Под тъмния небосвод при ясна звездна нощ не един човек е обвзет от чувство за самота. Нищо чудно – нощното небе затова е толкова тъмно, защото и нашата Слънчева система е уединена. Дори и най-близките ни звездни съседи изглеждат просто като незначителни светлинни точки, а най-бързите космически сонди биха стигнали до тях след десетки хиляди години. Следователно живеем на малък остров в необятното космическо море. Но не всяка звезда е така усамотена. Почти всяка десета принадлежи към някакъв звезден куп с размери от няколко светлинни години – множество от стотици, дори и десетки хиляди звезди. Фактически повечето звезди се раждат в подобни купове. Обикновено в течение на милиарди години тези струпвания отново се разпръсват и техните членове се разпределят в Млечния път.
Все повече указания говорят в полза на хипотезата, че и Слънцето постепенно се е озовало в уединената си позиция. Докато астрономите дълго време смятали нашата централна звезда за “дете-единаче”, много от тях вече са на мнение, че може би то притежава 1000 или повече посестрими, все родени приблизително по едно и също време. Казано с други думи, когато Слънчевата система е възниквала, възможно е заобикалящото я космическо пространство далеч да не е било така празно. Ако имахме възможност да го наблюдаваме още тогава, очите ни щяха да бъдат ослепени от светлина. Погледът ни би попаднал върху покрито с ярки звезди нощно небе, някои от тях по-ярки и от днешната пълна Луна. Част от тях бихме могли да видим и през деня.
Но звездният куп, към който вероятно е принадлежало нашето Слънце, отдавна вече не съществува. Могат да се правят редица предположения как е изглеждал. От множество данни от наблюдения са разкрити някои белези на този куп и са направени изводи за орбитите, по които са се движели в Галактиката някогашните членове на купа и за настоящите им позиции. Макар и да са се смесили с милиони други звезди, може би ще успеем да ги идентифицираме. В това отношение най-близък голям шанс предлага сателитната обсерватория Gaia ( Global Astrometric Interferometer for Astrophysics ) , която Европейската космическа организация ESA мисли да изпрати в орбита около Земята през 2012 г. С помощта на Gaia биха могли да се разкрият звездните посестрими на Слънцето според съответните им орбити, както и по земеподобния им състав. А в случай на успех най-сетне би се появила възможност да се реконструират условията, при които някога нашата Слънчева система е възникнала от безформен облак от газ и прахови частици.
Най-убедителното засега указание, че нашето Слънце настина притежава посестрими, откриха през 2003 г. Шого Тачибана, сега преподавател в Токийския университет и Гари Хъс от Хавайския университет в Маноа. Когато изследвали 2 метеорита от ранния период на Слънчевата система, които почти непроменени устояли на милиардите години, в химическите съединения, където очаквали желязо, учените се натъкнали на никел 60. Този изотоп се образува при радиоактивен разпад на желязо 60 – но въпросните съединения се образуват само при наличието на желязо. Следователно желязо 60 – в определен момент от неговите периоди на полуразпад – е било синтезирано или е попаднало в Слънчевата система и впоследствие е било включено в метеоритите, защото инак тези химически съединения не биха могли да се образуват. Според най-последни преценки периодът на радиоактивен полуразпад на желязо 60 е около 2,6 милиона години. В космически смисъл това е само един миг, следователно желязото трябва да е от непосредствено съседство, а най-вероятният източник е експлозията на някаква звезда.
СВРЪХНОВА, ОТДАЛЕЧЕНА САМО НА НЯКОЛКО СВЕТЛИННИ ГОДИНИ
От резултатите на Тачибана и Хъс, както и от последвалите измервания на изотопите през 2006 г. екипът на Лесли Луни от университета на Илиноис стигна до заключението, че когато нашето Слънце е било на възраст 1,8 милиона години, на по-малко от пет, може би и дори само на 0,07 светлинни години се е случило избухване на свръхнова. ( На тези преценки трябва да се направи незначителна корекция, тъй като споменатият, публикуван едва през август 2009 г. период на раидоактивен полуразпад на желязо 60 е с 1,1 милиона години по-дълъг , отколкото се предполагаше първоначално ).
