Предельная масса звезды

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

Массивные звезды распространены значительно реже, чем звёзды 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 рождённая звезда. Изучая распределение звёзд по массе в звёздном скоплении Арочное, которое расположено вблизи центра Галактики, Дональд Фигер (статья [1]) установил явный дефицит звёзд с массой более 130 MSun, вернее полное их отсутствие, против ожиданий известных распределений масс. С учётом неопределённостей это даёт оценку верхнего предела на возможные массы звёзд в 150 MSun.

Одним из главных достижений астрономии является теория эволюции звёзд. Сверхмассивные звёзды (с массами более 60-80 MSun) и вопрос о предельной массе - её краеугольный камень. Сам вопрос о предельной массе был поставлен теорией. Однако точного её значения теория определить не может. Эволюция звёзды от момента рождения зависит в первую очередь от её массы. Звёзды с солнечной массой живут порядка десяти миллиардов лет, а с массой в десять раз большей - порядка десяти миллионов лет. Теоретические расчёты звёздной эволюции, осуществляемые на компьютере, хорошо согласуются с наблюдениями звёзд средних масс. Однако модели звёзд с массами порядка сотни не столь успешны и поэтому такое моделирование представлет большой интерес. Модели сферической аккреции газа на протозвезду дают предельной массы звезды около 100 MSun. Этой же величиной могут быть ограничены массы вследствие развития пульсаций, которые позволяют звезде сбросить лишнюю ( устойчивого равновесия) массу. Другие модели - слияния нескольких протозвёзд или дисковой аккреции на протозвезду - вообще не ограничивают возможные массы звёзд, и существуют расчёты звёзд до 1000 MSun. Ввиду такой неопределённости понятно, сколь важным теории звёздной 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 звёзды - внешние звёзды, проецирующиеся на скопление. Самые яркие звёзды скопления имели первоначальные массы 120-130 MSun. Масса скопления >104 MSun. ( )
  Распределения звёзд по массам изучают по звёздным скоплениям, т.к. возраст звёзд в скоплении одинаковый и хорошо определяется. Вероятность обнаружить наиболее массивные звёзды больше в более массивном скоплении. Скопление звёзд Арочное (рис. 1) оказалось наиболее подходящим данной задачи. Это одно из самых массивных звёздных скоплений, содержащее достаточно звёзд, чтобы ожидать там редкие сверхмассивные звёзды. Кроме того оно очень молодо - образовалось 2-2.5 млн. лет назад во время внезапной вспышки звёздообразования в центре Галактики, - поэтому массивные звёзды ещё 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 звёзд - светимости и массы - с очень хорошей точностью. Мощный звёздный ветер молодых горячих звёзд раздул остатки родительского молекулярного облака и обнажил звёзды 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 звёзды, 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 звёздного ветра от горячих массивных звёзд. Суммарного ионизующего излучения звёзд 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. ( vard.edu)
 

 
Рис. 3. Наблюдаемое частотное распределение звёзд скопления Арочное по массе [1]. В заштрихованной области отсутствуют звёзды, которые ожидаются из экстраполяции известных законов распределения (прямые линии).
  Первоначальные массы звёзд скопления были рассчитаны по данным наблюдений с телескопом Хаббла. На рис. 3 показано распределение числа наблюдённых звёзд по массам. Вертикальные бары ошибок отражают неопределённость вычитания числа проецирующихся на скопление звёзд, а горизонтальные бары - неопределённость 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 звёзды с массами больше, чем 130 MSun, вообще отсутствуют, тогда как Салпитеровское и собственное распределения предсказывают 18 и 33 таких звезды, соответственно. Такая большая недостача сверхмассивных звёзд скорее всего получается вследствие существования принципиального верхнего предела на массы звёзд, который оценивается по данным наблюдениям в 150 MSun. Эта величина предельной массы была получена ранее 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 звёзд, с массами значительно выше этого предела, и послужит дальнейшему развитию теории эволюции звёзд.

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))