V766 Центавра – самая большая желтая звезда во Вселенной

Сегодня мы расскажем Вам о самой большой из известных ныне во Вселенной желтой звезде. Речь в нашем видео пойдет о переменном кратном желтом гипергиганте V766 Центавра, который также имеет каталогизированные обозначения в Йельском каталоге ярких звезд как HR 5171 и в каталоге Генри Дрейпера, как HD 119796.

Наблюдать эту звезду на небосводе из-за ее достаточно сильного южного склонения, к сожалению, можно только в Южном полушарии и в тропических широтах полушария Северного. Имея примерно 7 звездную величину, V766 очень трудно различима в ночном небе, однако при помощи бинокля с успехом наблюдается в созвездии Центавра чуть юго-восточнее звезды Беты или Хадар ближе к границе с созвездиями Циркуля и Мухи.

Расстояние от нас до V766 Центавра с относительной точностью было определено при помощи спутника «Гипаркос». На данный момент мы имеем значение в 11 700 световых лет.

Как уже отмечалось выше V766 Центавра – это кратная звездная система, состоящая минимум из трех компонент. Бинарной пары V766 Центавра А и, вероятно, голубоватой звезды спектрального класса В0, которая обозначена, как V766 Центавра В.

Удаление компоненты В от доминирующего бинарного компаньона составляет порядка 30 000 астрономических единиц, поэтому многие астрономы-скептики в данный момент сомневаются в том, что она, действительно, связана с парой V766 Центавра А. Вероятный орбитальный период в случае существования системы может составлять более 180 000 лет. Масса компоненты В, вероятно, превышает солнечную минимум в 25 раз при светимости в 316 000 светимостей Солнца и температуре в 27 000 градусов по Кельвину. Сейчас трудно сказать, находится ли эта звезда все еще на главной последовательности, поскольку, согласно бытующих моделей эволюции подобных звезд, водородные термоядерные реакции в ее ядре должны были бы уже прекратиться. Поэтому рядом с определением «субгигант» ставим несколько жирных знаков вопроса.

Теперь давайте вернемся к более интересной тесной паре V766 Центавра А, где компонеты получили обозначения, согласно Вашингтонской классификации, как Аа и Аb. Второстепенная компонента V766 Центавра Аb – это, вероятнее всего, желтый сверхгигант с массой около 5 солнечных и радиусом, который уже превышает радиус нашего центрального светила, по оценкам различных источников, от 300 до 650 раз. Температура на его поверхности положена в предел от 4 800 до 5 200 градусов по Кельвину. А вот выделить его светимость из-за близости более яркой главной компоненты довольно тяжело, поэтому ее также положили в вероятностный предел от 250 до 350 тысяч светимостей Солнца.

Ну и, наконец, главная компонента системы – гипергигант V766 Центавра Аа. Он сам по себе уже выдающиеся светило, поскольку на сегодняшний день является самой большой во Вселенной желтой звездой из всех известных науке. Ее радиус оценивается по различным данным от 1315 до 2000 радиусов Солнца. От себя добавим, что верхний предел выглядит несколько преувеличено и, по всей видимости, является полем максимальной погрешности. Спектральный класс звезды на сегодняшний день определен, как К0, хотя, как интересный факт отметим то, что в 1956 году звезде определяли класс G5, а в 1971 – как G8. Варьировалась и видимость звезды на небосводе – от почти в 6 с половиной до 5,85 звездной величины. Причина подобного существенного разночтения на протяжении определенных временных отрезков в данных относительно и спектра, и видимости – для нас остается непонятной, поскольку в заслуживающих доверие источниках этот вопрос не освещается. В качестве версии, выскажемся о переменности как отдельно взятого гипергиганта, так и бинарной системы в целом.

Масса V766 Центавра Аа также является предметом споров в научном мире. По всей видимости, она все же лежит в пределе от 36 до 40 масс Солнца. Светимость звезды более чем впечатляет – ее приводят в 630 000 светимостей нашего центрального светила.

Что касается эффективной температуры поверхности, то тут стоит констатировать, что звезда несколько горяча для своей сверхгигантской стадии. Несколько уступая по этому показателю своей второй тесной компоненте, со значением в 5000 градусов по Кельвину V766 Центавра Аа является едва ли не самой горячей из известных на данный момент желтых гигантских звезд.

Пара V766 Центавра А, как уже говорилось выше, показывает неустойчивые полупериодические изменения в своей яркости и цветности. Колебания по этим характеристикам происходят, вероятно, из-за физических изменений в главной гипергигантной звезде, пульсаций в ее оболочке и периодических затмеваний между двумя близкими звездами-компаньонами. Именно благодаря этому, в 1973 году система и получила свое нынешнее обозначение V766 Центавра, как вариабельная звезда, попав в каталог Корбена.

В то же время отметим, что сейчас V766 Центавра Аа пытаются также отнести к классу ярких гигантских переменных S Золотой Рыбы, поскольку главная компонента системы уж очень отвечает их общим признакам. В частности специалисты отмечают увеличение температуры поверхности гипергиганта и взрывные пульсации сродни извержениям Эты Киля, которые, наверняка, имели место в прошлом. Об этом может свидетельствовать небольшая туманность, которая простирается вокруг звезды на более чем 6500 астрономических единиц. Данная туманность, как предполагается, образовалась из выброшенного звездой газа несколько сотен тысяч лет назад.

Бинарная пара V766 Центавра А имеет общий орбитальный период в 1304 земных суток. Однако любопытным является не это значение, а расстояние между центрами звезд, которое оценивают от 2000 до 2400 радиусов Солнца. Все это означается, что пара настолько тесная, что звезды в ней могут соприкасаться своими поверхностями.

А это, скорее всего, в будущем, по астрономическим меркам, не таком уже и далеком, вполне может сказаться на эволюционных процессах звездной системы. Сейчас предложено несколько моделей развития ситуации с парой V766 Центавра А, которые сходятся между собой лишь только в оценках ее возраста, приводя цифру в 4 миллиона лет. По одной из них, которая не учитывает в значительной мере близость компонет, V766 Центавра Аа и далее будет расширяться в объеме и разогреваться, все больше обретая характеристики и признаки звезды Вольфа-Райе. В связи с этим ученые пророчат в конце эволюционного пути главной компоненты мощный взрыв сверхновой или даже гиперновой, характерный для переменных типа S Золотой Рыбы или бинарных звезд Вольфа-Райе. В результате такого взрыва черная дыра может и не образоваться, так как вследствие детонации неимоверной мощности коллапсирующий материал ядра может без остатка рассеяться по окружающему пространству.

По другой гипотезе и модели, синхронное расширение в объеме обоих компонент системы приведет к их слиянию, что вызовет также взрыв сверхновой, однако меньшей мощности и при меньших масштабах поражения окружающего космоса факторами взрыва. Как маловероятный вариант, отметим, что может произойти и сброс оболочек обоих звезд без видимых взрывных проявлений. Что касается звездных ядер, то тут также разговаривать можно много и долго. Вряд ли ядро главной компоненты при втором варианте сколлапсирует до черной дыры. Вероятно, на тот период оно будет все еще горячим и в нем буде преобладать гелий с определенным содержанием других элементов. В этом случае может образоваться горячий субкарлик. Подобная участь постигнет, скорее всего, и ядро второй компоненты. Учитывая то, что большинство теоретиков второй вариант считают более реалистичным в создавшейся ситуации, то где-то через несколько сот тысяч лет земляне смогут наблюдать за интереснейшим взаимодействием между двумя относительно близкими горячими субкарликами.

Ранее сообщалось о том, что японцы впервые сняли вращение астероида.



Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *