Сегодня в нашей Галактике астрономам известно 147 шаровых звездных скоплений, и они уже давно используют их как своего рода лаборатории для проверки различных гипотез о звездной эволюции. Причина этого очень проста: благодаря гравитационному притяжению все звезды скопления с момента его образования удерживаются вместе, а будучи рожденными в одно и то же время, они имеют одинаковый возраст. Если учесть при этом, что массы этих звезд изначально различались и охватывали широкий диапазон возможных значений, получается следующая картина: все звезды в подобном скоплении родились почти одновременно, имея близкий химический состав, а развивались по-разному - в зависимости от начальной массы. И вот, спустя 15 (или около того) миллиардов лет вашему взору открывается целая линейка конечных результатов их эволюции. Чем не лаборатория?
Чтобы не сомневаться в чистоте этого природного эксперимента, астрономы внимательно ищут в шаровых звездных скоплениях те факторы, которые могли бы исказить картину. Если бы, к примеру, в таком скоплении прошла повторная волна звездообразования, она бы сразу нарушила начальные условия, добавив в общий звездный рой определенное количество более молодых звезд. Однако нет никаких признаков того, чтобы в шаровых скоплениях, крайне бедных необходимым для звездообразования веществом, звезды рождались повторно.
Исходя из этого, можно ожидать, что на диаграмме Герцшпрунга-Рессела любого шарового скопления все звезды с массами, превышающими определенный предел (а у шаровых скоплений он близок к массе Солнца, М☉), уже ушли с главной последовательности вправо, в сторону красных субгигантов и гигантов (рисунок справа), а та часть главной последовательности, на которой когда-то лежали более массивные звезды, является пустой. Однако астрономам давно известно, что это не так.
Когда в 1953 году Алан Сендидж внимательно изучил шаровое скопление М3, он обнаружил в его ядре не менее сотни ярких звезд, которые имели более голубой оттенок и более высокий блеск, чем те звезды, которые уже сошли с главной последовательности. Несколько десятков таких же необычных светил он нашел и в окрестности ядра М3.
"Голубые беглецы", как окрестили их астрономы, - это звезды, которые занимают на диаграмме Герцшпрунга-Рессела то место, где, казалось бы, не должно остаться уже никого. В то время как основная масса звезд, имеющих массу выше М☉, уже ушла в "красную область", эти странные объекты отстали от них и по-прежнему заселяют верхнюю часть главной последовательности, "имитируя" нормальные молодые звезды. Именно "имитируя", потому что молодого пополнения здесь, как уже говорилось, ждать неоткуда. Следовательно, нужно искать иные причины, способные повлиять, и при этом весьма существенно, на эволюцию отдельной звезды.
Когда астрономы навели Космический телескоп им. Хаббла на шаровое скопление М80, они были удивлены еще больше. В этом скоплении они насчитали вдвое больше голубых беглецов, чем в любом другом шаровом скоплении, исследованном ими ранее.
Уже давно известно, что повлиять на эволюцию отдельной звезды может взаимодействие с другими звездами, как это происходит, например, в тесных двойных системах, когда раздувающаяся звезда отдает часть своей массы менее массивному и поэтому медленнее эволюционирующему компаньону. Но объяснить такое обилие подобных голубых звезд в М80 и все их свойства одним только обменом вещества в тесных двойных парах оказалось невозможно.
Явная концентрация голубых беглецов к ядру шарового скопления подсказала астрономам, что кроме обмена веществом, в столь густонаселенной области могут происходить настоящие звездные столкновения, которые вполне могут заканчиваться образованием таких необычно массивных звезд, очень похожих по своему внешнему виду на нормальные, молодые светила.
Оказалось, что график радиального распределения этих необычных голубых звезд помимо сильного максимума в центре скопления имеет еще один пик на некотором удалении от ядра. Объяснить этот максимум помогла другая гипотеза, которая объясняет их образование слиянием тесных двойных пар в результате потери их углового момента.
Звездные столкновения, довольно часто происходящие в ядре скопления, слияние тесных двойных пар, которое, по-видимому, играет главную роль вне ядра, приливное взаимодействие близко проходящих звезд -все эти гипотезы на сегодняшний день неплохо объясняют феномен голубых беглецов. Однако астрономы пока еще не поставили последней точки в этой проблеме, ибо каждая из этих гипотез имеет на сегодняшний день и свои сложности.
К примеру, теория слияния тесных двойных пар требует, чтобы в скоплении было некоторое количество таких кандидатов. Среди этих двойных пар должна быть известная доля "новоподобных", где один компонент - белый карлик, а второй - обычная звезда. Чтобы найти их, "Хаббл" специально сделал несколько детальных снимков М80, охватив почти все скопление. Результат был таков: найдено только три "новоподобные" пары, а это гораздо меньше, чем следует из теории.
Конечно, разгадка подобного рода противоречий, в конечном счете, лишь углубляет наше понимание мироздания, поэтому пожелаем астрономам скорее найти ключ к проблеме "голубых беглецов".