков. Плотность такого объекта должна быть ещё выше, чем у кварковой звезды, и достигать 1020 г/см³. При этом масса не может превышать ~10−2 масс Солнца, а диаметр ~102 м. По другим источникам, плотность составляет по крайней мере 1023 г/см³, максимальная масса достигает ~ 102 M⊕, а максимальный радиус не более ~ 1 м. Возможно, такие объекты могут входить в состав холодной тёмной материи, разрешая парадокс недостаточности массы видимых объектов для сохранения целостности галактик.

Происхождение

Когда звезда массой от 3 до 10 масс Солнца истощает своё топливо, она становится сверхновой, колоссальным взрывом рассеивая часть своего вещества в космическое пространство. После этого её ждет судьба нейтронной звезды, состоящей из сдавленных друг с другом нейтронов, но что если давление гравитации окажется слишком высоким? В таком случае уже сами нейтроны окажутся, разорваны на свои составляющие части — кварки.

Подобные гипотетические объекты, где кварки свободно перемещаются внутри звездного ядра, называются кварковыми звездами. Но что будет, если повысить давление ещё выше, но при этом его всё равно будет недостаточно, для того, чтобы звезда превратилась в черную дыру. В таком случае кварки будут разорваны на свои гипотетические составляющие — преоны. Преоны это окончательные фундаментальные частицы, комбинацией которых можно объяснить свойства всех остальных частиц. Это очень занятная гипотеза, но, к сожалению, она противоречит Стандартной Модели, которая успешно объясняет окружающую реальность, хоть и не до конца. И самое главное, преонная гипотеза противоречит существованию Бозона Хиггса, который был успешно обнаружен.

Но что, если допустить реальность преонов, как если бы они и в самом деле существовали, и преонная гипотеза оказалась верной? Тогда звезда, обладающая массой, лишь немного недотягивающей до превращения звезды в черную дыру, смогла бы превратиться в звезду преонную. Звезду при массе более трех солнечных, обладающую радиусом всего несколько километров. Звезду с невероятной плотностью. При массе равной массе Земли, она имела бы размер примерно равный размеру теннисного шарика. Но преонная гипотеза была признана неверной, и никаких следов преонной сверхновой обнаружено не было. Так что место для преонных звезд осталось исключительно в научной фантастике, там, где они смогут получить достаточно уважения.

Теоретически, преонные звёзды могли быть сформированы на ранней стадии после Большого взрыва вследствие флуктуаций плотности, из первичной преонной материи, либо при коллапсе массивных звёзд и сохраниться до наших времён. Однако механизм их формирования не ясен. Также возможно, что они образуются при взрыве звезды с массой в 3 массы Солнца.

Возможности наблюдения

Преонная звезда не излучает, но, согласно расчётам, может быть обнаружена по эффекту гравитационной линзы гамма-излучения. По другим источникам, возможно обнаружение также по космическим лучам ультравысоких энергий. Экспериментальных подтверждений пока не обнаружено.

Скопление Дикая Утка

Скопление Дикая Утка (англ. Wild duck cluster, также известное как М 11, Мессье 11 или NGC 6705) — рассеянное звёздное скопление в созвездии Щита, которое находится на расстоянии 6000 световых годах от нас. Скопление было открыто немецким астрономом Готфридом Кирхом в 1681 году. В его телескоп оно выглядело как туманное пятнышко, и лишь в 1733 году английским священником и астрономом Уильямом Деремом были рассмотрены в нём отдельные звёзды. Шарль Мессье включил его в свой каталог в 1764 году. Скопление Дикая Утка является одним из самых плотных и наиболее компактных скоплений из известных; содержит около 2900 звёзд. Возраст скопления оценивается в 220 миллионов лет. Его поперечник составляет почти 20 световых лет.

Это скопление — самый яркий объект в Щите, небольшом летнем созвездии, находящимся между Орлом и Змеей. Всё созвездие — одно большое облако звёзд Млечного Пути, окаймленное тёмными пылевыми рукавами. Под хорошим ясным и незасвеченном небом M 11 в виде туманной «звёздочки» можно попытаться найти и невооруженным глазом — на полпути от λ Орла к α Щита. Хорошо заметно скопление в бинокль. Но в телескоп даже и небольшой апертуры (100—127 мм) на северо-западной периферии скопления становится виден тёмный силуэт утки с расправленными крыльями, которая и дала называние объекту. В центральной части этого скопления звёзды выстраиваются в правильно-прямоугольном порядке. В скоплении очень много звёзд, и оно больше похоже на шаровое, чем на рассеянное.

