Полярная звезда
Полярная звезда, или Полярная, — ярчайшая звезда созвездия Малой Медведицы и ближайшая заметная звезда к северному небесному полюсу. Она указывает направление на географический север, почти не меняет положения в течение ночи и на протяжении столетий служит ориентиром для путешественников и мореходов. За внешне спокойным светом скрывается тройная система: главный компонент представляет собой жёлто-белый сверхгигант и классическую цефеиду, радиус которой примерно в 46 раз больше солнечного.
Положение и наблюдение
Полярная находится на конце рукоятки Малого Ковша и обозначает хвост Малой Медведицы. Её видимая величина близка к 2m: звезда хорошо заметна даже в городе, но значительно уступает Сириусу, Арктуру, Веге и другим ярчайшим светилам ночного неба. Особое значение Полярной связано не с блеском, а с положением у оси суточного вращения небесной сферы.
Склонение звезды превышает +89°, поэтому на большей части Северного полушария она не заходит за горизонт. На Северном полюсе Полярная располагается почти в зените, в средней полосе России поднимается примерно на 50–60°, а у экватора видна у самого северного горизонта. Почти во всём Южном полушарии она остаётся под горизонтом.
Самый известный способ поиска начинается с Большого Ковша. Прямую от Мерака через Дубхе продолжают примерно на пять расстояний между этими звёздами. Она приводит к Полярной. Осенью, когда Большая Медведица проходит низко над горизонтом, дополнительным ориентиром служит Кассиопея: её W-образная фигура находится по другую сторону небесного полюса.
Полярная участвует в суточном движении неба и описывает небольшой круг вокруг истинного полюса. На длинной фотографии её след заметен среди коротких концентрических дуг, тогда как звёзды, удалённые от полюса, оставляют намного более длинные линии.
Северный небесный полюс
Северный небесный полюс — точка, в которую направлена ось вращения Земли. Полярная находится менее чем в одном градусе от неё. Поэтому направление на звезду почти совпадает с направлением на географический север, но не связано с северным магнитным полюсом, положение которого меняется и не совпадает с осью вращения планеты.[4]
Высота Полярной над ровным горизонтом приблизительно равна географической широте наблюдателя. В Москве она находится примерно в 56° над северным горизонтом, в Санкт-Петербурге — около 60°, а на широте 40° поднимается примерно на 40°. Для грубого определения широты достаточно угломера, однако точная навигация требует учитывать смещение звезды относительно полюса, атмосферную рефракцию и высоту наблюдателя над уровнем моря.
Полярная подходит для определения направления ночью, когда видны звёзды. Днём, при облачности и в полярных районах современная навигация использует спутниковые системы, инерциальные приборы и радионавигацию. Тем не менее положение звезды остаётся простым способом проверки сторон света без оборудования.
Тройная звёздная система
Полярная состоит из близкой пары Aa–Ab и удалённого компонента B. Яркий сверхгигант Полярная Aa почти полностью определяет видимый блеск системы. Полярная Ab находится в среднем примерно в 18 астрономических единицах и обращается вокруг общего центра масс за 29,4 года. Сильно вытянутая орбита сокращает расстояние между компонентами в периастре примерно до 6,2 астрономической единицы.[2]
Слабый компонент Ab долго оставался невидимым. Его существование обнаружилось по периодическому изменению лучевой скорости сверхгиганта, а непосредственно разделить пару впервые удалось космическому телескопу Hubble. Современная интерферометрия CHARA различает компоненты при угловом расстоянии в десятки тысячных долей секунды дуги и позволяет восстанавливать их орбиту.
Полярная B находится примерно в 18″ от главной пары, что соответствует расстоянию около 2400 астрономических единиц. Уильям Гершель заметил её в 1780 году. Этот компонент виден в небольшой телескоп как слабая точка рядом с сиянием Полярной A. Общее движение и согласующиеся расстояния показывают, что B связана с центральной парой и совершает чрезвычайно медленный оборот.[1]
Расстояние до системы определено по Полярной B. Главный компонент слишком ярок для части точных измерений Gaia, а его пульсации и орбитальное движение усложняют обработку. Параллакс более спокойной удалённой звезды даёт расстояние 136,90 ± 0,34 парсека, или около 446,5 светового года.[2]
Физические свойства Полярной Aa
Полярная Aa — жёлто-белый сверхгигант спектрального класса F7 Ib. Её масса составляет 5,13 ± 0,28 массы Солнца, а средний радиус — 46,27 ± 0,42 солнечного. Если поместить звезду в центр Солнечной системы, её поверхность находилась бы примерно в 32 миллионах километров от центра — внутри орбиты Меркурия, средний радиус которой близок к 58 миллионам километров.[2]
Температура фотосферы близка к 6000 K и меняется в ходе пульсационного цикла. Она сопоставима с солнечной, однако площадь поверхности Полярной в тысячи раз больше. Общая светимость достигает примерно 2500 светимостей Солнца. Жёлтоватый оттенок возникает из-за сочетания температуры и распределения энергии в видимом диапазоне.
Возраст системы составляет несколько десятков миллионов лет. Массивный главный компонент израсходовал водород в центральной области, покинул главную последовательность и расширился до сверхгиганта. Сейчас он пересекает полосу нестабильности — область диаграммы Герцшпрунга — Рассела, в которой звёздные оболочки начинают устойчиво пульсировать.
Интерферометрические изображения показывают неоднородную яркость поверхности Полярной Aa. На ней присутствуют крупные светлые и тёмные области, связанные со звёздной активностью или гигантскими конвективными ячейками. Возможный период вращения около 120 суток пока остаётся предметом уточнения.[2]
Пульсации цефеиды
Полярная Aa относится к классическим цефеидам — сверхгигантам, которые регулярно расширяются и сжимаются. Её пульсационный цикл длится около 3,969 суток. Радиус, температура, скорость движения атмосферы и блеск меняются согласованно, но амплитуда Полярной значительно меньше, чем у большинства известных цефеид.[5]
Пульсацию поддерживает изменение прозрачности слоя частично ионизованного гелия. При сжатии вещество становится менее прозрачным, задерживает энергию и нагревается. Давление выталкивает оболочку наружу; после расширения газ охлаждается, прозрачность возрастает, и сила тяжести снова вызывает сжатие. Этот механизм повторяется без внешнего воздействия.
Полярная пульсирует в первом обертоне: её оболочка колеблется не в основном режиме, а в более высокой собственной моде. Поэтому наблюдаемый период короче фундаментального периода звезды сходных размеров. Малая амплитуда не позволяет заметить изменение блеска глазом, но оно уверенно регистрируется фотометрическими приборами.
Период Полярной не остаётся строго постоянным. В течение большей части XX века он увеличивался примерно на несколько секунд в год, а амплитуда ослабевала и затем снова начала расти. Эти изменения связаны с эволюцией сверхгиганта, особенностями обертонной пульсации и, возможно, прохождениями близкого компонента через периастр.[5]
Цефеиды и шкала расстояний
Период классической цефеиды связан с её истинной светимостью: более крупные и яркие звёзды пульсируют медленнее. Измерив период и сравнив расчётную светимость с наблюдаемым блеском, можно определить расстояние. Этот метод используется для звёздных скоплений и ближайших галактик, где отдельные цефеиды ещё различимы.
Полярная — ближайшая и самая яркая классическая цефеида на земном небе. Её угловой диаметр удаётся измерять интерферометрами, орбитальное движение даёт независимую массу, а компонент B обеспечивает точный параллакс. Такое сочетание делает систему важной проверкой зависимости «период — светимость» и моделей эволюции массивных звёзд.
Динамическая масса Полярной Aa оказалась выше прежних оценок, но звезда всё равно светит ярче, чем предсказывают некоторые эволюционные модели для объекта такой массы. Расхождение связано с тем, как модели учитывают вращение, перемешивание вещества в ядре и потерю массы на предшествующих стадиях.[2]
Прецессия и смена полярных звёзд
Полярная не всегда находилась у северного полюса мира. Земная ось медленно описывает круг под действием притяжения Луны и Солнца. Один цикл осевой прецессии занимает около 26 тысяч лет, поэтому небесный полюс постепенно перемещается среди звёзд.[6]
Около пяти тысяч лет назад роль северного ориентира выполнял Тубан в созвездии Дракона. Полярная будет приближаться к полюсу ещё несколько десятилетий, после чего расстояние начнёт увеличиваться. Примерно через 12 тысяч лет область полюса приблизится к Веге в созвездии Лиры.[4]
Прецессия меняет направление земной оси, но не означает перемещения самой Полярной вокруг Земли. Звезда движется по собственной орбите в Галактике, а её видимая близость к полюсу представляет собой временное геометрическое совпадение.
Название и история наблюдений
Название Polaris происходит от латинского выражения stella polaris — «полярная звезда». Международный астрономический союз официально закрепил имя Polaris за компонентом α Малой Медведицы Aa в 2016 году.[7]
Античные астрономы знали эту звезду, но в их эпоху она находилась дальше от полюса, чем сегодня. В Средние века и эпоху океанских плаваний её положение сделало Полярную одним из главных небесных ориентиров Северного полушария. Моряки определяли широту по высоте звезды, а направление на неё использовали как линию истинного севера.
Уильям Гершель обнаружил удалённый компонент B в XVIII веке. В начале XX века изменения лучевой скорости выявили близкий компонент Ab. Hubble впервые получил его прямое изображение, а измерения CHARA в XXI веке уточнили орбиту, массы компонентов, радиус сверхгиганта и неоднородное строение его поверхности.
См. также
Источники
- ↑ 1,0 1,1 1,2 Hubble Images Polaris’s Companion // NASA Science.
- ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 2,12 2,13 2,14 The Orbit and Dynamical Mass of Polaris: Observations with the CHARA Array // The Astrophysical Journal. 2024.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 Polaris // SIMBAD.
- ↑ 4,0 4,1 What Is the North Star and How Do You Find It? // NASA Science.
- ↑ 5,0 5,1 The spectroscopic orbit of Polaris, and its pulsation properties // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2023.
- ↑ Reference Systems // NASA Science.
- ↑ Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1 // International Astronomical Union.