АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 85, № 12, с. 1096-1108
УДК 524.3-52-54
ОБРАЗОВАНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ САМЫХ МАССИВНЫХ ЗВЕЗД
© 2008 г. А. В. Тутуков, А. В. Федорова
Институт астрономии Российской академии наук Поступила в редакцию 02.04.2008 г.; принята в печать 11.04.2008 г.
Исследован процесс формирования массивных звезд в предположении, что аккреция молодой звездой вещества протозвездного облака из аккреционного диска сосуществует с потерей газа за счет звездного ветра в полярных направлениях. Максимальная масса звезды достигается, когда интенсивность усиливающегося со временем звездного ветра молодой звезды сравнивается со скоростью аккреции. Показано, что максимальная масса формирующихся звезд растет с увеличением температуры газа протозвездного облака Т0, поскольку скорость аккреции протозвездного вещества увеличивается с повышением Т0. Численное моделирование показывает, что при Т0 ~ 300 К максимальная масса образующихся звезд возрастает до ^900 М®. Такие высокие температуры протозвездного газа могут достигаться либо в плотных областях звездообразования, либо вблизи ярких активных ядер галактик. Показано также, что максимальная масса звезд тем больше, чем меньше обилие тяжелых элементов в исходном веществе звезды Z, поскольку скорость потери вещества за счет звездного ветра уменьшается с понижением Z. Это обстоятельство дает возможность предполагать, что на ранних этапах эволюции Вселенной в молодых галактиках, почти лишенных тяжелых элементов, могли формироваться сверхмассивные звезды с массами до 106 М®. В современных условиях при То = (30—100) К максимальная масса звезд может быть ^100 М®, как и показывают наблюдения. Дополнительная возможность увеличения массы наиболее массивных звезд открывается при анализе образования и ранних стадий эволюции наиболее массивных тесных двойных систем. Поэтому самые массивные звезды могут быть либо продуктами слияния компонент этих систем, либо продуктами обмена веществом в таких системах.
РАС Б: 97.10.Bt, 97.10.Cv, 97.10.Me, 97.10.Nf
1. ВВЕДЕНИЕ
Исследование образования и эволюции массивных звезд — одна из наиболее актуальных задач современной астрофизики. Несмотря на относительно небольшое число 0,В-звезд в галактиках поздних типов, роль этих звезд как в эволюции звездного состава родительских галактик, так и в эволюции самих галактик, велика и в некоторых отношениях является определяющей. Уже само образование этих звезд сопровождается появлением ярчайших источников инфракрасного излучения в галактиках. Эти звезды служат основным инструментом нагрева и ионизации межзвездной среды галактик, определяя в итоге эволюцию последних [1, 2]. Окончание эволюции массивных звезд с массами больше ~10 М© сопровождается взрывами сверхновых типов 1Ь,с и II, которые обогащают межзвездную среду галактик тяжелыми элементами и поддерживают галактический (а частично и межгалактический) газ в состоянии постоянного сильного турбулентного движения, контролируя тем самым, вероятно, и саму скорость звездообразования в галактиках [1, 3]. И наконец, если продукты взрыва этих сверхновых (нейтрон-
ные звезды и черные дыры) являются членами тесных двойных систем, то на фазах аккреции вещества своих близких спутников они являются мощными источниками рентгеновского и гамма-излучения [4].
Хэмфрис [5—7] заложила основы современного подхода к наблюдательному исследованию наиболее ярких и самых массивных звезд нашей Галактики и ближайших галактик. Эта важная для изучения эволюции химического состава Вселенной работа была продолжена Эмерсоном [8], Рожанским и Рован-Робинсоном [9]. В результате появилась возможность получить диаграмму Герцшпрунга— Рессела (диаграмму Г—Р) не только для массивных звезд нашей Галактики, но и для самых ярких и массивных звезд окружающих нас близких галактик. Наиболее яркими (до Мь ~ —12т) и массивными (М & 200 М©) являются голубые звезды верхней части главной последовательности (ГП) галактик с малым обилием металлов [9] (рис. 1). Эти звезды, в основном, оказались нестационарными, и помимо типичной для массивных звезд квазистационарной потери вещества за счет звездного ветра, для них характерны также мощные
7.57.06.5 6.0
о
^ 5.55.0 4.54.0-
ОБРАЗОВАНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ 10 То = 300 К
• ........8 Т0 = 100 К
;И • % • 6 •
Л • ................ с
5 Т0 = 30 К * ' * • + +
% ...........................
\<\ __________л
......2 Т0 = 3 К
1
J_;_1_
5.0 4.5 4.0 3.5
те№ (К)
Рис. 1. Треки звезд на диаграмме Гершпрунга—Рессела. Цифры у треков соответствуют номерам треков в таблице. Сплошные линии соответствуют значению Z = 0.02, штриховые — Z = 0.01, пунктирные — Z = 0.005. Указаны температуры протозвездного облака То для различных групп треков. Светлые кружки на треках отмечают момент, когда масса звезды достигает максимального значения, светлыми треугольниками отмечен момент выгорания водорода в ядре звезды. Темными кружками отмечено положение на диаграмме наиболее массивных звезд, звездочками — положение наиболее массивных переменных звезд в момент, когда их эффективная температура максимальна. Крестиками отмечено положение наиболее массивных красных сверхгигантов (также на фазе с максимальной эффективной температурой). Наблюдаемые параметры массивных звезд взяты из работ [10, 11].
