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

В двух случаях автором этих строк были обнаруже­ ны изменения интенсивности линий спектра туманности. Это можно объяснить только изменениями температуры ядра, вероятно, временного характера. Но это указы­ вает все же на возможность и быстрых эволюционных изменений ядер. Эти явления, если они есть, сущест­ венно изменят картину эволюции и оболочки ядра. От­ метим, что пока не обнаружено с достоверностью из­ менений блеска ядер или их двойственности.

Прошлое и будущее газовых туманностей

Предполагалось, что давление света со стороны ядра и вызывает расширение планетарных туманностей и что оно различно для разных ионов. Теперь эти расчеты вы­ зывают сомнения. Более существенной является, по-ви- димому, роль газового давления. Скорости расширения близки к тепловым и к скоростям расширения газа в пустоту. Г. А. Гурзадян ввел впервые в рассмотрение гипотезу о большой роли магнитного поля внутри ту­ манности, которое влияет на распределение и движение газов. Его теория встретила критику, но нам представ­ ляется, что без допущения существования магнитного поля многие детали структуры планетарных туманно­ стей объяснить нельзя (см. Приложение, рис. 17).

Обычно принимается, что планетарная туманность неограниченно расширяется, при этом ее светимость и поверхностная яркость очень быстро уменьшаются. Через несколько десятков или сотен тысяч лет она пе­ рестает быть видимой и ее оболочка рассеивается в

70

окружающем межзвездном пространстве. Остается яд­ ро —' голубой карлик, если к этому времени оно не успеет изменить свои характеристики. Однако мы уже отмечали выше, что торможение межзвездной средой и другие факторы могут замедлить скорость эволюции, но насколько —■сказать трудно. Расширение большого чис­ ла планетарных туманностей подтверждается непосред­ ственно наблюдаемым фактом рассеяния в пространстве газов, ранее входивших в состав ядер, т. е. звезд. Из каких звезд и почему возникают планетарные туман­ ности, пока совершенно неясно. Попытки видеть в ста­ дии, предшествующей планетарным туманностям, неко­ торые типы холодных переменных звезд, вспышки новых звезд или так же выбрасывающие газ звезды ти­ па Вольф — Райе пока неубедительны. В двух послед­ них случаях скорости выброса оболочек или постоян­ ного истечения газа слишком велики, чтобы создать медленно расширяющуюся планетарную туманность. Но несомненно, что за срок существования Галактики пла­ нетарные туманности наполнили ее количеством газа, составляющим заметную долю от всех газов, наблю­ даемых нами в ней сейчас. Этот факт, обнаруженный нами, резко противоречит тому, о чем до сих пор спо­ рят две гипотезы: возникают ли звезды из сгущения диффузной материи или, наоборот, они происходят из сверхплотного вещества. Рассеяние планетарных ту­ манностей, газы, которые в разной мере извергаются звездами разных типов и даже нашим Солнцем, быть может, и создали всю массу диффузных туманностей и межзвездной среды.

Происхождению диффузных туманностей сейчас по­ свящается много исследований. Тяготение может, ко­ нечно, удерживать от рассеяния большую массу холод­

71

ного газа. Но в Галактике все находится в движении. Представьте себе, что в облако холодного газа влетела горячая звезда. Вокруг нее начинается ионизация газа и его разогрев. Давление в этой области повышается. От звезды движутся ионизационный фронт и ударная волна нагретого газа.

Недостаточное знание распределения плотностей и других условий в реальных туманностях, их разнообра­ зие, различия в постановке и решении теоретической задачи не привели пока к однозначным выводам о том,

также пока еще не могут ответить на этот вопрос. Со­ гласно некоторым работам холодный газ может кон­ денсироваться в пылинки, если для последних имеются в наличии ядра конденсации в виде сложных, тяжелых молекул или иные. Горячий, ионизированный газ кон­ денсироваться никак не может.

