В созвездии Северной короны есть очень интересная звезда. На звездных картах, скорее всего, вы её не отыщите, и даже в программе Stellarium её обнаружить не так просто. Глазом она тоже не видна — чаще всего. И даже в телескоп, вероятнее всего вы её либо не увидите, либо не отличите от тысяч похожих на неё слабых звезд 10-й звёздной величины.

Но звезда эта уникальна. Во всей нашей галактике Млечный путь астрономы на сегодняшний день нашли лишь шесть звёзд этого класса, включая в это число и звезду T Северной короны.

В чем же её необычность?

Во-первых, это двойная система: красный гигант и белый карлик. Система очень тесная, и с огромного расстояния разделить их визуально не удается. В телескопы виден именно красный гигант, а белый карлик с такого расстояния практически не заметен, хотя его слабое излучение вносит некоторый вклад в общую яркость звезды — весьма незначительный. Был бы он там сам по себе — без красного гиганта поблизости, возможно, мы бы никогда его не заметили. Потому что с расстояния в 3 тысячи световых лет увидеть белый карлик даже в самые сильные телескопы весьма затруднительно.

Спектральный анализ выявляет наличие второго компонента в системе, и позволяет кое-что узнать об этой звёздной паре. Но привлекла внимание к себе звезда T Северной короны не особенностями спектра.

12 мая 1866 ирландский астроном Джон Бирмингем обнаружил в созвездии Северной короны ранее неизвестную звезду — достаточно яркую, чтобы исказить привычную фигуру созвездия и стать ярчайшей в нем, потеснив даже блистательную Гемму — альфу Северной короны.

В течении нескольких недель звезда потускнела и вернулась к своей обычной яркости, но астрономы уже не оставляли её без должного внимания. 80 лет спустя звезда вновь дала вспышку, и вновь стала одной из ярчайших в своем небесном регионе. В этот раз (9 февраля 1946 года) “Новую звезду” раньше всех обнаружил Алексей Каменчук — путевой обходчик Амурской Железной Дороги (и любитель астрономии, конечно же — не всякий путевой обходчик знает о созвездии Северной короны, и сколько в нем должно быть звёзд!)

Сопоставив все накопленные данные, астрономы пришли к выводу, что перед ними необычная “Новая звезда”. “Новая звезда” — это лишь термин, обозначающий систему из двух звезд, в которой одна из звезд (по массе сравнимая с Солнцем) полностью прошла путь эволюции от голубой звезды до белого карлика, и исчерпала водород и даже гелий в своих недрах — она лишена топлива и уже не может светить так ярко, как это делают прочие звезды, которые еще в расцвете сил. Но если поблизости от белого карлика находится красный гигант — тоже уже доживающий свою звёздную жизнь, карлик может воровать у гиганта его внешние распухшие рыхлые слои, которые сам гигант едва ли контролирует.

Вещество, перетекающее от гиганта к карлику, закручивается вокруг последнего, образуя аккреционный диск (в чем-то напоминающий кольцо Сатурна) и накапливается в этом диске, до тех пор, пока его не накопится достаточно для запуска термоядерных реакций на линии соприкосновения поверхности карлика и аккреционного диска. И тогда происходит довольно мощная вспышка — карлик на несколько дней или даже на несколько недель увеличивает яркость в тысячи, в десятки тысяч раз, или даже в сотни тысяч раз. В это время может показаться, что в небе зажглась новая звезда. Данный термин — “Новая звезда” — произошел тогда, когда природа явления была не изучена. Но суть в том, что обе звезды в системе, давшей вспышку, старые, уже умирающие.

Не стоит путать новые и сверхновые звезды, хотя некоторые эпизоды в их жизни могут быть похожи, но все же Сверхновые — разовое событие, после которого звезда, давшая вспышку, умирает насовсем, коллапсируя в нейтронную звезду или черную дыру.

“Новые звезды” могут вспыхивать многократно — навампирят у компаньона достаточно вещества, сожгут его в кратковременной вспышке, и опять начинают вытягивать вещество для следующего фейерверка.

Вопрос лишь в том, как скоро накопится новая доза. По современным оценкам, большинство новых звезд переживают вспышки раз в несколько тысяч лет. Характерный период между вспышками — 5 тысяч лет. И история астрономии не знала таких повторов до повторной вспышки T Северной короны.

Но что-то тут не то

Вспышки T Северной короны случились с интервалом всего 80 лет — не слишком ли часто для “Новой звезды”?

Именно поэтому T Северной короны относят к редкому классу “Новых звезд”, который именуется “Новоподобные звёзды” или “Повторные новые”. Оба термина не отражают действительной сути, ведь все новые звезды, как правило, дают повторные вспышки. И то, что примеров этого в истории науки немного — это лишь вопрос времени. Так же и называть звезду, в природе которой в полной мере протекают процессы, характерные для типичных “Новых звезд”, “Подобной новым” не совсем корректно. Ведь это оно и есть. Но такова уж астрономическая терминология, которая исторически опиралась на неизученные прецеденты, и только потом становилось понятно, что первое впечатление обманчиво, но термин уже прижился.

T Северной короны — типичная “Новая звезда”, но со своими особенностями, которые так или иначе могут присутствовать в самых разных системах “Новых звезд”. И в первую очередь здесь стоит отметить, что расстояние между звездами этой двойной системы позволяет довольно быстро накапливать в аккреционном диске белого карлика достаточное для вспышки количество вещества. В других системах накопление может идти столетиями и многими тысячами лет. А в случае с T Северной короны от звезды до звезды буквально рукой подать — менее половины астрономической единицы (среднее расстояние от Земли до Солнца) разделяет центры светил. А если вспомнить, что сам по себе красный гигант вполне может быть размером в одну астрономическую единицу, выходит, что белый карлик буквально на бреющем полете соскабливает материю с верхних слоев атмосферы красного гиганта. И за 80 лет (порядка 120 оборотов) набирается вещества достаточно на один термоядерный взрыв.

Но красный гигант достаточно большой, чтобы не заметить этой потери, и примерно за следующие 80 лет готов “профинансировать” следующую вспышку.

