Астрономы очень любят звездные скопления. Не только потому, что зачастую они очень красиво смотрятся на небе. Скорее по той причине, что они позволяют разобраться в истории образования и эволюции звезд. Ведь все светила в скоплениях образовались в одном и том же месте в одно и то же время и из одного и того же газа, условия в котором оказались подходящими для массового рождения звезд. Поэтому их нынешние отличия – какая звезда ярче, а какая тусклее, или какая горячая, а какая холодная – определяются по большей части исходной массой светила. Хочешь проверить свою теорию – посмотри, насколько хорошо она описывает распределение звезд скопления по наблюдаемым параметрам. Собственно, примерно так и выверялась современная теория звездной эволюции в течение доброй части прошлого века.

Молодые и старые

Звездные скопления делятся на две больших категории – рассеянные и шаровые. В рассеянных скоплениях вроде Плеяд, знакомых всем по зимнему небу, обычно видно несколько сотен, максимум тысяч, звезд, случайным образом разбросанных в пределах десятка световых лет. Шаровые скопления, как и следует из названия, имеют примерно сферическую форму, а звезд в них в сотни и тысячи раз больше, так что при схожих, иногда чуть больших размерах скоплений упакованы здесь светила гораздо плотнее.

Есть и еще одно отличие. И оно, наверное, главное. Большинство рассеянных скоплений состоят из молодых звезд, возраст которых – миллионы лет. Как полагают астрономы, в наши дни большая часть светил рождается именно в рассеянных скоплениях, образующихся в плотных облаках газа. Свет загоревшихся звезд со временем раздувает родительское облако во все стороны, притяжения оставшихся звезд оказывается недостаточно, чтобы удерживать друг друга, и со временем рассеянное скопление расплывается по галактике.

Шаровые скопления за редкими внегалактическими исключениями состоят из старых звезд, их средний возраст – порядка 10 миллиардов лет. Из-за этого здесь никогда не встретишь особо массивных светил: они слишком быстро живут, и все те массивные светила, что, несомненно, образовывались здесь 10 миллиардов лет назад, давно умерли – взорвавшись, как сверхновые, или сбросив оболочку в виде расширяющейся планетарной туманности.

В семье с уродом

Долгое время в семье шаровых скоплений, которая в нашей Галактике насчитывает больше полутора сотен членов, был лишь один «урод». Это скопление ω («омега») Центавра, самое крупное подобное образование в Галактике, в которое входит более миллиона светил. Его звездное население совсем не так единообразно, как в большинстве шаровых скоплений – например, возраст членов скопления заметно разнится от звезды к звезде.

Меняется и химический состав: в одних звездах тяжелых элементов мало, как у большинства шаровых скоплений, в других – существенно больше. Скорее всего, отличия связаны с тем, что первые – это старожилы скопления, а вторые – звезды последующих поколений, родившиеся из газа, выброшенного в конце жизни массивных светил-первопроходцев. Тяжелые элементы рождаются именно в ходе ядерных реакций в недрах звезд, так что если изначально их не было (как свидетельствуют старые звезды), то, кроме как из переработанного звездами газа, им появиться неоткуда.

Сложный химический и возрастной состав, необычно большая масса и нестандартная траектория движения ω Центавра заставляют предположить, что это скопление – часть куда большей по размерам галактики, которую миллиарды лет назад поглотил Млечный Путь. По современным представлениям, именно за счет таких слияний и поглощений наша Галактика выросла до своих нынешних гигантских размеров. ω Центавра – просто самый плотный центральный кусок съеденной галактики, оказавшийся слишком жестким для пережевывания приливными силами гиганта. Млечный Путь продолжит откусывать кусочки при каждом сближении скопления с центром Галактики еще многие миллиарды лет.

Редкие исключения

Сейчас подобные представления о происхождении ω Центавра разделяет большинство астрономов, а некоторые даже умудряются находить крошки от этого продолжающегося пиршества в окрестностях нашего Солнца. Однако на сегодня считается, что ω Центавра, скорее всего, исключение. Еще два подобных исключения – это скопление М22, во многом похожее на ω Центавра, и скопление М54, которое, судя по всему, можно назвать центральной частью карликовой галактики в созвездии Стрельца, в процессе активного поедания которой наша Галактика находится прямо сейчас.

Остальные шаровые скопления – реликтовые образования, население которых образовалось одновременно (в пределах миллиарда лет) и с тех пор движется в Галактике единым звездным роем. Так написано в учебниках.

