Дмитрий Вибе: Мало металла

Попытки постичь историю Млечного Пути родственны изучению любой истории. Чем дальше в прошлое мы проникаем, тем больше астрономия становится похожей на археологию. А то и на палеонтологию.

Подобные сравнения часто встречаются у западных коллег, которые стараются украсить метафорами не только популярные, но и профессиональные тексты. Поэтому в них вы найдёте и "stellar archeology", и "relics", и даже "fossils". Но аналогия действительно просматривается: чем дальше от нас по времени отстоит событие, тем более косвенные сведения приходится использовать, чтобы его изучить, тем более невнятными и скудными становятся эти сведения и тем сложнее понять, что, собственно, они означают.

При этом важно ещё уметь распознать в объекте — звезде или обломке амфоры — реликт именно той эпохи, которая интересует исследователя. В звёздах одним из основных признаков "ископаемости" является химический состав. Поскольку практически все элементы тяжелее гелия синтезируются в звёздах, логично ожидать, что со временем количество их атомов в Галактике накапливается. Поэтому звёзды, бедные тяжёлыми элементами, должны в среднем быть старше звёзд, богатых ими, поскольку образовывались из вещества, менее загрязнённого продуктами нуклеосинтеза. Если же хочется найти очень старые звёзды, нужно искать те из них, в которых тяжёлых элементов нет совсем.

Корреляция между возрастом и содержанием тяжёлых элементов на практике просматривается именно в среднем. Чёткой монотонной зависимости "возраст-металличность" в Галактике нет. Скорее, можно говорить о нескольких группах, главным образом о звёздах диска, имеющих примерно солнечный химический состав, и о звёздах гало, которые в среднем старше звёзд диска на несколько миллиардов лет и в которых содержание тяжёлых элементов примерно на пару порядков ниже солнечного.

В качестве количественной характеристики относительного содержания элементов A и B часто используется величина [A/B]. Чтобы её посчитать, вы берёте логарифм отношения числа атомов элемента A к числу атомов элемента B в звезде, а потом вычитаете аналогичный логарифм, посчитанный для Солнца. Например, если у некой звезды величина [Fe/H] равна нулю, то атомов железа по отношению к атомам водорода в ней столько же, сколько на Солнце. У звёзд гало [Fe/H] составляет примерно -2 — та самая пара порядков.

Нужно уточнить, что в разговорах о высокой и низкой металличности подразумевается прежде всего именно содержание железа — элемента, линии которого проще всего наблюдать и анализировать. Другие элементы в старых звёздах могут содержаться в пропорциях, которые заметно отличаются от солнечных. Одной из таких особенностей звёзд гало является избыточное содержание кислорода и других альфа-элементов (то есть элементов, ядра которых состоят из целого числа альфа-частиц). Если железа в типичной звезде гало, скажем, в сто раз меньше, чем на Солнце, то кислорода или какого-нибудь магния меньше всего раз в 30 ([O/Fe] примерно 0,5).

Высокое содержание кислорода по сравнению с железом объясняют обычно тем, что кислород синтезируется (в основном) при взрывах короткоживущих массивных звёзд, а железо (в основном) — при вспышках сверхновых типа Ia на более долгоживущих белых карликах. Соответственно звёзды, родившиеся в первые несколько сотен миллионов лет жизни Галактики, после взрывов первых массивных звёзд, но до взрывов первых сверхновых на белых карликах, оказываются переобогащены кислородом.

В любом случае эти звёзды никак нельзя отнести к звёздам первого поколения. Больше того, содержание железа в звёздах гало не слишком сильно зависит от их пространственного расположения. Это означает, что между эпохой синтеза первых тяжёлых элементов в Галактике и эпохой образования звёзд гало вещество Галактики успело перемешаться, на что тоже нужно определённое время. Иными словами, подавляющее большинство малометалличных "старых" звёзд гало родилось существенно позже начала звездообразования в Галактике. Поэтому когда мы, например, называем шаровые скопления гало реликтами эпохи формирования Млечного Пути, мы выдаём желаемое за действительное. На самом деле ещё до их образования Галактика уже жила весьма бурной жизнью.