Зародыши пылинок, сталкиваясь друг с другом и с атомами холодного газа, могут в одних случаях сли­ паться и расти, в других случаях испаряться. Это влияет и на плотность окружающего газа. Картина получается очень сложной. В ней большое внимание привлекают вторжения темной материи в светлые об­ ласти ионизированного газа. При этом свечение по пе­ риферии темной массы усилено. Оно образует светлый, резкий ободок вдоль ее края, всегда обращенного к звезде. Особенно узкие клинья темных вторжений по­ лучили за свой вид название «слоновые хоботы» (см. Приложение, рис. 18). Плотность ионизированного газа в светлом ободке сильно повышена, темная область со­ держит холодный газ, перемешанный с уплотненной пылью. Теоретическая трактовка описанного явления

72

опирается на то, что когда горячая звезда облучает холодный газ, то ионизированный фронт в нем распро­ страняется быстрее, чем волна давления. Светлый обо­ док получается, когда ионизированный фронт подходит к плотному облаку газа со стороны горячей звезды. Если на пути фронта встречается область очень боль­ шой плотности, она остается неионизированной, и фронт огибает эту флуктуацию. Это и приводит к вклю­ чениям областей HI в области НИ в виде «слоновых хоботов». Сжимание холодного газа в области «слоно­ вого хобота» давлением газа зоны НП может привести к полной изоляции флуктуации плотности и дать на­ чало возникновению глобулы. Сжатие глобул горячим газом и образование в них так называемой кумулятив­ ной сходящейся ударной волны облегчает их гравита­ ционную конденсацию.

Волокнистые туманности округлых очертаний в це­ лом представляют собой особый случай. Но они очень немногочисленны и, по-видимому, являются результатом вспышек сверхновых звезд. Рассмотрение их вывело бы нас далеко за рамки этой книги. Но волокнистость час­ то проявляется в туманностях, вытянутых вдоль Млеч­ ного Пути. Это не может объясняться действием разли­ чия в скорости обращения около центра Галактики на разных от него расстояниях. По-видимому, это явление обусловлено характером магнитного поля Галактики, силовые линии которого лежат в ее плоскости и вдоль спиральных ветвей. Г. А. Шайн нашел из сопоставле­ ния направления вытянутостей туманностей с данными о поляризации света звезд подтверждение этому. Маг­ нитное поле допускает движение газа вдоль силовых линий и тормозит движение поперек них. При расшире­ нии туманности она и растекается вдоль линий поля,

73

5.

ВЗРЫВАЮЩИЕСЯ

ЗВЕЗДЫ

Новые звезды

Наиболее сильно явления нестационарное™, взрыва проявляются у так называемых новых и сверхновых звезд. Остановимся сначала на первых из них. Приме­ нение фотографии показало, что новые звезды вовсе не являются новыми. Они кажутся новыми только потому, что у нас не было снимков тех мест неба, в которых эти звезды вспыхнули. Поэтому название «новая» явля­ ется очень неудачным для подобных звезд.

В настоящее время в астрономических обсервато­ риях имеются фотографии неба, снятые в различное время. В Московской обсерватории хранится, например, несколько тысяч таких фотографий, полученных с кон­ ца прошлого столетия. Когда приходит известие об от­ крытии какой-либо новой звезды, берут фотографию части неба, снятой до появления там новой звезды, и

7S

часто обнаруживают, что, где теперь сияет новая звез­ да, раньше находилась очень слабая, едва заметная звездочка. Значит, новая звезда — это не какая-то но­ вая звезда, созданная из ничего волею «творца», а это лишь усиление блеска звезды, уже существовавшей раньше, но чрезвычайно слабой. Если мы сравним та­ кую звездочку со звездой, достигшей полного блеска, т.о установим, что она за два-три дня усиливается в блес­ ке в десятки тысяч раз.

Новые звезды вспыхивают совершенно неожиданно. Их часто открывают даже не специалисты, а любители. В 1901 г. вспыхнула новая звезда в созвездии Персея, которая достигла нулевой звездной величины. Одним из первых ее заметил ученик 5-й киевской гимназии Борисяк. В 1918 г. новую звезду в созвездии Орла открыли сразу многие любители астрономии. Новую звезду в со­ звездии Живописца открыл почтальон в Южной Афри­ ке. Неспециалистами были открыты также новая звез­ да в созвездии Геркулеса (1934 г.), затем новая звезда Ящерицы (1936 г.) и т. п.

Яркие новые звезды, которые обращают на себя всеобщее внимание, наблюдаются довольно редко, од­ нако такие новые звезды, которые в наибольшем блеске бывают слабыми, наблюдаются значительно чаще.

Статистика показывает, что большинство новых звезд мы не открываем потому, что днем их заметить невозможно. Когда же через несколько недель или ме­ сяцев они выйдут из солнечных лучей на ночную сто­ рону небосвода, их свет значительно ослабевает, и осла­ бевшую в блеске новую звезду мы не замечаем.

