Массивные звёзды — настоящие «энергетические центры» галактик. Они ярче Солнца в десятки и сотни тысяч раз, излучают мощные потоки ультрафиолета и теряют массу через сильнейшие звёздные ветры. Принято считать, что такие условия практически исключают возможность существования планет с жидкой водой. Но так ли это на самом деле?
В новой работе «Habitable Zones Around Massive Stars: From the Main Sequence to Supergiants» Дэвеш Нандал и Абрахам Лёб из Центра астрофизики Гарварда и Смитсоновского института впервые систематически проследили, могут ли массивные звёзды поддерживать обитаемые зоны — и если да, то как долго.
Что такое «операционная» зона обитаемости
Классическая зона обитаемости определяется просто: это диапазон расстояний от звезды, где на поверхности планеты с земной атмосферой может существовать жидкая вода. Однако для массивных звёзд этого недостаточно.
Авторы вводят понятие «операционной» зоны обитаемости. В неё входит не только климатический критерий (подходящий поток света), но и два дополнительных ограничения:
- потери атмосферы из-за жёсткого рентгеновского и ультрафиолетового излучения (XUV);
- сдувание атмосферы мощным звёздным ветром, даже при наличии магнитного поля планеты.
В расчётах использовались эволюционные модели звёзд от 0,8 до 120 масс Солнца с солнечной металличностью. Для каждой массы определялось, существует ли вообще обитаемая «полоса» и как долго она сохраняется — как на главной последовательности, так и после её окончания.
Низкомассивные звёзды: привычная картина
Для звёзд с массами 0,8–1 солнечной результаты ожидаемы. Обитаемая зона существует почти всю жизнь звезды на главной последовательности — миллиарды лет. Радиусы таких зон находятся в пределах примерно 0,6–1,7 а.е., а после выхода звезды с главной последовательности зона постепенно смещается наружу.
Атмосферные ограничения в этом диапазоне масс играют второстепенную роль: климатический критерий остаётся главным.
5–9 масс Солнца: обитаемость на десятках и сотнях а.е.
Совсем иначе выглядит ситуация для более массивных светил. У звезды в 5 масс Солнца обитаемая зона на главной последовательности находится уже на расстояниях порядка 27–46 а.е. — дальше орбиты Нептуна. У 9 солнечных масс — примерно 74–127 а.е.
При этом длительность существования зоны резко сокращается:
- около 109 млн лет для 5 M☉;
- около 31 млн лет для 9 M☉.
Формально зона есть, и она может существовать десятки миллионов лет. Но именно в этом диапазоне масс начинают заметно влиять жёсткое излучение и ветры: внутренняя граница зоны определяется уже не столько температурой, сколько способностью планеты удержать атмосферу.
Предел на главной последовательности: 12–15 масс Солнца
Дальше ситуация ухудшается стремительно. У звезды массой 12 M☉ зона обитаемости на главной последовательности существует всего около 1,15 млн лет. А начиная с 15 M☉ она полностью исчезает на этой стадии: внутренние ограничения (XUV и ветер) сдвигаются настолько далеко, что перекрывают климатическую зону.
Иначе говоря, для звёзд тяжелее примерно 10–15 солнечных масс устойчивой обитаемости на главной последовательности практически не остаётся.
Вторая попытка: фаза после главной последовательности
Интересный результат связан с поздними стадиями эволюции. После выгорания водорода звезда расширяется и меняет спектр, и обитаемая зона может временно «открыться» снова — уже на расстояниях в сотни а.е.
Например:
- у 15 M☉ зона существует около 1,5 млн лет на расстояниях 270–460 а.е.;
- у 25 M☉ — лишь около 0,2 млн лет, причём уже на 500–850 а.е.
Однако при массе около 40 M☉ даже эта краткая возможность исчезает полностью.
Таким образом, постглавная последовательность может дать короткое «окно» обитаемости до примерно 25–30 солнечных масс, но речь идёт о десятках или сотнях тысяч лет — по астрономическим меркам это мгновение.
Можно ли разместить несколько планет в такой зоне?
Авторы также оценили, сколько землеподобных планет теоретически может «поместиться» в обитаемой полосе. Для этого использовались два подхода: чисто геометрический (минимальные допустимые интервалы орбит) и более реалистичный — с учётом динамической устойчивости и ограниченного запаса твёрдого вещества в протопланетном диске.
Для звёзд до 7–9 M☉ на главной последовательности в обитаемой зоне теоретически могут устойчиво существовать несколько планет. Но уже к 12 M☉ их число падает до нуля. На поздних стадиях у массивных звёзд зона либо слишком узкая, либо слишком короткоживущая, чтобы поддерживать устойчивую систему.
Вклад в галактическую «статистику жизни»
Несмотря на яркость и масштаб, массивные звёзды редки. Учёт начальной функции масс показывает, что их вклад в суммарный «планета-время» обитаемости Галактики составляет всего около 10⁻⁴ от общего бюджета.
Иначе говоря, они практически не влияют на общую вероятность существования жизни в Млечном Пути.
Тем не менее абсолютные числа всё равно впечатляют: даже столь малая доля означает, что в Галактике в любой момент времени могут существовать сотни тысяч потенциально обитаемых планет, связанных именно с массивными звёздами.
Итог: редкие, краткие, но не невозможные миры
Работа показывает, что традиционное представление о полной «непригодности» массивных звёзд для жизни слишком упрощено. Да, их главная последовательность быстро становится негостеприимной, а поздние стадии дают лишь краткие окна возможностей. Но физически обитаемые зоны всё же возможны — хотя и на расстояниях в десятки и сотни астрономических единиц.
Массивные звёзды вряд ли являются основным «инкубатором жизни» в Галактике. Однако они могут представлять собой особый, редкий и наблюдательно интересный класс целей — миры с короткой, но потенциально яркой историей обитаемости.
Источники:
Статья создана по материалам работы на arXiv.org
