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

Магнитная ось

оболочкиМагнитные i

силовые линйи---- 1

I

Новая

экваториальная

** 'промежуточная

полярная

Конденсации оболочки

Рис. 19. Строение гаэовой оболочки, выбро­ шенной Новой Орла 1918 г. по Э. Р. Мустелю

(рис. 19). По мнению авторов, такое явление может объ­ ясняться существованием магнитного поля новой звезды, имеющего осевой (дипольный) характер подобно маг­ нитному полю земного шара. В направлении магнитной оси поле должно тормозить ионизованный газ в меньшей степени, чем в экваториальном направлении, поэтому рас­ ширяющаяся оболочка новой звезды приобретает вытяну­ тую вдоль магнитной оси фигуру. Возможно также, что существует какая-то взаимосвязь между периодом обра­ щения тесной пары в новой звезде и силой ее магнитного поля. Так, период обращения у Новой Персея примерно в 10 раз больше, чем у двух упомянутых выше новых, и воздействие магнитного ноля на расширяющуюся обо­ лочку в этом случа© значительно выравнено по всем на­ правлениям.

Установление следов магнитного поля в новых звездах и признание постоянного пополнения оболочки новой звезды после ее выброса уменьшили бы различие между упоминавшимися выше гипотезами.

93

После того как выяснилось, что новые звезды являются двойными системами с газовым кольцом, предстоит еще учесть роль красного спутника и газового кольца в раз­ витии вспышки новой.

Полная энергия вспышки новой звезды

Чтобы приблизиться к раскрытию тайны взрывов в звез­ дах, нужно оценить выделяющуюся при этом энергию. Совершенно очевидно, что если энергия взрыва составляет ничтожную долю запаса, заключенного в звезде, то взрыв не ведет к серьезной перестройке недр звезды, какая происходит, например, при переходе звезды на новый вид ядерного горючего. Кроме того, величина вы­ деляемой при взрыве энергии подскажет, что может служить ее источником и где искать причину взрыва.

Но как установить величину энергии взрыва? Очевидно, по ее расходу на физические и механические процессы, протекающие во время вспышки. Воспользовавшись од­ ним бухгалтерским термином «расход», мы тут же при­ бегнем к другому— «баланс», так как наша задача под­ вести энергетический баланс вспышки новой звезды. Каковы же основные статьи расхода звезды на устрой­ ство вынужденного фейерверка?

Как мы уже знаем, высокая температура в месте взрыва создает высокое давление, которое отрывает от звезды слой, лежащий над местом взрыва. Таким обра­ зом, часть энергии при взрыве расходуется в тепловой форме, а часть превращается в механическую энергию и используется на отрыв оболочки от звезды, на расшире­ ние газа в этой оболочке, а также на расширение самой оболочки. В условиях расширяющейся оболочки тепловая энергия взрыва вместе с энергией, поступающей из обна­ жившихся недр звезды, идет на излучение.

Преодоление тяготения звезды требует значительной энергии. Это, собственно, энергия, необходимая газовой частице или телу (например-, ракете) для достижения второй космической скорости. Оторвавшись от звезды газ движется со скоростью около 1000 км/сек. Энергия этого движения — хорошо известная в механике кинетическая энергия — пропорциональна квадрату скорости расшире­ ния оболочки. По мере расширения оболочки увеличива­

ем

стен излучающая поверхность звезды и соответственно растет световая отдача или светимость.

Чтобы подсчитать полный расход энергии, излучаемой за время вспышки, нужно сложить ее ежесуточные рас­ ходы, пользуясь сведениями об изменении блеска, темпе­ ратуры и размеров новой звезды. Расчеты показывают, что потеря новой звездой энергии на излучение оказы­ вается почти такой же, как и расход энергии ыа отрыв оболочки.

Таким образом, рассматривая главные статьи расхода энергии новой звезды при вспышке, приходим к выводу, что одна половина энергии расходуется на механическую работу (отрыв и расширение оболочки), другая — на из­ лучение.

Но все ли главные расходы мы учли? Не расходуется ли часть энергии новой звезды на образование космических лучей? Астрофизика установила взаимосвязь между рож­ дением космических лучей и сиихротроиным радиоизлуче­ нием. Если в новой звезде рождаются космические лучи (не только протоны и другие ядра, но и электроны), они должны в свою очередь создавать в ее газовой оболочке сильное синхротронное и радиоизлучение. Но у новых звезд ни во время вспышки, ни в небулярной стадии, особенно благоприятной для этого вида радиоизлучения, не найдено его следов. Только в последние годы с помощью сильней­ ших радиотелескопов удалось обнаружить небольшое тепловое радиоизлучение некоторых новых во время их вспышек.

