Цивилизация
Широкомасштабные исследования устройства Вселенной подразумевают, в частности, изучение систем, состоящих из большого количества звезд. Подобные звездные системы представляют собой интереснейшие объекты для исследования: это своего рода гигантские многоквартирные дома, в которых живут звезды разной массы и разных светимостей. Звезды взаимодействуют между собой в этих системах, делят территорию друг с другом, а если испытывают внешнее воздействие, то подчиняются ему всем скопом.
Самые крупные звездные системы – это галактики (наша галактика Млечный Путь, к примеру, состоит из 200 млрд звезд; чтобы со скоростью света пролететь от её одного края до другого, понадобится 50 тыс. лет).
Звездные системы, содержащие «всего» от нескольких десятков тысяч до двух миллионов звезд, которые имеют в поперечнике несколько десятков световых лет и, как правило, входят в состав галактик, называются звездными скоплениями.
Для того чтобы лучше знать о том, как проходит жизнь такой системы, этого звездного «многоквартирного дома», ученым очень хотелось бы выяснить его «демографический состав», то есть распределение звезд по массам в начальный момент времени жизни такой системы. В астрономии это распределение называется начальная функция масс (IMF — от английского initial mass function): она показывает, какую долю от общего числа звезд занимают звезды данной массы.
По современным представлениям, разные звездные системы рождаются с примерно одинаковым распределением звезд по массам в разных частях галактики.
К выводу об универсальности IMF в своей статье, опубликованной в журнале Science, в 2002 году пришел австралийский астроном Павел Крупа, работающий в Германии.
Самый простой и логичный способ провести «перепись» всех звезд в конкретной звездной системе — прямой их подсчет. Именно так в 1955 году сделал американский астроном Эдвин Солпитер. Используя скромные инструментальные данные того времени, он первым определил начальную функцию масс в окрестностях Солнца. Так продолжает делать большинство астрономов и сейчас. Но этот метод связан с серьезной проблемой. Дело даже не в том, что в одной системе количество звезд очень велико (тысячи, миллионы или даже миллиарды).
Звезды малой массы являются недостаточно яркими, и, пересчитав все яркие звезды, можно недосчитаться маломассивных звезд и в итоге получить неправильные результаты «переписи». К настоящему моменту астрофизики пришли к согласию, что распределение звезд с массой больше, чем одна масса Солнца, описывается степенным законом с показателем степени -2,35, то есть звезды с массой в две солнечные встречаются примерно в 102.35 = 220 раз реже, чем звезды, похожие на Солнце. А вот на вопрос, каким показателем степени описывается распределение звезд, которые имеют массу меньше одной солнечной, пока нет четкого ответа.
Есть еще одна проблема, связанная с прямым подсчетом звезд, она состоит в следующем: современная «перепись» даст распределение масс в настоящий момент времени (PDMF – от английского present-day mass function), а звезды в ходе своей эволюции меняют массу.
«PDMF — это IMF, которая подверглась влиянию эволюции, — поясняет сотрудник ГАИШ и Гарвард-Смитсонианского астрофизического центра Игорь Чилингарян. — Чтобы из PDMF определить IMF, нужно «отмотать» назад эволюцию данной звездной системы, а такая «перемотка» зависит от моделей эволюционных треков звезд, которые описываются моделями звезд. В одной из статей есть прямо такая «теорема»: IMF невозможно восстановить из наблюдений».
Группой ученых Государственного астрономического института имени П. К. Штернберга Московского государственного университета предложен кардинально другой, по сравнению с прямым подсчетом звезд, метод определения начальной функции масс для маломассивных звезд, который обходит упомянутую теорему. Его основу составляет разработанный Игорем Чилингаряном метод NBURSTS, который позволяет сравнением наблюдаемого интегрального спектра системы (то есть света всех звезд системы) или ее части с модельными спектрами восстанавливать физические параметры этой системы.
