Где родилось Солнце? Сегодня общепризнанная точка зрения утверждает, что большинство звезд формируется не поодиночке, а в звездных скоплениях.

Когда холодное и плотное газопылевое облако (таких множество в туманности Киля) сжимается под действием силы тяжести, гравитационная нестабильность рано или поздно разбивает его на фрагменты, каждый из которых становится зародышем будущей звезды. Конечно, большая часть газа и пыли так и не «конвертируется» в звезды. Тогда они выдуваются сильным ветром молодых массивных звезд. Освободившись от окружающей туманности, звездное скопление начинает самостоятельную жизнь. Вернее, оно попросту начинает разваливаться, так как одной лишь силы притяжения звезд не достаточно, чтобы удержать их вместе. Не сразу, но за сотни миллионов лет (срок по меркам Солнца весьма небольшой) скопления буквально испаряются, растеряв все свои звезды.

Солнце, помимо того, что является источником жизни на Земле, является вполне себе заурядной звездой, и потому, можно предположить, его рождение проходило по схожему сценарию. Однако тут есть две детали, которые необходимо иметь в виду.

Во-первых, присутствие короткоживущих радиоизотопов в метеоритах говорит нам о вспышке по крайней мере одной массивной сверхновой (с массой >25 масс Солнца) вблизи от протосолнечной туманности. Из наблюдений мы знаем, что такие звезды рождаются не часто, в среднем одна на тысячу. Следовательно, нижний предел количества звезд в скоплении, где родилось Солнце, нам тоже известен и равен ~1000 звезд. На самом деле звезды с массой порядка 25 масс Солнца живут дольше, чем скопления, так что протосолнечная туманность была загрязнена материалом еще более массивной звезды, скажем, в 75 солнечных масс. Но это еще более редкие «звери» в нашей Галактике, повышающие минимальное количество звезд в скоплении до 10000.

скопление м 39

Рассеянное скопление М39 в созвездии Лебедя. Скопление состоит примерно из трех десятков горячих звезд. Солнце родилось в гораздо более крупном скоплении, масса которого была не меньше 10000 масс Солнца. Фото: Heidi Schweiker/WIYN and NOAO/AURA/NSF

С другой стороны, круговые орбиты 8 планет Солнечной Системы вместе с динамикой объектов пояса Койпера накладывают ограничения на размер скопления сверху, так как в слишком большом скоплении соседние звезды возмущали бы орбиты планет и объектов пояса Койпера, вытягивая их и меняя наклонения. Чего (за исключением Седны) в Солнечной Системе не наблюдается. Значит, скопление должно было содержать не более… 2000 звезд.

Как-то не складывается. Получается, наблюдательные данные — геохимический анализ метеоритов и динамика тел Солнечной Системы — противоречат друг другу. Или численным моделям?

В свежей работе от 16 ноября астрономы Дональд Дьюкс (Donald Dukes) и Марк Крамхольц (Mark Krumholz) изложили результаты нового численного моделирования, в котором они попытались учесть все нюансы и заново вычислить вероятность разрушения Солнечной Системы в результате влияний близко пролетающих звезд скопления. В частности, ученые использовали тот факт, что с ростом массы поверхностная плотность рассеянного скопления не меняется. Варьируя различные параметры (количество звезд в скоплении, его массу, а также различное количество объектов в формирующемся поясе Койпера), ученые сымитировали более 2 миллионов столкновений молодой Солнечной Системы с другими звездами скопления и получили в итоге гораздо более реалистичную оценку вероятности. Оказалось, что с ростом массы скопления вероятность возмущения орбит планет не увеличивается, а напротив, уменьшается!

Результаты объясняются ростом разброса скоростей звезд, входящих в скопление, при увеличении его массы. Другими словами, чем больше масса скопления, тем меньше оно живет. И эта кривая времени гораздо круче стремится к нулю, чем думали раньше. Так как количество близких пролетов звезд при этом остается постоянным (поверхностная плотность скопления постоянна!), общая вероятность уменьшается. Новые результаты позволяют достичь примирения между динамическими и геохимическими ограничениями на начальную массу скопления.

Вывод: там, где наблюдательные данные противоречат друг другу, обращайте внимание на качество расчетов!