книги из ГПНТБ / Воронцов-Вельяминов Б.А. Галактики, туманности и взрывы во Вселенной

Уряда бывших новых звезд электрофотометр позво­ лил обнаружить еще правильные пульсации очень мало* го периода, приводящие к изменению блеска в сотые до­ ли звездной величины.

УDQ Геркулеса их период— 71 сек. Теория пульса­

ции звезд приводит к оценке их радиуса и массы в со­ гласии с выведенными из орбитальных движений в паре.

Вопрос о причинах вспышек новых звезд весьма сло­ жен. Для того чтобы разобраться в нем, чрезвычайно важно было бы знать, что представляют собой новые звезды до своей вспышки, какова их природа. С этой целью необходимо сфотографировать спектры звезд. Од­ нако сфотографировать спектры всех столь слабых звезд невозможно, потому что их много и потому что они слабы. Что делается с ними после вспышки, еще можно установить, хотя и с трудом, потому что и пос­ ле вспышки их трудно изучать — нужна чрезвычайно мощная аппаратура. Поэтому природа новых звезд, их спектр до вспышки нам неизвестны, и это затрудняет изучение вопроса, в чем состоит причина вспышек.

Московские астрономы Б. В. Кукаркин и П..П. Паренаго показали, что у новоподобных звезд, которые сход­ ны с новыми звездами, но вспыхивают часто, существует закономерность: чем сильнее их вспышки, тем реже они вспыхивают. Если такую закономерность можно распро­ странить на обычные новые звезды, то они тоже должны вспыхивать повторно, но с промежутками в несколько тысяч лет. Поэтому не каждая звезда должна испыты­ вать несколько вспышек в своей жизни. Нельзя думать, что вспышка является «детской болезнью» каждой звез­ ды. Это «хроническая болезнь» особого типа звезд.

Исходя из этого, был сделан прогноз, что та звезда, которая вспыхнула в созвездии Короны в 1866 г., долж­

90

на вспыхнуть снова через 60—100 лет. И действительно, через 80 лет (в 1946 г.) эта звезда вспыхнула снова, при­ чем первым заметил ее железнодорожник Каменчук.

При изучении спектров повторных новых звезд уда­ лось установить, что в результате вспышек повторные новые звезды не меняют существенно своей физической природы, что они являются горячими звездами и до и после вспышки, звездами довольно большой силы света и обладают характерными признаками, не имеющими ни­ чего общего с нашим Солнцем. Оказалось, что обычные новые звезды после вспышки имеют такую же физиче­ скую природу, как и повторные новые звезды до и пос­ ле своих вспышек.

Таким образом, на основании этого можно утвер­ ждать, что новые звезды в процессе одной вспышки не меняют существенно своей природы, что это звезды осо­ бого класса, к которому наше Солнце не.принадлежит и которое поэтому не вспыхнет.

Но в чем состоит главная причина вспышки? Чем объясняется свойство новых звезд вспыхивать? На этот вопрос пока ответить очень трудно. Существуют по это­ му поводу различные гипотезы, из которых наиболее раз­

недрах по временам происходит перепроизводство ядерной энергии. Вследствие этого в них возникает тепловой взрыв и ударная волна из их недр распространяется к поверхности, взрывает наружные, поверхностные слои газа и производит явления, которые мы наблюдаем. Они считают, что непосредственной причиной перепроизводст­ ва энергии может быть поглощение этими звездами

91

взрывчатого вещества из межзвездной среды. Таким взрывчатым веществом является дейтерий, или тяжелый водород.

В пространстве между звездами вблизи плоскости Га­ лактики существует межзвездный водород, и если в со­ ставе этого водорода, который часто образует отдельные облака, существует несколько повышенный процент тя­ желого водорода, то звезда, попав в такое облако, может «насосаться» взрывчатого вещества—дейтерия, который, попав в звезду, и создает эту взрывную волну. Конечно, эта гипотеза далека от тех наивных представлений, кото­ рые были распространены в прошлом веке, когда допу­ скали, что вспышка новой звезды может быть результа­ том столкновения двух звезд, как это полагал, например, шведский ученый Аррениус.

В настоящее время мы знаем скорости движения звезд и плотность их в пространстве. Известно из под­ счетов, что звезды могут сталкиваться так редко, что

звезд.

С другой стороны, при анализе результатов наблюде­ ний представляется возможным следующее. Существу­ ют звезды-гиганты и звезды-карлики. Когда мы изучи­ ли силу света новых звезд между их вспышками, то оказалось, что они имеют физические характеристики, промежуточные между характеристиками гигантских го­ рячих звезд и горячих карликов. Таким образом по отно­ шению к их истинной силе света образовалась непрерыв­ ная последовательность горячих звезд—белых и голубова­ тых. Новые звезды после своей вспышки оказываются нео­ бычайно плотными, почти такими же сверхплотными, как

92

известные белые карлики. Поэтому можно себе предста­ вить следующую картину происхождения белых карликов.

