Компьютерра - Компьютерра PDA N181 (07.07.2012-13.07.2012)

Чтобы шагнуть дальше в прошлое, нужно искать звёзды с ещё меньшим содержанием металлов. Такие поиски на протяжении последних десятилетий предпринимались неоднократно и принесли не всегда ожидаемые и понятные результаты. Прежде всего, звёзд с крайне низким содержанием металлов оказалось очень мало. Наблюдательные оценки показывают, что в окрестностях Солнца одна звезда, у которой [Fe/H] меньше -3, приходится на сотню тысяч звёзд более высокой (и менее интересной) металличности. От далёкой эпохи формирования Млечного Пути не осталось почти ничего!

Во-вторых, оказалось, что по пропорциям в содержаниях различных элементов эти звёзды иногда очень сильно отличаются и от звёзд диска, что неудивительно, и от большей части звёзд гало, что понять уже сложнее. В частности, у многих из них наблюдается повышенное содержание элементов, синтезируемых при взрывах массивных звёзд, причём, не только кислорода-магния-кремния, но и более тяжёлых металлов, типа европия. Это, в общем, ожидаемо — поскольку в этих звёздах вообще есть металлы, значит, они образовались из вещества, загрязнённого продуктами сверхновых. А то, что пропорции иные, так почему бы нуклеосинтезу в первых сверхновых не проходить иначе, чем в современных сверхновых?

Странно то, что в звёздах чрезвычайно низкой металличности в избытке содержатся и элементы, происхождение которых сейчас связывают с ядерными реакциями в долгоживущих звёздах, в частности, углерод и азот. Например, в звёздах HE1327-2326 и HE0107-5240 с рекордно низким значением [Fe/H] (меньше -5) избыток углерода и азота по сравнению с железом превышает четыре порядка. Так что говорить про крайне низкое содержание тяжёлых элементов в этих звёздах даже и нельзя: в них мало именно металлов, а по углероду и азоту они отстают от Солнца всего чуть больше чем на порядок величины.

Причины переизбытка углерода, азота и других элементов в малометалличных звёздах пока что совершенно неясны. Непонятно даже, присутствовал ли он в звёздах изначально или является приобретённым признаком. Второй вариант подразумевает или аккрецию вещества из межзвёздной среды, или загрязнение атмосферы звезды веществом некогда существовавшего компаньона, или даже собственный нуклеосинтез. Этот вариант снимает проблемы возраста — если лишние элементы попали на звёзды потом , не нужно ломать голову над тем, откуда они взялись в первые миллионы лет существования Галактики.

С другой стороны, избыток углерода хорошо согласуется с предположением о механизме формирования этих звёзд. Излучение ионов и атомов углерода обеспечивает эффективный сброс энергии при сжатии протозвезды. Чем эффективней сброс, тем менее массивная и, соответственно, более долгоживущая звезда может образоваться. Получается красиво: до наших дней дожили именно те звёзды, которые по каким-то причинам оказались изначально переобогащены охладителями. Эту красивую картину несколько портит недавно открытая звезда SDSS J102915+172927, о которой я писал несколько по иному поводу. При невысоком содержании железа ([Fe/H]=-4.89) она не отличается и повышенным содержанием CNO (точнее, они в этой звезде вообще не обнаружены), что даёт основания считать её звездой с самым низким суммарным содержанием тяжёлых элементов.

Есть такая расхожая формулировка: "Вопросов больше, чем ответов". В случае со звёздами чрезвычайно низкой металличности мы, наверное, и вопросы пока задаём не всегда правильные. Не хватает статистики — речь ведь идёт об объектах, численность которых измеряется штуками! Их и искать сложно, а исследовать ещё сложнее. Эти звёздочки и сами по себе тусклые, и линии тяжёлых элементов у них в спектрах слабые — атомов-то мало! Так что настоящее изучение этих странных светил только начинается. И сидит астроном над ними, как какой-нибудь археолог, нашедший в самом глубоком захоронении самого древнего кургана каменный наконечник стрелы, пуговицу из слоновой кости и айфон. И думает, что ему со всем этим делать?