Суперзвезду родила неустойчивость

Происхождение самых массивных звёзд – одна из величайших загадок всей астрономии. Грубо говоря, потому что появиться очень большие звёзды никак не могут – родиться им мешает их собственный свет.

Все звёзды образуются в плотных холодных облаках газа и пыли, которые благодаря этой пыли могут остыть настолько, что начинают сжиматься под действием собственной гравитации. В сжимающемся облаке, которое поначалу имеет неправильную форму, вскоре образуется центр – это зародыш будущей звезды. А дальше уже именно на него падает окружающее вещество, зародыш растёт, превращаясь в протозвезду, и в какой-то момент плотность и температура в центре этого газового шара вырастают настолько, что запускается ядерная реакция превращения водорода в гелий. Выделяется энергия, и зажигается собственно звезда – небесное тело, которое светит за счёт термоядерных реакций в центре.

Однако такая простая схема работает лишь для относительно небольших звёзд. Дело в том, что в процессе сжатия облака и выпадения газа на протозвезду выделяется его гравитационная энергия. В результате вещество разогревается и начинает светиться, а этот свет давит на новые порции газа, затормаживая их падение.

Для небольших звёзд в этом противостоянии гравитации и давления световых лучей, преимущество долго остаётся за гравитацией, и лишь с появлением ядерного источника энергии в центре звезды свет празднует победу. Излучение вновь родившейся звезды испепеляет пыль в её окрестностях и выметает из них газ, а рост молодой звезды, долгие годы шедший за счёт аккреции (падения окружающего газа), прекращается.

Проблема в том, что с протозвёздами покрупнее это случается раньше. Протозвёзды типичного химического состава, масса которых достигает 20 масс Солнца, ещё до начала ядерных реакций уже светятся, как 50 тысяч солнц, и этого уже хватает, чтобы остановить падение новых порций газа. Рост останавливается, а когда центральная протозвезда доживает до термоядерного синтеза, её светимость лишь увеличивается, не оставляя оставшемуся снаружи газу никаких шансов вновь приблизиться к звезде, пока она жива.

Отсюда следует простой вывод: звёзд тяжелее 20 масс Солнца быть не должно. Проблема только в том, что они есть.

Один пример вы легко можете наблюдать любым летним вечером. Масса Денеба – главной звезды в созвездии Лебедя, расположенной в хвосте небесной птицы, – оценивается в 25 масс Солнца.

Чего только не придумывали астрофизики, чтобы решить проблему. Пытались слепить их из нескольких менее массивных звёзд, экспериментировали с химическим составом, старались учесть всё великое множество эффектов физики плазмы – и всё напрасно. Самая большая звезда, которую удавалось «слепить» учёным in silico – в компьютерных моделях, весила лишь в 40–50 раз больше Солнца и до цели не дотягивала в несколько раз.

Судя по всему, теперь эта проблема решена. Астрофизикам под руководством Марка Крумхольца из Калифорнийского университета в американском Санта-Крусе удалось показать, что газ может легко «проскользнуть меж пальцев» света и невероятная яркость звезды этому не помеха. Результаты работы Крумхольца и его коллег приняты к публикации в Science.

Решение дал не какой-то физический эффект, который учёные проглядели и не учли в прежних своих вычислениях, а грубая сила суперкомпьютеров в калифорнийском Сан-Диего и компьютерная программа американских физиков-ядерщиков, приспособленная астрономами под решение своих задач. Моделирование ядерных взрывов физически не так уж и отличается от образования звезды, в обоих случаях главный процесс – это взаимодействие газа с излучением. Астрономы лишь добавили в программу учёт самогравитации газа (и, вероятно, выбросили из него секретные параметры ядерных зарядов – как американских, так и российских, взрывы которых ядерщики США также вынуждены расчитывать).

Крумхольцу и его коллегам впервые удалось провести полномасштабное трёхмерное моделирование сжатия протозвёздного облака – в масштабах и с точностью, способной уловить все необходимые детали этого процесса.