Ако тогава Слънцето е било така самотно както днес, случайността на това събитие трябва да е изиграла особено голяма роля. В крайна сметка свръхновата и раждането на Слънцето почти съвпадат в пространстово и времето. И тъй, богата на маса звезда попаднала ли е случайно в обкръжението на младото Слънце, за да експлодира точно там ? Ала никоя друга свръхнова не е избухвала някога толкова близо до нашата звезда. Подобно събитие вероятно би заличило всичкия живот на Земята. Далеч по-правдоподобно е предположението, че младото Слънце и експлодиращата звезда са принадлежали към един и същ плътен звезден куп. В такъв случай една близка свръхнова далеч не е така невероятна.
Представата, че Слънцето е било част от звезден куп, е в противоречие с онова, което все още може да се прочете в много учебници. По традиция астрономите обобщават звездните купове в 2 категории – галактически или отворени и сферични. Отворените звездни купове са млади, звездната им плътност вече не е така висока и те се намират главно във или близо до плоскостта на Млечния път. Образец за тях е М44 , Ясли. При определени условия този звезден куп може да се открие на нощното небе дори и с невъоръжено око като мъгляво петно, но всъщност е струпване на около 350 звезди, всички, които са се появили преди около 700 милиона години.
В противоположност на галактическите звездни купове кълбовидните са много стари, гъсти и се намират около Галактиката. Първият от този вид е открит от италианския астроном Джовани Маралди през 1746 г. – М15 съдържа около 1 милион звезди и е на възраст приблизително 12 милиарда години.
Но нашето Слънце не се вписва нито в едната, нито в другата категория звездни купове. Относително голямата му възраст от 4,6 милиарда години показва произход в сферичен звезден куп, позицията му в плоскостта на Млечния път – по-скоро на галактически. Все пак през изминалите 2 десетилетия стана ясно, че не всички звездни купове могат да се причислят категорично към един от двата класически типа.
Първоначално дължим това на звездния куп R136 в Големия Магеланов облак. Когато астрономите го открили през 1960 г., отначало го сметнали за отделна, гигантска звезда с маса, 2000 пъти по-голяма от слънчевата, светеща 100 милиона пъти по-силно от Слънцето. Но през 1985 г. Герд Вайгелт и Герхард Байер, тогава и двамата от университета Ерланген-Нюрнберг, с помощта на метод с висока разделителна способност доказали, че R136 е звезден куп само на няколко милиона години, състоящ се от около 10000 звезди. Звездната му плътност следователно е колкото на сферичен, но възрастта му е както при галактически звезден куп. Значи R136 е липсващото звено, което свързва един с друг двата типа звездни купове.
Оттогава наблюдатели са открили много други подобни купове, но по онова време цареше голямо учудване сред теоретиците. Не се очакваше, че и днес се раждат звезди в толкова плътни купове. Същевременно бяхме улеснени, защото можехме да обясним данните не само благодарение на съществуването на отделна звезда гигант. Така или иначе, бяхме принудени да преосмислим всичкото си знание за звездните купове. Междувременно приемаме, че всички звезди, включително и Слънцето, се раждат в гъсти купове като R136. Подобен звезден куп се образува от междузвезден газов облак, за да продължи след това съобразно масата и физическото си обкръжение да се развива или като галактически, или като сферичен куп.
В подобни купове някои малобройни масивни звезди са придружавани от многобройни бедни на маса посестрими. Екземплярите с най-ниска маса, около една десета от слънчевата, преставляват болшинството членове на звездния куп. Освен това за съвкупната скала на масите важи основното правило : когато разглеждаме звездите с определена маса, броят им е двайсетократно по-голям от онези с десетократно по-голяма маса.
