Время Возничего. Зимнее небо
Вот и наступила зима. К зениту поднялось созвездие Возничего, позволяя рассмотреть себя во всей красе. Пусть оно и уступает блистательному Ориону, но и в нём много достопримечательностей Млечного Пути. Это и загадки красавицы Капеллы, и одна из самых странных звёзд земного неба — эпсилон Возничего, звёздные скопления и туманности и даже уникальная система из четырёх скоплений взаимодействующих галактик.
Возничий (по-латыни Auriga, сокращение — Aur) одно из древнейших созвездий, известное ещё со времён Месопотамии. Под этим именем оно вошло в список 48 созвездий, перечисленных астрономом II века Птолемеем в «Альмагесте». Любопытно, что рядом с Возничим в древности располагалось созвездие Коза (или Козлята), связанное с козой, вскормившей Зевса. Оно давно слилось с Возничим. Но воспоминание об этом сохранилось в названиях некоторых звёзд (Капелла — по-латыни «козочка») и старинных изображениях фигуры Возничего с козой на спине и козлятами на руке. На территории России оно видно круглый год, но лучшее время для наблюдений — декабрьские и январские вечера.
В современных границах Возничий занимает 21-е место по площади среди 88 созвездий и делит с Персеем и Кассиопеей 19—23 места по количеству видимых невооружённым глазом звёзд (ярче 6m — 90). Несмотря на то, что через центральную область созвездия проходит богатая звёздами и другими объектами часть диска Млечного Пути, звёзд ярче 3m в нём всего четыре, а ещё одна балансирует на грани. Все они образуют вершины шестиугольника созвездия: Капелла (α, 0,1m), Менкалинан (β, 1,9m), Махазим (θ, 2,6m), Хассалех (ι, 2,7m) и Алмааз (ε, 2,9m—3,8m). Что касается шестой вершины, то её занимает яркая звезда Нат, или Эль Нат (1,9m). Во времена Птолемея она принадлежала Возничему, но позднее её отнесли к созвездию Тельца, поскольку без неё тот лишался рога. В результате астроном Иоганн Байер, который предложил обозначения звёзд греческими буквами, в своём атласе 1603 года присвоил ей обозначение в обоих созвездиях: γ Aur и β Tau. В настоящее время название γ Aur практически не используется, хотя звезду по-прежнему включают в традиционный шестиугольник Возничего.
Желтовато-белая Капелла — третья по яркости звезда в Северном полушарии после Арктура и Веги и шестая в небе Земли. Для астрономов она интересна тем, что это двойная звезда с достаточно близким расположением компонентов. Двойственность была обнаружена ещё в 1899 году на основе спектральных наблюдений. Такие звёзды, не затмевающие друг друга, называют спектральными двойными. В течение двух десятилетий многие наблюдатели пытались различить компоненты, ведь расположена система всего в 43 световых годах от нас. Но успеха добились в 1919 году Джон Андерсон и Фрэнсис Пиз в обсерватории Маунт-Вильсон. Это было первое интерферометрическое измерение объекта за пределами Солнечной системы. С тех пор Капелла приобрела репутацию идеальной цели для тестирования новых методов интерферометрических наблюдений, за что и получила прозвище «друга интерферометристов». Только в 2001 году космический телескоп Хаббл впервые сумел разделить два гиганта Капеллы в ультрафиолетовом диапазоне.
Сейчас известно, что обе главные компоненты Капеллы (Аа и Аb) очень похожи. Это гиганты спектрального класса G, с массой около 2,5 масс Солнца, удалённые друг от друга всего на 111 миллионов километров (примерно на расстояние Венеры от Солнца) и обращающиеся вокруг общего центра масс с периодом 104 дня. Первым считается компонент чуть большего размера (12 против 9 радиусов Солнца). Он уже находится на стадии красного гиганта, поэтому похолоднее (5000 К против 5700 К) и чуть потусклее в видимом свете, хотя ярче в целом (обе звезды в 70—80 раз ярче Солнца, что обеспечивает суммарную яркость в 160 раз больше солнечной). Звёзды достаточно молоды, порядка 600 миллионов лет. Изначально они были типа А, который эволюционирует быстро. В будущем из-за их расширения на стадии красных гигантов, скорее всего, их оболочки соприкоснутся.
Интересно, что эта пара имеет на расстоянии около 10 000 а. е. свой спутник, который тоже представляет собой двойную систему, но уже из двух красных карликов массой примерно в половину солнечной. Их обозначения — H и L. Остальные буквы от B до R заняты другими звёздами, которые в разное время были зачислены в спутники Капеллы, но на самом деле спутниками не являются, хоть и расположены на небе ближе к основным звёздам, чем карлики.
