Астрономы выявили красных гигантов, которые ранее считались невозможными из-за их необычно малых масс или светимости. Это открытие стало результатом анализа обширного массива данных, собранных космической обсерваторией «Кеплер». Благодаря исключительной точности и продолжительности наблюдений, «Кеплер» дает возможность определять характеристики звезд с использованием метода астросейсмологии.
Красные гиганты представляют собой этап развития звезд, который наступает после того, как водород в их ядре полностью выгорает. Преобразование Солнца в красный гигант, ожидаемое через 4-5 миллиардов лет, считается предвестником окончания существования жизни на Земле: увеличившееся в сотню раз в размерах Солнце поглотит Меркурий и Венеру, а остальные внутренние планеты будут подвержены сильному нагреву. Среди наиболее заметных звезд на ночном небе встречаются красные гиганты, такие как Бетельгейзе, Арктур и Альдебаран.
Звезды живут дольше, если их масса меньше. Тяжелые звезды уже через миллионы лет после своего рождения взрываются. Солнцу отмерено 12 миллиардов лет, а красные карлики могут существовать триллионы лет. В связи с этим, во Вселенной не может быть красных гигантов, масса которых составляет менее 0,7 солнечных масс – за 13,8 миллиардов лет, прошедших с Большого Взрыва, ни одна достаточно легкая звезда не смогла бы израсходовать водород в своем ядре.
Астрономы из Сиднейского университета под руководством Ягуана Ли (Yaguang Li) изучили данные, полученные с космического телескопа «Кеплер», и выявили отклонения от общепринятых закономерностей. Для определения масс звезд они использовали метод астросейсмологии.
Обычно массу отдельной звезды определяют по ее спектральному классу. Более точные оценки формируются также на основе данных, получаемых в режиме реального времени. Первоначально, по спектральному анализу выявляют температуру звезды, а по параллаксу — определяется расстояние до звезды. Светимость вычисляется на основе яркости и расстояния, а радиус звезды – по светимости и температуре. Затем, анализируя соотношение интенсивности определенных спектральных линий, рассчитывают ускорение свободного падения в фотосфере, которое в сочетании с известным радиусом позволяет определить массу светила.
Для применения этого метода, наряду с данными о параллаксе, необходимы достаточно подробные спектральные характеристики, что делает его не самым распространенным инструментом. Получение детального спектра звезды сопряжено с необходимостью проведения специализированных наблюдений, и до недавнего появления данных, полученных обсерваторией Gaia, информация о параллаксах была доступна преимущественно для звезд, расположенных относительно недалеко.
Напротив, астросейсмология тоже позволяет определить массу звезды, и не требует при этом съемки спектра в высоком разрешении. Этот раздел астрономии изучает пульсации звезд и распространение звуковых волн внутри них. Каждую звезду можно представить как резонатор, у которого есть набор собственных колебаний. Взаимодействие потоков плазмы в недрах звезд и активность на их поверхности возбуждают эти колебания, подобно тому, как колокол звенит от ударов и гудит от сильного ветра.
Подробную информацию об астро- и гелиосейсмологии, а также о физике Солнца можно найти в специализированной литературе здесь.
Для большинства звезд амплитуда собственных колебаний, а также колебаний яркости, вызванных ими, крайне мала. Однако, при достаточно точном наблюдении кривой блеска, можно установить частоты собственных колебаний (их спектр) и рассчитать распределение плотности и температуры внутри звезды. На основе этих данных можно определить массу звезды и распределение химических элементов, содержащихся в ней.
Благодаря телескопу «Кеплер» это удалось осуществить. Его главной целью было поиск транзитных экзопланет, для этого он в период с 2009 по 2013 год непрерывно фиксировал яркость нескольких сотен тысяч звезд с точностью до сотой доли процента. Это позволило создать уникальный массив данных. Благодаря своей беспрецедентной точности, длительности и непрерывности, он открывает широкие перспективы для изучения звезд, включая детальные исследования их активности и астросейсмологию.
На основе анализа кривых блеска 7000 красных гигантов было установлено, что параметры 39 звезд не соответствуют эволюционным моделям, разработанным для одиночных звезд. У некоторых из них масса варьируется от 0,5 до 0,7 солнечных, что указывает на невозможность достижения ими стадии красного гиганта в случае, если бы они развивались самостоятельно. Еще семь звезд оказались необычайно слабыми. При этом их массы, составляющие от 0,8 до 2,0 солнечных, кажутся чрезмерно высокими для наблюдаемой светимости.
В каждом из зафиксированных случаев наблюдаемые характеристики можно объяснить стремительной и значительной потерей массы (по этой причине ученые назвали эти звезды «худеющими гигантами»). Исследователи полагают, что формирование подобных красных гигантов могло быть вызвано взаимодействиями в двойных звездных системах. Когда звезда начинает эволюционировать в красный гигант вблизи другого объекта, он начинает аккрецировать ее вещество, что вызывает перераспределение масс в звездной системе, и даже вспышкам новых.
Когда компонент незначителен, он может быть незаметен на фоне красного гиганта, и телескоп «Кеплер» зарегистрирует систему как одиночный красный гигант с необычными характеристиками. В связи с этим, для понимания причин стремительной потери массы красными гигантами необходимы дополнительные исследования, такие как спектральный анализ, который помогает установить, является ли звезда двойной.