Некоторые белые звезды стремятся избавиться от излишней массы. Как это происходит, точно сказать нельзя. Наиболее массивные, по-видимому, теряют свою массу в результате вспышек как новые звезды, причем обнаружилась любопытная особенность: чем звезда ме­ нее яркая между вспышками и чем ближе ее состояние к состоянию белого карлика, тем реже, но сильнее она вспыхивает. Очевидно, неустойчивость, которая в них на­ капливается, приводит к взрыву. Она накапливается в них более длительное время, чем в повторных новых звездах, но, накопившись, прорывается в гораздо более резкой форме. Раз от раза, от вспышки к вспышке, те­ ряя массу, звезда постепенно уплотняется. Такая звез­ да вспыхивает как новая все реже, пока не перейдет в состояние уплотненной и совершенно устойчивой звезды. Освободившись от избытка своей массы, она превращает­ ся в белого карлика, вещество которого так плотно, что 1 см3 его весил бы около тонны.

Повторные новые, новоподобные и другие вспыхивающие звезды

Весьма неожиданно для астрономов некоторые звез­ ды, считавшиеся ранее обычными новыми и по характеру кривой блеска, и по характеру спектральных изменений,

93

и 1958 гг. Сейчас на сотню типичных новых звезд известно 7 повторных новых. Промежутки между их вспышками — примерно от 10 до 100 лет.

Рассмотрение показывает, что повторные новые звез­ ды несколько отличаются от типичных новых. Амплиту­ ды изменения их блеска в среднем около 8 звездных ве­ личин против 11 у типичных новых, а скорость падения блеска после максимума гораздо больше. Это самые «быстрые» новые звезды. Спектральные изменения у них протекают так же, как и у типичных новых, но скорость расширения главной оболочки меньше, ее масса тоже меньше. Они отличаются еще и тем, что это единствен­ ные звезды, у которых при вспышке некоторое время хо­ рошо наблюдаются запрещенные линии «корония», т. е. [Fe X], характерные для спектра короны нашего Солнца. Возможно, что эти звезды необычайно богаты железом и кинетическая энергия ионов в их оболочке очень вы­ сока.

Среди повторных новых звезд также обнаружили не­ сколько тесных двойных систем, в которых вспыхиваю­ щая звезда голубая, горячая, а компонент красный и хо­ лодный. Весьма вероятно, что все повторные новые звез­ ды таковы. Однако у подробнее изученной Т Короны есть заметное отличие от DQ Геркулеса: период обраще­ ния ее компонентов не несколько часов, а 227,6 суток. Массы обоих компонентов около 2,5 масс Солнца, т. е. в 10 раз больше, чем у DQ Геркулеса. Размер голубой звезды почти такой же, а абсолютная величина +4,4, и красная звезда не карлик, а обычный гигант с М= —0,5. Звезда окружена газовым кольцом или диском радиусом

107 см.

WZ Стрелы вспыхивала в 1913 и в 1946 гг. Она также спектрально двойная, с периодом всего лишь 81 мин

94

38 сек. Компоненты обращаются по тесной орбите с бе­

энергию в форме гравитационных волн, существование которых сейчас так стремятся проверить. Однако, по подсчетам, поток так мал, что чрезвычайно трудно его обнаружить. Также мало надежды заметить следующее из этого вековое изменение периода обращения пары. Все же тут мы видим, еще пример того, какие возможности для проверки самых общих физических теорий предо­ ставляет астрофизика.

От типичных и повторных новых существует нерез­ кий переход к различным видам новоподобных и вообще вспыхивающих звезд. Некоторые виды их до сих пор известны только в единичных экземплярах.

Прежде всего скажем несколько слов о перманент­ ных и крайне медленных новых звездах типа ц Кормы.

Иногда до сих пор называют перманентной новой звезду Р Лебедя. В 1600 г. она была звездой 3-й вели­ чины, к середине XVII в. ослабела до 9-й звездной вели­ чины, а с 1715 г. и до сих пор, почти не меняясь, застыла на 5-й звездной величине.

Ее спектр в настоящем такой, как и у звезд типа В с яркими линиями, но со стороны коротких длин волн они ограничены линиями поглощения. Последние указы­ вают на непрерывное истечение газа со скоростью около 100 км/сек. Так, по характеру спектра и потому, что Р Лебедя сверхгигант, она сходна с типичными новыми звездами вблизи максимума их блеска. Она как бы за­ стыла в этой фазе развития, и потому ее назвали перма­ нентной новой звездой. Известны и другие звезды этого

95

типа, показывающие за короткое время их наблюдения лишь небольшие колебания блеска. Их прошлая история неизвестна. К ним принадлежит и самая яркая из извест­ ных звезд — S Золотой Рыбы. Ее абсолютная величи­ на —10, т. е. она в миллион раз ярче, чем Солнце, но на­ ходится не в нашей Галактике, а в Большом Магеллано­ вом Облаке — неправильной галактике, спутнице нашей Галактики, и невооруженным глазом не видна.

