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

М31 в Андромеде, а в поздних спиралях типа Sc, как в созвездии Треугольника, и в клочковатых неправильных галактиках они появляются редко. В эллиптических га­ лактиках их не бывает совсем, а в шаровых скоплениях они бывают как редкое исключение. При этой статисти­ ке следовало бы, конечно, учесть еще общее число звезд в каждой системе, но мы его обычно не знаем.

Самые слабые по видимому блеску, а следовательно самые от нас далекие, новые звезды концентрируются в направлении на ядро нашей Галактики (в СкорпионеСтрельце), очевидно, в той области они находятся и в пространстве. То же наблюдается непосредственно и в галактике М31. Таким образом, новые звезды образуют промежуточную систему, крайне сходную с системой планетарных туманностей. Она имеет умеренную кон­ центрацию к плоскости Галактики и значительную кон­ центрацию к ее центру.

Наблюдая спектры новых звезд на подъеме к мак­ симуму, мы убеждаемся, что линии поглощения в них сильно сдвинуты к фиолетовому концу спектра. Это го­ ворит о том, что новая звезда увеличивается в разме­ ре; усиление ее блеска обязано увеличению ее светя­ щейся поверхности. Поверхность новой звезды взду­ вается, как мыльный пузырь, и поэтому она отдает больше света. Она достигает часто таких размеров, что внутри нее могли бы поместиться орбита Земли, орби­ та Марса, а иногда даже и орбита планеты Юпитер (рис. 5). Если бы наше Солнце вспыхнуло, как новая звезда, то уже через несколько часов наша Земля ока­ залась бы внутри раздувшейся новой звезды и жизнь на Земле прекратилась бы. Однако, как мы увидим даль­ ше, нашему Солнцу вовсе не грозит опасность вспышки.

Рассмотрим подробнее природу новых звезд.

во

Рис. 5. Размеры новой звезды в максимуме блеска

всравнении с солнечной системой.

Вмомент достижения новой звездой наибольшего блеска в ее спектре происходят разительные перемены. До этого момента спектр звезды похож на обычные спектры звезд типа А или F. Как только звезда достиг­ ла наибольшего блеска, в нем появляются яркие поло­ сы, ограниченные с фиолетовой стороны темными ли­ ниями поглощения, которые свидетельствуют о том, что

вэтот момент взрывается газовая оболочка звезды, ко­ торая, отделяясь от нее, расширяется в пространстве со

скоростью нескольких сот километров в секунду. С та­ кой чудовищной скоростью газовая оболочка, расширя­ ясь, несется в мировое пространство, и тяготение звез­ ды не в силах удержать ее. Газ оболочки рассеивается

вмировом пространстве.

Снашей, земной точки зрения, звезды — это нечто наиболее неизменное. Еще в каменном веке люди изоб­ ражали на камнях Большую Медведицу такой же, ка­

кой мы ее видим сейчас. Звезды, конечно, движутся в пространстве, но их движение незаметно для невоору­ женного глаза даже за тысячелетие. Изменение же их природы происходит еще медленнее. Новые звезды в контрасте с нормальными звездами поражают быстро­ той своих изменений: буквально изо дня в день спектр новой звезды меняется до неузнаваемости.

Из анализа спектра выясняется, что температура но­ вой звезды все время повышается, в то время как блеск ее падает, а ионизация оболочки все время увеличи­ вается. Температура такой звезды постепенно растет от 8000 до ТОО 000°, оболочка же звезды разрежается, т. е. плотность ее падает. В настоящее время можно по спектру судить о течении многих процессов в оболочке, выброшенной новой звездой.

Разбор физических свойств планетарных туманно­ стей, который мы сделали выше, вполне применим к оболочкам новых звезд, с тем различием, что массы обо­ лочек меньше, а скорости расширения больше. Методы определения их электронной температуры и плотности те же самые, только сами эти величины меняются изо дня в день. Температура звезды определяется так же, как и температура ядра планетарной туманности. Ос­ ложнение в картину в случае новой звезды вносит сле­ дующее.