Главная загадка Капеллы на сегодняшний день — это её рентгеновское излучение. Любопытно, что днём рождения звёздной рентгеновской астрономии считается 5 апреля 1974 года, когда в ходе ракетного эксперимента удалось точно определить, что источником мощного рентгеновского излучения в созвездии Возничего (он обнаружен при запусках ракет в 1962 и 1963 годах) служит именно Капелла. Её рентгеновская светимость примерно в 10 000 раз больше чем у Солнца. Причём излучение исходит в основном только от Капеллы Аа, несмотря на похожесть компонентов, что ставит её в ряд наиболее активных звёзд. Для объяснения разницы в поведении двух гигантов Капеллы астрофизики предположили, что их атмосферы нагреваются совершенно разными процессами или же они имеют сильно различающиеся магнитные поля. По-видимому, основное рентгеновское излучение Капеллы Аа связано не с факелами, как у Солнца, а со стабильными петлевыми структурами в короне звезды размерами, превышающими Солнце, и температурой в несколько миллионов градусов.
Взаимовлияние близко расположенных звёзд может приводить к появлению в их хромосферах больших пятен, изменяющих светимость звезды. Такие звёзды называют переменными типа RS CVn по имени звезды RS созвездия Гончие псы.
Вторая по яркости (без учёта Нат) звезда Возничего Менкалинан (β, 1,9m) — тоже система из двух почти идентичных звёзд, находящаяся на расстоянии 81 светового года от нас. Они представляют собой субгиганты типа А с температурой примерно 9300 К, радиусами 2,7, массами 2,4 и светимостью 48 солнечных. Компоненты удалены друг от друга всего на 0,08 а. е. (в пять раз меньше расстояния от Солнца до Меркурия!), а потому период их обращения крайне мал — около 4 дней. Они частично затмевают друг друга, из-за чего блеск Менкалинана колеблется от 1,89m до 1,94m. Столь близкие звёзды искажают форму друг друга приливными силами, и по этой же причине они всегда повёрнуты друг к другу одной стороной. На расстоянии 330 а. е. от пары гигантов вращается красный карлик.
С Менкалинаном связан важный этап в жизни одной из первых женщин-астрономов Антонии Мори, которая начала свою карьеру в составе так называемых Гарвардских вычислителей (шуточно «Гарем Пикеринга») — женщин, обрабатывавших астрономические данные в обсерватории Гарвардского колледжа. О другой участнице этой команды можно прочитать в статье «Пульсирующая» («Наука и жизнь» № 6, 2018 г.). В 1887 году директор обсерватории Эдуард Пикеринг открыл первую спектрально-двойную звезду Мицар А (ζ Большой Медведицы). Мори по изменению спектра рассчитала для неё параметры. А в 1889-м она уже сама открыла вторую в истории спектрально-двойную звезду — β Возничего и рассчитала её период обращения. Узнав об этой работе, выдающийся астроном Джон Гершель попросил Пикеринга передать мисс Мори поздравления с тем, что её имя связано с одним из самых заметных достижений в области физической астрономии, когда-либо сделанных. Однако Пикеринг опубликовал результат под своим именем, упомянув только, что Мори провела тщательное изучение результатов. Обиженная женщина в 1891 году покинула обсерваторию. На просьбу Пикеринга вернуться она ответила отказом, если не будут признаны её результаты (это касалось также её исследований спектров звёзд). В итоге она опубликовала в 1897 году собственный каталог исследований спектров 681 яркой звезды, ставший первым изданием по астрономии, автором которого была женщина.
И, наконец, скажем о, пожалуй, самой странной и загадочной звезде созвездия — Алмааз (ε Возничего). Её легко найти из-за близости к Капелле, по другую сторону от неё, чем Менкалинан. Алмааз — затменно-двойная звезда с необычно длинным периодом в 27,1 лет, одним из самых длинных из известных в настоящее время, причём затмение длится также необычно долго 640—730 дней (минимальный блеск держится около года). Следует понимать, что двойные звёзды с периодом обращения более 27 лет — не редкость в нашей Галактике, около половины звёзд которой образуют двойные и кратные системы. Надёжно установленные периоды некоторых двойных звёзд превышают 400 лет. Однако для того, чтобы далеко расположенные компоненты могли закрывать друг друга для наблюдателя на Земле, луч зрения должен очень точно располагаться в плоскости их орбиты, а это весьма маловероятно. Поэтому, как правило, затмения наблюдаются в системах, где звёзды расположены близко друг к другу, а, значит, периоды невелики. На сегодняшний день астрономам известно более пяти тысяч затменных двойных звёзд с периодами до 57 лет. Но самое главное, остаётся загадкой, что за невидимый объект умудряется затенять главную звезду на пару лет. Благодаря этому звезда ε Возничего интенсивно изучалась на протяжении более полутора веков.