Альфа Кентавра - удачное соседство

К счастью, ближайшая к нам звезда а Кентавра обладает многими благоприятными для ее изучения качествами. Во-первых, она относительно близка. Во-вторых, это двойная звезда, оба компонента которой — А и В — весьма похожи на Солнце.

щий от двух главных звезд значительно дальше, чем они удалены друг от друга, и поэтому не оказывающий на них никакого влияния. Казалось бы, странно, эти ближайшие к нам звезды до недавних пор были изучены весьма слабо. Причина в том, что наиболее изощренная астрономическая техника в течение всех предыдущих столетий располагалась в северном полушарии Земли, а созвездие Кентавра находится на южном небе.

Но за последние годы в чилийских горах построены лучшие в мире телескопы Европейской южной обсерватории (ESO), которые позволили в первые годы XXI в. изучить систему а Кентавра так детально, как не изучено ни одно другое светило, кроме Солнца. Эта работа, а также одновременно проведенные измерения полного потока нейтрино из недр Солнца обеспечили прорыв в физике звезд. Оказалось, что наши теоретические представления о внутреннем строении солнцеподобных звезд прекрасно согласуются с наблюдениями. Следовательно, астрономы сейчас весьма точно представляют устройство Солнца и могут надежно прогнозировать его будущую эволюцию.

Наблюдения двух звезд а Кентавра были проведены с помощью недавно созданного интерферометра Очень большого телескопа (VLTI — Very Large Telescope Interferometer). Основу этого гигантского оптического комплекса составляют четыре 8-метровых телескопа VLT, уже несколько лет работающие в полную силу по отдельности. Для их совместной работы в режиме интерферометра созданы подземная линия оптической связи и система задержки сигнала.

Компоненты этой звезды удалены друг от друга примерно как Уран от Солнца и обращаются вокруг общего центра масс с периодом в 80 лет. На небе они в эпоху наблюдения были разделены углом в 21", поэтому для нового интерферометра не составило труда изучить

Рис. 4.22. Тройная звездная система а Кентавра. Слева: общее фото, полученное 1-м камерой Шмидта (ESO PR Photo 07а/03). На нем вверху слева сильно передержанное изображение яркой двойной звезды а Сеп А, В. На расстоянии 2,2° от него к юго-западу еле заметное изображение Проксимы. Справа вверху: положение компонентов А и В внутри мелкомасштабного и передержанного изображения двойной звезды; внизу - компоненты по отдельности (фото получено длиннофокусным телескопом с меньшей экспозицией).

их по отдельности. Угловой диаметр звезд А и В системы а Кентавра соответственно составил 8,512±0,022 и 6,002±0,048 миллисекунды дуги (1(Г3 угловой секунды). При расстоянии до них в 4,36 св. года (1,35 пк) истинные радиусы звезд составляют соответственно 854 и 602 тыс. км, или 1,227±0,005 и 0,865±0,007 радиуса Солнца. Отметим, что еще ранее, при испытании в режиме интерферометра двух 8-метровых телескопов, разделенных расстоянием в 100 м, был измерен угловой диаметр маленькой Проксимы (1,02 ±0,08 миллисекунды дуги) и вычислен ее радиус (0,145 /?©). Эта работа еще раз показала, что истинной «астрономической точности» астрономы достигают при измерении малых углов. Выполнила эту ювелирную работу международная группа астрономов: Р. Kervella (ESO, Чили), F.

Знание точного размера звезд, вместе с отдельно измеренными светимостью, температурой и химическим составом поверхности, позво-

лило рассчитать детальные модели внутреннего строения этих светил. Независимым тестом для моделей стали астросейсмо- логические данные. Еще в 1962 г. на поверхности Солнца были замечены мелкие «сейсмические» колебания, изучение которых чрезвычайно продвинуло наши представления о внутреннем строении «дневной звезды». Недавно подобные колебания были открыты в ESO у звезды а Кентавра А, а позже — еще у 5 солнцеподобных звезд. Спектр частот этих колебаний прямо связан с распределением физических параметров в недрах звезд.

Используя астросейсмологи- ческие данные, Пьер Морель (Р. Morel, Обсерватория Лазурного берега, Ницца), построил теоретические модели компонентов а Кентавра, опираясь на которые предсказал их радиусы:

1,230±0,003 и 0,857±0,007 радиуса Солнца соответственно для звезд А и В. Согласие этого прогноза с измеренными размерами звезд оказалось великолепным. Теперь а Кентавра не только ближайшая к нам звездная система, но и наиболее изученная среди всех звезд. Самое важное, что подтвердилась точность теоретических моделей звезд, подобных Солнцу. На основе этих моделей можно уверенно прогнозировать эволюцию Солнца как в прошлом, так и в будущем.

Итак, благодаря детальному изучению ближайших солнцеподобных звезд астрономы теперь имеют весьма полное представление о характеристиках звезд средней массы. Но этого не скажешь о самых массивных и самых легких звездах. До сих пор не определена верхняя граница массы звезды, ведь массивных звезд очень мало, любая из них очень далека от нас и сложна для исследования. С легкими звездами противоположная ситуация — их очень много, вблизи Солнца они в подавляющем большинстве, но светят так слабо, что тоже сложны для

Таблица 4.3

Параметры ближайших звезд в сравнении с Солнцем

Масса Солнца (М0) = 1,989 • 1026 кг.

исследования. Тем не менее большие телескопы с инфракрасными приемниками позволили в последние годы обратиться к поиску и изучению предельно легких звезд и объектов переходного типа, занимающих по массе и размеру промежуток между звездами и планетами.