Стоит иметь в виду, что красные гиганты — не самые стабильные звёзды во Вселенной. Интенсивность притока материи от них к белому карлику может сильно варьироваться. Поэтому нет никакой уверенности, что следующая вспышка случится ровно через 80 лет. Скорее всего возможны отклонения в графике плюс-минус несколько лет. И до недавних пор предполагаемый год возможной вспышки T Северной короны считался 2026-й, с соответствующей оговоркой.

Но вряд ли астрономы могли бы довольствоваться банальным сложением цифр

В эпоху предыдущей вспышки звезда довольно внимательно мониторилась. Тот факт, что саму вспышку обнаружил любитель астрономии — это лишь забавное исключение из правил в истории науки. Но за несколько лет до неё был обнаружен устойчивый рост суммарной яркости с последующим ослаблением блеска и небольшим провалом ниже средней яркости непосредственно перед вспышкой. После вспышки тоже наблюдались колебания блеска, но вскоре система стабилизировалась на десятилетия.

Новый рост суммарной светимости был зафиксирован в 2015 году, и его характерная динамика довольно точно соответствовала тому, что имело место перед предыдущей вспышкой. А значит, у нас есть все основания считать, что новая порция материи накоплена, и вспышку можно ожидать в самое ближайшее время.

По прогнозам исследователей, изучавших последние годы звезду T Северной короны, ожидаемое время вспышки выпадает на период с февраля по сентябрь 2024 года. Это хорошая новость, потому что в это время созвездие Северной короны видно лучше всего.

Надо ли говорить, что сейчас T Северной короны находится в фокусе внимания множества наземных и космических обсерваторий. И уже маловероятно, что первым вспышку обнаружит любитель. Но все же такое не исключено. И в любом случае, есть смысл смотреть в эту область неба всякий раз, когда есть такая возможность. Вдруг вам повезет, и вы увидите “Новую звезду” раньше других! И даже, если Вы просто её увидите, это будет важным событием в вашей жизни. Потому что это будет первая вспышка “Новой звезды”, которую предсказали ученые. Все предыдущие просто случались — безо всякого предсказания.

Стоит упомянуть, что T Северной короны является возможно самой слабой звездой, у которой есть собственное имя — Blaze Star («Полыхающая звезда») — и теперь понятно, за что её так прозвали.

Период между вспышками этой звезды сопоставим с продолжительностью человеческой жизни. И увидеть невооруженным глазом T Северной короны можно лишь один раз. Здесь можно уловить аллегорическую связь с кометой Галлея, которая тоже бывает доступна человеческому глазу лишь раз в жизни.

В полной мере изучить такую звезду одному ученому не удастся. Но наука способна накапливать информацию и обрабатывать её в парадигме научного подхода за периоды времени многократно превышающие жизнь человека. И всякий человек, который внес в этот длительный процесс нечто полезное, в некотором роде обретает бессмертие — во всяком случае он продолжает жить до тех пор, пока люди изучают звёзды и смотрят на них.

Как много раз T Северной короны будет вспыхивать?

Это вопрос открытый. Точного количества предстоящих циклов никто пока не знает. Но астрономам известно, что масса белого карлика в системе T Северной короны близка к так называемому пределу Чандрасекара — предельному значению массы для белого карлика (это примерно 1,2 массы Солнца). И если в результате поглощения вещества соседнего красного гиганта карлик перейдет через этот предел, он обязан будет превратиться в нейтронную звезду, что неизбежно повлечет за собой вспышку сверхновой. И это будет последняя вспышка “Полыхающей звезды”. Зато — какая!

Надеяться на то, что это произойдет прямо в этот раз, или может быть в следующий, никаких оснований нет. Вполне возможно, потребуются еще десятки или сотни подобных циклов. И не факт, что все они будут 80-летними — все может измениться. Но предстоящая вспышка обязательно позволит узнать о протекающих в этой двойной системе процессах, поможет понять эту пару звезд лучше.

В завершении расскажу о том, что четверть века назад я посвятил созвездию Северной короны музыкальный альбом часовой продолжительности, в котором две композиции (и в значительной степени весь сюжет) посвящены именно этой звезде — T Северной короны. И лично для меня по каким-то внутренним ощущениям эта звезда очень важна.

Многие люди считают, что появление на небе “Новой звезды” как минимум символично, и даже может считаться указателем на нечто важное, происходящее прямо сейчас в нашем Мире. Эти идеи довольно далеки от науки, но для отдельно взятого человека могут иметь свой личный смысл. Например, известный духовный философ и мистик Георгий Иванович Гурджиев пришел в наш Мир вместе с первой вспышкой этой звезды, а ушел в иные миры сразу после второй. Возможно, что кто-то из Вас, мои дорогие читатели, увидит в хронологии звездных вспышек какие-то свои совпадения. В этом нет ничего плохого, если только это не привязывает человека к негативным проявлениям фатализма. А если для кого-то из вас некоторое событие в звездном Мире совпадёт с началом перемен к лучшему в вашей жизни, это лишь окрылит вас, добавит уверенности в том, что Мир звезд и Мир людей — Миры дружественные.

Видео-версия статьи:

Поддержать автора

В созвездии Скорпиона вспыхнула новая звезда. Это случилось еще 6 июня, но значительного резонанса новость не вызвала — звезда эта довольно слабая, глазом не увидеть — в лучшем случае в сильный бинокль или небольшой телескоп. И здесь как нельзя лучше приходится к случаю поговорка: “Новое — это хорошо забытое старое” — звезда эта была астрономам известна.

Но все-таки этот случай примечательный.

Давайте разберем по винтикам произошедшее.

U Scorpii — так обозначается данная звезда в каталогах переменных звезд — уже несколько раз вспыхивала. Это не совсем “Новая звезда” в привычной астрономической классификации. Такие звезды называют “новоподобными” или “повторными новыми”.

Чем такие звезды отличаются от “Классических Новых”?

Прежде всего частотой регулярных вспышек. Классическая Новая вспыхивает раз в несколько тысяч лет, и астрономы практически не наблюдали повторных вспышек новых, ведь самой астрономии несколько тысяч лет, а серьезной астрономии, которая точная наука подкрепленная строгим математическим аппаратом — всего лет триста.