82

Вначале звезда ярче, чем выброшенная ею оболоч­ ка, и обе они, вероятно, излучают по всему непрерывно­ му спектру. И яркие полосы, и ограничивающие их с фиолетового конца линии поглощения принадлежат обо­ лочке. Постепенно при разрежении оболочки непрерыв­ ный спектр слабеет. Через нее начинает просвечивать фотосфера звезды, а яркие полосы оболочки относи­ тельно усиливаются.

Уже вскоре после максимума блеска в спектре, кро­ ме линий поглощения, вызванных сброшенной оболоч­ кой, которую называют главной, появляются новые ли­ нии поглощения разной интенсивности и с разными смещениями (см. Приложение, рис. 19). Обычно они существуют недолго. Их трактуют как следствие вы­

или постепенно 4000 км/сек. Скорость же главной обо­ лочки, сброшенной в момент максимума блеска, обычно не превышает 1500 км/сек, а скорость расширения фо­ тосферы и хромосферы звезды до максимума, как пра­ вило, еще значительно меньше.

Когда новая звезда возвращается к прежней яркости, спектр ее становится совершенно тождественным тому, каким он был до вспышки и каким он бывает между вспышками у звезд, вспыхивающих неоднократно. Этот спектр состоит чаще всего из ярких широких полос на фоне слабого непрерывного спектра и говорит о том, что из звезды продолжается истечение газа, что также ведет к потере массы у звезды.

Структура широких спектральных полос чрезвычайно сложна. В них видны всевозможные узелки, одни ярче, другие слабее, и картина настолько сложна, что во всех деталях мы еще не в состоянии все это объяснить. Ясно

только, что оболочка звезды со всех сторон совершенно неодинакова. По-видимом.у, в одном направлении газов выбрасывается больше, в другом—меньше. Этот процесс представляет собой нечто подобное взрыву, а всякий взрыв характерен своей неправильностью, своей ирре­ гулярностью.

Но если газовая оболочка, выброшенная звездой, рас­ ширяется, то через некоторое время она должна стать видимой непосредственно. И это действительно наблю­ дается. Например, газовая оболочка, выброшенная новой звездой в созвездии Персея (1901 г.), через 15 лет, после того как была выброшена, приобрела такие размеры, что стала отчетливо видна на фотографии, хотя расстоя­ ние до звезды такое, что свет от нее идет до нас несколько сот лет (см. Приложение, рис. 20). Можно видеть, как из года в год эта туманность становится все больше и больше, постепенно расползается в мировом простран­ стве. Такие непосредственно видимые расширяющиеся оболочки наблюдаются у всех достаточно близких к нам новых звезд. Сравнение угловой скорости их расширения и линейной, определяемой по спектру, является наибо­ лее точным способом определения расстояний до отдель­ ных, конкретных новых звезд. Таким образом, на наших глазах происходит насыщение мирового межзвездного пространства рассеянным газом. Иногда такая оболочка бывает довольно тонкой. Поэтому в середине ее наблю­ даете^ более темный промежуток, и она похожа на пла­ нетарную туманность. Планетарная туманность — это не такая газовая оболочка, которая выбрасывается новой звездой, а в 100 раз более массивная, однако она имеет такой же вид, как и оболочка, выброшенная новой зве­ здой.

Не раз возникал вопрос: не образуются ли кольце­

84

вые планетарные туманности в результате вспышек но­ вых звезд? Однако оказывается, что это едва ли может быть, потому что газовая оболочка планетарной туман­ ности устойчива и расширяется со скоростью всего лишь нескольких километров в секунду, а газы новой звезды несутся со скоростью около тысячи и даже больше ки­ лометров в секунду и рассеиваются в пространстве. Со­ противление межзвездной среды едва ли может их за­ тормозить, тем более что многие новые звезды лежат вне самого плотного слоя межзвездного газа.

