ЗАТМЕНИЕ В СОЗВЕЗДИИ ВОЗНИЧЕГО

Созвездие Возничий относится к зимним, и лучше всего его наблюдать в декабре-январе, хотя уже с осени оно видно на востоке. По площади оно занимает 21 место среди всех 88 созвездий, поэтому в нем найдутся любопытные объекты для наблюдений, хотя и не такие эффектные, как, например, в Орионе или Тельце.

Название созвездия дано в честь мифического Эрихтония, который первым придумал двухколесную колесницу и за изобретательность помещенного Зевсом на небо. Это изобретение, кстати, помогло ему победить в войне и стать царем Афин.

Созвездие Возничий на небе

Созвездие Возничий располагается выше созвездий Орион и Близнецы, левее Тельца с ярким Альдебараном. Узнать его легко благодаря расположению звезд в виде пятиугольника, в верхнем углу которого ярко сияет Капелла – ярчайшая звезда созвездия и одна из самых ярких вообще на небе, в 0.1m.

Созвездие Возничий на небе.

В созвездии Возничего есть некоторые любопытные звезды и несколько объектов каталога Мессье, которые доступны для наблюдений и начинающими любителями астрономии.

Краткое описание

Эпсилон Возничего — затменно-двойная звезда, состоящая из яркой старой звезды (сверхгигант спектрального класса F0), и невидимого компаньона, который, как предполагается в настоящее время, является звездой класса B. Каждые 27 лет яркость Эпсилона Возничего уменьшается с +2,92m до +3,83mзвёздной величины[5]. Это затемнение длится 640—730 дней[6]. В дополнение к этой затменной переменности у системы также есть небольшая пульсация с периодом приблизительно 66 дней[7]. Система находится на расстоянии приблизительно 2 000 световых лет от Земли.

Компаньон, затмевающий Эпсилон Возничего, всегда был в центре ожесточённых споров, так как он излучает удивительно мало света для объекта его размера[7]. На 2008 (до наблюдений Спитцера 2009 года), наиболее признанной моделью для компаньона была двойная система, окруженная массивным, непрозрачным пылевым диском. От теорий, что объект — большая полупрозрачная звезда или черная дыра, учёные отказались.

Звезды созвездия Возничий

В этом созвездии есть любопытные звезды. Хотя внешне они выглядят, как и все прочие, все-таки полезно найти их на небе и взглянуть на них для общего развития.

Капелла – ярчайшая звезда в созвездии Возничего

Когда-то, примерно 210 — 160 тысяч лет назад, Капелла была самой яркой звездой на небе, хотя видеть это могли разве что динозавры. 240 000 лет назад эта звезда была от нас ближе всего – в 28 световых годах, но с тех пор расстояние сильно увеличилось.

Эта звезда сейчас удалена от нас на 42 световых года, и на самом деле она двойная. Правда, в телескоп это увидеть не получится, так как компоненты в этой системе расположены на расстоянии всего в 2/3 расстояния от Земли до Солнца – порядка 100 миллионов километров.

Карта созвездия Возничий.

Оба компонента в системе Капеллы – гиганты, один в 77 раз ярче Солнца, а другой – в 78 раз. Компонент A – красный гигант, который уже сжег свой водород и теперь выжигает гелий. Второй компонент B также находится на этом пути – водород уже кончился, но гелий еще в реакциях не используется. Обе звезды в 2.5 раза тяжелее Солнца и обращаются вокруг центра масс за 104 суток.

Когда эти два гиганта, расположенных довольно тесно, начнут расширяться, их оболочки могут соприкоснуться, хотя произойдет это еще не скоро.

На расстоянии в 1 световой год от пары гигантов расположена еще пара звезд – красных карликов, которые также связаны друг с другом довольно тесно. И эта пара также имеет с парой гигантов общий центр тяжести. Так что на самом деле Капелла – четырехкратная звезда, состоящая из пары красных гигантов и пары красных карликов.

Сравнительные размеры компонентов системы Капеллы и Солнца.