Но в научной строгости все и дело — исследования большинства новых звезд выявляют некий наиболее вероятный период накопления ресурса звезды, которая вспыхивает, становясь на десяток звездных величин ярче — примерно в десять тысяч раз. Понятно, что одинокой звезде, которая уже успела спалить все свои ресурсы, новое топливо для вспышки взять неоткуда. Но если поблизости есть вполне себе состоятельная другая звезда, то некоторое количество водорода и гелия у звезды-соседки можно отжать.

Вспыхивают Новыми тесные двойные звезды. Одна из них — белый карлик, который все свое состояние уже промотал, но не прочь промотать и соседское. Другая звезда — чаще всего гигант или суб-гигант — она еще что-то имеет, она совсем рядом, она рыхлая и охотно делится с белым карликом — гравитация карлика перетягивает внешние слои большой и пухлой звезды в свою сторону, это вещество закручивается в аккреционный диск, превращая белый карлик в подобие планеты Сатурн. По мере накопления вещества в аккреционном диске, в зоне соприкосновения диска с поверхностью карлика возобновляются термоядерные реакции — это и есть вспышка. Вещество быстро выгорает, и начинается новый этап оттягивания вещества от суб-гиганта к карлику, который и длится те самые тысячи лет.

Но в некоторых случаях звездный вампиризм протекает более активно, и необходимое для вспышки вещество накапливается не за тысячи лет, а десятки. Это как раз случай U Скорпиона.

Что позволяет так быстро накапливать вещество в аккреционном диске карлика?

• Во-первых,карлик должен быть массивным — близко к пределу возможной массы карлика, перешагнув который мы имели бы уже не карлик, а нейтронную звезду — более плотный и массивный звездный огарок.

• Во-вторых, близость звезды-донора.

И это портрет обсуждаемой звездной системы: Карлик здесь близок по массе к пределу, а звезда-донор совсем рядом — аллегорически выражаясь, эти звезды почти касаются друг друга, совершая оборот вокруг общего центра масс за сутки с небольшим — это рекордно быстрое орбитальное вращение среди звезд класса Новоподобных. Кроме того, звезды в этом танце затмевают друг друга, что делает систему U Скорпиона еще и затменно-переменной звездой с весьма ощутимой амплитудой изменения блеска — около 2 звездных величин.

К слову будет сказать, что наука сейчас знает всего 10 новоподобных звезд, среди которых достаточно известная звезда T Северной короны, но у неё характерный период между вспышками около 80 лет, а у U Скорпиона — около 10.

Каждые десять лет U Скорпиона дает вспышку. Но вспышки эти очень скоротечны. Иногда астрономы просто не успевают заметить внезапное увеличение яркости звезды и столь же стремительное — всего за пару-тройку дней — угасание, ведь в созвездии Скорпиона раз в году бывает Солнце — в ноябре и декабре — пара месяцев (по меньшей мере) U Скорпиона недоступна для наблюдений. Даже орбитальные космические телескопы здесь бессильны.

Но все же с 1863 года, когда вспышка этой звезды впервые была зарегистрирована, астрономы смогли пронаблюдать или выявить задним числом (по фотографиям) 10 вспышек. Вспышку 2010 года обнаружила Барбара Гаррис — любительница астрономии из Флориды — любители тоже могут вносить ощутимый вклад в изучение столь необычных звезд.

Вспышка 2022 года была с достаточно высокой степенью точности предсказана, и звезда вспыхнула вполне ожидаемо. Жаль лишь, что её яркость — даже в момент максимума блеска — не достигла необходимой для наблюдения звезды невооруженным глазом. А теперь — по прошествии нескольких дней, звезда сильно ослабла и с трудом может наблюдаться в любительскую оптику.

Сейчас блеск звезды U Скорпиона около 12-й звездной величины — немного ярче Плутона.

Можно догадаться, что с течением времени масса карлика, который перетягивает к себе вещество близкорасположенной звезды-спутника, постоянно растет. И в перспективе карлик уже не сможет оставаться карликом — он неизбежно превратится в нейтронную звезду. И тогда вместо привычной вспышки новоподобной звезды мы увидим вспышку сверхновой — это будет более существенное увеличение яркости — не в 10000 раз, а в несколько миллионов. И тогда U Скорпиона будет видна невооруженным человеческим глазом — если человеки к тому времени на Земле сохранятся, ведь случится это не на нашем веку.

Но опасности вспышка сверхновой звезды в данном случае не представляет, ведь U Скорпиона очень далека от нас — 45 тысяч световых лет в направлении звезды Антарес — это по ту сторону центра нашей Галактики Млечный путь.

Как я уже отмечал, для любительских наблюдений звезда U Скорпиона — объект сложный. Но карту, где новая звезда отмечена, я все-таки оставлю.

Неяркая звезда пятой звездной величины, не имеющая собственного имени (или до нас оно не дошло), не связанная ни с какой древней легендой… Почему я решил рассказать о ней?

Прежде всего нужно уяснить, что для астрономов — людей изучающих звёзды — не существует неинтересных или неважных звезд. Ученых интересуют все звёзды на небе. По ряду причин звёзды не могли получить за время их изучения одинаковое количество внимания со стороны наблюдателей. Тут есть как объективные причины (какие-то звёзды просто сложнее исследовать), так и субъективные (вот понравилась астроному определенная звезда, и он сам не может объяснить — почему).

Моя история имеет в большей степени субъективные истоки

Еще в детстве, рассматривая звездные карты, я обратил внимания на красивую группу звезд в восточной части созвездия Водолея. Кстати, тогда я думал, что Водолей — моё созвездие, ведь Солнце бывает в нем в феврале. Потом оказалось, в астрологии (а это другая область знаний) все считается совсем иначе, но к делу это уже отношения не имело. Я же — астроном, не астролог.

Астеризм, который привлек мое внимание, образован пятью звездами — Фи, Хи и тройкой Кси (1,2,3) Водолея. В 80-х годах прошлого столетия слово “Астеризм” в советской астрономической среде не употреблялось. Но за рубежом подобные группы звезд не только пользовались отдельным термином, но многие имели и собственные имена. Конкретно эта группа звезд в астролюбительской среде в разных источниках именовалась как “Куриная лапа” или “Лягушачья лапка”. Одним словом — “Лапа” — это по виду понятно, как назвать иначе?

