Химический анализ показал, как массивные звезды в двойных системах набрали массу

Фото из открытых источников

Перенос массы между звёздами не является редкостью. Большинство звёзд, включая массивные, рождаются в двойных системах, и это создаёт благоприятные условия для переноса массы между звёздными братьями. Поскольку звёзды расширяются по мере старения и эволюции, взаимодействие между звёздными парами практически неизбежно.

Перенос массы может оказать глубокое влияние на звезды. Они могут сливаться или даже вызывать взрыв сверхновой. Выжившая звезда может выглядеть так, будто она всегда была одинокой, без каких-либо явных признаков переноса массы. Нет явных признаков того, что ее эволюция навсегда изменилась.

Однако исследователи из Института Макса Планка разработали метод идентификации одиночных звёзд, которые в прошлом когда-то набрали массу от давно исчезнувшего партнёра. Ключевым фактором является металличность звезды. Но не общая металличность, а лишь содержание некоторых элементов вблизи поверхности звезды.

Новый метод и первые результаты описаны в статье, опубликованной в журнале Nature Astronomy. Авторами являются Харим Джин из Института астрофизики им. Макса Планка и Норберт Лангер из Института радиоастрономии им. Макса Планка.

«Это как найти отпечаток пальца на месте преступления — зная, что искать, можно восстановить всю последовательность событий, даже если первоначальные подозреваемые давно скрылись», - говорит Харим Джин.

«Большинство массивных звезд рождаются в тесных двойных системах», — объясняют исследователи. «По мере того, как звезды расширяются с возрастом, перенос массы или даже слияние с компаньоном неизбежны. Однако большинство продуктов взаимодействия в двойных системах выглядят как одиночные звезды, так что основные свидетельства их захватывающего прошлого теряются».

Примерно у 70% массивных звёзд есть компаньон, расположенный достаточно близко, чтобы перенос массы был неизбежен. Но перенос массы происходит быстро, менее чем за 0,1% времени жизни звезды. Вероятность его наблюдения очень мала. «В то же время, гидродинамическим моделям требуется слишком много времени, чтобы полностью оценить этот процесс», — пишут Джин и Лангер.

Астрофизики хотят узнать больше о процессе переноса массы, в том числе о его стабильности. Они также хотят понять, насколько он эффективен, то есть какой процент массы, отнятой у звезды-донора, фактически аккрецируется на главную звезду.

«Перенос массы в двойных системах кардинально меняет эволюцию и судьбу участвующих звезд, часто приводя даже к слиянию обоих компонентов или изменяя то, взорвутся ли звезды и как именно, а также какие конечные остатки они образуют», — пишут авторы. Эти изменения влияют на наше общее понимание поведения звезд, включая обратную связь от массивных звезд, которая формирует эволюцию галактик.

В этой работе исследователи изучили то, что они называют «всеобъемлющей сеткой подробных моделей эволюции массивных двойных звезд». Они выявили закономерности или тенденции в этой сетке моделей, которая фокусируется на поверхностном содержании таких элементов, как гелий, углерод, азот и кислород.

Основная идея заключается в том, что элементный состав звёзд отличается внутри и на поверхности. Внешние слои звезды более чистые, в то время как состав её ядра формируется в результате термоядерного синтеза. Ядро богаче азотом и гелием, но беднее углеродом и кислородом.

При переносе массы аккрецирующая звезда получает материал из ядра звезды-донора и с её поверхности. Однако этот аккрецированный материал накапливается исключительно на поверхности аккреторной звезды, что делает его наблюдаемым. Авторы утверждают, что звёзды, получившие массу таким образом, следуют предсказуемой закономерности на диаграмме распределения элементов в кластерах КНО.

«Мы обнаружили, что химический состав поверхности массивных звезд — это не просто побочный продукт их эволюции, а летопись их истории», — заявил Джин. «Впервые мы можем прочитать эту историю в деталях, даже когда звезды кажутся одинокими на небе».

Их метод позволяет реконструировать историю звёзд, включая как количество вещества, аккрецированного звездой, так и состав этого вещества. Это, в свою очередь, позволяет им определить массы обеих звёзд и то, насколько эффективно происходило аккрецирование вещества.

«Этот метод открывает нам прямой доступ к скрытой жизни звезд, — добавил Джин. — Это как найти отпечаток пальца на месте преступления — зная, что искать, можно восстановить всю последовательность событий, даже если первоначальные подозреваемые давно ушли из жизни».

Исследователи уже использовали этот метод для разъяснения происхождения звезды Гамма-Колумба (γ Columbae). Она находится на расстоянии около 1050 световых лет, имеет массу примерно в шесть солнечных масс и возраст около 24 миллионов лет. Астрономы считали, что γ Columbae — это остаток ядра звезды, с которой были удалены внешние слои.

Но это не так, по мнению Джина и Лангера. «Для γ Columbae, которую предполагали звездой, лишенной оболочки, мы показали, что она, наоборот, является звездой, набирающей массу, и ее звезда-компаньон, вероятно, образовала сверхновую с лишенной оболочкой», — пишут авторы. Химический состав поверхности звезды демонстрирует высокое отношение азота к углероду, умеренное отношение азота к кислороду и обогащение гелием. Это в точности соответствует тому, что, согласно работе команды, должна иметь звезда, если она является звездой, набирающей массу.

Исследователи утверждают, что γ Columbae примерно на 17% состоит из отслоившегося вещества. «Мы обнаружили, что, судя по его CNO-отпечатку, материал его оболочки демонстрирует практически неразбавленное содержание CN-равновесия», — пишут они.

Однако возможности этого метода распространяются не только на звезду, набравшую массу, но и на звезду-донора. Если γ Columbae имеет шесть солнечных масс и аккрецировала 0,8 солнечных масс, то её начальная масса не могла превышать 5,2 солнечных масс. Это означает, что звезда-донор должна была иметь 0,8 солнечных масс в области градиента H/He. Эта область представляет собой химическую пограничную зону, которая отмечает переход от обеднённой водородом, богатой гелием внутренней части звезды к чистой водородной внешней оболочке.

Согласно моделям, это означает, что масса звезды-донора не могла быть меньше 14 солнечных масс.

Результаты также проливают свет на другие массивные звезды, такие как сверхгиганты и убегающие звезды. Они также распространяются на сверхновые, и исследователи в своей работе изучили одну конкретную сверхновую.

Сверхновая SN 1987A взорвалась в Большом Магеллановом Облаке как сверхновая типа II. Это хорошо изученная сверхновая, первая, которая подверглась серьезному астрономическому исследованию. Долгое время считалось, что она образовалась в результате слияния звезд.

«Теперь мы можем с уверенностью реконструировать массы обеих звезд до слияния и показать, что в процессе слияния было выброшено значительное количество массы», — пояснил Лангер.

Изучение переноса массы массивными звездами в двойных системах позволит восполнить пробелы в нашем понимании не только самих звезд, но и того, как они формируют галактики, в которых находятся. Два крупномасштабных исследования — WEAVE и 4MOST — предоставят точные данные о тысячах массивных звезд.

Использование этого метода для изучения этих звезд позволит начать формировать совершенно новую картину того, как перенос массы влияет на звезды и галактики.