книги из ГПНТБ / Псковский, Ю. П. Новые и сверхновые звезды

Глава III

ОБЫКНОВЕННЫЕ НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Как открывают новые

Мы уже знаем, что появление новой звезды не представ­ ляет собой рождения звезды в месте, где ее до сих пор не было. Когда в астрономическую обсерваторию приходит телеграмма об открытии новой, астрономы приступают к ее наблюдению: фотографируют ту часть неба, где обна­ ружена вспышка, а также получают спектры новой звезды. Кроме того, астрономы просматривают многочис­ ленные старые снимки этой области неба, чтобы узнать, какой величины была эта звезда до вспышки. И часто поиски оказываются удачными: на месте вспышки дейст­ вительно ранее была видна слабая звездочка, не изменяв­ шая сильно своего блеска. Особая же удача бывает, когда эту часть неба фотографировали накануне открытия но­ вой. В этих случаях удается обнаружить и оцепить звезд­ ную величину новой в период подъема ее блеска. Каза­ лось бы, скромный успех? Но астрономы, увы, пока еще не обнаружили признаки, по которым можно предвидеть, что звезда готовится к вспышке. Не удалось пока застать и самое начало вспышки.

Чаще всего новую звезду обнаруживают, когда она уже стала медленно гаснуть, н значительно реже — до того момента, как она достигла наибольшего блеска (макси­ мума).

Вотличие от других разновидностей взрывных звезд,

скоторыми мы будем знакомиться позже, типичные но­ вые звезды — это такие, у которых наблюдалась единст­

венная вспышка, в ходе которой блеск быстро увеличи­ вался на 5—17 звездных величин, т. е. в тысячи и даже миллионы раз, а затем новая начинала сравнительно мед­ ленно ослабевать и постепенно возвращаться к своему первоначальному слабому блеску.

52

Хотя вспышки новых звезд наблюдали еще тысячелетия назад, систематически обнаруживать их стали лишь в по­ следнее столетие. С тех пор найдено около двухсот но­ вых звезд. Теперь ежегодно их открывается до десятка. Но в нашем столетии среди них была всего одна, пре­ восходившая в момент максимума блеска нулевую звезд­ ную величину.

Самая яркая новая в нашем веке вспыхивала в созвез­ дии Орла в 1918 г. Ее поэтому называют Новая Орла 1918 г. Немного слабее ее были Новая Персея 1901 г. и Новая Кормы 1942 г.

Следует отметить, что примерно с 1604 г., когда была обнаружена очень яркая Новая Змееносца (или Новая Кеплера, в действительности оказавшаяся сверхновой звез­ дой), астрономы вплоть до начала нашего века не откры­ вали ярких новых звезд. Это объясняется, главным образом, неблагоприятными сезонными условиями. Разве не могло быть вспышек звезд в созвездиях, которые в это время года не видны, так как восходят и заходят днем? Напри­ мер, созвездия, видимые низко над горизонтом в южной стороне неба зимой, нельзя видеть в течение летнего се­ зона и наоборот. Или, например, случится две недели не­ погоды в Европе, где в прошлом веке были сосредоточены почти все обсерватории, и новая звезда ослабевала так, что ее уже не найти простым глазом. Несомненно, что некоторые яркие вспышки новых теряются и в паше время.

Медленные и быстрые новые звезды

Мы уже говорили, что важной характеристикой звезд, из­ меняющих блеск, являются их кривые блеска (рис. 10). У новых звезд кривые блеска делятся па два главных участка: участок подъема до максимума и участок паде­ ния блеска после максимума. Сравнение кривых блеска различных новых звезд показало, что подъем блеска в среднем всегда идет быстрее падения и, чем быстрее подъем, тем больше и скорость последующего «погаса­ ния» звезды. Каждый участок кривой блеска новой звезды кроме того имеет свои особенности.

