№11, 2005 г.
© Сурдин В.Г.
Сколько весит самая маленькая звезда?
В.Г.Сурдин,
кандидат физико-математических наук
Государственный астрономический институт им.П.К.Штернберга
МоскваДолгожданное открытие чрезвычайно массивных планет-гигантов за пределами Солнечной системы, а также коричневых карликов - объектов переходного типа, пограничных между звездами и планетами [1], побудило астрономов внимательно изучить самые легкие звезды, которые примыкают к этим двум типам космических тел. Особый интерес к таким “промежуточным” объектам вызван желанием понять, при каких условиях в недрах небесных тел начинают протекать термоядерные реакции, дающие энергию обычным звездам. Такие условия как раз имеются у самых легких звезд.
К сожалению, заглянуть в недра звезды ученые пока не могут, поэтому приходится создавать теоретические модели, позволяющие рассчитать температуру и давление вещества в недрах звезды, основываясь на ее внешних параметрах - массе, размере и светимости (т.е. полной мощности излучения). Если модельные параметры звезды согласуются с наблюдаемыми, то, скорее всего, и ее внутренняя структура соответствует модели. Однако измерить и “взвесить” реальную звезду не так-то просто. Астрономы уже научились весьма точно измерять светимость звезд по их видимой яркости и удалению от Солнца. Но вот определить массу и размер крохотной звезды - задача непростая.
К счастью, далеко за такими звездами ходить не надо: карликовые светила составляют наиболее типичное население нашей Галактики. Правда, большинство из них из-за малой яркости остаются незамеченными, но и среди близких к нам звезд немало карликов. А приятная неожиданность заключается в том, что ближайшая к Солнцу звезда - Проксима Кентавра (спутник двойной звезды Альфа Кентавра) - оказалась одной из самых маленьких среди известных звезд. Расстояние до нее всего 4.22 св. года. Тем не менее невооруженным глазом она не видна, поскольку имеет блеск всего в 11 звездную величину и, следовательно, доступна только телескопу. Это неудивительно, ведь ее светимость в 150 раз ниже, чем у Солнца. Температура поверхности Проксимы около 3000 К, что вдвое ниже солнечной. Расчеты показали, что эта звезда едва-едва способна к нормальным термоядерным реакциям, превращающим легкий изотоп водорода в гелий. Поэтому астрономам чрезвычайно важно изучить ее детально.
Такая возможность впервые представилась три года назад, когда в Южном полушарии Земли был введен в строй мощный комплекс 8-метровых телескопов VLT (Very Large Telescope) Европейской южной обсерватории (ESO), работающих в режиме оптического интерферометра. Способность нескольких телескопов складывать в одном фокусе собранный ими свет резко повышает угловую разрешающую способность такой системы, т.е. четкость получаемого ею изображения. Чем больше расстояние между телескопами, тем выше четкость. У Интерферометра VLT (VLTI) максимальное расстояние между инструментами достигает 202 м. И хотя в конце 2002 г. система работала еще не в полную силу и ее оптическая база составляла около 103 м, впервые с ее помощью удалось различить размеры дисков ближайших к нам звезд-карликов [2].
Оказалось, что видимый диаметр Проксимы равен 1.02±0.08 мс дуги. Для сравнения: под таким углом виден с Земли астронавт на Луне или же булавочная головка на поверхности Земли с борта Международной космической станции. Зная расстояние до Проксимы, легко вычислить, что ее линейный радиус составляет 100 тыс. км, т.е. она в семь раз меньше нашего Солнца.
К сожалению, столь же точно измерить массу Проксимы Кентавра будет значительно сложнее, поскольку рядом с ней нет звезды, на которую она могла бы заметно воздействовать своим тяготением (двойная звезда Альфа Кентавра расположена очень далеко и практически не замечает присутствия маленькой Проксимы, хотя сама держит ее “на привязи”). Оценки показывают, что масса Проксимы составляет всего 15% от массы Солнца, т.е. она приблизительно в семь раз легче Солнца. Это характерно для маломассивных звезд (к которым относится и наше Солнце): их размер приблизительно пропорционален их массе. Теория внутреннего строения звезд указывает, что так и должно быть, если звезды целиком состоят из нормальной плазмы, близкой по упругости к идеальному газу. Однако с уменьшением массы звезды все более заметную роль в ее недрах начинают играть квантовые эффекты, которые делают вещество “вырожденным” и увеличивают при этом его упругость. У таких объектов (а это наилегчайшие звезды, коричневые карлики и планеты-гиганты) размер практически перестает зависеть от их массы. К примеру, Юпитер в 150 раз менее массивен, чем Проксима Кентавра, но всего лишь в 1.5 раза меньше нее в диаметре. Для астрономов это создает определенные трудности: даже измерив размер небесного тела, нельзя сказать, звезда это или планета [3].