Этот подход позволяет узнать о внутренних свойствах таких далеких систем, в которых звезды не разрешаются даже на самых крупных телескопах или космическом телескопе имени Хаббла. Анализируя в спектре далекой системы «лес линий» различных химических элементов от разных звезд, метод позволяет определить ряд важных для изучения истории звездообразования в системе параметров, например возраст и металличность (содержание в системе элементов тяжелее гелия). По инициативе Игоря Чилингаряна, который является одним из самым молодых докторов наук в истории отечественной астрофизики (он защитил докторскую диссертацию в 2010 году в возрасте 30 лет), в ГАИШ МГУ была проведена работа по модификации NBURSTS, с тем чтобы с ее помощью можно было восстанавливать информацию о распределении звезд по массам в исследуемой звездной системе.
Данную работу под руководством Игоря Чилингаряна выполняли сотрудник ГАИШ МГУ к.ф.-м.н. Николай Подорванюк (он также возглавляет отдел науки в популярном российском интернет-издании «Газета.Ru») и аспирант астрономического отделения МГУ Иван Катков, а ее результаты будут опубликованы в престижном астрономическом журнале Monthly Notices of Royal Academy of Sciences на следующей неделе. Этот журнал является, по сути, единственным, в котором российские астрономы могут бесплатно публиковать те статьи, где они являются ведущими авторами. С полной версией статьи можно ознакомиться на сайте препринтов ArXiv.org.
В статье представлены результаты симуляций по проверке работоспособности методики.
Так, при помощи специальной программы было сгенерировано несколько сотен искусственно зашумленных спектров с разными наборами параметров звездного населения, а последующая аппроксимация спектров с помощью разработанной методики решала обратную задачу — по лесу спектральных линий корректно восстановила эти параметры.
Убедившись в работоспособности метода, авторы опробовали его для спектров четырех ультракомпактных карликовых галактик, полученных на 8-метровом телескопе GEMINI. «Эти объекты были выбраны, так как в них слабы эффекты динамической эволюции и, по сути, PDMF является IMF. В данной статье мы показываем, что наш метод дает очень хорошую точность по сравнению с подсчетом звезд вручную», — отмечает ведущий автор работы Николай Подорванюк.
Кроме того, в статье представлен первый анализ по поиску областей спектра, чувствительных к изменению IMF маломассивных звезд. Оказалось, что большая часть этой информации содержится в спектральных линиях, чувствительных к значению ускорения силы тяжести на поверхностях звезд поздних спектральных классов (и, следовательно, малой массы). Это линии таких элементов, как кальций, ванадий, кобальт, никель и титан.
Коллектив намерен продолжать работу и применить свою методику к нескольким сотням разных объектов, в которых слабы эффекты динамической эволюции и PDMF близка к IMF таких объектов, как шаровые скопления или ультракомпактные карликовые галактики. «Хотя, к сожалению, дело движется не так быстро, как хотелось бы, — рассказывает ведущий автор работы Николай Подорванюк. — В силу различных причин у нашей небольшой группы нет возможности сделать работу по данной тематике своей основной. Во многом это связано с известными всем проблемами науки в России, где типичной является ситуация, когда занятия наукой – это роскошь, которую может позволить себе далеко не каждый человек. Ты постоянно сталкиваешься с финансовыми проблемами и вынужден подрабатывать на стороне, особенно если дополнительное финансирование по гранту, выигранному группой, в которой ты состоишь, приходит не в начале текущего года, а за несколько дней до Нового года.
Кроме того, до достижения возраста 27 лет тебя могут призвать в армию, и придется тратить время и нервы, чтобы доказать, что ты имеешь законную отсрочку
— подобная история была у Ивана Каткова. Но то, что данная статья про наш метод все же увидела свет, позволяет надеяться, что последует и ее продолжение. Применение нашего метода, который рецензент назвал инновационным, обещает дать очень интересные и важные в астрофизике результаты».