Астрофизики изучили, как в звёздных скоплениях формируются звёзды типа λ Boötis — редкий подкласс звёзд спектрального класса A с необычным химическим составом. В их атмосфере содержание углерода, азота, кислорода и серы близко к солнечному, тогда как элементы группы железа присутствуют в существенно меньших количествах. Причины такого несоответствия долгое время оставались неясными.

Основной гипотезой считается аккреция — поглощение звёздами газа из окружающей межзвёздной среды, бедного тяжёлыми элементами. Однако наблюдения λ Boötis в составе звёздных скоплений вызывали сомнения в этой модели: интенсивное ультрафиолетовое излучение массивных звёзд должно разрушать газовые диски и мешать накоплению вещества. Авторы работы предположили, что ключевую роль здесь играет динамика движения звёзд внутри скоплений.

Для проверки этой идеи учёные провели численное моделирование эволюции звёздных систем с числом объектов от 300 до 3000. В расчётах учитывались гравитационные взаимодействия между звёздами, начальное распределение масс и постепенное расширение скоплений. Это позволило проследить, как меняются орбиты отдельных объектов на протяжении первых десятков миллионов лет.

Особое внимание уделялось звёздам класса A, которые в ходе динамической эволюции могут временно покидать центральную часть системы и выходить за радиус Якоби — границу, за которой гравитационное влияние скопления резко ослабевает. За этой границей звёзды оказываются в областях с относительно спокойным и слабо обогащённым газом межзвёздной среды.

В таких условиях становится возможной эффективная аккреция. Её скорость определяется, в первую очередь, относительной скоростью движения звезды и газа: при медленном движении захват вещества идёт значительно быстрее. Моделирование показало, что для «медленно уходящих» звёзд темпы аккреции достигают 10-14–10-9 масс Солнца в год, чего достаточно для заметного изменения химического состава атмосферы.

Быстро движущиеся «беглые» звёзды, напротив, почти не накапливают вещество: их темпы аккреции снижаются до 10-12–10-10 масс Солнца в год. При этом часть объектов с умеренными скоростями со временем возвращается в центральные области скопления уже с изменённым спектром.

Важным ограничением остаётся излучение массивных звёзд. В плотных скоплениях ультрафиолетовый фон может превышать уровень обычной межзвёздной среды в 100 – 1000 раз, что приводит к разрушению газовых дисков менее чем за 1 млн лет. В менее массивных системах излучение слабее, и диски могут сохраняться до 5 – 10 млн лет — достаточно долго для завершения аккреции. Дополнительным временным пределом является возраст около 40 млн лет, после которого окружающая среда обогащается железом из-за взрывов сверхновых типа Ia.

Авторы также рассмотрели двойные системы с различным химическим составом компонентов, такие как HD 87304 и CD-33 6615B. Ранее такие объекты считались проблемой для аккреционной модели. Однако расчёты показали, что широкие двойные системы могут формироваться на поздних стадиях распада скоплений, когда звёзды захватывают друг друга уже после приобретения аномального состава.

Работа показывает, что временный уход звёзд класса A за границы скоплений является реалистичным механизмом формирования феномена λ Boötis. При этом сохраняется противоречие между необходимыми темпами аккреции порядка 10-14 масс Солнца в год и наблюдениями белых карликов, для которых верхний предел составляет около 10-17. Это указывает на различия в физике поглощения вещества на разных стадиях эволюции звёзд и подчёркивает необходимость дальнейших исследований.