Spitzer разгадал природу загадочной северной звезды

В августе прошлого года началось затмение яркой северной звезды ε (эпсилон) Возничего (ε Aurigae, ε Aur). С последнего месяца лета ее блеск принялся потихоньку падать и к концу 2009 года достиг минимума. На этом уровне – примерно вполовину от своей нормальной яркости – звезда проведет еще более года, и лишь весной 2011−го начнет подниматься к обычному значению.

Звезда-загадка

Такое будущее предсказывают не астрологи, а настоящие астрономы, но даже они до конца не уверены в своих прогнозах. Затмения ε Возничего случаются каждые 27 с небольшим лет, то есть примерно один раз в поколение. И сейчас на Земле живет уже восьмое поколение специалистов по звездам, которые не могут объяснить, что же происходит в двух тысячах световых лет от Земли. Почти двести лет ученые не могут понять, почему ε Возничего так долго вползает в тень, отчего она вдруг становится ярче в самой середине затмения, а самое главное – что, собственно, затмевает звезду, и как такому огромному объекту удается оставаться совершенно невидимым.

Не исключено, что именно нынешнее затмение, полная фаза которого началась под новый 2010 год, наконец ответит на все эти вопросы. В поисках ответа к профессиональным астрономам в этот раз присоединились несколько тысяч астрономов-любителей. А сами профессионалы привлекли на свою сторону все имеющиеся средства, в том числе космические обсерватории, которым такие объекты, как ε Возничего, могут показаться даже слишком яркими.

Крупнее крупного

ε Возничего относится к классу затменно-переменных двойных звезд, в которых одна из компонент регулярно проходит перед второй, частично закрывая ее поверхность от земного наблюдателя; из-за этого блеск системы падает. Судя по спектру, яркий компонент ε Возничего (его обозначают как ε Aur A) — звезда спектрального класса F – желтая звезда, чуть более горячая, чем Солнце. При этом она в десятки тысяч раз ярче, а значит, в сотни раз крупнее нашего светила; такие звезды называют «сверхгигантами». Чтобы закрыть половину ее света, нужен не менее крупный объект.

Долгое время астрономы полагали, что объект этот (ε Aur B) — умирающая звезда, электроны в ионизованных внешних слоях которой как раз и перераспределяют свет яркой компоненты. В результате те лучи, которые должны были идти к нам, рассеиваются на все четыре стороны, и наблюдаемый блеск звезды падает. Размер этого умирающего исполина должен был составлять миллиарды километров, так что в старых популярных книжках по астрономии ε Aur B даже официально называли «самой крупной» звездой, известной астрономам.

Тем не менее такая модель столкнулась с трудностями при объяснении спектрального состава и поляризации света, который исходит из системы. Сейчас астрономы полагают, что на деле темным «экраном», который не пропускает около половины света ε Aur A, может служить диск газа и пыли, которые крутятся вокруг какого-то массивного центра. Если в центре данного диска есть «дырка», то она вполне позволяет объяснить и загадочное усиление яркости ε Возничего незадолго до середины затмения.

Двойной хоровод

Однако и у этой модели есть проблемы. Самая главная из них – природа того самого массивного центра. Сверхгиганты спектрального класса F имеют массу в 15−20 раз больше, чем у Солнца, и, судя по кривой блеска, примерно такой массой должен обладать и массивный объект с окружающим его газо-пылевым диском. Если этот объект – черная дыра, то вещество из газо-пылевого диска, падая на звезду, должно сильно разогреваться и ярко светиться в рентгеновском диапазоне. Тем не менее, судя по данным космических рентгеновских обсерваторий, ε Возничего никак нельзя назвать заметным источником рентгеновских лучей.

Если же центральный объект – обычная звезда, то при массе в 10−20 масс Солнца она должна ярко светиться в оптике, а это свечение мы тем более должны были бы давно заметить.

Чтобы решить проблему уникальной затменной двойной, ученые предположили, что и сам ε Aur B – двойная система из двух звезд спектрального класса B, которые водят хоровод в самом центре темного диска. Светимость обычной звезды с массой сильно увеличивается. Так что две звезды с массой по 5−10 масс Солнца светятся в сумме в десяток раз меньше, чем одна звезда с массой в 10−20 солнц.

Ко всему прочему, хоровод из двух звезд должен, как пропеллер, разметать вещество диска, создавая в его центре дырку, через которую при случае может просвечивать и яркий компонент ε Возничего — ε Aur A. Это решает проблему скачка яркости в середине затмения, так что модель двойной внутри газо-пылевого диска последнее время стала самой популярной версией природы этой уникальной системы.

