Звезда, которая ослепла на глазах у древних астрономов
AI Изображение создано с помощью ИИ и носит иллюстративный характер
Более ста лет астрономы спорили о странном расхождении в исторических записях. Звезда Тета Эридана в созвездии Эридан — третья по яркости в своём созвездии, её звёздная величина 2,9. Но древние астрономы описывали её совсем иначе. Исследование, опубликованное на сервере препринтов arXiv 29 июня, предложило plausible объяснение этой загадки. Об этом сообщает издание Phys.org.
Древние астрономы — Гиппарх, Птолемей и аль-Суфи — все описывали Тета Эридана как одну из ярчайших звёзд на ночном небе. Гиппарх около 129 года до н. э. называл её «самой яркой и самой южной из всех в Реке». Птолемей в «Альмагесте» (137 год н. э.) включил её в число 13 ярчайших звёзд всего неба. Почти 800 лет спустя, в 964 году н. э., персидский астроном аль-Суфи всё ещё указывал её звёздную величину как 1.
Затем, в 1603 году, один из участников голландских экспедиций Фредерик де Хаутман опубликовал каталог звёзд южного неба, где звезде была присвоена величина 3 — что соответствует её современной, обычной яркости. Было ли это внезапное падение яркости реальным или ошибкой в исторических записях — обсуждалось столетиями. Интересно, что Тета Эридана, долгое время считавшаяся одиночной звездой, на самом деле является системой из трёх звёзд: тесной двойной пары и третьего, более удалённого компаньона.
В новом исследовании два учёных — Идель Вайсберг и Боаз Кац — утверждают, что исторические сообщения о яркости Тета Эридана, скорее всего, были точными, а не ошибочными. Они сначала исключили обыденные объяснения, предлагавшиеся за последнее столетие: путаницу с гораздо более яркой звездой Альфа Эридана, опечатку в древних текстах и избыточную поправку на атмосферное ослабление при малых высотах наблюдения. «Мы не находим убедительных причин опровергать тот факт, что Тета Эридана была визуально ярче примерно в десять раз в период от 2000 до 1000 лет назад», — пишут они.
Не найдя убедительных альтернатив, исследователи обратились к самой звёздной системе. Используя интерферометрию, спектроскопию и спутниковую фотометрию, они выявили возможный механизм драматического потускнения. Они составили карту внутренней двойной звезды и обнаружили, что звёзды обращаются очень близко друг к другу — 0,083 а.е., примерно пятая часть расстояния от Меркурия до Солнца — и их орбита почти круговая, с небольшим вытяжением. Обе звезды имеют схожие массы: около 2,3 и 2,2 массы Солнца.
Обе звезды расширились примерно до 80% от размера своей «полости Роша». Полость Роша — это максимальный размер, которого может достичь звезда в двойной системе, прежде чем её гравитация проиграет перетягивание каната с компаньоном и начнёт перетекать на него материей. Нахождение на 80% этого предела означает, что звёзды живут опасно близко к этому порогу. В частности, большая из двух звёзд застигнута в особый момент: она только что закончила сжигать водород в ядре и находится на переходной стадии перед вступлением в следующую эволюционную фазу.
Все эти свойства хорошо согласуются с объяснением исторического увеличения яркости, о котором сообщали древние астрономы. Исследователи предполагают, что по мере старения и расширения этой звезды она, вероятно, перебрасывала вещество на своего компаньона во время более вытянутой орбиты в прошлом. Этот процесс высвободил бы всплеск энергии, который обеспечил долговременное свечение, совпавшее с примерно 1000-летним периодом, когда древние наблюдатели сообщали о необычайной яркости звезды. Со временем этот процесс постепенно успокоил орбиту до более тихой, почти круговой конфигурации, наблюдаемой сегодня.
«Это укрепляет аргумент в пользу того, что видимое увеличение яркости было реальным, а не ошибкой трёх разных древних наблюдателей, как часто утверждалось в прошлом», — заключают авторы. Исследователи отмечают, что ключевая часть головоломки всё ещё отсутствует — что определяет, как долго может длиться такое свечение и насколько ярким оно может стать. Поиск и изучение большего числа двойных систем, проходящих через аналогичный процесс в современных фотометрических обзорах, может помочь лучше понять, как эволюционируют тесные двойные звёзды.