Массы оболочек, сброшенных новыми звездами, оце­ нены очень надежно многими способами (в особенности в работах Ш. Г. Горделадзе) и составляют от 10~5 до 10~4 масс Солнца. Между тем массы планетарных туман­ ностей в среднем, по-видимому, в тысячи раз больше.

Исключительно интересный случай наблюдался с но­ вой звездой Персея в 1901 г., имевшей максимум блеска 24 февраля. Через шесть месяцев после этого вокруг сильно ослабевшей новой звезды была обнаружена свет­ лая туманность диаметром 6'. Она превратилась в коль­ цо со сгустками и удалялась от звезды со скоростью 11' в год. На расстоянии до звезды такое быстрое угловое расширение не могло быть движением газов. Это могло быть только движение сферической волны света, испу­ щенного звездой в максимуме блеска и по мере своего продвижения со скоростью 300 000 км/сек последователь­ но освещавшего все новые части пылевого облака, в ко­ торое звезда была погружена. Спектр света этой туман­ ности подтвердил догадку. Он оказался таким же, каким был спектр новой звезды в максимуме за год до этого, а не таким, каким он стал у нее ко времени съемки спектра туманности. Временно освещенная пылевая ту­ манность вскоре перестала быть видна.

85

Эту пылевую туманность Новой Персея (1901 г.) не надо смешивать с газовой туманностью — оболочкой, ре­ ально выброшенной ею же. Последняя расширялась го­ раздо медленнее и впервые могла быть замечена толь­ ко в 1916 г. Ее наблюдают сильно ослабевшей и сей­ час, как и расширяющиеся газовые оболочки других, до­ статочно близких к нам новых звезд. Эти оболочки далеко не однородны и у разных звезд имеют разную яр­ кость.

Наиболее замечательным и даже неожиданным от­ крытием последних лет явилось обнаружение частой двойственности новых звезд и короткопериодических ко­ лебаний их блеска после вспышки.

Массы новых звезд, считавшихся одиночными, долго оставались неизвестными. В 40-х годах некоторые астро­ номы пытались использовать для определения масс уменьшение сдвига линий поглощения в спектрах новых звезд по мере ослабевания их блеска. Некоторые из короткоживущих рядов линий в отдельных новых звездах постепенно уменьшали свой сдвиг, и это толковалось как торможение выброшенных газов тяготением к звезде. По величине наблюденного отрицательного ускорения (торможения) можно было оценить массу звезды. Но массы, определенные таким образом, получались весьма большие—в десятки, сотни и даже в тысячи раз боль­ ше, чем масса Солнца. При этом по разным сериям ли­ ний получались разные массы даже для одной и той же новой звезды. В ряде случаев линии обнаруживали не уменьшение сдвига, а увеличение его, т. е. ускорение движения. Ссылаясь на это, автор утверждал, что мас­ сы, вычисленные таким путем, нереальны. И без этой критики они казались невероятными, так как даже у звезд-сверхгигантов массы обычно меньше 40—50 сол­

86

нечных и лишь в исключительных известных случаях до­ ходят до сотни масс Солнца.

Ускорение движения облаков газа, создававших ли­ нии поглощения, происходило, наверно, под влиянием из­ менения светового давления, а замедление движения объяснялось сопротивлением более медленных газов, ко­ торые были выброшены ранее и сквозь которые этим облакам пришлось пробиваться.

