Астрофизики измерили массу звезды — красного гиганта двумя независимыми методами, второй из которых был экспериментальным и основан на исследовании собственных колебаний «тела» звезды. Благодаря этому с высокой точностью удалось установить и возраст звезды.
Астрофизика — наука, которая связывает множество физических явлений, относящихся к свойствам звёзд. Так, масса звезды определяет её эволюцию. К примеру, звёзды с массами порядка солнечной заканчивают свой путь, коллапсируя до состояния белого карлика, более массивные, возможно, взорвутся как Сверхновые. Также масса определяет светимость (чем крупнее — тем ярче) и даже цвет звезды в зависимости от возраста. Такие закономерности, как правило, «читают» наоборот: по светимости и цвету звезды определяют её массу и температуру; затем, если у неё есть экзопланеты, прикидывают, на каком расстоянии располагается благоприятная для потенциальной жизни зона, или оценивают другие интересные вещи, например, насколько стара звезда и её родное звёздное скопление. Таким образом, значительная часть информации о строении, массе и возрасте звезды получается косвенными методами на основе сопутствующих признаков. Группа астрономов в июле 2025 года опубликовала в Astronomy & Astrophysics исследование, которое поможет понять эволюцию звёзд, разработав косвенный метод оценки массы звезды по её собственным колебаниям.
Для исследования рассмотрели звезду с обозначением KIC 10001167. Это красный гигант солидного возраста в 10 миллиардов лет, находящийся в толстом диске Млечного Пути. Интересна звезда тем, что у неё есть пара, вместе с которой они обращаются вокруг общего центра масс, и как следствие, мы наблюдаем периодическое изменение яркости этого двойного объекта. Период осцилляций пары — около 120 дней. Другой компонент пары — звезда Главной последовательности (то есть «похожая на Солнце»), сигнал от которой практически теряется на фоне красного гиганта. Её наличие даёт первый из методов определения массы, он же основной, основанный на законах небесной механики и известный со времён Ньютона и Кеплера. Но звезда, в отличие от множества таких затменно-двойных звёзд, уникальна тем, что у неё удаётся чётко выделить и астросейсмический сигнал, то есть собственные колебания тела звезды.
В исследовании воспользовались и альтернативным методом — измерением пульсаций самого светила. Такой метод не требует наличия спутников, но необходимо измерить собственные колебания звезды. Такая группа методов относится к области астросейсмологии, упрощённо — измерении «звёздотрясений» и вычислению по ним каких-либо характеристик звезды. В данном случае это будет альтернативный способ определения массы, а для звёзд на ветви красных гигантов он косвенным способом даёт и возраст. Ключевой физический факт в основе метода — твёрдое тело, даже находясь в равновесии, может испытывать собственные колебания. На иллюстрации это хорошо видно на примере упругого мячика. Подобные колебания испытывает Земля как упругое тело, другие планеты и звёзды. Для Солнца эти собственные колебания, то есть предмет гелиосейсмологии, неплохо известны и изучаются при помощи различных солнечных обсерваторий вроде SOHO. У звёзд такие колебания ещё нужно обнаружить, и не у каждой первой попавшейся это вообще можно сделать. Космический телескоп Kepler в числе прочих задач исследовал резонансные колебания звёзд, и по его наблюдениям астрофизики располагают массивами данных о звезде KIC 10001167 — её световой кривой (из-за периодического затмения звезды-компаньона) и её пульсациями.
Пульсации звезды или любого подобного сферического тела могут иметь самый разный вид — они называются модами, и каждая, очевидно, имеет некоторую свою частоту. Этих мод вообще бесконечное множество: например, даже если представить себе колебания обычной струны, то там есть основной тон с минимальной частотой и (бесконечное количество) обертонов с кратными частотами. Для понимания общей идеи метода достаточно догадаться, что частоты таких собственных колебаний у звезды будут связаны с её размером и внутренней структурой (скоростью распространения сейсмических волн). Далее астрофизики используют стандартный приём — всё, что удаётся измерить, сравнивается с аналогичными параметрами Солнца. Отсюда получаются соотношения, которые выражают массу и радиус звезды в солнечных массах и радиусах в зависимости от отношения соответствующих астросейсмических частот.
Оценка массы звезды, полученная двумя независимыми методами, даёт погрешность примерно 1%. В то же время удалось с точностью 10% установить возраст звезды, что раньше было невозможно. Метод можно использовать для других красных гигантов. При этом точное определение их массы вместе с возрастом позволяет выявить их пути эволюции. В данном случае у астрономов были инструменты валидации астросейсмического метода — массу звезды можно довольно точно определить по притяжению его спутника. Если метод работает, то его можно затем использовать для огромного количества звёзд, у которых спутника не имеется. Это значит, что астросейсмологию можно использовать для точного определения возраста старых звёзд в Галактике, а значит, реконструировать её историю, то есть то, как Млечный Путь становился крупной галактикой на протяжении миллиардов лет.