Звездный атлас, которым я пользовался, указывал, что в самой середине этой группы звёзд расположена особенная звезда — переменная. Это и была Хи Водолея.

Это была эпоха, когда астрономы уже знали, что подавляющее большинство звезд, по крайне мере в нашей Галактике, являются двойными. Но переменные звёзды считались довольно редким явлением. Их изучение представляло огромный интерес, и регулярно открывало для науки все новые и новые необычные подробности эволюции звезд. Нередко переменные звёзды буквально дарили ученым сверхспособности, посредством которых становилось возможным измерение расстояний до других галактик и обнаружение невидимых спутников в системах других звезд. А одних только типов переменных звезд — с более или менее похожими механизмами и физической природой переменности — насчитывалось уже не один десяток.

Но звезда из “Лягушачьей лапки” в каталоге переменных звезд классифицировалась как неизученная — переменная неизвестного типа. И это обстоятельство меня окончательно мотивировало заняться изучением данной звёзды.

Конечно, я был немало удивлен: астрономия — древнейшая из наук, а последние 400 лет она развивается бурно, стремительно. Каждую ночь сотни куполов открывают свои створки навстречу звездному свету. Сильнейшие телескопы изучают звезду за звездой. И как могло оказаться так, что видимая глазом переменная звезда в очень популярном — зодиакальном — созвездии Водолея осталось неосмотренной, неизученной?! Нет, я не могу пройти мимо такой несправедливости!

Стоит сказать, что изучение переменных звезд — процесс длительный. Переменная звезда меняет свою яркость не в одну ночь. Иногда требуется год и более, чтобы отследить всего один цикл изменения блеска. И это порой осложняется тем, что какая-то часть этого цикла оказывается вне периода видимости — это как раз случай с Хи Водолея, ведь в её созвездии бывает Солнце, и пара-тройка месяцев из наблюдений выпадает. А еще бывает плохая погода, сезон дождей и туманов… И стоит добавить, что конкретно эта звезда расположена в южном небесном полушарии — в наших широтах она поднимается невысоко, и — не надолго.

Но разве все перечисленное может остановить пылкого любителя астрономии? Между прочим, именно любители астрономии в свое время подарили науке несколько разгадок причин переменности тех или иных звезд, множество наблюдательных данных. Изучение переменных звезд в 80-х было благодатной почвой для вызревания любительских открытий, и такие открытия случались. А я как раз был школьником и мечтал сделать какое-нибудь открытие.

К моему удобству, звёзды расположенные вокруг Хи Водолея очень подходили на роль звезд сравнения — были те, которые ярче изучаемой звёзды, были те, которые слабее. И самое главное, все они не являлись переменными. Когда не были распространены электронные фотометры, яркость переменной определяли посредством сравнения с соседними звездами, блеск которых точно измерен. И я уже имел некоторый опыт таких наблюдений. Оставалось начертить карту окрестностей переменной звёзды и выписать яркость звезд сравнения. Кстати, все они помещались в поле зрение полевого бинокля, в который я вел наблюдения.

Я приступил к исследованиям

Я пытался наблюдать каждую ночь с конца весны по середину осени. Погода позволяла это далеко не всегда, а еще случались какие-то другие причины, отменяющие наблюдения. Но к концу этого периода времени у меня сформировался график изменения блеска звёзды, на котором отчетливо прорисовывалась цикличность, и даже некоторая характерность, рождающая подозрение, что причиной переменности может быть затменная — как, например, у звёзды Алголь (Бета Персея), в системе которой одна звезда регулярно затмевает другую.

Я знал, кому можно показать результаты наблюдений. Николай Николаевич Самусь — доктор физико-математических наук и руководитель группы переменных звезд Института Астрономии Академии Наук СССР — был большим другом всех любителей астрономии, а я знал Николая Николаевича лично, и даже однажды провел с ним ночь в башне самого крупного телескопа ГАИШ. Я был уверен, что он как минимум уделит время и внимание моим попыткам открыть что-то новое.

И действительно, Николай Николаевич отнесся к моим таблицам и графикам очень серьезно. Внимательно их рассмотрел, задал несколько вопросов, но все же в итоге покачал головой и выразил сомнение в том, что Хи Водолея может быть затменно-переменной звездой.

Это было бы слишком просто. Если бы такое могло иметь место в действительности, ученые давно бы разгадали причину переменности этой звёзды и отнесли её к определенному классу, указав это в своих каталогах. Но ведь что-то ученые все же знают про эту звезду. Не могло быть такого, чтобы её не наблюдали вовсе. Быть может есть смысл сравнить мои результаты с результатами других наблюдателей?

Николай Николаевич предложил мне прогуляться. Мы вышли из его кабинета и отправились в архивное хранилище, в котором покоились журналы наблюдений за весь период существования Государственного Астрономического Института имени Штернберга на Ленинских горах.

Долго роясь в картотеке, мой “научный руководитель” все же нашел номер нужного журнала. Он оказался на одном из дальних стеллажей — под самым потолком. Журнал был пыльный и пожелтел от времени. Казалось, его страницы вот-вот рассыпятся в прах, как рассыпается древний папирус, неосторожно извлеченный из найденной на раскопках амфоры.

Одна из страниц журнала была посвящена наблюдениям Хи Водолея на Южной Станции ГАИШ (в Крыму) в 1965-м и 1966-м годах. Результаты наблюдений говорили о том, что переменность звёзды выявлена с трудом, и амплитуда блеска вряд ли превышает одну десятую звездной величины. При измерениях блеска использовался электронный фотометр — глазом столь небольшие колебания яркости, конечно, не заметить.

Я был разочарован таким несовпадением. По моим данным блеск менялся более ощутимо — на половину звездной величины и даже чуть больше. Но спорить с фотометром и Николаем Николаевичем не имело смысла. Я лишь поинтересовался, а что же дальше? Что было после 1966-го года? Наверняка астрономы наблюдали Хи Водолея в последующие годы. Но ответ вновь разочаровал меня:

— Институт не располагает результатами никаких других наблюдений. И скорее всего эту звезду больше никто не наблюдал.

Если до этой встречи я был сверх-мотивирован, то теперь от моей мотивации не осталось и следа. Какой смысл что-то наблюдать и исследовать, если в святая святых советской астрономии интересную и загадочную звезду пронаблюдали разок, и, ничего не поняв, бросили!?