Чтобы шагнуть дальше в прошлое, нужно искать звёзды с ещё меньшим содержанием металлов. Такие поиски на протяжении последних десятилетий предпринимались неоднократно и принесли не всегда ожидаемые и понятные результаты. Прежде всего, звёзд с крайне низким содержанием металлов оказалось очень мало. Наблюдательные оценки показывают, что в окрестностях Солнца одна звезда, у которой [Fe/H] меньше -3, приходится на сотню тысяч звёзд более высокой (и менее интересной) металличности. От далёкой эпохи формирования Млечного Пути не осталось почти ничего!

Во-вторых, оказалось, что по пропорциям в содержаниях различных элементов эти звёзды иногда очень сильно отличаются и от звёзд диска, что неудивительно, и от большей части звёзд гало, что понять уже сложнее. В частности, у многих из них наблюдается повышенное содержание элементов, синтезируемых при взрывах массивных звёзд, причём не только кислорода-магния-кремния, но и более тяжёлых металлов, типа европия. Это, в общем, ожидаемо: поскольку в этих звёздах вообще есть металлы, значит, они образовались из вещества, загрязнённого продуктами сверхновых. А то, что пропорции иные, так почему бы нуклеосинтезу в первых сверхновых не проходить иначе, чем в современных сверхновых?

Странно то, что в звёздах чрезвычайно низкой металличности в избытке содержатся и элементы, происхождение которых сейчас связывают с ядерными реакциями в долгоживущих звёздах, в частности углерод и азот. Например, в звёздах HE1327-2326 и HE0107-5240 с рекордно низким значением [Fe/H] (меньше -5) избыток углерода и азота по сравнению с железом превышает четыре порядка. Так что говорить про крайне низкое содержание тяжёлых элементов в этих звёздах даже и нельзя: в них мало именно металлов, а по углероду и азоту они отстают от Солнца всего чуть больше, чем на порядок величины.

Причины переизбытка углерода, азота и других элементов в малометалличных звёздах пока что совершенно неясны. Непонятно даже, присутствовал ли он в звёздах изначально или является приобретённым признаком. Второй вариант подразумевает или аккрецию вещества из межзвёздной среды, или загрязнение атмосферы звезды веществом некогда существовавшего компаньона, или даже собственный нуклеосинтез. Этот вариант снимает проблемы возраста. Если лишние элементы попали на звёзды потом, не нужно ломать голову над тем, откуда они взялись в первые миллионы лет существования Галактики.

С другой стороны, избыток углерода хорошо согласуется с предположением о механизме формирования этих звёзд. Излучение ионов и атомов углерода обеспечивает эффективный сброс энергии при сжатии протозвезды. Чем эффективней сброс, тем менее массивная и, соответственно, более долгоживущая звезда может образоваться. Получается красиво: до наших дней дожили именно те звёзды, которые по каким-то причинам оказались изначально переобогащены охладителями. Эту красивую картину несколько портит недавно открытая звезда SDSS J102915+172927, о которой я писал несколько по иному поводу. При невысоком содержании железа ([Fe/H]=-4.89) она не отличается и повышенным содержанием CNO (точнее, они в этой звезде вообще не обнаружены), что даёт основания считать её звездой с самым низким суммарным содержанием тяжёлых элементов.

Есть такая расхожая формулировка: "Вопросов больше, чем ответов". В случае со звёздами чрезвычайно низкой металличности мы, наверное, и вопросы пока задаём не всегда правильные. Не хватает статистики — речь ведь идёт об объектах, численность которых измеряется штуками! Их и искать сложно, а исследовать ещё сложнее. Эти звёздочки и сами по себе тусклые, и линии тяжёлых элементов у них в спектрах слабые — атомов-то мало! Так что настоящее изучение этих странных светил только начинается. И сидит астроном над ними, как какой-нибудь археолог, нашедший в самом глубоком захоронении самого древнего кургана каменный наконечник стрелы, пуговицу из слоновой кости и айфон. И думает: что ему со всем этим делать?