Бета Возничего – Менкалинан

Эта звезда имеет собственное имя Менкалинан, и представляет собой тройную звезду. В центре системы – пара субгигантов, каждый из которых в 48 раз ярче Солнца. Эти звезды истратили свой водород и начали увеличиваться. Расположены они очень тесно – всего в 0.08 а.е. друг от друга, что в 5 раз меньше расстояния от Солнца до Меркурия.

Бета Возничего — Менкалинан

Из-за такого близкого расположения взаимное приливное воздействие столь велико, что звезды имеют не сферическую, а овальную форму, и расположены друг к другу одной стороной. Когда они увеличатся, возможно, произойдет соприкосновение, как и в системе Капеллы.

Менкалинан расположен в пространстве таким образом, что каждые 3.96 суток происходит затмение одной звезды другой и общая яркость падает на 0.1m. Так что это затменно-переменная звезда.

На расстоянии в 330 а.е. от пары больших звезд вращается еще одна – красный карлик. Без телескопа его увидеть не получится.

Эпсилон Возничего – Алмааз

Звезда ε Возничего также имеет собственное имя – Алмааз. Эта звезда очень далеко, до нее примерно 2000 световых лет, и тот факт, что мы все-таки её видим даже невооруженным глазом, говорит о незаурядных свойствах.

Это затменно-переменная звезда, которая состоит из двух компонентов. Главный из них – яркий белый сверхгигант, который сам по себе пульсирует с периодом в 66 дней. Эта звезда в 100-200 раз больше Солнца и ярче его в 40-60 тысяч раз!

А вот второй компонент — весьма странный объект, природу которого долго не могли понять. Считалось даже, что это черная дыра или огромная полупрозрачная звезда.

Дело в том, что затмения, когда яркость Алмааза падает с 2.92m до 3.83m, случаются раз в 27 лет, и длятся 640-730 дней. Это значит, что второй компонент находится очень далеко от первого. Чтобы затмить сверхгигант с такого расстояния на такой длительный срок, он должен иметь невероятно большой размер.

Сейчас существует теория, что второй компонент в системе эпсилона Возничего – двойная система, окруженная пылевым диском. При прохождении этой большой туманности на фоне сверхгиганта и происходит падение его яркости, которое мы и наблюдаем раз в 27 лет.

Возможно, так выглядит второй компонент системы Эпсилон Возничего.

Эпсилон Возничего – звезда, которая вызывает пристальное внимание астрономов. Здесь не все так просто, как кажется. Природа второго компонента этой системы до сих пор остается невыясненой, так как его сложно наблюдать. Еще совсем недавно выдвигалось немало гипотез, но ни одна не нашла подтверждения. Теория насчет пылевого диска пока наиболее реальна, но тоже требует дополнительных исследований. Найдя эту звезду на небе, вспомните, что это один из самых загадочных объектов, хранящий немало секретов.

Дзета Возничего

Звезда ζ Возничего называется Хедус (в латинском варианте), или Садатони (в арабском). Это тоже впечатляющая звезда, а вернее – двойная система, которую мы видим как затменную переменную. Она удалена от нас очень далеко – на 784 световых года.

Главный компонент в этой системе – яркий оранжевый гигант, в 148 раз больше Солнца, почти в 6 раз массивнее, и в 4800 раз ярче. Вторая звезда – горячая бело-голубая, лишь в 4.8 раз массивнее Солнца и в 4.5 раз больше, однако и она в 1000 раз ярче нашего светила.

Период вращения этой пары – 2.66 года. В этой системе нет такой интриги, как у эпсилона Возничего, однако это весьма впечатляющая пара звезд. Эта система – жаркое место.

Эпсилон Возничего — что это такое

Так художник представляет себе систему Эпсилон Возничего: яркая звезда спектрального класса F и затмевающий компаньон спектрального класса B, окружённый пылевым диском.
Система Эпсилон Возничего в настоящее время интенсивно изучается с помощью наблюдений в рамках программ Спитцер и Citizen Sky[en] и поэтому состав звездной системы и её особенности постоянно уточняются.