Рассеянное звездное скопление Трюмплер 16

Трюмплер 16 (англ. Trumpler 16) — массивное рассеянное скопление, содержащее несколько ярчайших звёзд Млечного Пути. Скопление расположено в Туманности Киля в рукаве Киля-Стрельца и находится на расстоянии около 7500 световых лет от Солнца. Входящая в состав скопления звезда η Киля видна невооруженным глазом. Самыми яркими звёздами скопления являются η Киля и WR 25, светимости обеих звёзд превышают солнечную в миллионы раз; кроме них, еще 6 звёзд скопления имеют спектральный класс O3. И η Киля, и WR 25 являются двойными звёздами, в которых главный компонент обеспечивает большую часть светимости, но второй компонент также является массивной яркой звездой. Если рассматривать излучение всего диапазона длин волн, то WR 25 окажется более яркой звездой: светимость составляет 6 300 000 светимостей Солнца, абсолютная болометрическая звёздная величина равна -12,25. У η Киля полная светимость составляет 5 300 000 светимостей Солнца, абсолютная болометрическая звёздная величина равна -12,0.

 Однако на изображениях η Киля кажется более ярким объектом, поскольку она более ярка в оптическом диапазоне спектра, а также погружена в туманность, отчётливо видимую на изображениях. WR 25 является очень горячей звездой, излучающей значительную часть энергии в ультрафиолетовом диапазоне. Данную звезду можно видеть на изображениях ниже и правее звезды η Киля, рядом с краем яркой туманности и справа от оранжевой звезды.

Трюмплер 16 и Трюмплер 14 являются наиболее заметными скоплениями в ассоциации Киль OB1, гигантской звёздной ассоциации рукава Киля. Другое скопление в ассоциации, Коллиндер 228 (Collinder 228) считается продолжением скопления Трюмплер 16, визуально отделённым от него пылевой полосой. Скопление Трюмплер 14 является боле молодым и компактным. Спектральные классы звёзд скопления показывают, что оно образовалось за время единой вспышки звездообразования. Звёздный ветер, создаваемый самыми яркими звёздами, выбросил остатки облаков пыли из скопления. Через несколько миллионов лет, после того как наиболее яркие звёзды закончат эволюцию, испытав вспышки сверхновых, скопление будет медленно завершать свою эволюцию.

Звездное скопление R136

R136 — удивительное звёздное скопление, которое находится в центре туманности «Тарантул», принадлежащей соседней галактике Большое Магелланово Облако, которая находится на расстоянии 170 000 световых лет от нас. Содержит более 100 000 звезд. В центре области звездообразования 30 Золотой Рыбы находится огромное скопление самых больших, горячих и массивных среди известных звезд. Энергично излучающие звезды этого скопления быстро разрушают газо-пылевой кокон, из которого они сформировались. Остатки этого разрушающегося кокона, в котором преобладает ионизированный водород 30 Золотой Рыбы, занимают большую часть изображения, полученного широкоугольной камерой Wide Field Camera Космического телескопа им. Хаббла.

Характеристики
Скопление R136 состоит из молодых звёзд, гигантов и сверхгигантов, возраст которых оценивается приблизительно в 2 миллиона лет. Оно расположено на стыке газопылевых пузырей, являющихся материалом для рождения звёзд и планетных систем. Ядро скопления довольно трудно наблюдать с помощью современных обсерваторий, тем не менее, орбитальный телескоп Хаббл смог зарегистрировать в самом центре R136 беспрецедентное количество звёзд класса О на раннем этапе развития. Кроме того, в скоплении обнаружено несколько звезд класса Вольфа-Райе.

Скопление R136 состоит из нескольких компонентов. Природа центрального компонента, R136a, первоначально была неясной, пока методом голографической интерферометрии не было установлено, что это плотное звездное скопление, содержащее, среди прочего, 12 очень массивных и ярких звезд в своем ядре. Массы этих звезд составляют от 37 до 76 масс Солнца. Масса четырех из найденных звезд превышала массу до 300 солнечных при их формировании, и суммарно они дают половину мощности излучения и силы звездного ветра всего скопления. Одна из звезд, R136a1, является наиболее массивной из известных на сегодняшний день, обладает массой 265 солнечных, а также светимостью 10 млн. солнечных.

Учёные проводили исследования воспользовавшись программой NBODY6 с целью выяснить причины возникновения такого необычного скопления. Компьютерные вычисления показали, что звёзды-монстры могли возникнуть в ходе слияния двух светил. В скоплении R136 единовременно образуется очень много звёзд-гипергигантов, которые часто объединяются в пары. Плотность в кластере так высока, что нередко происходят столкновения. Вероятнее всего, эти ультрамассивные звёзды появляются после столкновения двух таких гигантов.

R136 излучает большую часть энергии, делающую туманность Тарантул видимой. Общая масса скопления, оцениваемая в 450000 солнечных масс, говорит о том, что в будущем оно может стать шаровым скоплением.