Aко приемем, че някога някаква звезда с 15-20 слънчеви маси се е превърнала в свръхнова в близост до Слънцето, можем да стигнем до заключението, че в звездния куп на зараждането му е имало приблизително 1500 по-малки звезди като него или поне най-малко с неговата маса. Представа за максималната маса получаваме от едно по-нататъшно разсъждение. За да могат да обогатят със значителна маса по-малките си посестрими, масивните звезди, които избухват като свръхнови трябва да се намират по-скоро близо до центъра на купа. Но в един по-голям куп масивните звезди имат нужда от повече време, за да се натрупат там. На база на тези рамкови условия моите симулации показаха, че купът е съдържал по-малко от 3500 звезди.
Звезди с 15-20 слънчеви маси експлодират след живот от 6 до 12 милиона години, следователно този екземпляр трябва да е възникнал в купа на зараждане дълго време преди Слънцето. Че при един бъдещ звезден куп обикновено първи се образуват особено масивни звезди – няколко милиона години преди слънцеподобните – астрономите вече успяха да го докажат при други небесни обекти като прочутия трапецовиден куп в мъглявината Орион. Куп с предполагаемата големина обаче е с твърде слаба гравитация , за да се превърне в сферичен. Вместо това вероятно се е случило следното : преди края си като свръхнови масивните звезди в центъра на купа са изхвърляли в пространството гигантски количества газ и след това са избухвали. Така плътността на материята, също и гравитационното поле в купа намалявали, така че той се разширявал и след живот от 100-200 милиона години се разпадал.
Но нека се върнем към времето преди това да се е случило и звездите в купа все още са били нагъсто една до друга. Лесно е да си представим, че някоя от тях е била изместена по орбита, която е минавала напряко през Слънчевата система. При преминаване в такава близост планети, астероиди и комети, всички разположени в една плоскост биха били изместени от първоначалните си кръгови орбити и биха били запратени в силно елиптични и наклонени орбити. Подобни орбити фактически притежават много комети, които са отдалечени от Слънцето на повече от 50 астрономически единици (АЕ – приблизително средното разстояние Земя-Слънце, следователно обикалят и отвъд орбитата на Плутон).
Изглежда, вътрешната динамика на Слънчевата система, дори не и гравитационното влияние на Юпитер дава обяснение на този факт. Поради това най-вероятно е някога орбитите на кометите да са били объркани от някаква звезда, която е преминала покрай Слънцето на разстояние от около 1000 АЕ. От това може да се направи заключение, че никакъв звезден натрапник не се е приближавал до Слънцето по-близо от 100 АЕ, защото самите планети имат изключително правилни орбити.
Тези разсъждения помагат да се прецени големината на купа. Достатъчно голяма вероятност някоя голяма звезда по време на съществуването на купа да премине покрай Слънцето на разстояние 1000 АЕ е налична едва при диаметър на купа, по-малък от 10 св. г. От друга страна, трябва да е бил по-голям от 3 св. г., за да може в същия период от време и отново с достатъчна вероятност никоя звезда да не се е приближавала до Слънцето по-близо от 100 АЕ. Казано накратко, купът на раждането на Слънцето е наподобявал R136, но е бил със значително по-ниска звездна гъстота. Така звездите са били и достатъчно отдалечени една от друга, за да не възпрепятстват възникването на планети.
Но къде в Галактиката се е намирал този роден звезден куп ? Слънчевата система се движи повече или по-малко вътре в галактическия диск по почти кръгова орбита около галактическия център. В момента тя е отдалечена кръгло около 30000 св.г. от центъра, намира се на около 15 св.г. над галактическата плоскост и се движи със скорост от кръгло 234 км/сек. Следователно от момента на разждането си досега Слънцето е обиколило вече 27 пъти около галактическия център. Все пак неговата орбита не е затворена. Напротив, била е принудена от гравитационното поле на Млечния път – което астрономите могат да разкрият по звездите и междузвездните облаци – да преминава по една по-сложна орбита.