В 1954 г. Уокером было обнаружено из фотоэлектри­ ческих наблюдений блеска DQ Геркулеса (новой звезды с максимумом блеска в 1934 г.), что она является затменной двойной звездой с периодом 4 ч 39 мин и с ам­ плитудой изменения блеска около одной звездной вели­ чины. Большую часть времени ее блеск постоянен, но на некоторое время строго периодически уменьшается, как у звезд типа Алгола. В этих случаях мы имеем систему двух звезд, близких друг к другу и потому имеющих ко­ роткий период обращения. Орбита их своей плоскостью близка к нашему лучу зрения, и потому для нас происхо­ дят периодические затмения одной звезды другой. По отдельности звезды не видны, но суммарный блеск их для нас во время затмения меняется. Из анализа кривой блеска, в особенности если существуют одновременно с нею полученные измерения меняющихся лучевых ско­ ростей, можно узнать размеры и форму орбиты обоих компонентов, их полную и поверхностную яркость, их температуры.

Анализ спектров, снятых через короткие интервалы времени с большой дисперсией на 5-метровом телескопе, обнаружил много линий поглощения и излучения, веду­ щих себя по-разному в течение одного полного оборота двух звезд вокруг их общего центра масс.

В конце концов выяснилось следующее. Система

87

Рис. 6. Схема строения и затмений в системе DQ Геркулеса.

DQ Геркулеса несется к нам -со скоростью 20 км/сек и состоит из холодного красного карлика и горячего голу­ бого карлика, много меньшего размера, который и вспы­ хивал как новая звезда (рис. 6). Массы звезд одинаковы и равны 0,26 массы Солнца. Бывшая новая звезда окру­ жена кольцеобразной газовой оболочкой, расширяющей­ ся со скоростью 300 км/сек и вращающейся со скоростью 500 км/сек. Часть ярких линий излучается этой оболоч­ кой, имеющей радиус 3 • 10ш км, а другая часть — атмос­ ферой горячей звезды. При затмениях холодная звез­ да закрывает сначала одну сторону газового кольца, за­ тем горячую звезду, потом другую сторону кольца. Звез­ ды отстоят от центра масс системы на 3 - 105 км.

В быстро вращающихся компонентах тесной двойной звезды центробежное ускорение вместе с мощными при­ ливными ускорениями, которые они взаимно вызывают, могут значение силы тяжести в атмосфере звезды сде­ лать равным нулю. Граница соответствующей области называется предельной поверхностью Роша. Она имеет вид песочных часов, баллоны которых содержат звез­ ды, а между ними есть точечная перемычка, называемая первой лагранжевой точкой. Через эту точку при нич­ тожном импульсе может происходить перекачка газа из

88

атмосферы одной звезды к атмосфере другой. В случае DQ Геркулеса красная звезда целиком заполняет одну полость поверхности Роша и ее газ перетекает в оболоч­

светимости такая же, как более холодные белые кар­ лики. Электронная температура ее газовогокольца— оболочки 40 000°.

Другая ее оболочка, выброшенная в день максимума, была так асимметрична, что в 1935 г., когда она стала видна непосредственно в телескоп, производила впечат­ ление двойной звезды и вначале была истолкована как разрыв новой звезды при вспышке на две разлетающие­ ся части. Потом эта оболочка рассеялась и стала видна сама звезда. Второй компонент системы не был виден в 1935 г. в силу своей слабости по сравнению с яркими тогда частями оболочки.

Позднее были открыты спектральная двойственность и затмения еще у трех бывших новых звезд. Для откры­ тия двойственности по колебанию лучевых скоростей, а тем более по кривой блеска необходимо, чтобы плоскость орбиты пары была близка к лучу зрения. Так как среди немногих ярких (ближайших к нам) новых звезд уже 4 оказались очень тесными, короткопериодическими, двойными, состоящими из горячего и холодного карли­ ков, то неизбежен вывод: двойственность новых звезд— общее явление, быть может как-то обусловливающее са­ мое вспышку, так как двойными они являются и до вспы­ шек, а не становятся такими после них.

По статистике, в нашей Галактике ежегодно должно вспыхивать около 30 новых звезд, но лишь несколько из них открывается теперь ежегодно, остальные бывают слишком далеки от нас.

89