Кривая возрастания блеска обычно не совсем гладкая: примерно за две величины до максимума блеск новой несколько часов почти ие меняется или возрастает

53

Чю. 10. Схема кривой блеска новой звезды с указанием стадий, наблюдаемых

лее cncicrpe

а— состояние до вспышки, б — начальный подъем, в — прсдмаксимальная

три типа поведения новой звезды во время переходного периода

медленнее. После этого звезда увеличивает блеск до мак­ симального и вскоре после этого начинает ослабевать. После первоначального периода ослабления блеска на 3—4 звездных величины новая звезда вступает в так на­ зываемый переходный период. В это время новые звезды ведут себя по-разному. У одних убывание идет и далее плавно, у других — носит колебательный характер, а у третьих — блеск резко падает на несколько звездных величин, но спустя некоторое время частично восстанав­ ливается. С этого времени начинается период окончатель­ ного спада блеска до звездной величины, какую новая звезда имела до вспышки.

Новые звезды очень разнообразны не только но ха­ рактеру изменения блеска, ио и по скорости его измене­ ния. Вот, например, кривая блеска очень быстрой Новой Персея 1901 г. (рис. 11, а). До вспышки эта звезда была, по-видимому, 13-й звездной величины. Найдена она была уже во время возрастания блеска как звездочка 11-й ве­ личины и за 27 часов увеличила блеск до 3-й величины. Затем, не сделав остановки, она несколько сбавила скорость нарастания блеска и еще спустя 38 часов достигла макси­ мума блеска. Следовательно, на то, чтобы увеличить свой

54

Иовам Живописца 1925 г

Рис, 11. Кривые блеска быстрых (я) и медленных (б) новых звезд

Таблица &

ГАРАНТEl* КРИВЫХ ВЛЕСКА НЕКОТОРЫХ НОВЫХ ЗВЕЗД

Чтобы оценить мощность и энергию, выделяемую новыми звездами при вспышках, нужно уметь определять расстоя­ ния до них и их абсолютные величины.

57

Пути определения расстояний и абсолютных величии новых

Мы уже знаем, как находят расстояния до звезд. Но в случае новых звезд обычные способы использовать уда­ ется редко. Например, спектральные методы определения абсолютных величии здесь непригодны, так как спектры новых звезд, как мы увидим далее, иеобычиы.

Пришлось изыскивать другие способы. Самый надеж­ ный из них основан на том, что при вспышке новой звез­ ды образуется расширяющаяся оболочка, которую можно наблюдать сначала спектрально, а затем и на снимках.

Возьмем для примера одну из наблюдавшихся в на­ шем веке вспышку Новой Персея 1901 г. Изучение ее спектра в эпоху максимального блеска показала, что во­ круг звезды образовалась оболочка, расширяющаяся со скоростью около 1200 км/сек. Скорость расширения обо­ лочки была найдена по принципу Доплера из смещения линий поглощения в спектре повой звезды. Через не­ сколько лет после вспышки на фотографиях вокруг звезды была обиаружена слабая тумапиость, радиус кото­ рой систематически увеличивался примерно на 0,54 угло­ вую секунду за год. Это была сама расширяющаяся обо­ лочка (рис. 12). Если учесть, что в году около 31,6 мли. секунд, то по скорости расширения, найденной ранее по спектру оболочки, мы можем подсчитать годовой прирост оболочки в километрах или в астрономических единицах: 1200X31,6 мли. = 37,9 млрд, км = 254 а. е. Вспомним теперь, что парсеком мы называем расстояние, с которого астрономическая единица видна под углом в 1 секунду. Следовательно, расстояние до Новой Персея будет в соот­ ветствующее число раз больше, т. е. равно 470 пс.

В редких случаях удается спустя полгода после вспышки обнаружить быстро расширяющееся кольцо — это новая звезда временно освещает случайно оказав­ шуюся рядом с ней пылевую туманность. Мы наблюдаем таким образом распространение световой волны в пылевой туманности или, другими словами, световое эхо вспышки. И в этом случае тоже можно рассчитать расстояние до новой методом, аналогичным применяемому к расширяю­ щейся оболочке новой звезды.

Пока расширяющиеся оболочки наблюдали в пятнад­ цати, а световое эхо — в четырех случаях. Расстояния до

58

Таблица 7

АБСОЛЮТНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ НОВЫХ ЗВЕЗД В МАКСИМУМЕ БЛЕСКА

в максимуме колеблются от —9,6 до —6,5. Следовательно, когда вместо них используем среднюю абсолютную вели­ чину (она равна —8,1), то получим грубые оценки рас­ стояний, иногда завышенные или заниженные более чем

вдва раза.

Ксчастью, американским исследователем Д. Мак-Лоф- лином еще в 1945 г. по этим нескольким новым было об­ наружено, что абсолютные величины быстрых новых обычно больше, чем медленных. Таким образом, по ско­ рости ослабления блеска мы можем найти абсолютную ве­ личину новой в максимуме и вычислить ее расстояние

точнее, чем просто по средней абсолютной величине. Но пока эта закономерность была основана на нескольких оценках, преимущества ее использования были невелики. Она скорее была угадана, чем установлена. Лишь десяти­ летие спустя аккуратное исследование блеска новых звезд в туманности Андромеды подтвердило и уточнило найден­ ную Мак-Лофлииом закономерность.

Перепад между блеском в максимуме и в минимуме на­

больше, чем у медленных. Таким образом, основные раз­ личия между новыми звездами заключены в мощности вспышек — в их максимальных светимостях и скоростях возгорания и ослабления. А абсолютные величины новых звезд в минимуме блеска (т. е. стадии, в которой новая

GO

пребывает основное время жизни) сходны: от Зш до 5Ш за редкими исключениями.

Итак, в стадии минимального блеска новые звезды ока­ зываются объектами малой светимости, подобно нашему Солнцу. Однако, как мы узнаем, познакомившись с фи­ зической природой новых звезд, они существенно отлича­ ются от нашего светила во многих отношениях.

Новые в туманности Андромеды

Еще в 1929 г. Хаббл нашел в близкой к нам спиральной системе — в туманности Андромеды — несколько десятков новых звезд. С тех пор исследователи часто находят но­ вые в этой галактике. Сейчас их число приближается к двумстам. Особенно ценным было исследование амери­ канского астронома X. Арпа. Он изучил множество фото­ графий этой туманности, полученных в 1953—1955 гг. в течение 290 ясных ночей, и нашел 30 новых звезд, блеск которых аккуратно измерил.

Звезды в туманности Андромеды практически все на­ ходятся на одинаковом расстоянии от нас, теперь хорошо установленном и равном 690 кпс. Поэтому для вспыхиваю­ щих в ней новых звезд абсолютные величины в максиму­ мах блеска находятся без особых трудностей, если только вспышка не произошла в области с большим поглощением света.

Одинаковы ли по свойствам новые этой туманности с новыми нашей Галактики? Этот вопрос исследован, и найдено, что физически они одинаковы. Следовательно, закономерность между абсолютной величиной в макси­ муме ы скоростью падения блеска новой может служить для определения расстояний до новых звезд в нашей Галактике.

Но не только этому помогло исследование новых звезд

всоседней с ними галактике. Наблюдения за появлением новых в туманности Андромеды велись регулярно на про­ тяжении нескольких лет, что позволило оценить, сколько

всреднем новых вспыхивает в этой галактике за год. По­ лучились оценки 26—31 в год (последняя оценка принад­ лежит советскому астроному А. С. Шарову). В нашей Га­ лактике среднее число вспышек новых- в год оценить трудно, так как из-за сильного поглощения света в Млеч­ ном Пути мы хорошо видим вспышки только ближайших

61