"Новорожденные" звезды становятся источниками мощных ветров

Исследователи из Института Нильса Бора, Дания, при помощи радиотелескопов ALMA наблюдали ранние стадии формирования новой планетной системы звезды. Впервые ученые смогли рассмотреть, как мощный «вихрь» поднимается над вращающимся диском из газа и пыли, окружающим эту молодую звезду. Молодая звезда формируется из сжимающегося газо-пылевого облака, поэтому после формирования оказывается окружена диском, из материала которого в дальнейшем могут сформироваться планеты. 

Для таких «новорожденных» звезд исследователи не раз наблюдали мощные «вихри», или выбросы, называемые джетами. Однако до настоящего времени никто не видел, каким образом происходит формирование этих ветров.

«При помощи телескопов ALMA мы наблюдали протозвезду, находящуюся на очень ранней стадии эволюции. Мы видим, как этот ветер, подобно торнадо, поднимает материю и газ над плоскостью вращающегося диска, из которого формируется планетная система», - сказал Пер Бьеркели (Per Bjerkeli), обладатель ученой степени PhD в области астрофизики и наук о планетах из Института Нильса Бора Копенгагенского университета, который является главным автором нового исследования.

В своей работе Бьеркели и его команда отмечают, что формирование «вихря» в системе протозвезды выражает тенденцию замедления вращения, в то время как при отсутствии такого ветра испытывающая гравитационное сжатие система звезды была бы вынуждена вращаться все быстрее и быстрее. Покидающий систему ветер забирает с собой часть энергии вращательного движения системы звезды, и такое уменьшение скорости вращения системы облегчает конденсацию находящегося в ней материала в планеты.

Обнаружены космические объекты, способные раскрыть тайну самых первых звезд Вселенной

Американские ученые из Университета Нотр-Дама обнаружили звёзды второго поколения, которые способны пролить свет на природу самых первых звезд Вселенной. Исследование опубликовано в журнале Astrophysical Journal. Подкласс богатых углеродом бедных металлами (carbon-enhanced metal-poor, CEMP) звезд, так называемые CEMP-no звезды, включает древние звезды, содержащие значительные количества углерода, но относительно небольшие количества тяжелых металлов (таких, как железо), обычно содержащихся в существенных количествах в звездах более поздних поколений. Массивные звезды первого поколения, состоящие из чистого водорода и гелия, произвели и рассеяли по Вселенной тяжелые элементы, из которых потом формировались звезды последующих поколений.

В новом исследовании ученые во главе с Джинми Юном (Jinmi Yoon), научным сотрудником кафедры физики Университета Нотр-Дам, показали, что звезды с самой низкой металличностью, наиболее химически примитивные звезды, включают значительную долю звезд класса CEMP. Звезды подкласса CEMP-no, богатые также азотом и кислородом, вероятно, являются звездами, сформировавшимися из облаков водорода и гелия, которые были загрязнены элементами, произведенными внутри первых звезд Вселенной.

"Звезды класса CEMP-no, которые мы наблюдаем сегодня, по крайней мере большая их часть, были сформированы вскоре после Большого взрыва, 13,5 миллиарда лет назад, почти целиком из незагрязненного первичного материала, - говорит Юн. – Эти звезды, расположенные в гало нашей галактики, являются самыми настоящими звездами второго поколения – сформированные из продуктов нуклеосинтеза самых первых звезд Вселенной".

В настоящее время существование звезд первого поколения маловероятно, но много информации о них можно получить при подробном анализе звезд второго поколения.

Открытые звезды второго поколения указывают на своих звездных предшественниц

В центре Млечного пути открыто новое семейство звезд

Астроном из Ливерпульского университета имени Джона Мурса (Liverpool John Moores University, LJMU), Соединенное Королевство, открыл новое семейство звезд в центре нашей галактики Млечный путь, изучение которого поможет глубже понять ранние стадии формирования нашей Галактики. Это открытие проливает новый свет на происхождение шаровых скоплений звезд – представляющих собой скопления звезд объемом примерно в миллион светил, формировавшиеся на заре истории Млечного пути.

LJMU является участником Слоуновского цифрового обзора неба – международной коллаборации ученых из различных научных организаций. В рамках одного из проектов этой коллаборации под названием APOGEE (the Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) осуществляется сбор инфракрасных данных по сотням тысяч звезд Млечного пути.

Именно эти наблюдения в ИК-диапазоне звезд, расположенных в направлении к центру Галактики, позволили коллективу исследователей во главе с Рикардо Скьявоном (Ricardo Schiavon) из LJMU обнаружить это новое семейство звезд, члены которого напоминают звезды из шаровых скоплений.

Это интригующее новое семейство звезд включает звезды, которые могли ранее принадлежать шаровым звездным скоплениям, разрушенным в результате интенсивных процессов, протекающих при формировании центра Галактики, когда во Вселенной могло существовать примерно в 10 раз больше шаровых звездных скоплений, чем сегодня.