Если все это принять во внимание, то оказывается, что в нашей звездной системе — Галактика — ежегодно вспыхивает несколько десятков новых звезд. Таким об-

76

Рис. 4. Кривые изменения блеска нескольких новых звезд.

разом, статистически вспышки новых звезд не такое уж исключительное явление. Оказывается, что и в других звездных системах также ежегодно вспыхивают десятки и сотни новых звезд, т. е. это явление столь распростра­ ненное, что им следует заинтересоваться специально, чтобы понять жизненный путь звезд.

Если подсчитать, сколько звезд имеется в нашей Га­ лактике, и учесть, что эта звездная система существует, по скромной оценке, уже около 10 миллиардов лет, то оказывается, что в среднем на каждую звезду прихо­ дится одна, а то даже и несколько вспышек, так что каждая звезда должна была бы испытать одну такую вспышку в течение своей жизни.

На рисунке 4 показаны кривые изменения блеска трех ярких новых звезд, наблюдавшихся в нашем столе­

77

тии. Все эти звезды вспыхивают быстро. Самая мень­ шая вспышка составляет 7 звездных величин, но вспыш­ ки достигают и гораздо большего масштаба. Например, Новая Кормы (1942 г.) имела амплитуду изменения блеска около 14 звездных величин, т. е. ее блеск возрос больше чем в 10 миллионов раз. Но затем все новые звезды ослабевают в блеске, и, чем дальше, тем медлен­ нее, причем каждая звезда ведет себя по-разному. Ее блеск то увеличивается с разными колебаниями, то до­ вольно плавно ослабевает. Бывают такие случаи, когда, ослабев в блеске очень сильно, новая звезда дает вто­ ричную большую вспышку. Но в конце концов оказы­ вается, что через несколько лет, а иногда и через не­ сколько десятилетий новая звезда возвращается к тому блеску, какой у нее был до вспышки, так что звезда становится неотличимой по блеску от той, какой она была до вспышки. Но одно лишь изучение изменения блеска мало что говорит о природе новых звезд.

В то время как до своей вспышки новая звезда имеет в среднем такую же светимость, как и наше Солнце (а часто гораздо меньшую), во время вспышки она достигает колоссальной светимости, в десятки и сотни раз большей, чем светимость Солнца.

Звезда S Золотой Рыбы, близкая по своей природе к новым звездам, в сравнении с нашим Солнцем светит так же, как прожектор в сравнении с обыкновенной свечой.

Быстрота падения блеска новых звезд после макси­ мума бывает различна в больших пределах. Качест­ венно различают очень быстрые, быстрые, умеренно быстрые, медленные и очень медленные новые звезды. Точнее, их характеризуют тем временем или логариф­ мом этого времени, за которое их блеск после максиму­

78

ма уменьшается на 3 звездные величины. (В среднем, чем больше времени прошло после максимума, тем мед­ леннее спадает блеск новых звезд. До достижения ими той яркости, которую они имели до вспышки, проходит несколько лет, а то и несколько десятков лет.) Среди сотни с лишним новых звезд, вспышки которых заре­ гистрированы в нашей Галактике, нет двух с совершен­ но одинаковыми кривыми блеска, что естественно, если мы имеем дело с катастрофическим взрывным процес­ сом. Каждый взрыв имеет индивидуальные особенности.

Выше уже было сказано, что в максимуме блеска новые звезды являются сверхгигантами. Учет различия в быстроте начального падения светимости позволил уточнить это. Оказалось, что, чем быстрее спад блеска, тем больше светимость в максимуме. Самые быстрые достигают абсолютной величины около —9т , а самые медленные около —5т . Ввиду такой огромной светимос­ ти, значительно большей, чем у цефеид, новые звезды в максимуме видны на гораздо больших расстояниях. Когда их видимый блеск и скорость падения блеска из­ мерены, мы надежно определяем расстояние до той га­

их новых звезд в максимуме устанавливается неточно, обычно с занижением.

Таким образом, вспышки или взрывы новых звезд дают важный способ определять расстояния до галак­ тик и шаровых скоплений, в которых посчастливится заметить вспышку новой звезды.

В последние годы наблюдались вспышки новых звезд в пространстве между галактиками, где звезд вообще очень мало. Чаще всего новые звезды вспыхи­ вают в спиральных галактиках типа Sb, в нашей и

79