Особый интерес представляют крайне медленно воз­ горавшиеся и ослабевавшие новые звезды, каждая с большими особенностями. Из них наиболее интересна г] Кормы. В 1670 г. она была звездой 4-й звездной вели­ чины, в 1837 г. достигла 1-й величины и, ослабев до 8™, с тех пор не меняется. Ее спектр состоит из множества узких, ярких линий с преобладанием разрешенных и запрещенных линий железа. Она не очень горячая, со­ ответствует звездам типа F.

Внастоящее время пришли к выводу, что, тогда как

усамых ярких новых звезд абсолютная звездная величи­ на в максимуме не бывает ярче, чем —9, у rj Кормы она

была —14. Это сближает ее с так называемыми сверх­ новыми звездами, о которых мы вскоре будем говорить. Даже в настоящее время она сверхгигант. Слегка пере­ менные сверхгиганты спектрального типа F, но с нор­ мальными спектрами поглощения в небольшом числе обнаружены среди ярчайших новых звезд в спиральных галактиках. Быть может, они и т) Кормы родственны друг другу. Медленные новые звезды показывают какието взрывные процессы, растянутые во времени.

Меньшего масштаба взрывные явления представле­ ны в звездах типа U Близнецов и SS Лебедя. Их назы­ вают иногда карликовыми новыми звездами, хотя они во многом отличаются от повторных новых. Амплитуды

96

изменения блеска у них в 2—3 раза меньше, чем у по­ вторных новых, промежутки между вспышками состав­ ляют только десятки суток. Это звезды-карлики, не очень горячие, которые опять-таки являются тесными спек­ трально двойными, с компонентами более позднего спек­ трального класса — более холодными. Периоды их об­ ращения, как и у новых звезд, измеряются немногими часами. У них еще яснее, чем у повторных новых звезд, выявляется связь между средним промежутком между вспышками и средней амплитудой вспышки.

За последние -годы большое внимание привлекли вспыхивающие звезды типа UV Кита. Это нормальные холодные красные карлики спектрального класса М с абсолютной величиной +10 и слабее. К ним принадле­ жит и ближайшая к нам звезда Проксима Центавра — спутник а Центавра. Но у этих звезд происходят совер­ шенно иррегулярно исключительно быстрые и короткие вспышки блеска. В одном случае у UV Кита блеск воз­ рос на 5™, т. е. в 100 раз за 20 сек\ Чаще он возрастает на 1—2т за 1—2 мин.

Редкость и кратковременность таких вспышек и по­ мешала обнаружить такие звезды раньше. Можно смот­ реть на них каждый вечер в течение многих лет и ни разу не попасть на момент вспышки. При вспышках в спектре появляются сильные линии излучения и не толь­ ко водорода и кальция, но и Не1 и даже Hell, что тре­ бует высокой температуры около 3000° С, несовместимой с температурой звезд типа М. Появляется усиление яр­ кости и непрерывного спектра в ультрафиолетовой области.

Оказалось, что вспышки сопровождаются идущим от них радиоизлучением, которое удается уловить сильными радиотелескопами. Энергия вспышек в 10—100 раз пре-

восходит энергию вспышек в хромосфере нашего Солнца, но полная светимость этих звезд примерно в 10 000 раз меньше светимости Солнца.

Итак, мир вспыхивающих звезд чрезвычайно разно­ образен. Мы затронули здесь лишь некоторые их типы, имеющие по преимуществу много представителей. При­ чины их вспышек в большинстве случаев, вероятно, свя­ заны с термоядерными процессами, порождающими ударные волны, бегущие к поверхности. Быть может, такие процессы происходят и в их атмосферах. Они свя­ заны с выбросом релятивистских электронов (имеющих скорость, близкую к световой) с их торможением в маг­ нитном поле звезды и выделением нетеплового излуче­ ния. По гипотезе В. А. Амбарцумяна, в звездах типа UV Кита из недр выбрасываются куски сверхплотного дозвездного вещества, взрывающиеся при достижении ими поверхности.

Сверхновые звезды

Как мы уже говорили, термин «новая звезда» явля­ ется неудачным. В последнее время стали предполагать появление путем сгущения газа или трансформации сверхплотного дозвездного вещества действительно но­ вых звезд, не существовавших ранее. Еще нелепее тер­ мин «сверхновая звезда», под которым подразумевают звезды, вспышки которых по масштабу далеко превосхо­ дят вспышки новых звезд.

В других галактиках наблюдались вспышки новых звезд. В ближайшей к нам спиральной галактике М31 в Андромеде ежегодно происходит около 30 вспышек но­ вых звезд и столько же их примерно вспыхивает в нашей

98