Теория внутреннего строения объектов переходного типа весьма сложна, и для ее развития требуются независимые измерения величины, массы и светимости как легких звезд, так и тяжелых планет. Недавно в этом направлении получен важный результат: “взвешена” и детально изучена наилегчайшая звезда. С помощью телескопа VLT это удалось сделать международной группе астрономов под руководством Л.Клоус (L.Close, Стюардская обсерватория Аризонского университета, США) [4, 5].
Существование этого миниатюрного светила было заподозрено еще в начале 1990-х годов при исследовании кратной звезды AB Золотой Рыбы (AB Dor), удаленной от нас на 48 св. лет. Сначала астрономы заметили, что это двойная звезда, компоненты которой - AB Dor A и AB Dor B - разделены расстоянием в 135 а.е. (напомним: 1 астрономическая единица равна расстоянию от Земли до Солнца). Затем выяснилось, что AB Dor B - двойная звезда, между компонентами которой (AB Dor Ba и AB Dor Bb) немногим более 1 а.е. А позже заметили, что и звезда AB Dor A не одинока: ее небольшие “покачивания” указывали, что рядом с ней есть невидимый спутник.
Но обнаружить и изучить четвертого члена системы AB Dor удалось только теперь благодаря новым приборам Европейской южной обсерватории. Адаптивная оптика 8-метрового телескопа, подавляющая атмосферное размытие изображений, позволила в сиянии яркой звезды AB Dor A различить слабый блеск ее тусклого спутника, получившего обозначение AB Dor С. Он светит в 120 раз слабее своей соседки и виден на угловом расстоянии от нее всего в 0.156 с дуги (под таким углом видна рублевая монетка с расстояния в 20 км). Любопытно, что некоторое время назад космический телескоп “Хаббл” пытался обнаружить эту звезду, но ему этого сделать не удалось. А наземный телескоп с системой адаптивной оптики не только обнаружил звезду, но и смог измерить ее светимость и температуру поверхности.
Взвешивание звезды AB Dor С проводилось стандартным для астрономии методом: изучалось ее взаимодействие с соседним светилом AB Dor А. “Покачивания” яркой соседки показали, что масса миниатюрной звезды всего в 93 раза больше, чем у Юпитера, т.е. составляет около 0.09 M¤, что лишь немногим больше максимальной массы коричневых карликов (0.075 M¤). При этом выяснилось - и это самое важное, - что теоретические модели для звезд такой массы предсказывают на 400°С более высокую температуру поверхности и в 2.5 раза более высокую светимость, чем реально наблюдается у звезды AB Dor С. А это уже серьезный вызов теории. Ведь до сих пор массы большинства мелких звезд и коричневых карликов астрономы оценивали на основании их температуры и светимости, полагаясь на модели. Если теперь придется корректировать модели, то многие коричневые карлики могут оказаться обычными звездами (поскольку раньше их массы недооценивались).
Таким образом, изучение самой маленькой звезды может обернуться для астрономов большими хлопотами по пересмотру моделей звездных недр и переоценке количества тусклых звезд в Галактике. Возможно, при этом удастся хотя бы частично решить проблему скрытой массы.
Литература
1. Сурдин В.Г. Коричневые карлики: не звезды и не планеты // Природа. 1999. №7. С.3-12.
2. ESO Press Release 22/02, 29 November 2002.
3. Вибе Д.З. Звезда размером с планету // Природа. 2005. №6. С.82.
4. ESO Press Release 02/05, 19 January 2005.
5. Nature. 2005. V.433. №7023. P.207, 286.
