Слияние звёзд могло объяснить молодость дисков в Орионе

Подробно

В чём заключается возрастной парадокс туманности Ориона?

В 1994 году по данным телескопа «Хаббл» C. Robert O'Dell и Zheng Wen обследовали 110 звёзд в туманности Ориона и нашли диски у 56 из них. Эти объекты назвали проплидами. Возле массивной звезды θ¹ Ori C они теряют вещество со скоростью до 10^-6 массы Солнца в год. При возрасте скопления около 1 млн лет такие диски, по простому расчёту, уже должны были исчезнуть или изначально быть неправдоподобно массивными. Это называют проблемой времени жизни проплидов.

Вторая часть парадокса связана с оболочкой. По наблюдениям линии [C II], опубликованным в Nature в январе 2019 года, ветер θ¹ Ori C создал пузырь диаметром около 4 парсек с оболочкой массой около 2600 масс Солнца. Она расширяется со скоростью 13 км/с, а её динамический возраст оказывается слишком небольшим для звезды такого возраста.

В 2019 году Andrew J. Winter и соавторы предложили другое решение для дисков: непрерывное звездообразование и динамическая миграция делают наиболее облучаемые диски одновременно самыми молодыми. По словам авторов новой работы, их сценарий совместим с этим механизмом и дополняет его.

Как слияние звёзд могло произойти в θ¹ Ori C?

Авторы исходят из того, что предшественником была иерархическая тройная система. Внутренняя пара суммарной массой 33,5 ± 5,2 массы Солнца находилась под влиянием внешнего компонента θ¹ Ori C2 массой 12 ± 3 массы Солнца. Его возмущения вызвали осцилляции фон Цейпеля - Лидова - Козаи и сблизили компоненты внутренней пары до столкновения. Из них образовалась нынешняя θ¹ Ori C1, а C2 остался внешним компаньоном.

До слияния две менее массивные звезды давали более слабое ионизующее излучение, и диски испарялись медленнее. После слияния ионизующая светимость могла вырасти примерно в 10 раз, а скорость фотоиспарения - примерно в √10, то есть приблизительно в 3 раза. По этой логике диски дожили до нашего времени, а мощное облучение началось сравнительно недавно.

Для оболочки авторы рассчитали шесть MCMC-моделей: классическую, модель скачкообразного роста светимости и модель выхода оболочки из плотного газового ядра, каждую в геометрии полной сферы и четверти сферы. Ограничениями служили радиус 2,5 ± 0,125 парсека и скорость 13 ± 2 км/с. Возраст системы задавался значением 1,02 млн лет с интервалом от -0,38 до +0,60 млн лет. Лучше всего с размером и скоростью оболочки согласуется модель резкого роста светимости. Она допускает возраст около 1 млн лет и типичное время после роста порядка нескольких сотен тысяч лет. В пресс-релизе названа более конкретная, но округлённая оценка - около 200 000 лет назад, тогда как в самой статье сказано лишь «несколько 10^5 лет».

Прямые расчёты тройной системы выполнены кодом tsunami в среде AMUSE с учётом общей теории относительности до порядка 3,5PN, приливов, вращения и столкновений звёзд. В выборку вошли 1992 смоделированные системы. За пределами области сильной приливной циркуляризации примерно половина конфигураций приводила к слиянию внутренней пары за 1 млн лет.

Что в этом сценарии пока не сходится?

Главное несоответствие - мощность звёздного ветра. Для оболочки модель требует усиления эффективной мощности ветра как минимум примерно в 100 раз, а консервативное слияние звёзд той же суммарной массы даёт не более 10^1,5, то есть около 32 раз. Авторы предполагают, что недостающие минимум примерно 3,2 раза (10^0,5) могут дать диски: медленный холодный газ фотоиспаряемых проплидов смешивается с горячим газом пузыря (mass loading) и меняет эффективность его расширения. Достаточно ли сильно этот эффект работает на самом деле, не проверено.

Вторая трудность - время. Многие смоделированные слияния происходили за сотни или тысячи лет, а не через требуемые несколько сотен тысяч. Чтобы попасть в нужный интервал, нужна тонкая настройка или механизм задержки. Авторы называют более сильные приливные эффекты и вращение на стадии до главной последовательности, а также позднее возмущение тройной системы другой звездой скопления. Вероятность того, что встреча со звездой скопления переведёт неактивную по механизму Лидова - Козаи систему в активную конфигурацию, оценена примерно в 10% за 1 млн лет.

Третья проблема - возможный близкий компаньон. Ранее по периодичности спектра предполагали звезду массой около одной массы Солнца с периодом 61,49 суток. Такой компаньон противоречил бы сценарию: в 1995 из 2000 моделирований он сливался с C1, медианное время составляло 135 лет. Высокоразрешающие наблюдения GRAVITY его не подтвердили.

Кроме того, модель оболочки опирается всего на два измерения при 4-6 свободных параметрах, поэтому параметры ограничены слабо. В заголовке статьи сказано, что слияние «решает» обе проблемы, но в выводах авторы осторожнее: сценарий «может помочь объяснить» их.

Что учёные говорят о результате и что проверят дальше?

Это первый случай, когда мы видим последствия крупного столкновения звёзд в сравнительно близкой области; такие столкновения могут быть чаще, чем считалось, и иметь далеко идущие последствия.

Так заявил соавтор исследования Симон Портегиес Зварт, астроном Лейденской обсерватории.

Наша идея показывает, что тонкие эффекты в тройных звёздных системах могут сильно влиять на области звездообразования и, возможно, на ещё формирующиеся планеты.

Это слова ведущего автора, астронома Лейденского университета Майте Вильхельм.

Сценарий потенциально объясняет наклонённое магнитное поле θ¹ Ori C1 и небольшой избыток азота. Но азот измерен по совмещённому спектру C1 и C2, и авторы указывают, что для проверки нужны новые наблюдения. Среди следующих шагов - физика mass loading и проверка наличия близкого компаньона. Независимых комментариев учёных к этой работе на 24.10.2026 найти не удалось.