На пределе возможностей

Однако не исключено, что астрономы напрасно городили такую сложную модель. Если верить сделанным под руководством Дональда Хоарда из Калифорнийского технологического института выкладкам, ученые вот уже несколько десятилетий неправильно понимают природу светящегося компонента ε Возничего, ε Aur A. Он на порядок менее массивен и гораздо старше, чем считалось до сих пор. Свои результаты специалисты изложили на 215−й встрече Американского астрономического общества, которая прошла в новогодние дни в столице США.

Хоард и его коллеги тщательно измерили спектр ε Возничего в длинноволновом диапазоне электромагнитного излучения с помощью инфракрасного космического телескопа имени Лаймана Спитцера. Сделать это было не так просто: ε Aurigae – слишком яркая звезда для этого инструмента, добившегося наибольших успехов в изучении далеких галактик и зарождающихся звезд.

Чтобы Spitzer не ослеп, Хоарду пришлось направить свет исследуемой звезды точно на угол четырех пикселей светочувствительной камеры, тем самым четырехкратно «размазав» яркость ε Aur. Кроме того, ученые вынуждены были использовать экспозиции с совершенно «земной» длительностью в 1/100 секунды – это предел возможностей затвора Spitzer`а, который может часами копить свет от одного и того же объекта.

Коррекция вниз

Подгоняя модель ε Возничего к наблюдениям, Хоарду и его коллегам никак не удавалось получить приемлемое соответствие с полученными данными, пока кому-то из них не пришла в голову простая мысль. Что если ε Aur A – не молодая и массивная звезда, а, напротив, сравнительно небольшой объект в самом конце своей эволюции, перед окончательным сбросом оболочки в виде планетарной туманности?

В этом случае ε Aur A может быть всего вдвое тяжелее Солнца, а огромную светимость ей придают именно непомерно раздувшиеся перед сбросом внешние слои. При этом и второй компонент ε Aur B может быть единственной звездой, которая лишь в 5−6 раз тяжелее Солнца, но не раздувшейся, а потому незаметной на фоне ε Aur A. Да и размеры темного газо-пылевого диска, окружающего ε Aur B, должны быть меньше в несколько раз – если звезды легче, то движутся они медленнее, а, значит, все размеры, которые оценивались по наблюдаемой продолжительности затмения, нужно сократить.

Подсчитав спектр такой системы – гибнущая звезда класса F плюс звезда класса B в центре газо-пылевого диска, Хоард и его коллеги легко добились идеального соответствия с наблюдательными данными.

«Больше всего нам понравилось, что наблюдения так четко указывают на невысокую массу ε Aur A, – признался лидер научного коллектива. – В ближайшие тысячелетия она должна превратиться в планетарную туманность».

Неясное прошлое

Впрочем, не стоит думать, что загадка ε Возничего решена. Если новая модель и способна объяснить нынешнее состояние системы, то она ничего не говорит о ее поведении от затмения к затмению. Почему, к примеру, продолжительность полной фазы затмения последние два века увеличивается, а частных фаз – падает? Конечно, можно предположить, что размер ε Aur A растет, а диска – снижается, но, что могло бы стать причиной таких перемен, не ясно.

Кроме того, вещество диска, с помощью которого Хоарду и его коллегам удалось добиться наилучшего согласия с наблюдениями, должно состоять из относительно крупных песчинок, а не мельчайшей пыли, характерной для дисков вокруг горячих звезд. Да и диски обычно наблюдаются вокруг молодых звезд, которым всего несколько миллионов лет, в то время как звезды вдвое тяжелее Солнца должны жить сотни миллионов лет, прежде чем начать превращение в планетарную туманность.

Ну и, наконец, самый главный вопрос: как так получилось, что ε Aur A, которая вдвое массивнее Солнца, уже отжила свое, а ε Aur B, которая гораздо массивнее, еще и не думает раздуваться? Как правило, чем звезда массивнее, тем меньше она живет, и почему вдруг в случае с ε Возничего это правило не должно работать, совершенно не ясно.

Возможно, в решении этой загадки и кроется ответ на вопрос об эволюционном происхождении системы. Не исключено, что в процессе эволюции двойной ее компоненты подходили друг к другу гораздо ближе и могли обменяться массой, а газо-пылевой диск – лишь напоминание о перетекании вещества в системе. Разобраться в этом помогут лишь дополнительные наблюдения. В том числе и любительские – отыскать ε Возничего высоко в небе в ясную зимнюю ночь не составляет никакой проблемы.