Астросейсмология помогла обнаружить «похудевшие» красные гиганты

Красные гиганты — стадия эволюции звезд, наступающая после исчерпания запасов водорода в их ядре. Превращение Солнца в красный гигант через 4-5 миллиардов лет называют финальной чертой для жизни на Земле: раздувшееся в сотню раз Солнце поглотит Меркурий с Венерой, а остальные внутренние планеты сожжет дотла. Многие яркие звезды на небе — красные гиганты; к примеру, это Бетельгейзе, Арктур и Альдебаран.

Продолжительность жизни звезды возрастает с уменьшением ее массы. Массивные звезды взрываются спустя миллионы лет после появления на свет. Солнце проживет 12 миллиардов лет, а красные карлики способны прожить триллионы лет. Поэтому во Вселенной не должно быть красных гигантов легче примерно 0,7 солнечных масс — за прошедшие с Большого Взрыва 13,8 миллиардов лет ни одна достаточно легкая звезда еще не успела сжечь водород в ядре.

Астрономы из университета Сиднея во главе с Ягуаном Ли (Yaguang Li) проанализировали данные космического телескопа «Кеплер» и нашли исключения из этого правила. Для этого они определяли массы звезд методом астросейсмологии.

Обычно массу одиночной звезды определяют по ее спектральному классу. Более точные оценки тоже получают на основе «мгновенно» наблюдаемых данных. Сначала по спектру определяют температуру звезды, а по параллаксу – расстояние до нее. По яркости и расстоянию определяют светимость, а по светимости и температуре – радиус звезды. Далее по соотношению интенсивности некоторых спектральных линий вычисляют ускорение свободного падения в фотосфере, и вместе с известным радиусом оно дает массу светила.

Этот метод, помимо параллакса, требует наличия довольно подробных спектральных данных, и его нельзя отнести к широкодоступным. Для получения подробного спектра звезды требуются специальные наблюдения, а до недавнего поступления данных обсерватории Gaia параллаксы были известны только для довольно близких звезд.

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.

Более подробно про астро- и гелиосейсмологию, а так же про физику Солнца, можно почитать здесь.

У большинства звезд амплитуда собственных колебаний, как и амплитуда вызванных ими колебаний яркости, очень невелика. Но если заснять кривую блеска с достаточной точностью, можно определить частоты собственных колебаний (их спектр), и вычислить распределение плотности и температуры внутри звезды, а по ним — массу звезды и распределение химических элементов в ней.

Именно это и стало возможным благодаря телескопу «Кеплер». Основной его задачей был поиск транзитных экзопланет, и для этого он с 2009 по 2013 год непрерывно регистрировал яркость нескольких сотен тысяч звезд с точностью до стотысячных долей. В результате был получен уникальный массив данных. Его беспрецедентная точность, продолжительность и непрерывность открывает многие ранее недоступные возможности по изучению самих звезд — такие, как детальные исследования звездной активности, и собственно, астросейсмология.

Учение проанализировали кривые блеска 7000 красных гигантов и обнаружили 39 светил, чьи параметры не укладываются в эволюционные модели одиночных звезд. Часть из них обладает массами от 0,5 до 0,7 солнечных, и таким образом, эти 32 светила не могли успеть дойти до стадии красного гиганта в одиночку. Другие семь оказались аномально тусклыми. Их массы, лежащие в диапазоне 0,8 — 2,0 солнечных, оказались неожиданно большими для наблюдаемых светимостей.

В обоих случаях наблюдаемые свойства могут быть объяснены необычно быстрой и масштабной потерей массы (поэтому исследователи окрестили эти звезды «худеющими гигантами»). Авторы исследования предполагают, что такие красные гиганты могли появиться благодаря взаимодействиям в двойных системах. Когда звезда начинает превращаться в красный гигант в присутствии близкого компонента, он начинает перетягивать ее вещество на себя, что приводит к перераспределению масс в звездной системе, и даже вспышкам новых.

Если компонент при этом достаточно маломассивен, он может «теряться» на фоне красного гиганта, и глазами «Кеплера» система будет выглядеть как одиночный красный гигант с аномальными свойствами. Поэтому для выяснения механизма «быстрого похудения» красных гигантов требуются дополнительные наблюдения – например, съемка спектров, которая позволяет определить, что звезда является двойной.