Сокровище Геркулеса

Шаровое звездное скопление М13 в созвездии Геркулеса – это один из самых ярких объектов глубокого космоса в Северном полушарии. Его видимая звездная величина +5,8m позволяет наблюдать его в небольшие бинокли и даже невооруженным глазом при хороших условиях (чистая атмосфера, отсутствие Луны и городских огней).
Лето — отличное время для наблюдения М13. Созвездие Геркулеса, в котором оно располагается, поднимается высоко над горизонтом, и его перевернутую трапецию легко найти между ярчайшими звездами Вегой в созвездии Лира и Арктуром в созвездии Волопаса.
Созвездие Геркулеса было известно уже древним грекам, но не имело конкретного названия и упоминалось в Птолемеевском каталоге «Альмагест» как «коленопреклоненный человек». Название «Геркулес» закрепилось за созвездием только в XVI веке. Шаровое скопление в нем было описано в 1714 году, английский астроном Эдмунд Галлей (тот самый, в честь которого назвали знаменитую комету; см. картинку дня Аэростат на Венере) отмечал, что наблюдал его на чистом безлунном небе невооруженным глазом. А в 1764 году французский астроном Шарль Мессье внес его в свой знаменитый каталог под номером М13. Сейчас это одно из наиболее изученных шаровых скоплений в нашей галактике, в 1974 году к нему было направлено знаменитое послание Аресибо. Находится М13 на расстоянии 25 000 световых лет от Земли, его диаметр — около 145 световых лет, а количество звезд по разным оценкам может составлять от 300 тысяч до более чем полумиллиона.
Интересная черта и главное отличие шаровых скоплений от рассеянных — это возраст. Шаровые скопления гораздо старше — их возраст в 10–13 млрд лет близок к Хаббловскому возрасту Вселенной. На это указывают такие независимые факты, как например, бедность звезд шаровых скоплений тяжелыми элементами, а также сильно вытянутые галактические орбиты большинства их них, свидетельствующие о том, что образовались они (или вошли в состав галактики) на раннем этапе ее формирования. Возраст М13 — 13 млрд лет.
Тяжелыми элементами, или металлами, в астрофизике называют элементы тяжелее водорода и гелия (углерод, азот, кислород и другие). В начале существования Вселенной таких элементов не было, они сформировались в процессе звездного нуклеосинтеза первичных звезд, которые, взорвавшись как сверхновые, обогатили межзвездную среду, из которой рождались звезды следующего поколения. Соответственно, более молодые звезды имеют в своем составе больше тяжелых элементов от звезд предыдущих поколений.
В 1944 году немецкий астроном Вальтер Бааде предложил классификацию звезд на основании содержания в них тяжелых элементов — население I и население II. Позже, в 1978 году, к ним добавили звезды населения III. К населению I относятся сравнительно молодые звезды, богатые металлами. Например, наше Солнце. Население II — это звезды с низкой металличностью и возрастом старше 10 млрд лет. К этому населению и относятся большинство звезд шаровых скоплений, так как они, хоть и обладают низкой металличностью, всё же содержат некоторое количество тяжелых элементов. Население III — это теоретические первичные звезды, массивные и горячие. Предполагается, что они прожили всего несколько миллионов лет и, взорвавшись, первыми обогатили межзвездную среду. Одна из задач нового космического телескопа Джеймса Уэбба — подтвердить гипотезу звездного населения III.
Ранее предполагалось, что все звезды в шаровых скоплениях одного возраста и находятся на почти одинаковых стадиях звездной эволюции. Это должны быть красные и оранжевые звезды небольшой массы, которые экономно жгут свой запас водорода и поэтому могут прожить так долго (возраст шаровых скоплений — 10–13 млрд лет). Газопылевых облаков в шаровых скоплениях не осталось и активного звездообразования тоже больше не происходит. Но в 1953 году американский астроном Алан Сэндидж обнаружил в шаровом скоплении М3 голубые звезды, чьи температура, масса и возраст не соответствовали данным предположениям и их существование требовало отдельных объяснений. Эти внешне молодые звезды назвали «голубыми странниками», или голубыми отставшими звездами. Они не могли родиться одновременно с остальными и прожить так же долго. Получается, что они родились позже, но из чего и как?
Сперва считалось, что это захваченные извне молодые звезды (отсюда и название «странники»). Но позже были предложены и подтверждены другие механизмы появления таких горячих и молодых звезд в шаровых скоплениях. Плотность скоплений очень высока и в центре может доходить до 100–1000 звезд на кубический парсек (в окрестностях Солнца концентрация звезд — 0,12 на кубический парсек). Звезды существуют в очень тесном пространстве и некоторые из них не могут избежать взаимодействия друг с другом. Особенно двойные и кратные звезды, которые вращаются вместе вокруг общего центра масс и их орбиты проходят близко друг к другу. В таких случаях может начаться перенос вещества от одной звезды к другой, в результате чего одна становится голубым странником, а другая, например, белым карликом, отдав большую часть своей массы своему компаньону. Открыты звезды из тройной системы, где два близких компаньона получали вещество от третьего более дальнего красного гиганта, в результате чего образовалась двойная голубая отставшая звезда.
Среди звезд шарового скопления могут происходить и прямые столкновения, которые тоже приводят к образованию новой крупной и горячей звезды. Также двойные звезды и их взаимодействие играют большую роль в том, что скопление избегает чрезмерного уплотнения. Тесная двойная система, встречаясь с одиночной звездой, передает ей часть своей энергии, и та выскакивает из этой плотной области.
Количество шаровых скоплений в галактике пропорционально ее массе: карликовые галактики либо не имеют таких скоплений вовсе, либо имеют всего несколько штук, а в гигантских системах количество шаровых скоплений может исчисляться тысячами. Например, в Млечном пути открыто около 160 шаровых скоплений (расчеты показывают, что всего их не более 200), в галактике Андромеды их около 460, а в гигантской эллиптической галактике М87 их число составляет примерно 13 тысяч.
Единой и стройной теории возникновения шаровых скоплений пока нет, потому что не до конца известны первоначальные условия. Всё-таки рождались они много миллиардов лет назад. Но есть несколько моделей их формирования. Предполагается, что шаровые звездные скопления сформировались вскоре после рекомбинации (эпохи, в которую во Вселенной появлялись нейтральные атомы водорода, произошедшая примерно через 378 000 лет после Большого взрыва; см. Recombination) и их массы определялись гравитационной неустойчивостью. В некоторых моделях шаровые скопления появляются на ранних стадиях формирования галактик. Например, ударное сжатие и столкновения первичных молекулярных облаков во время формирования галактик могли привести к появлению шаровых скоплений. Также есть теория о формировании шаровых скоплений прямо сейчас в сталкивающихся галактиках.
Столкновение сотрясает межзвездную среду и создает области очень высокого давления, что способствует активному звездообразованию.
Текст: Мария Сырцова