Впрочем, пик осознания этого ко мне подкрался позже, а пока я был в стенах астрономического института, я наслаждался общением с Николаем Николаевичем, и узнал вероятные причины моей наблюдательной неудачи — почему к моим данным нет смысла относиться уж очень серьезно.

Очень подозрительным был выявленный период изменения блеска Хи Водолея — примерно месяц. А что в это подозрительного? Водолей — зодиакальное созвездие. А это значит, что в нем бывает Луна — именно раз в месяц. А при близко расположенной Луне блеск звезд “на глазок” не оценивают. Я оценивал. И именно в эти — лунные — ночи у меня обнаружились острые провалы яркость в графике — столь свойственные для затменных переменных.

Более того, даже в безлунные ночи в черте крупного города — в Москве особенно — наблюдать переменную звезду южного небесного полушария вообще не имело смысла — её низкое положение над горизонтом не позволит оценить её блеск даже грубо, не говоря о той точности, с которой проводились измерения на Южной Станции в Крыму.

Под конец разговора Николай Николаевич постарался вернуть на место мой упавший оптимизм, сказав, что я провел большую работу и получил великолепный опыт, какого нет у многих сотрудников Института, вовлеченных лишь в теоретическую астрономию.

Но все же я уехал в расстроенных чувствах. И дело было не в том, что мои наблюдения не принесли пользы науке, а в том, что наука сама не сильно желала что-то выяснить об этой звезде.

К сожалению, в те годы я не мог узнать, что знают о Хи Водолея астрономы других стран. Этого, кстати, не знали и в ГАИШе. Международная интеграция в астрономии тогда была слабой. Она могла касаться наблюдения затмений, если предстояло ехать за этим в другую страну. Или — обмена лунным грунтом. Но на скромную звездочку Хи Водолея уже не было тех самых “Дружбы, Жвачки и Джинс”.

С той поры я еще много раз любовался полюбившимся мне астеризмом “Лягушачья лапка” и расположенной в его середине звездой Хи Водолея. Но регулярных наблюдений и оценок её блеска уже не вел — это было бессмысленно.

Но все же астрономия не забыла эту звезду. Я многого тогда мог не знать. Что-то не знаю и сейчас. Впрочем, до сих пор в русскоязычных источниках об этой звезде информации не прибавилось. Проводя поиски в Интернете о Хи Водолея, я порой натыкаюсь на репосты собственных публикаций, и чисто символическую страничку в русской Википедии — там ничего нового.

Но мне кое-что удалось узнать из англоязычных и испаноязычных источников. Хотя, тоже не слишком много. Но это гораздо больше, чем было известно 40 лет назад.

Итак

Хи Водолея является красным гигантом спектрального класса M3 — звездой на поздней стадии эволюции, а подобным звездам свойственна неправильная переменность — без явного периода. До недавнего времени Хи Водолея считалась именно неправильной переменной, колебания блеска которой невозможно было предсказать даже в пределах ближайшего будущего — недели, месяца или года. Однако, недавно был выявлен основной период изменения блеска. Он оказался — вы не поверите — месяц. И кто знает, быть может в результатах моих наблюдений была доля истины. Однако на этот период накладывается еще пара циклов — с меньшими амплитудами — примерно в 39 и 45 дней, что в совокупности дает очень причудливую по форме кривую изменения яркости. Не исключено, что две эти гармоники связаны именно с какими-то неизвестными пока спутниками звезды. Но никаких спутников — других звезд или планет — у Хи Водолея пока не выявлено.

Амплитуда изменения блеска Хи Водолея сейчас оценивается от одной трети до половины звездной величины, что тоже довольно близко к моим результатам. Хотя это могло просто совпасть. С другой стороны, совсем неясно, что могли намерить своим точнейшим фотометром астрономы в Крыму. Но не будем развивать теорию заговора — в 60-х годах реальная амплитуда изменения блеска этой переменной звезды могла быть меньше, так как старым красным гигантам свойственна нестабильность во всем — в периоде и в величине перепадов яркости.

Среди звезд “Лягушачьей лапки” Хи Водолея самая дальняя — до неё порядка 600 световых лет. Расстояние измерено методом параллаксов, а для столь далеких звезд этот метод может давать погрешность до 10%. Но все равно, если бы мы отправились в полет к Хи Водолея, все звёзды “Лягушачьей лапки” остались бы позади задолго до того, как мы преодолели бы и половину дистанции. До этих “звезд сравнения” расстояние существенно меньшее — от 100 до 200 с небольшим световых лет.

По своим физическим данным Хи Водолея в чем-то родственна таким известным звездам как Бетельгейзе (альфа Ориона) и Антарес (альфа Скорпиона), но немного скромнее их по светимости и массе. А при наблюдении в телескоп отчетливо заметен её красный оттенок.

Какая конкретика с физическими характеристиками Хи Водолея?

По массе эта звезда всего лишь вдвое превосходит Солнце. Но по светимости превышает в две с половиной тысячи раз. А еще Хи Водолея в 100 раз крупнее Солнца. Оказавшись на его месте, она поглотила бы в свои раскаленные недра планету Меркурий.

При этом, температура поверхности Хи Водолея всего три с половиной тысячи градусов — в полтора раза холоднее Солнца. Впрочем, Меркурию это все равно не понравилось бы.

Вместе с этим, на разных астрономических сайтах, на разных языках об этой звезде можно встретить несколько различающуюся информацию. И я находил упоминания о том, что Хи Водолея относится к долгопериодическим переменным звездам, что несколько странно. Где-то упоминается совсем незначительная амплитуда — даже менее одной десятой звездной величины, что как-то соотносится с крымскими наблюдениями в середине 60-х.

Ясно одно — Хи Водолея все еще недостаточно изучена, и очень нуждается во внимании астрономов Земли. Но, я уверен, сейчас вновь открывается окно для любительской активности в направлении переменных звезд. Да — на рубеже веков ценность наблюдения любителями переменных была нулевой — астрономы уже использовали точнейшие электронные сенсоры, а у любителей ничего такого не было. А теперь почти у каждого активного любителя телескоп оснащен отличными ПЗС-матрицами, соединенными с компьютерами. Установлен специальный софт, который автоматически вычисляет блеск по звездам сравнения, и ему не помешает ни Луна, ни городская засветка.

