Больше, чем просто звезда

Созвездие Ориона, или Небесного Охотника — пожалуй, наиболее узнаваемое после Большой Медведицы, а его знаменитый «пояс», состоящий из трех звезд 2-й величины, относится к числу известнейших астеризмов (примечательных звездных групп, не получивших официального статуса созвездий). Самая западная звезда в поясе — для жителей Северного полушария она оказывается справа — имеет собственное имя Минтака, а по каталогу Байера обозначается греческой буквой «дельта» (δ). Недавно были представлены интереснейшие результаты ее наблюдений, проведенных космическими рентгеновскими обсерваториями.

Выяснилось, что этот объект на самом деле состоит из пяти компонентов. Первые два — δ Ori A и δ Ori B, имеющие блеск соответственно 2,2 m и 6,8m — видны раздельно уже в небольшие телескопы, а чтобы увидеть слабый компонент δ Ori C, необходим инструмент с диаметром объектива не менее 30 см.

Яркая звезда δ Ori A, выглядящая в телескопы одиночной, тоже представляет собой сложную тройную систему. Она включает очень тесную звездную пару, вращающуюся вокруг общего центра масс с периодом 5,7 суток (δ Ori Aa), и менее массивный спутник, совершающий полный оборот вокруг них более чем за 350 земных лет (δ Ori Ab). Как выяснилось, именно эта система является мощным источником рентгеновского излучения, причем его интенсивность также меняется каждые 5,7 дней.

В ходе взаимного обращения двух более массивных компонентов (один из них тяжелее Солнца в 25 раз, второй — примерно в десять) периодически наступает момент, когда они затмевают друг друга, то есть находятся на одной линии с наземными наблюдателями. Такие системы известны как «затменные двойные». Они дают астрономам возможность «взвесить» составляющие их звезды и определить их размеры. Переменность в рентгеновском диапазоне также стала важной частью информации о необычной группе светил, получивших обозначения δ Ori Aa1 и δ Ori Aa2.

Присутствие массивных звезд может иметь очень существенные последствия для их галактического окружения. Эти объекты настолько горячие и яркие, что выбрасывают в пространство мощные потоки вещества в форме заряженных частиц (звездные ветры), распространяющиеся очень далеко и влияющие на химические и физические свойства газа в областях пространства, которых они достигают. Во многом такие потоки определяют дальнейшую судьбу породивших их звезд, в конечном итоге взрывающихся как сверхновые, оставляя после себя сверхплотные объекты — нейтронную звезду или черную дыру.

Откуда же в системе берется рентгеновское излучение? Ответ на этот вопрос был получен после 139-часовой наблюдательной сессии рентгеновской обсерватории Chandra. С ее помощью астрономы смогли проследить за тем, как более слабая звезда пары (δ Ori Aa2) блокирует различные области звездного ветра более массивной звезды, что помогло выяснить, какие из этих областей ответственны за возникновение высокоэнергетического излучения. Основная его часть, как оказалось, генерируется фронтами ударных волн при взаимных столкновениях быстро движущихся в этом ветре сгустков газа, выброшенных обоими светилами. Исследователи также обнаружили, что излучение отдельных атомов, определяемое по их характерным спектральным линиям, изменяется по мере вращения друг вокруг друга компонентов двойной системы. Следовательно, состав потоков вещества у каждой звезды заметно отличается.

Данные мониторинга в оптическом диапазоне, параллельно проводившегося на телескопе MOST Канадского космического агентства, показали наличие признаков колебаний главной звезды из-за приливного взаимодействия между ней и вторичным компонентом. Анализ кривой блеска системы в видимом свете вместе с детальным анализом оптических и ультрафиолетовых спектров также были использованы для уточнения параметров двух звезд. Удалось объяснить некоторые обнаруженные ранее несоответствия между их измеренными параметрами и моделями, описывающими их эволюцию. Это особенно важно ввиду того, что δ Ori Aa является ближайшей к Солнцу массивной затменно-двойной системой. Ее можно использовать, образно говоря, в качестве ключа для лучшего понимания зависимости между характеристиками других звезд, полученными из оптических наблюдений, и свойствами звездного ветра, определяемыми по их рентгеновскому излучению.