Пара, как полагали прежде, состоит из одного сверхгиганта спектрального класса F и массивного тусклого затмевающего компонента, точная природа которого не была известна. В 1985 году была предложена модель, что это может быть диск из пыли, который может окружать единственную звезду или вторую двойную систему[11]. Эти два компонента затмевают друг друга каждые 27,1 лет, и каждое затмение длится приблизительно два года[14]. Примерно в середине затмения система немного увеличивает свою яркость. Это указывает на присутствие отверстия в центре затмевающего диска. Сверхгигант окружён диском из пыли на расстоянии почти тридцать а. е., что соответствует расстоянию от планеты Нептун до Солнца.[15].

Видимый компонентПравить

Видимый компонент, Эпсилон Возничего A

, — полуправильный пульсирующий сверхгигант спектрального класса F0[11]. Он имеет размер 100—200 солнечных радиусов, и является в 40 000 — 60 000 раз более ярким, чем Солнце. Если бы подобная звезда была на месте Солнца, она бы поглотила Меркурий и, возможно, Венеру. Звезды класса F имеют белый цвет и демонстрируют сильные ионизированные линии поглощения кальция и слабые линии поглощения водорода. Звёзды класса F более горячи, чем звезды, подобные Солнцу (которое является звездой класса G)[16]. Типичными представителями класса F являются Процион[17], самая яркая звезда в созвездии Малого Пса, и Канопус, вторая по блеску звезда ночного неба и самая яркая в созвездии Киля[18].

Затмевающий компонентПравить

Затмевающий компонент испускает незначительное количество света, и невидим невооруженным глазом (для поиска необходим телескоп). Однако, в центре объекта была обнаружена горячая область. Точная форма затмевающего компонента не известна. Гипотезы относительно природы этого второго объекта были предложены в работах, указанных в[11]. Три из них привлекли пристальное внимание научного сообщества.

Первая гипотеза была выдвинута в 1937 году астрономами Джерардом Койпером, Отто Струве, и Бенгтом Стрёмгреном, которые предположили, что Эпсилон Возничего является двойной системой, содержащей сверхгигант спектрального класса F2 и чрезвычайно холодную «полупрозрачную» звезду, которая полностью затмевает своего компаньона. Однако затмевающая звезда рассеяла бы свет, излучаемый компаньоном, и привела бы к наблюдаемому уменьшению величины яркости. Рассеянный свет был бы обнаружен на Земле как звезда, видимая невооруженным глазом, хотя этот свет и был бы значительно ослаблен[11]. Вот как эта гипотеза описывалась ещё в 1986 году в книге Ф. Ю. Зигеля «Сокровища звездного неба»:

Тщательный анализ спектра и кривой блеска ε Возничего, проведенный в 1937 г. известными американскими астрофизиками Д. Койпером, О. Струве и Б. Стремгреном, привел их к поразительным выводам.

Система ε Возничего состоит из двух звезд — видимой и невидимой. Та, которую мы видим в созвездии Возничего как желтоватую звезду в среднем почти 4m,— огромный сверхгигант с температурой поверхности 6 600К. Эта звезда в 36 раз массивнее Солнца и в 190 раз больше его по диаметру. Но её размеры совершенно меркнут по сравнению с размерами второй звезды, самой большой из всех, какие мы только знаем. Её диаметр в 2 700 раз больше солнечного. Внутри её свободно уместились бы орбиты всех планет, от Меркурия до Сатурна включительно. …

Несмотря на чудовищные размеры второго компонента, его светимость мала и почти равна солнечной. Видимый блеск величайшей из звезд близок к 16m, а угловое расстояние её от соседа 0,03″. Учитывая огромную разность в видимом блеске компонентов, «разделить» эту пару оптически пока не представляется возможным.

