В карликовых галактиках удалось найти примитивные звезды

Звезды, которые мы видим на небе, сильно отличаются по возрасту. Солнцу, к примеру, уже почти пять миллиардов лет, Сириусу – всего 200-300 миллионов, а звездам пояса Гулда, среди которых большинство ярких звезд созвездий Ориона или Скорпиона, – и вовсе меньше 50 миллионов. Чтобы выяснить возраст звезды, астрономы пользуются плодами теории звездной эволюции, которая позволяет вычислить, когда звезда появилась на свет, по ее массе, температуре и химическому составу.

Химическая демография

Химический состав, то есть относительное содержание разных элементов в веществе звезды (молекулы встречаются лишь в атмосферах сравнительно холодных светил) – ключевая характеристика в исследовании звездного прошлого. По нему можно прикинуть не только возраст, но даже поколение, к которому принадлежит то или иное небесное тело – сколько звезд должно было родиться и умереть, чтобы из выброшенного ими вещества сформировалось наблюдаемое сейчас светило.

Сделать вывод можно благодаря тому, что исходное вещество, родившееся в первые минуты после Большого взрыва, состояло почти исключительно из водорода и гелия с крохотной примесью лития. Однако в каждой новой звезде шли ядерные реакции, водорода становилось чуть меньше, гелия чуть больше, возникали углерод, кислород, кремний и более тяжелые атомные ядра. Большинство же элементов – все, что стоит в таблице Менделеева после железа – вообще появились лишь при взрывах сверхновых.

Чтобы определить, к какому поколению принадлежит звезда и что было с ее веществом в его прошлых жизнях, ученые получают спектр светила, измеряя глубину линий, соответствующих каждому атому и иону. К счастью, эти наборы линий для каждого элемента свои, так что точно определенный спектр дает максимум информации о химическом составе звездного вещества (а также о физических условиях в ее атмосфере, где эти линии и формируются).

Вместе родились, вместе летят

Благодаря таким измерениям ученые сейчас уже могут разделить миллиарды звезд нашей Галактики, Млечного пути, на отдельные группы со схожей звездной химией – и значит, общим происхождением. Возникла целая отрасль астрономии, которая занимается такими исследованиями; ее называют «галактической археологией», хотя, возможно, слово «палеонтология» здесь более уместно.

В ходе таких исследований выяснилось, что у многих звездных групп с единым происхождением зачастую очень похожа и кинематика, то есть характер движения в Галактике. Все выглядит так, будто все они когда-то родились вместе и лишь затем смешались с миллиардами других светил – смешались, но сохранили некоторые особенности исходного движения, например, высокую скорость или низкий момент импульса относительно центра Млечного пути.

Эти результаты подтверждают современную теорию образования нашей (да и всех других) звездных систем. За последние 20-30 лет астрономы окончательно уверились, что большие галактики выросли до своих нынешних размеров за счет поглощения галактик-карликов. Вливаясь в звездное население гигантов, звезды этих карликов должны были сохранить какие-то единые характеристики. И кажется, что наблюдения химического состава и кинематики звездных потоков подтверждают эту теорию.

Звездный недостаток

Правда, как в любой бочке меда, в этой теории слияний и поглощений не обходится без нескольких ложек дегтя. Одна из них в последние годы портила астрономам жизнь все сильнее и сильнее. Эта горчинка – недостаток светил с низким содержанием тяжелых химических элементов среди галактик-карликов, окружающих Млечный путь.

Некоторые из карликовых сверстниц тех галактик, что за миллиарды лет влились в Млечный путь, все еще сохраняют независимость. И значит, в их лице мы должны видеть то первозданное вещество, из которого состоит и наша Галактика. Например, если среди «наших» звезд мы видим объекты, в которых тяжелых элементов в тысячи раз меньше, чем в Солнце, похожие светила должны присутствовать и среди галактик-карликов.

Охота за такими «звездами низкой металличности», как называют их астрономы, среди населения карликовых спутников Млечного пути началась не так давно. Делать это сложно, поскольку для определения металличности нужно получить детальный спектр звезды, а значит – накопить не просто много фотонов, а много фотонов каждой интересующей нас частоты. Сделать это для далеких звезд других, пусть и сравнительно близких, галактик могут лишь очень крупные телескопы, да и у них эти наблюдения занимают долгие и долгие часы. Работа затрудняется тем, что звезд низкой металличности мало, и заранее неизвестно, какую из миллионов звезд карликовой галактики выбрать, чтобы копить от нее свет несколько часов.

Быстрый поиск

Здесь на помощь ученым пришли методы так называемой спектроскопии низкого разрешения. Есть несколько полезных наборов спектральных линий, по которым содержание тяжелых элементов определяется сравнительно легко, без необходимости измерять их профиль в мельчайших подробностях. Один из таких наборов – триплет (тройка линий) однократно ионизованного кальция в ближнем инфракрасном диапазоне спектра.

Как выяснилось методом проб и ошибок, ширина этих линий очень хорошо коррелирует с металличностью, измеренной «по-настоящему», через подробный спектр. А измерить эту ширину можно довольно быстро и достаточно точно, потому что раскладывать их в длинный спектр не приходится – иногда каждую из этих линий можно уместить буквально в нескольких пикселях приемника спектра.

В последние годы ученые начали применять этот метод ближнего инфракрасного триплета ионизованного кальция (CaT для краткости) к звездам ближайших спутников Млечного пути – например, к карликовым галактикам Скульптора, Секстанта, Киля или Печи. И вот тут-то и выяснилось, что в этих галактиках звезд малой металличности в десятки и сотни раз меньше, чем в Млечном пути. Среди них вообще не оказалось ни одной звезды, в которой железа относительно водорода было бы в тысячу и более раз меньше, чем в Солнце.

А в нашей Галактике они есть. Так откуда ж они здесь взялись, если наша Галактика – плод объединения таких же карликов, как системы Печи или Скульптора? Запахло если и не сменой парадигмы образования галактик, то уж точно чем-то жареным.

Облегчение и рекорд

Однако, похоже, проблема начала разрешаться. Ученые из Европы, США и Канады под руководством Эльзе Старкенбург из голландского Университета Гронингена и Джузеппины Баттальи из Южной европейской обсерватории показали, что оценка металличности, которую их коллеги и они сами до сих пор получали по методу CaT, не применима к самым низкометалличным звездам. Воспользовавшись точными компьютерными расчетами и телескопом «Куэен» четверки VLT на горе Параналь в Чили, астрономы получили новую калибровку этой методики.

Как сообщает пресс-служба Южной европейской обсерватории, при сравнении настоящей металличности (полученной по точному спектру) и ее оценки по методу CaT выяснилось, что последний систематически завышает содержание тяжелых элементов в звезде. Впрочем, астрономам удалось найти новую калибровку метода, который не только исправляет эту ошибку, но и значительно улучшает точность определения металличности. Результаты работы ученых приняты к публикации в магистральном европейском журнале Astronomy and Astrophysics и доступны в Архиве электронных препринтов Корнельского университета.

Приложив полученную калибровку к прежним наблюдениям, ученые выяснили, что реликтовых звезд в карликовых соседках Млечного пути не так мало, как считалось до сих пор. Более того, среди них оказались звезды-рекордсменки, содержание тяжелых элементов в которых является самым низким для всех звезд за пределами нашей Галактики – от 0,03% до 0,01% от солнечного.

Впрочем, скорее всего, этот рекорд долго не продержится, ведь у астрономов появился новый способ поиска таких звезд. «И теперь им некуда спрятаться», – хвастается Эльзе Старкенбург.