НЕОБЯСНИМ РЕЗУЛТАТ
Според предвариителното засега предположение, че това гравитацонно поле е останало непроменено през изминалите 4,6 милиарда години, проследяваме орбитата на Слънчевата система назад във времето. Резултатът от изчисления е следният : Слънцето е възникнало на разстояние 33000 св.г. от галактическия център и на около 200 св.г. над галактическата плоскост. Този резултат обаче е смущаващ. Защото регионът около пресметнатото място на раждане на Слънцето е по-беден на тежки елементи – чиято честота на срещане се увеличава повече в посока към външните области на Млечния път, отколкото може да се очаква според наличието им в Слънцето. Напротив, ако изследователите получават соларните стойности само на базата на своите разсъждения, биха очаквали Слънцето да е възникнало на 9000 св.г. по-близо до галактическия център.
Междувременно обяснение на това явно несъответствие все още липсва. Може би същата свръхнова, която някога е обогатила метеоритите с желязо 60 е осигурила допълнително тежки елементи и за Слънцето ? Или изчисленията са неверни, защото с течение на времето гравитационното поле на Млечния път се е променяло ? Или пък орбитата на Слънчевата система от време на време е изпитвала въздействие на по-близки звезди или газови облаци.
Нека междувременно се посветим на посестримите на Слънцето. И те би трябвало да обикалят около центъра на Млечния път със скорости от над 200 км/сек. Техните относителни скорости, т.е. разликите в скоростите между някогашните членове на купа обаче зависят преди всичко от взаимните сили на привличане в първоначалния куп и възлизат само на няколко км/сек. Поради това през време на 27-те обиколки около галактическия център първоначалния звезден рояк постепенно се е източил в разтеглена дъга, която междувременно се е издължила с повече от половин орбита.
Според изчисленията обаче това ще рече, че вътре в радиус от 300 св.г. около нашата настояща позиция се намират все още около 50 посестрими на Слънцето. Ако се търси на разстояние до 3000 св.г., бихме могли да се натъкнем дори на 400 такива звезди ! Те или ще следват орбитата на Слънцето, или ще я изпреварват според това какви относителни скорости са притежавали първоначално и кога са се откъснали от звездния куп.
Най-добре е да се търсят в плоскостта на Млечния път или точно в обратна посока. Един от изследователите вече направи издирвания в звезден каталог, създаден с помощта на европейския спътник Hipparcos през 90-те години на 20-ти век. Но вероятно измерванията не са били достатъчно точни за сигурна идентификация на търсените екземпляри.
По-различно е положението при Gaia. В продължение на пет години сателитът ще измерва с най-голяма точност триизмерните пространствени позиции и скорости на около 1 милиард звезди. Това преброяване ще обхване почти всички звезди, които се намират в радиус от няколко св.г. около Слънцето. В тези данни ще можем да търсим много многообещаващи кандидати и да проверим техния състав. Той би трябвало да е подобен на този на Слънцето, тъй като, естествено някогашната свръхнова е обогатила с тежки елементи не само Слънчевата система, но и други звездни системи в купа.
Ако идентифицираме дори само една-единствена посестрима на Слънцето, това би ни дало ценна информация за ранния период на Слънчевата система – епоха, за която досега не знаем почти нищо. Освен това посестримите на Слънцето предлагат превъзходни предположения за търсене на благоприятни за живот планети. Макар днес Слънцето да се носи изолирано във Вселената, много негови особености – не на последно място и фактът, че светлината му попада върху обитавана планета – могат да се разберат само в контекста на историята на неговото семейство.
Сп. "Наука и техника"
Разсеян звезден куп М44 Ясли
Масивните звезди от областта на 30 от Златна рибка
М 15 от съзвездието Пегас
В средата се вижда плоскостта на Млечния път
Няма коментари:
Публикуване на коментар
Забележка: Само членове на този блог могат да публикуват коментари.