Почему же при неимоверно больших размерах звезда Эпсилон А имеет такую ничтожную светимость? Секрет, оказывается, в том, что эта звезда очень холодная (1 600K на поверхности) и её излучение в основном лежит в невидимом инфракрасном диапазоне. К тому же её средняя плотность настолько мала, что Эпсилон А прозрачна; потому-то во время затмений этой звездой её спутника никаких изменений в спектре не происходит. Но почему же тогда все же колеблется блеск Эпсилон В?

По мнению американских ученых, Эпсилон В, излучающая света в 10 000 раз больше, чем Солнце, ионизует ближайшие к ней самые внешние слои инфракрасной звезды Эпсилон А. Образующееся «ионизационное пятно» при движении Эпсилон В перемещается по поверхностным слоям атмосферы Эпсилон А. Когда первая из звезд окажется сзади второй и «ионизационное пятно» загородит её от земного наблюдателя, блеск звезды Эпсилон В ослабевает, так как ионизованные газы менее прозрачны, чем неионизованные. Это остроумное объяснение полностью соответствует всем данным наблюдений. Вот как много сведений можно получить из анализа лучей света.

— Ф.Ю Зигель «Сокровища звездного неба: Путеводитель по созвездиям и Луне.» — М.: Наука, 1986

Так художник представляет себе систему Эпсилон Возничего (вид с ребра (большое наклонение)).
Американский астроном Су-Шу Хуан (Su-Shu Huang) в 1965 году опубликовал работу, которая обрисовала в общих чертах дефекты модели Койпера-Струве-Стрёмгрена, и предложил, что компаньон является дисковой системой, видимой с Земли с ребра[11]. Роберт Вильсон в 1971 году предположил, что в диске существует отверстие, которое является возможной причиной внезапного увеличения яркости системы в середине затмения[11]. В 2005 система наблюдалась в ультрафиолетовом диапазоне с помощью телескопа FUSE. Поскольку система не испускала энергию в темпе, который характерен для таких объектов, как двойная система с нейтронной звездой Циркуль X-1 или двойная система с черной дырой как Лебедь X-1, объект, занимающий центр диска, вряд ли будет чем-то похожим; напротив, было предположено, что центральный объект — звезда спектрального класса B5[11]. Радиус диска оценивается в 3,8 а. е., толщина — в 0,475 а. е., а температура 550±50 K[1].

Дополнительные компонентыПравить

Также в системе присутствуют и другие звезды, чьи параметры приведены в таблице[9]

НазваниеПрямое восхождениеСклонениеВидимая звёздная величинаСпектральный классСсылка
AB (BD+43 1166B)05ч 01м 56.6с+43° 49′ 08″14F0IaeSimbad
AC (BD+43 1166C)05ч 01м 54с+43° 49′ 26″11,26Simbad
AD (BD+43 1166D)05ч 01м 55.1с+43° 49′ 47″12Simbad
AE (BD+43 1168)05ч 02м 12.374с+43° 51′ 42.35″9,2Simbad

Звездные скопления в созвездии Возничего

В этом созвездии есть целых три рассеянных звездных скопления – М36, М37 и М38. Они расположены близко друг к другу и составляют практически тройное скопление. Самое яркое из них – М37.

Звездное скопление М37.

Расположены все три скопления примерно на одном расстоянии от нас – 4400 световых лет, хотя М38 немного ближе. Состоят они в основном из горячих белых звезд.

Все три скопления несложно наблюдать даже в небольшой любительский телескоп, а найти их можно и в бинокль.

Бета-распад,

b-распад, радиоактивный распад атомного ядра, сопровождающийся вылетом из ядра электрона или позитрона. Этот процесс обусловлен самопроизвольным превращением одного из нуклонов ядра в нуклон другого рода, а именно: превращением либо нейтрона (n) в протон (p), либо протона в нейтрон. В первом случае из ядра вылетает электрон (е-) — происходит так называемый b—распад. Во втором случае из ядра вылетает позитрон (е+) — происходит b+-распад. Вылетающие при Б.-р. электроны и позитроны носят общее название бета-частиц. Взаимные превращения нуклонов сопровождаются появлением ещё одной частицы — нейтрино (
n
) в случае b+-распада или антинейтрино в случае b—распада. При b—распаде число протонов (Z) в ядре увеличивается на единицу, а число нейтронов уменьшается на единицу. Массовое число ядра
А,
равное общему числу нуклонов в ядре, не меняется, и ядропродукт представляет собой изобар исходного ядра, стоящий от него по соседству справа в периодической системе элементов. Наоборот, при b+-распаде число протонов уменьшается на единицу, а число нейтронов увеличивается на единицу и образуется изобар, стоящий по соседству слева от исходного ядра. Символически оба процесса Б.-р. записываются в следующем виде:

где — символ ядра, состоящего из Z протонов и А

Z нейтронов.

Простейшим примером (b—распада является превращение свободного нейтрона в протон с испусканием электрона и антинейтрино (период полураспада нейтрона » 13 мин

):

Более сложный пример (b—распада — распад тяжёлого изотопа водорода — трития, состоящего из двух нейтронов (n) и одного протона (p):

Очевидно, что этот процесс сводится к b—распаду связанного (ядерного) нейтрона. В этом случае b-радиоактивное ядро трития превращается в ядро следующего в периодической таблице элемента — ядро лёгкого изотопа гелия 32Не.

Примером b+-распада может служить распад изотопа углерода 11С по следующей схеме:

Этот процесс можно представить как распад связанного протона

В этом случае ядро углерода превращается в ядро предшествующего ему в периодической таблице элемента — бора.

Превращение протона в нейтрон внутри ядра может происходить и в результате захвата протоном одного из электронов с электронной оболочки атома. Чаще всего происходит захват электрона с ближайшей к ядру К-оболочки, т. н. К-захват. При К-захвате, как и при b+-распаде, образуется изобар, стоящий в периодической системе элементов слева от исходного ядра. Уравнение К-захвата имеет вид:

После захвата К-электрона на освободившееся место переходят электроны с более высоких оболочек; при этом испускается фотон. Т. о., К-захват сопровождается испусканием характеристического рентгеновского излучения. Примером К-захвата может служить реакция, при которой ядро изотопа бериллия захватывает К-электрон и превращается в ядро лития:

Б.-р. наблюдается как у естественно-радиоактивных, так и у искусственно-радиоактивных изотопов. Для того чтобы ядро было неустойчиво по отношению к одному из типов b-превращения (т. е. могло испытать Б.-р.), сумма масс частиц в левой части уравнения реакции должна быть больше суммы масс продуктов превращения. Поэтому при Б.-р. происходит выделение энергии. Энергию Б.-р. Е

b можно вычислить по этой разности масс, пользуясь соотношением
Е
=
mc2,
где
с —
скорость света в вакууме. В случае b-распада

где М —

массы нейтральных атомов. В случае b+-распада нейтральный атом теряет один из электронов в своей оболочке, энергия Б.-р. равна:

где me —

масса электрона.

Энергия Б.-р. распределяется между тремя частицами: электроном (или позитроном), антинейтрино (или нейтрино) и ядром; каждая из лёгких частиц может уносить практически любую энергию от 0 до Eb т. е. их энергетические спектры являются сплошными. Лишь при К-захвате нейтрино уносит всегда одну и ту же энергию.

Итак, при b—распаде масса исходного атома превышает массу конечного атома, а при b+-распаде это превышение составляет не менее двух электронных масс.

Исследование Б.-р. ядер неоднократно ставило учёных перед неожиданными загадками. После открытия радиоактивности явление Б.-р. долгое время рассматривалось как аргумент в пользу наличия в атомных ядрах электронов; это предположение оказалось в явном противоречии с квантовой механикой (см. Ядро атомное

). Затем непостоянство энергии электронов, вылетающих при Б.-р., даже породило у некоторых физиков неверие в закон сохранения энергии, т.к. было известно, что в этом превращении участвуют ядра, находящиеся в состояниях с вполне определённой энергией. Максимальная энергия вылетающих из ядра электронов как раз равна разности энергий начального и конечного ядер. Но в таком случае было непонятно, куда исчезает энергия, если вылетающие электроны несут меньшую энергию. Предположение немецкого учёного В. Паули о существовании новой частицы — нейтрино — спасло не только закон сохранения энергии, но и другой важнейший закон физики — закон сохранения момента количества движения. Поскольку
спины
(т. е. собственные моменты) нейтрона и протона равны 1/2, то для сохранения спина в правой части уравнений Б.-р. может находиться лишь нечётное число частиц со спином 1/2. В частности, при b—распаде свободного нейтрона n ® p + e- + n только появление антинейтрино исключает нарушение закона сохранения момента количества движения.