Похоже, что эти представления ожидает серьезный пересмотр. В последнем номере Nature опубликованы сразу две статьи, из которых следует, что звездное население значительной части шаровых скоплений имеет нетривиальную историю. И, судя по всему, некоторые из них в прошлом были гораздо массивнее, но серьезно «похудели» за последние миллиарды лет.

Интересная судьба

Корейские ученые под руководством Чэ Ву Ли из сеульского Университета имени Седжона показали, что примерно половина исследованных ими 37 шаровых скоплений может похвастаться сложной историей звездообразования и наличием нескольких поколений звезд. Авторы статьи сделали такой вывод исходя из распределения звезд по наблюдаемым параметрам – блеску и цвету.

Звезды одного и того же населения выстроились бы на диаграмме цвет-блеск примерно вдоль одной линии. В случае же со скоплениями, которые изучили корейские астрономы, у половины скоплений эта линия оказалась раздвоенной, а иной раз и утроенной. Ученые уверены, что причина этого – различное содержание кальция, который даже в небольших количествах заметно меняет цвет звезды. Этот кальций производится в первую очередь при взрывах массивных звезд.

И вот уже отсюда следует главный вывод: в прошлом эти скопления были минимум в десятки раз массивнее. При нынешнем весе в 100 тысяч масс Солнца они просто не смогли бы удержать вещество, выброшенное сверхновыми с огромной скоростью. В прошлом, полагают Ли и его коллеги, масса этих образований составляла миллионы масс Солнца, и, скорее всего, они были просто плотными центральными областями карликовых галактик – как ω Центавра или V54. В наши дни звезды и газ этих галактик давно «размазаны» по всему Млечному Пути.

Потенциально возможен и другой вариант. Сотни тысяч масс Солнца, может, и не много, чтобы удержать расширяющиеся оболочки сверхновых, но вполне достаточно, чтобы захватить обогащенный кальцием газ, остановленный притяжением всей нашей Галактики – захватить и сделать из него второе поколение звезд.

Свое железо ближе к телу

И вот здесь очень кстати вторая работа, опубликованная на соседних страницах Nature группой европейских и американских ученых под руководством Франческо Ферраро из Болонского университета в Италии. Воспользовавшись 8-метровым телескопом VLT Южной европейской обсерватории, астрономы внимательно изучили небольшое шаровое скопление Terzan 5. Оно совсем небольшое, всего с несколькими тысячами видимых звезд, и внешне больше напоминает рассеянное, а не шаровое скопление. Находится объект в балдже (центральном «вздутии») нашей Галактики, за слоем пыли, пробить который способны лишь инфракрасные лучи.

В Terzan 5 тоже нашлись два поколения звезд, одному из которых примерно 12 миллиардов лет, а другому – вдвое меньше. И что особенно примечательно, «молодое» население, богатое железом и другими тяжелыми элементами, гораздо сильнее сконцентрировано к центру этого звездного мегаполиса.

По мнению ученых, это верный признак, что молодые звезды появились из газа, переработанного в недрах массивных звезд исходного скопления: они имеют свойство проседать к центру шарового скопления – так же, как тяжелое молоко в трехлитровой банке опускается к центру Земли, вытесняя наверх легкие сливки. На то же происхождение молодых звезд указывают и особенности химического состава, характерные конкретно для этого скопления и не характерные для газа нашей Галактики в целом.

По расчетам Ферраро и его коллег, чтобы удержать этот газ, Terzan 5 в прошлом должен был быть массивнее в несколько сот, а то и тысяч раз. Сегодняшний «бедный родственник» в семье шаровых скоплений Млечного Пути в прошлом был куда массивнее, чем большинство из его нынешних соплеменников. Судя по всему, еще 6 миллиардов лет назад (возраст молодого населения) это была карликовая галактика. Сейчас большая часть его звезд растворилась в Млечном Пути. Так же, как растворились в других частях нашей Галактики звезды скоплений, изученных корейскими астрономами.

Без помех

Впрочем, не стоит делать вывод, что все шаровые скопления – и большие, и малые – когда-то представляли собой карликовые галактики. Чэ Ву Ли и его коллеги отмечают, что шаровые скопления с раздвоенным звездным населением, похоже, отличаются от нераздвоенных и массой, и траекторией своего движения в Млечном Пути – ненамного, но заметно.

Так что какая-то часть этих скоплений образовалась разом, из одного газового облака, в течение очень недолгого промежутка времени в далеком прошлом Галактики. Как это происходило – вопрос пока открытый, в котором астрономам все еще предстоит разбираться. Случайно затесавшиеся в число шаровых скоплений остатки карликовых галактик теперь не будут мешать этому процессу.