транзиентные вспышки яркости, во время которых скорость потери массы звездой значительно возрастает. Примером такой звезды может служить звезда нашей Галактики п Киля со светимостью ^106 Ьо, массой ^100 Ио, эффективной температурой Teff ~ 30000 К и темпом потери массы -10-4 Ио/год [9, 12-14].
Переход от самых массивных звезд ГП к наблюдаемым ярчайшим голубым сверхгигантам с меньшими эффективными температурами и красным сверхгигантам (Teff < 10000 К) сопровождается, согласно [5-7, 9], понижением их максимальной светимости примерно на 2т. Эволюция массивных звезд с постоянными массами идет практически с сохранением их светимости, поэтому такое понижение наблюдаемой светимости массивных сверхгигантов отвечает уменьшению их массы почти в 2 раза [9]. Таким образом, в ходе эволюции на ГП самые массивные звезды могут потерять до ^100 Ио, если их начальная масса составляла ^200 Ио. При времени жизни этих звезд на ГП, равном ^3 х 106 лет [15], скорость потери вещества такими звездами должна составлять ^3 х х 10~5 Ио/год. Действительно, диаграмма Г—Р
для наиболее массивных звезд свидетельствует, что холодными красными сверхгигантами с Teff < < 10000 К могут стать только звезды с массами, меньшими ^100 Ио. Одним из возможных объяснений этого может быть предположение, что по крайней мере часть наблюдаемых ярчайших звезд ГП с массами около ^200 Ио и светимостями порядка ^3 х 106 Ьо (рис. 1) может быть обычными продуктами обмена веществом в очень тесной массивной двойной системе либо продуктами слияния компонент такой системы (иначе говоря, наиболее массивными "голубыми страгглерами").
С другой стороны, со времен первых работ Ха-яши [16, 17] и его соавторов известно, что звезды образуются в аккреционном режиме в ходе коллапса холодных газо-пылевых облаков. Современные представления о дозвездных стадиях эволюции представлены, например, в работе Бетера [18]. Однако давно известно, что в окрестностях Солнца молодые звезды с массами > 7 Ио увеличивают свою массу за счет аккреции, будучи уже звездами ГП [15]. А столь массивные звезды неизбежно должны иметь интенсивный звездный ветер, усиливающийся по мере увеличения массы звезды. Это
подтверждает изучение ультрафиолетовых спектров таких звезд [19, 20]. В итоге можно сделать вывод, что образование массивных звезд включает в себя длительную фазу, когда аккреция вещества протозвездного облака сосуществует с потерей массы протозвездой за счет звездного ветра. Если предполагать аккрецию квази-сферически-симметричной, то такое сосуществование могло бы быть возможным при неустойчивости ударных фронтов, отделяющих горячее вещество ветра звезды от аккрецируемого ею холодного вещества протозвездного облака. Однако практически неизбежное вращение протозвездного газо-пылевого облака предопределяет другое, более естественное решение аккреционно-декреционной дилеммы молодой массивной звезды. Аккреция осуществляется через аккреционный диск, располагающийся в экваториальной плоскости формирующейся вращающейся звезды. А для теряемого вещества звездного ветра остаются открытыми полярные направления. Пример п Киля наглядно демонстрирует эту возможность [13, 14]. Стоит отметить, что теряться может также часть вещества аккреционного диска в результате его испарения, и это вещество удаляется вместе с веществом звездного ветра в виде полярных струй [21—24].
Аккреционные газо-пылевые диски с радиусами до 10 а.е. были действительно обнаружены около многих молодых массивных звезд при исследованиях в инфракрасном диапазоне спектра [24—26]. Интересно, что пример массивных звезд скопления h и % Персея показывает живучесть (~107 лет) их аккреционных дисков [27]. Исследование Be-звезд Хербига также обнаружило сосуществование аккреционно-декреционных дисков со звездным ветром [24]. Механизмами разрушения реликтовых аккреционных дисков могут быть испарение газа излучением центральной звезды и образование в околозвездных частях диска планетных систем при массах звезд менее ~10 Mq [15].
Оценки наблюдаемых скоростей аккреции вещества молодыми звездами достигают ~10"3 MQ/год [28]. Если пренебречь звездным ветром, такой скорости аккреции достаточно для образования звезды с массой ^1000 Mq за характерное время горения водорода в массивных звездах ~106 лет [15]. Численное моделирование образования звезд первого поколения, лишенных металлов, а следовательно, имеющих ослабленный звездный ветер, подтвердило принципиальную возможность образования звезд с массами до ^2000 Mq в ходе аккреции протозвездного вещества [29]. Образование таких звезд на ранних стадиях эволюции галактик открывает возможность для прямого получения черных дыр (ЧД) с массами ^1000 Mq после окончания эволюции подобных звезд. Эти ЧД, аккумулируясь в центрах
своих шаровых скоплений и галактик, значительно ускоряют возникновение и р
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.