Б.-р. имеет место у элементов всех частей периодической системы. Тенденция к b-превращению возникает вследствие наличия у ряда изотопов избытка нейтронов или протонов по сравнению с тем количеством, которое отвечает максимальной устойчивости. Т. о., тенденция к b+-распаду или К-захвату характерна для нейтронодефицитных изотопов, а тенденция к b—распаду — для нейтроноизбыточных изотопов. Известно около 1500 b-радиоактивных изотопов всех элементов периодической системы, кроме самых тяжёлых (Z ³ 102).

Энергия Б.-р. ныне известных изотопов лежит в пределах от

периоды полураспада заключены в широком интервале от 1,3 · 10-2сек

(12N) до ~ 2 1013 лет (природный радиоактивный изотоп 180W).

В дальнейшем изучение Б.-р. неоднократно приводило физиков к крушению старых представлений. Было установлено, что Б.-р. управляют силы совершенно новой природы. Несмотря на длительный период, прошедший со времени открытия Б.-р., природа взаимодействия, обусловливающего Б.-р., исследована далеко не полностью. Это взаимодействие назвали «слабым», т.к. оно в 1012 раз слабее ядерного и в 109 раз слабее электромагнитного (оно превосходит лишь гравитационное взаимодействие; см. Слабые взаимодействия

). Слабое взаимодействие присуще всем
элементарным частицам
(кроме фотона). Прошло почти полвека, прежде чем физики обнаружили, что в Б.-р. может нарушаться симметрия между «правым» и «левым». Это несохранение пространственной чётности было приписано свойствам слабых взаимодействий.

Изучение Б.-р. имело и ещё одну важную сторону. Время жизни ядра относительно Б.-р. и форма спектра b-частиц зависят от тех состояний, в которых находятся внутри ядра исходный нуклон и нуклон-продукт. Поэтому изучение Б.-р., помимо информации о природе и свойствах слабых взаимодействий, значительно пополнило представления о структуре атомных ядер.

Вероятность Б.-р. существенно зависит от того, насколько близки друг к другу состояния нуклонов в начальном и конечном ядрах. Если состояние нуклона не меняется (нуклон как бы остаётся на прежнем месте), то вероятность максимальна и соответствующий переход начального состояния в конечное называется разрешённым. Такие переходы характерны для Б.-р. лёгких ядер. Лёгкие ядра содержат почти одинаковое число нейтронов и протонов. У более тяжёлых ядер число нейтронов больше числа протонов. Состояния нуклонов разного сорта существенно отличны между собой. Это затрудняет Б.-р.; появляются переходы, при которых Б.-р. происходит с малой вероятностью. Переход затрудняется также из-за необходимости изменения спина ядра. Такие переходы называются запрещёнными. Характер перехода сказывается и на форме энергетического спектра b-частиц.

Экспериментальное исследование энергетического распределения электронов, испускаемых b-радиоактивными ядрами (бета-спектра), производится с помощью бета-спектрометров

. Примеры b-спектров приведены на
рис. 1
и
рис. 2
.

Лит.:

Альфа-, бета- и гамма-спектроскопия, под ред. К. Зигбана, пер. с англ., в. 4, М., 1969, гл. 22—24; Экспериментальная ядерная физика, под ред. Э. Сегре, пер. с англ., т. 3, М., 1961.

Е. М. Лейкин.

Оглавление

Рейтинг
( 1 оценка, среднее 4 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: