Компьютерра 18.03.2013 - 24.03.2013

Колонка

О прошлом и будущем Бетельгейзе Дмитрий Вибе

Опубликовано 20 марта 2013

Взрыв Бетельгейзе (она же альфа Ориона) был одним из страхов-2012, правда, довольно невзрачным на фоне поворота земной оси. За ним не было ни шумеров, ни майя, а только невнятное сообщение на форуме сайта с характерным названием www.doomers.us. До сайта, очевидно, дотянулась мировая закулиса, и его больше не существует, но само сообщение изрядно растиражировано по интернету.

Вот его перевод: «На прошлой неделе говорил со своим сыном (он работает на Мауна-Кеа), и он упомянул какие-то новые наблюдения «Битлджус» (они, без сомнения, будут когда-то опубликованы): звезда более не круглая. Это огромная звезда, и когда она рванёт, то будет как минимум такой же яркой, как сверхновая 1054 года… не считая того, что до неё 520 световых лет, а не 6300… Когда она сколлапсирует, то будет по меньшей мере такой же яркой, как полная Луна, а может быть, и как Солнце… Поговаривают, что до события остались недели-месяцы, а не несколько тысяч лет, как пишут во всех книгах». Этого, разумеется, оказалось достаточно, чтобы взрыв альфы Ориона включили в общее меню катастроф 21 декабря 2012 года.

Но означает ли это, что информация о нём заслуживает столь же скептического отношения, как и другие прошлогодние пророчества? Как ни странно, почти всё, написанное в этом анонимном тексте про Бетельгейзе, правда, если, конечно, рассматривать строго сам текст, а не впечатление от него.

Начнём с формы звезды. Подавляющее большинство звёзд слишком далеки, чтобы даже в самый крупный телескоп можно было увидеть их как протяжённые объекты. На фотографии звёздного неба звёзды кажутся разными по размеру, но это исключительно эффект съёмки, а не реальная разница. Угловой размер ближайшей яркой звезды — альфы Центавра — не дотягивает до десятка миллисекунд дуги. Это значительно меньше, чем позволяет различить земная атмосфера.

Лишь для очень незначительного количества самых больших звёзд удаётся обойти это ограничение при помощи оптической интерферометрии. Первой звездой с измеренным угловым диаметром (не считая, конечно, Солнца) стала именно Бетельгейзе, обладающая как минимум тремя достоинствами: она крупна, близка и видна из Северного полушария. Благодаря этим свойствам Альберт Майкельсон и Фрэнсис Пиз оценили угловой диаметр Бетельгейзе в 47 миллисекунд дуги ещё в 1920 году.

В наши дни проводятся измерения не только размеров Бетельгейзе, но и её формы, и распределения поверхностной яркости. Вероятно, одно из таких исследований и побудило анонимного автора написать, что Бетельгейзе «более не круглая». Неправ он только в том, что это новые наблюдения. О том, что «диск» Бетельгейзе далёк от правильного симметрично светящегося круга, известно уже как минимум лет двадцать. На её поверхности появляются и исчезают яркие пятна, на долю которых иногда приходятся десятки процентов полной светимости Бетельгейзе, отрастают на лимбе выступы длиной в несколько радиусов звезды… Кроме того, форма и размеры зависят от длины волны, на которой проводятся наблюдения.

С причудливой и переменчивой формой связана неопределённость в расстояниях до Бетельгейзе. Во времена Майкельсона и Пиза эта звезда считалась весьма близкой: по некоторым тогдашним оценкам, расстояние до неё составляло всего около 35 пк. Ближе к концу XX века предпочтение стали отдавать более значительному удалению, но с огромной неопределённостью — от 100 до 1000 пк. Проблема в том, что единственный прямой метод определения межзвёздных расстояний — метод тригонометрических параллаксов — требует исключительно точного определения координат звезды. А как вы их определите, если на её поверхности мельтешат светлые пятна, расстояния между которыми сопоставимы, а то и превышают ожидаемое значение годичного параллакса?

Ясности в галактическое расположение Бетельгейзе не внёс даже космический астрометрический телескоп «Гиппаркос». Расстояние до альфы Ориона, измеренное с его помощью, составило 130-150 пк (анонимный автор, очевидно, опирался на эту оценку). Это значение заставляет задаться вопросом о происхождении Бетельгейзе. Такие массивные звёзды не рождаются поодиночке. Поскольку сейчас Бетельгейзе от других звёзд относительно изолирована, какой-то процесс должен был выбросить её из родительского звёздного скопления. Произошло это относительно недавно, потому что такие светила вообще долго не живут. В частности, возраст Бетельгейзе оценивается в 10 млн лет.

Собственное движение Бетельгейзе известно, поэтому её траекторию можно «отмотать» в прошлое. Если звезда находится в 130 пк от нас, то её путь нигде не проходит вблизи звёздных скоплений, в которых она могла бы родиться. Это заставляло изобретать искусственные сценарии, в которых звезда летела зигзагом. В 2008 году Г. Харпер с соавторами дополнил данные «Гиппаркоса» измерениями параллакса Бетельгейзе в радиодиапазоне, на интерферометре VLA. Уточнённый результат отодвинул звезду до расстояния в 200 пк, так что её траектория приблизилась к единственному месту в округе, где эта звезда могла родиться, — к ассоциации Ori OB1a. Вероятно, при рождении Бетельгейзе была двойной с более массивным компонентом. Около миллиона лет назад он взорвался, и Бетельгейзе из-за эффекта пращи вылетела из ассоциации по направлению к плоскости Галактики со скоростью около 35 км/с (этот сценарий я уже мельком упоминал).

Расстояние в 200 пк не только решает проблему происхождения альфы Ориона, но и ставит последнюю точку в предсказании её будущей судьбы. Минимальные оценки расстояния не исключали сценария, в котором Бетельгейзе заканчивала свою жизнь как белый карлик с планетарной туманностью. Двести парсеков не оставляют этому сценарию ни одного шанса, ибо из них следуют теперешняя масса звезды 15-17 масс Солнца и неминуемая финальная вспышка сверхновой.

Но когда она произойдёт? Типичный ответ на этот вопрос, который и сам я давал не раз, таков: в любой момент, может быть, даже уже произошла (всё ж таки до неё 600 с лишним световых лет). Но реальность, конечно, сложнее. Детали эволюции таких массивных звёзд сильно зависят от нескольких трудно учитываемых факторов, в частности от скорости вращения звезды и темпа потери вещества с её поверхности. В частности, некоторые массивные звёзды после ухода с главной последовательности (ГП) описывают на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (ГР) так называемую «голубую петлю»: после стадии красного сверхгиганта временно или