Пристальное внимание профессиональных астрономов сместилось в область изучения сверхмассивных черных дыр в других галактиках, а наводить орбитальные телескопы типа Хаббла или Джеймса Уэбба на звезду 5-й звездной величины уж точно никто не станет — потому что слишком яркая она для этих монстров. По этому поводу можно вспомнить историю о том, как орбитальный телескоп Гиппарх не смог измерить параллакс для компонентов системы звезды Альбирео — красивейшей двойной созвездия Лебедя. А причина все та же — слишком яркая.

Вывод простой: Для изучения относительно ярких и умеренно близких звезд порой не нужны сверх-сильные инструменты. Иногда вполне хватает и инструментов любительского класса, тем более, что за последние годы он сильно поднялся в зоркости и актуальности.

И не исключено, что разгадку переменности Хи Водолея мы когда-нибудь узнаем именно от любителей астрономии, ведь профессионалам, похоже, сейчас интересно совершенно другое.

Напоследок расскажу о том, как много лет назад был измерен диаметр звезды Хи Водолея

Сейчас размеры звезд определяют с помощью интерферометров — очень сложных систем из нескольких телескопов, разнесенных на расстояние — существенно большее, чем поперечники их объективов. Световые потоки от них суммируются, обрабатываются, из полученной картинки удаляются последствия волновой интерференции, искажения, и в итоговом изображении угловой диаметр звезды уже можно измерить. Иногда удается определить даже её форму, и быстровращающиеся молодые звёзды демонстрируют интерферометрам значительную сплюснутость с полюсов. На поверхности некоторых близких и значительных в размерах звезд астрономы умудрились даже распознавать пятна — подобные солнечным. И, кстати, на поверхности красных гигантов пятна существенно крупнее в линейных размерах, чем те, которые мы наблюдаем на Солнце.

Но подобные исследования стали возможны относительно недавно. А диаметр Хи Водолея сумели измерить гораздо раньше, и совсем другим способом.

Тут самое время вновь вспомнить, что Водолей — зодиакальное созвездие. А Хи Водолея расположена довольно близко к эклиптике, вдоль которой перемещается Луна. Луна периодически заслоняет собой эту звезду. Такое астрономическое явление называется “покрытие”.

Оказывается, что при покрытии темным краем Луны Хи Водолея гаснет довольно быстро, но не мгновенно — за вполне измеримый промежуток времени — порядка одной сотой секунды — для астрономии это вполне измеримая величина (раз уж спортивные рекорды порой измеряют точнее).

Исходя из полученных измерений продолжительности угасания Хи Водолея при покрытии Луной, удалось измерить диаметр звезды задолго до того, как это стало возможно с помощью интерферометрии. Последующие измерения вполне согласуются с вот такими — более ранними и простыми — замерами. Правда стоит признать, что размер Хи Водолея, определенный с помощью Луны, был процентов на 10 больше. Но мы не знаем — ошибка ли это. Полуправильные переменные меняют свои размеры примерно в тех же пределах, в которых меняется их яркость.

Друзья, эта статья существует в видео-версии. Приятного просмотра и прослушивания.

Сегодня цефеиды одни из самых незаменимых для астрофизиков звезд Вселенной. - Они являются «стандартными свечами», - объектами с известной светимостью, при помощи которых можно фотометрическими способами точно рассчитать расстояния в космосе.

У цефеид существует четкая математическая зависимость период-светимость, которую вывела ещё в 1908 году Генриетта Ливитт, наблюдая за цефеидами в Малом Магеллановом Облаке. Из нее следует, что с чем бо́льшим периодом пульсирует цефеида, тем больше светимость звезды. А значит, сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до цефеиды, а также и до галактики в которой она находится.

А ведь в начале 20-го века астрономический мир пребывает в уверенности, что Вселенная состоит из единственной галактики - нашего Млечного Пути. Правда, в научных кругах уже активно ведутся дискуссии о расстояниях до спиральных туманностей.

Краху моногалактического мира кладет начало эстонский астроном Эрнст Эпик. - В 1922 году, исходя из соображений динамики и используя данные о вращении туманности Андромеды, он оценивает расстояние до нее в 450 килопарсек (современное значение - 772 килопарсек или 2,5 млн. св. лет).

В 1923 году Эдвин Хаббл, исследуя фотопластинки со 100-дюймового телескопа обсерватории Маунт Вилсон, определяет расстояние до туманности Андромеды уже по 36 найденным в ней переменным звездам. И хотя первые оценки составляли около 250 килопарсек, даже эти значения окончательно и однозначно подтвердили внегалактическую природу туманности.

Теперь мы рассматриваем Вселенную именно как мир галактик.

Пометки Э. Хаббла на вставке в правом нижнем углу.

Сравнивая между собой различные фотопластинки, Э.Хаббл пытался найти новые — звёзды, переживающие внезапное увеличение яркости излучения. Он нашёл несколько таких звёзд и отметил их буквой «N». Чуть позже он обнаружил, что одна из открытых звёзд в правом верхнем углу (она отмечена линиями) не является новой, а представляет из себя переменную звезду типа цефеиды. Тогда он зачеркнул «N» и написал «VAR!» (англ. variable - переменная.)

В правом верхнем углу - современный снимок с телескопа «Хаббл», сделанный почти 90 лет спустя.

Цефеиды - переменные звезды.

Блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Так, количество выделяемой Солнцем энергии изменяется на ~ 0,1 % в течение всем известного одиннадцатилетнего солнечного цикла. Но со всей определенностью можно заявить, что Солнце - это постоянная звезда.

А вот у цефеид, которые принадлежат к обширному и разнообразному семейству переменных звезд, общее количество которых в нашей галактике уже насчитали более сотни тысяч, изменение выделяемой энергии может доходить до 600% за несколько дней.

Изменение яркости цефеиды V1 в галактике Андромеда в течение 31,4-дневного цикла.

Фото телескопа «Хаббл».

График изменения яркости этой же звезды. Хорошо заметен характерный для цефеид резкий подъем и плавный спад блеска.

Красные точки - наблюдения астрономов-любителей, желтые звезды - данные телескопа «Хаббл».

Иногда переменность звезд вызывается чисто геометрическими причинами. Например, в тесной двойной системе звезд просто-напросто одна звезда периодически заслоняет другую и нам кажется, что звезда становится то ярче, то тусклее.

Но чаще переменность звезд связана с их физическим состоянием, со вполне реальными изменениями поверхностной температуры и радиуса солнц. Причиной тому служат радиальные пульсации звездной атмосферы при которой частицы в ней движутся вверх и вниз по вертикали. - Атмосфера периодически сжимается и расширяется, при этом меняется поверхностная температура, светимость и радиус (до 15%) звезды. Более глубокие слои звезды эти пульсации не затрагивают.

Солнце и пульсирующая цефеида в масштабе.

А почему не пульсирует, к примеру, наше Солнце? Давайте посмотрим, чем же отличаются солнцеподобные звезды и классические цефеиды.

Карлики и гиганты

Цефеиды — массивные звезды, массами 4-12 солнечных, в прошлом голубые горячие гиганты спектрального класса В.

Это короткоживущие звезды, возрастом всего около нескольких десятков миллионов лет. Они уже проэволюционировали, исчерпав водород в ядре, и передвинулись на этап выгорания гелия (водороду в нашем Солнце гореть ещё около 6,4 млрд. лет).

Теперь температуры на их поверхностях достаточно невелики, - около 6 000 градусов, что относит их к желтым и бело-желтым спектральным классам F и G (к классу G относится и Солнце).

Однако, радиусы этих сверх- и гипергигантов составляют 50-70 солнечных, а светимости цефеид превосходят солнечную в тысячи, а то и в десятки тысяч раз. Поэтому эти звезды видны со значительных, в частности, межгалактических расстояний. Не случайно цефеиды называют "маяками Вселенной".

NGC 4603 с 36-ю зафиксированными цефеидами. - Одна из самых дальних галактик, в которой ещё различаются отдельные звезды. (Яркие звезды с дифракционными пиками - объекты нашей Галактики.)

Находится в 108 млн. св. лет от нас. Фото «Хаббла».

Все массивные звезды в течение своей эволюции рано или поздно проходят эпоху нестабильности (или полосу нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела). Причем, в зависимости от массы бывает, что и по нескольку раз.

Цефеиды тут не исключение - эти звезды пребывают именно в таком «смутном времени» своей жизни. - В ядре у них идет процесс выгорания гелия, при этом звезды претерпевают сложные эволюционные изменения. В зависимости от массы и возраста звезды, эти этапы нестабильности продолжаются от 10 до 350 тыс. лет. За это короткое время при пульсациях звезда выбрасывает в межзвездное пространство значительную долю своей массы и благодаря этому приходит вновь в устойчивое состояние. Можно с уверенностью заявить, что цефеидами не рождаются - цефеидами становятся.

Как однажды сказал М. Шварцшильд: «Когда звезда находится в полосе цефеид, она напоминает человека, больного корью. Если человек болен, то это по нему видно с первого взгляда, однако после выздоровления уже нельзя сказать, болел он когда-нибудь корью или нет».

Так почему же они пульсируют?

Астрофизики долго не могли обнаружить причины таких пульсаций. Ведь звезда находится в равновесии двух сил - внутреннего давления газа и силы тяжести. Если такую систему вывести из равновесия, то без притока энергии свободные колебания в ней быстро затухнут и система опять придет к равновесию. Расчеты показывают, что звезде достаточно совершить 5-10 тыс. колебаний (это около 100 лет), чтобы прийти к равновесию. Однако та же дельта Цефея, открытая ещё в 1784 году, пульсирует с неизменной силой.

Что же заставляет пульсировать звездную атмосферу, если энергия от ядерного синтеза вырабатывается глубоко в недрах, а в самой атмосфере нет источников энергии? Ведь период пульсации цефеиды - это тот важнейший параметр, зная который, можно определить расстояние до этой звезды.

У звезд наподобие нашего Солнца, - плотных карликов, перенос энергии у поверхности осуществляется за счет конвекции - простого перемешивания вещества. - Холодные слои опускаются, горячие, подогреваемые снизу энергией от ядра, поднимаются.

Поверхностная гравитация у карликов велика, вещество вблизи атмосферы у них плотное и малопрозрачное и другим способом энергию на поверхность не вынести.

У гигантов же все наоборот - верхние слои разреженные и прозрачные, вследствие чего энергия выносится на поверхность за счет лучистого переноса (переизлучаясь от одной частицы к другой.)

Теперь представим себе ситуацию, когда у гиганта какой-то тонкий газовый слой в фотосфере (нижняя часть атмосферы) теряет свою прозрачность с повышением температуры. Что тогда происходит? - При сжатии звезды, излучение, идущее из ее недр к поверхности, упирается в этот малопрозрачный горячий слой. При этом энергия разогревает его ещё больше и слой, как любой нормальный газ, расширяется. Расширяясь, он охлаждается и теряет непрозрачность. Энергия вырывается наружу и теперь сила тяжести преобладает над давлением газа - звезда снова сжимается. И так по кругу.

Такой механизм пульсации звездной атмосферы получил название «клапанного механизма» (по аналогии с тепловым двигателем, где отток тепла при сжатии осуществляется при помощи клапанов.)

Другое распространенное название этого механизма - каппа-механизм, поскольку непрозрачность звездного вещества в астрофизике обычно обозначают греческой буквой к (каппа).

Основную роль в этом механизме играет так называемая зона двукратной критической ионизации гелия. Это та зона, в которой в течение цикла пульсаций гелий то ионизируется до «голого» ядра, то вновь рекомбинирует до однократно ионизованного состояния. (Важным свойство гелия здесь является то, что однократно ионизированный - он намного прозрачнее, чем когда у него оторвали все два электрона). При сжатии температура повышается, и чем больше гелий нагревается, тем больше ионизируется. На это уходит энергия, которая, таким образом, задерживается в этом слое. При последующем расширении гелий рекомбинирует (присоединяет электрон и становится однократно ионизированным), энергия высвечивается и уходит из зоны наружу.

Принцип «к-механизма».

Красными стрелками обозначена энергия, идущая из недр звезды, синими - сила тяжести.

В 1950-е годы С.А.Жевакин, советский физик, развивший идею «клапанного механизма» Эддингтона, открыл тот конкретный вариант к-механизма, который ответственен за пульсации переменных звезд многих типов, в частности, цефеид, переменных типа RR Лиры и многих других.

Почему ошибся Э. Хаббл?

Если классические цефеиды такие точные дальномеры, что при определении расстояний даже до далеких галактик погрешность составляет порядка 15-20%, то почему же у Э. Хаббла с туманностью Андромеда она составила 300%?

Прежде к цефеидам относили без разбору все звезды, сходные с цефеидами по морфологии кривой блеска. Астрономы обнаружили разницу только в 1940-х годах, когда стало понятно, что даже настоящие цефеиды делятся на два совершенно разных подтипа звезд: цефеиды типа I - наши классические цефеиды и цефеиды типа II или переменные типа W Девы. Светимость последних в несколько раз меньше, чем у классических. Переменные типа W Девы или цефеиды шаровых скоплений хоть и близки по характеристикам к классическим цефеидам, но имеют несколько другие параметры и периоды пульсаций.

В 1918 г. Х.Шепли, известный исследователь переменных звезд, ревизовал зависимость период-светимость и включил все повально цефеиды в единую калибровку. (Сегодня мы знаем, что выборка Шепли была неоднородна, и не все эти звезды имеют одинаковую светимость при одинаковом периоде). Так что Хаббл, глядя на классические цефеиды туманности Андромеды, применил к ним совсем не те формулы, какие требовались, отчего и вышла такая систематическая ошибка с расстоянием.

Сколько «ждать у моря погоды»?

Наши классические цефеиды считаются долгопериодическими переменными. Периоды их пульсаций достигают 200 дней. У цефеид типа II - до 35 дней.

Цефеиды разных периодов в галактике NGC 5584 в 70 млн. св. лет.

Фото «Хаббла» в УФ, видимом и ИК-диапазонах.

Периоды классических цефеид зависят не только от их масс, но и от возраста — по мере эволюции цефеиды её период уменьшается: для возраста ~10 млн. лет период составляет около 50 суток, а для возраста ~100 млн. лет — порядка суток.

Яркая иллюстрация этой зависимости - наша старенькая Полярная звезда (α Малой Медведицы) возрастом 60 млн. лет и периодом 3,97 суток. В конце 1980-х гг. было замечено явное уменьшение амплитуды ее пульсаций. Ожидалось, что к середине 1990-х гг. Полярная и вовсе перестанет быть цефеидой. Если бы Полярная прекратила пульсировать, то это был бы первый обнаруженный случай прекращения пульсаций цефеиды.

Впрочем, данные последних лет показывают, что уменьшение амплитуды пульсаций Полярной резко остановилось около 1993 г., и с тех пор амплитуда изменений ее блеска не меняется.

Определение постоянной Хаббла

Задача определения постоянной Хаббла на сегодняшний день остается весьма острой, поскольку от ее значения зависят и масштабы Вселенной, и ее средняя плотность, и возраст. - Константа Хаббла указывает на скорость, с которой расширяется Вселенная, от изначального «Большого взрыва», с какой скоростью непрерывно возрастают расстояния между скоплениями галактик.

Для одного из методов измерения постоянной Хаббла требуется знать расстояния до галактик (эта величина входит в закон Хаббла). На помощь, конечно же, приходят цефеиды. Требуются звезды, расположенные в отрезке от ~12 до ~100 млн. св. лет. - На более дальних расстояниях цефеиды уже плохо различаются, а ближе 12 млн. св. лет в нашей Местной группе галактик над законом расширения Вселенной преобладает гравитация. Поэтому в качестве объекта исследований по цефеидам удобно использовать ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы.

Изменение блеска одной из цефеид в галактике М100, входящей в состав скопления Девы в 56 млн. св. лет.

На расстояниях превышающих ~100 млн. св. лет используют более дальнобойные «стандартные свечи» - сверхновых типа Ia, которые видны на расстоянии до ~ 1 млрд. парсек.

Калибруют их опять-таки по цефеидам той же галактики, в которой вспыхнула сверхновая.

Галактика UGC 9391 в ~ 130 млн. св. лет.

Цефеиды - красные кружки, недавно вспыхнувшая сверхновая типа Ia - голубой крестик.

Галактика NGC 3021 в 92 млн. св. лет.

Зелёными кружками отмечены цефеиды, красным — место вспышки сверхновой SN 1995al.

На данный момент постоянная Хаббла, измеренная фотометрическими методами с помощью цефеид и сверхновых, наблюдаемых с телескопа «Хаббл» составляет около 73 (км/с)/Мпк (это значит, что если два тела находятся на расстоянии в один миллион парсек (3,2 млн. св. лет), то между ними происходит расширение пространства с таким темпом, что наблюдателю на одном из тел кажется, будто другое тело удаляется от него со скоростью 73 километров в секунду.)

Это больше на 7-8 %, чем определено по параметрам реликтового излучения - 67,4 (км/с)/Мпк. Причины такого большого расхождения пока неясны и точное значение постоянной Хаббла пока опять остается под вопросом.

Однако фотометрические данные со спутника «Gaia» дают результаты в 69 км/с/Мпк. Так что же, данные с телескопа «Хаббл» неверны? - Не будем забегать вперед. Более точные выводы можно будет сделать после публикации третьего каталога «Gaia», в котором будет учтена переменность самих цефеид.

Ну и в заключение, давайте полюбуемся на самую красивую цефеиду Млечного Пути - RS Кормы в окружении своей туманности.

Звезда в десять раз массивнее Солнца и приблизительно в 15 тысяч раз ярче.

Благодаря окружающей звезду отражательной туманности был обнаружен астрономический феномен – эффект светового эха. Этот эффект очень похож на звуковое эхо. Во время вспышки, какая-то часть света сразу доходит до глаз наблюдателя, а какая-то часть задерживается в веществе туманности и достигает его спустя некоторое время. Из-за этого возникает геометрическая иллюзия того, что газовое облако расширяется со сверхсветовой скоростью. Эффект светового эха позволил в 2008 году очень точно измерить расстояние до RS Кормы - 6 500 св. лет.