Химический состав звёзд может многое рассказать о том, где и когда рождались звёздные популяции в нашей галактике. Одним из признаков «преклонного» возраста звезды считается высокое относительное содержание α-элементов. Однако недавно астрономы проанализировали выборку странных массивных красных гигантов Млечного Пути: их большие массы указывают на молодой возраст, а повышенное содержание α-элементов говорит о том, что они старые. Где же истина? Разбирались в нашей статье.
Астрономы давно пытаются пролить свет на то, как формировалась и развивалась наша галактика. Помогают им в этом звёзды. Зная их химический состав, возраст, кинематику и распределение в разных областях Млечного Пути, учёные могут смоделировать химическую эволюцию галактики и понять, когда формировались разные звёздные скопления.
Почему же звёздам отведена главная роль? Дело в том, что именно они начали и до сих пор поддерживают непрерывный процесс создания новых химических элементов и воспроизводства уже существующих. В результате Большого взрыва были синтезированы только самые лёгкие элементы: водород, дейтерий, гелий и литий. Все остальные элементы, которые в астрономии называются «металлами», образуются в звёздах в процессе их эволюции. Исключение составляют бериллий и бор — они возникают в результате взаимодействия между космическими лучами и межзвёздной средой.
Звёзды рождаются, на протяжении всей жизни и во время своей смерти производят в недрах тяжёлые химические элементы, а после гибели выбрасывают их в межзвёздную среду, из которой формируется следующее поколение звёзд, и процесс снова повторяется.
Каждая из звёзд обладает своей начальной массой и металличностью, поэтому их эволюционный путь, срок жизни и набор химических элементов, которыми они обогащают межзвёздную среду, отличаются. Например, массивные звёзды (с начальной массой более 10 солнечных), которые заканчивают свою жизнь как сверхновые II типа, синтезируют углерод, кислород, магний, серу, а также производят элементы тяжелее железа. Белые карлики в двойных системах, акрециирующие на себя вещество звезды-компаньона, взрываются как сверхновые типа Ia и считаются основными поставщиками железа.
Звёзды разных возрастов содержат химические элементы, характерные для нашей галактики в определённый момент её эволюции. В качестве «космических часов», по которым учёные определяют временные рамки формирования звёздных популяций, служат соотношения определённых видов элементов. Широкое применение получили два из них: отношение железа к водороду [Fe/H] и α-элементов, таких как кислород, магний, кремний, кальций и титан (O, Mg, Si, Ca и Ti), к железу [α/Fe].
Звёздное население Млечного Пути распределено в его четырёх основных компонентах: звёздное гало, толстый диск, тонкий диск и балдж. Самые старые звёзды расположены в гало и толстом диске, относительно молодые — в тонком диске. Различаются они и по составу: например, металличность звёзд толстого диска ниже, чем у звёзд тонкого диска, а вот относительное содержание α-элементов наоборот — возрастает.
По содержанию α-элементов можно сделать выводы о возрасте звезды: высокие значения [α/Fe] характерны для более старых светил, низкие — для молодых. Однако определение химического состава звёзд далеко не единственный способ узнать их возраст. Астрономы также анализируют их движение в пространстве, скорость вращения, светимость, температуру и массу. Но как быть, если эти параметры противоречат друг другу?
В недавнем исследовании астрономы изучили химический состав и кинематику 1467 красных гигантов с высоким содержанием α-элементов. Их массы, в среднем превышающие массу Солнца в 1,3 раза, и спектральные характеристики указывают на относительно молодой возраст — менее 6 миллиардов лет. Однако это идёт вразрез с моделью галактической химической эволюции, в соответствии с которой повышенное содержание α-элементов характерно для звёзд старшего населения толстого диска с массой, приблизительно равной солнечной.
Так что же это за звёзды? Аномальная популяция молодых красных гигантов? Или на самом деле это старые звёзды, которые только «маскируются» под молодых? Учёные склоняются ко второму варианту, поскольку обнаружили несколько доказательств этому.
Орбитальные параметры и трёхмерные скорости движения этих звёзд хорошо согласуются с параметрами старых светил, населяющих толстый диск, с высоким содержанием α-элементов. Пониженная металличность [Fe/H] также характерна для старых звёзд толстого диска, которые обеднены металлами, в отличие от молодых звёзд тонкого диска.
Подробный химический анализ также показал, что по составу «молодые» звёзды больше похожи на старые. На это указывает идентичное содержание по отношению к железу не только α-элементов (O, Mg, Si, Ca и Ti), но и элементов «железного пика» (марганец, хром, никель).
Всё это означает, что с точки зрения химической эволюции нашей галактики «молодые» звёзды с высоким содержанием α-элементов относятся к той же популяции, что и старые звёзды, богатые α-элементами. Выходит, что предположения относительно возраста этих звёзд оказались ошибочными. Астрономы оценивали их текущую массу, исходя из моделей эволюции одиночной звезды.
Учёные пришли к выводу, что эти звёзды скорее всего формировались в двойных системах, а свою массу набрали, «пожирая» вещество компаньонов. На это указывает и повышенное по сравнению со старыми звёздами содержание азота, углерода и бария, которые можно получить из внешних источников. Наиболее подходящие кандидаты в качестве «доноров» — звёзды-гиганты асимптотической ветви, которые представляют собой светила с небольшой начальной массой, находящиеся на поздних стадиях эволюции. Эти звёзды как раз и производят барий и углерод.
Результаты исследования такой большой выборки подтверждают, что большинство звёзд с высоким содержанием α-элементов, несмотря на то, что выглядят молодыми, относятся к старому звёздному населению.
Автор: Алина Нестерова
Источники: phys.org, iopscience.iop.org
