Про Вселенную и происхождение бегущих звезд

Вторая статья из серии про Бегущие Звезды. Первая часть - здесь.  Вольный по стилю, строгий по фактам пересказ статьи R. Hoogerwerf, J. H. J. de Bruijne, and P. T. de Zeeuw из Astrophysical Letters,  http://iopscience.iop.org/1538-4357/544/2/L133/pdf/1538-4357_544_2_L133.pdf  Бегущие (летящие) звезды (runaway stars, берите любой термин, который вам по душе) – выделяются среди прочих своими большими собственными скоростями (до 200 км/с, а иногда и больше!) относительно общего движения звезд при вращении Галактики, а также изолированным положением. Около 10-30% звезд класса О и 5-10% всех звезд класса В являются бегущими! Все они – относительно молодые жители Галактики – возрастами до 50 Мегалет, а путешествуют они в пространстве на относительно небольшие расстояния – от сотен парсек до нескольких килопарсек, поэтому иногда представляется возможным определить скопление, в котором они родились.  В настоящее время известны два механизма образования бегущих – первый, предложенный Цвики в 1957 и Блааувом в 1961 называется сценарий «двойная звезда-сверхновая», когда бегущая получает начальный импульс при взрыве звезды-соседки, а второй – динамический выброс (Поведа, Руис и Аллен, 1967, Джес и Болтон, 1986) – когда бегущая выбрасывается из скопления гравитационным возмущением со стороны других звезд.  Споры о том, какой подход правильный, шли достаточно долгое время, пока в распоряжении астрономов не оказался высокоточный астрометрический каталог Гиппарх, сделанный одноименным спутником.  В этой работе исследователей Хугерверфа(R. Hoogerwerf), Брюинже (J. H. J. de Bruijne), и де Зуува (P. T. de Zeeuw) из Университета Лейдена речь пойдет о нескольких известных бегущих звездах - AE Возничего, μ Голубя and ζ Змееносца  Звездная стычка в созвездии Ориона.  В Ассоциации Ориона (ОВ1 – Оби Ван, кстати, говоря :) ) известны три бегущие звезды – АЕ Возничего, μ Голубя, а также 53 Овна. Первые две практически одинаковые по цвету, массе и возрасту, и разбегаются со скоростью до 100 км/с каждая, покинув Оби Ван 2.5 Мегагода назад. Это сходство натолкнуло Блааува и Моргана в 1954 году на мысль, что обе звезды побежали вследствие какого-то одного события. Джиес и Болтон в 1986 году пришли к выводу, что АЕ Возничего, μ Голубя, а также пара массивных звезд с большими эксцентриситетами орбит под названием ι Ориона (О и В гиганты) – результат стычки два-на-два, которая и вызвала появление бегущих звезд (как это у Жванецкого – мы поспорили, причем я потом побежал?) Ни АЕ Возничего, ни μ Голубя не показывают признаков обмена массой в прошлом (об этом судят по количеству гелия), а значит, скорее всего, причиной того, что эти два джентльмена совершают легкую утреннюю пробежку по нашему небу, является именно динамический сценарий.  Г-да исследователи сделали требуемые экстраполяции в прошлое, что привело их... в центр Трапеции Ориона! Получается, что обе звезды жили когда-то там, со своими друзьями, а потом наткнулись на пару более массивных хулиганов по кличке «Йота», терроризировавших весь космос в пределах Оби-Вана, и это привело к изгнанию оттуда этих, в общем, ни в чем не повинных, мирных жителей.  Сверхновая в группе Верхнего Скорпиона  В 1952 году Блааув обнаружил, что наша старая знакомая ζ Змееносца принадлежала когда-то ассоциации ОВ2 (вот вам и Оби Два) Скорпиона. Она могла вылететь или из группы Верхнего Скорпиона 1 Мегагод назад или из группы Верхнего Скорпиона – Волка 3 Мегагода назад. Свойства Дзеты (тот же гелий, кстати говоря, ну и еще некоторые другие признаки – например, скорость вращения), показывает, что она была когда-то частью тесной двойной системы. Все это наталкивает на мысль, что уж здесь-то работает первый сценарий.  Но где же находится то, что осталось от взрыва сверхновой соседки Дзеты? Астрономы решили проверить радиопульсары – просто потому, что из всех возможных останков сверхновой, только для этих ребят можно более-менее надежно измерить их относительные движения. В каталоге на расстоянии до 1 кпк нашли 7 подходящих пульсаров, из которых выбраковали 6, поскольку их пространственное положение или возраст или относительная скорость явно не соответствовали ожидаемому.  Оставшийся пульсар - PSR J193211059 – возрастом до 3 Мегалет покинул группу Верхний Скорпион 1 Мегагод назад с радиальной скоростью где-то 200 км/с. В общем, зная скорость, направление и возраст пульсара, астрономы экстраполировали его назад, в прошлое, и получилось, что он пересекается с Дзетой как раз в группе Верхний Скорпион примерно 1 Мегагод назад.  Все это дало сильное подтверждение тому, что когда-то они были парой, и взорвавшаяся звезда выбросила Дзету в одну сторону, а сама полетела в другую.  Скопление NGC 6231 OB - ассоциации  в Скорпионе.   Credit: © 1992-2010, Australian Astronomical Observatory, photograph by David Malin. Заключение  Определение процентного соотношения первого и второго механизма в формировании бегущих звезд наложит сильные ограничения на теории формирования скоплений и эволюцию звезд. Численное моделирование, проделанное в 2000 году, показало, что число звезд-беглянок может помочь определить, например, число рождавшихся двойных пар в скоплениях. Радиальные скорости измерены всего для одной трети звезд О-В каталога Гиппарх. Кроме этого, мы ведь не видим большинства пульсаров, которые по своей природе выпускают излучение направленным пучком. Но пока, по имеющимся у нас данным можно сказать, что оба механизма примерно равнозначны. С ростом количества бегущих звезд, для которых будет определены скорость и положение в пространстве, можно будет найти их родовые скопления, а также возраст и их начальные скорости.