Учёные проследили за эволюцией газового облака массой в 100 масс Солнца на протяжении 57 тысяч лет, сжатых до нескольких лет напряжённой программистской работы и четырёх месяцев интенсивного счёта в суперкомпьютерном центре.

Уже через 3,5 тысячи условных лет после старта симуляций в центре облака образовался тот самый зародыш, на который и происходило выпадение вещества в дальнейшем. Внешний газ быстро образовал так называемый аккреционный диск – почти плоское образование, в котором газ теряет угловой момент, обладая которым не может упасть на протозвезду. Через этот диск газ в течение 20 тысяч лет плавно осаждался на поверхность будущего светила, и за этот небольшой промежуток времени на протозвезду «нападало» ни много ни мало 11 солнечных масс, которые светились уже как 10 тысяч солнц.

Тем временем сам диск стал настолько плотным, что взаимное притяжение частиц в нём породило плотную спиральную волну вроде тех, что наблюдаются в звёздных дисках галактик. Это, впрочем, не остановило рост протозвезды: в следующие 5–6 тысяч лет она потолстела ещё на 6 солнечных масс.

А вот дальше рост замедлился, потому что светимость тела превысила допустимый барьер. Сила давления излучения превозмогла гравитацию, и газ начал потихоньку оттекать. В первую очередь «над» и «под» плоскостью диска, где раздулись своего рода «пузыри», давление в которых поддерживает не газ, практически отсутствующий здесь, а свет. Сам диск хотя бы частично экранирует яркий центральный источник, поэтому такие пузыри всегда поджаты с боков.

Но совсем падение газа не остановилось. На границе пузырей развились неустойчивости.

В первую очередь неустойчивость Релея – Тейлора – та самая, из-за которой более плотная жидкость, как ни старайся осторожно налить её поверху, перемешается с менее плотной. В прежних, двумерных осесимметричных моделях уже появлялись намёки на эти неустойчивости, но лишь при полноценном трёхмерном моделировании они проявили себя во всей красе.

За счёт неустойчивости Релея – Тейлора тонкие нити более плотного и более тёмного газа смогли «стекать» во вращающийся аккреционный диск, образуя в нём сгустки. Образуйся эти сгустки где-нибудь сами по себе – и мы бы назвали их полноценными протозвёздами. Однако диск, вращающийся вокруг исполинской протозвезды, увлекал их за собой, и за счёт трения они со временем падали на её поверхность. Центральная протозвезда продолжала расти, значительно превысив теоретический «предел» в 20 масс Солнца, за которым, казалось бы, не должно было быть звёзд.

Более того, никаких признаков того, что этот рост когда-то закончится (пока не исчерпается всё исходное облако), учёным увидеть не удалось.

Они остановили счёт на временной отметке в 57 тысяч лет, после того как в течение 20 тысяч лет никаких качественных изменений в системе не происходило.

Однако прежде, чем это случилось, в системе произошло ещё одно интересное событие. На отметке примерно в 35 тысяч лет несколько одновременно находившихся в аккреционном диске сгустков слились, и их совместного притяжения оказалось достаточно, чтобы вокруг нового образования закрутился свой гравитационный диск и начала образовываться ещё одна и тоже очень крупная система.

Таким образом, полагают астрономы, они разом решили ещё одну проблему – двойственности массивных звёзд, которые подозрительно часто входят в состав широких кратных систем.

В процессе расчёта в какой-то момент появилась и третья протозвёздочка, которая тоже начала было расти, но всё-таки в какой-то момент сложным гравитационным полем основной двойной была отброшена «на съедение» главному компоненту и слилась с ним.

Специалисты по звёздообразованию приняли работу Крумхольца и его коллег «на ура», но оговорки остаются. Хотя в соавторах у калифорнийского доцента маститые специалисты по физике плазмы и компьютерным расчётам, всем бы хотелось увидеть независимое подтверждение расчётов. К сожалению, далеко не у всех есть программы, которые долгие годы разрабатывали сотни секретных ядерщиков, и способность убедить хозяев суперкомпьютеров так вот запросто отвалить астрономам 4 месяца вычислительного времени. Но первый шаг сделан.