Зато исследования инфракрасных спектров новых звезд принесли сюрпризы. Если Новая Змеи 1970 г. после до­ стижения максимума начала систематически ослабевать в видимых лучах, то па волнах 1—10 мк она более 3,5 ме­ сяца оставалась постоянной по блеску. Ее блеск в инфра­ красной области достигал в этот период —4-й звездной величины и она была самой яркой инфракрасной звездой на небе. И это происходило в то время, как звезда уже упала в визуальном блеске на четыре звездных величины после максимума. Предполагают, что высокую инфра­ красную светимость новой звезды создает облако пыли­ нок, сформировавшееся через несколько суток после на­ чала вспышки. Температуру пылинок облака оценивают в 900° К, диаметр облака около 6,5 млрд, км, масса его — одна миллионная массы Солнца, или около 1% массы

95

оболочки, выбрасываемой новой звездой. Инфракрасный феномен был обнаружен также у повторной Новой Змее­ носца, имевшей последнюю вспышку за три года до про­ веденных наблюдений, но у повторной Новой Северной Короны повышенной инфракрасной светимости не нашли, потому что прошло уже 24 года со времени последней вспышки этой звезды.

В 1966 г. было обнаружено, что один из самых сильных источников рентгеновского излучения, находящийся в созвездии Скорпиона, по своему положению точно сов­ падает со странной звездой, которая по оптическим свой­ ствам выглядит аналогичной новым в спокойной стадии. На протяжении 70 лет более или менее систематических наблюдений за новыми звездами астрономы не наблюдали вспышек этой звезды. Могли, конечно, и прозевать, но возможно, что вспышка случилась значительно раньше. Сейчас обнаружено еще несколько звезд, возможно, яв­ ляющихся источниками рентгеновского излучения и по­ хожих по спектру на бывшие новые. Но у обычных новых звезд ни во время вспышки, ни после нее рентге­ новское излучение никогда не находили.

По всей видимости, звезды с рентгеновским излуче­

знак этих глубоко различных объектов. Для возникнове­ ния рентгеновского излучения в газе должна быть темпе­ ратура в 50 млн. градусов. Такой нет и в центре Солнца. Не найдено ее и в оболочке новых. Наблюдаемое слабое по мощности рентгеновское излучение Солнца связано со взрывами в нем и несравнимо с мощностью рентгенов­ ского излучения в Скорпионе или у других объектов, таких, как близкие к нашей радиогалактики в Деве и Центавре, а также остатки галактических сверхновых. И те и другие имеют кроме рентгеновского еще и сильное нетепловое радиоизлучение, вырабатывают космические лучи и вообще обладают совершенно иным энергетиче­ ским бюджетом. Это — совершенно «не подходящая ком­ пания» для новых звезд с их сравнительно скромными энергетическими расходами.

В зависимости от светимости при вспышке (т. е. от абсолютной величины звезды в максимуме блеска) рас­ ходы энергии на расширение, отрыв и излучение новой колеблются в десятки раз. Но самое существенное разли-

96

4iie в энергетическом балансе новой зависит от а?ого, когда отрывается ее оболочка: при взрыве или после раздува­ ния звезды до максимума. В -последнем случае расходы в 200 раз ниже, но, как говорилось при разборе этих ги­ потез, у новой звезды должны быть либо огромная масса, либо сильное магнитное поле. Во избежание этих труд­ ностей предпочитают гипотезу раннего отрыва, ведущую к упомянутому равенству механической и излучательной долей энергии взрыва.

За время между вспышками новая звезда излучает примерно столько же энергии, сколько высвобождает при вспышке. Следовательно, не становясь на грань энергети­ ческого банкротства, она может позволять себе повторять такие фейерверки через определенное время. Ранее мы видели, что н выбрасываемая при взрыве масса газа не­ существенна для ее дальнейшей судьбы.

В связи со своеобразием природы новых ы им подобных интересно выяснить их место на диаграмме Герцшпрунга— Рессела. Как установил Б. А. Воронцов-Вельяминов, эти объекты занимают вертикальную полосу в области бело­ голубых звезд со светимостью ниже горячих звезд глав­ ной последовательности (рис. 20).

Эта полоса получила название «бело-голубой последо­ вательности». Кроме новых звезд, новоподобных и типа U Близнецов, в эту последовательность входят ядра пла­ нетарных туманностей, звезды Вольфа—Райе и другие объекты.

В 1946 г. Б. А. Воронцов-Вельяминов в соответ­

горячие звезды, теряя массу непрерывным истечением газа или взрывами, спускаются с главной последователь­ ности в подвал, заселенный бессмертными гномами — бе­

лыми карликами.

Сейчас известно, что большинство звезд эволюциони­ рует, не теряя массу, но именно бело-голубые звезды представляют собой важное исключение: непрерывное истечение вещества с поверхности звезд Вольфа—Райе, взрывы в новых и других взрывных звездах и явление планетарных ' туманностей — это наблюдаемые факты, которые говорят, что в жизни таких объектов потеря массы играет эволюционную роль.

Рис. 20. Области, занимаемые на диаграмме Герцшпрунга —

Рсссела новыми, ыовоподобными и переменными звездами типа U Близнецов

Переходят ли одни объекты в другие или просто сосу­ ществуют в сходных по условиям состояниях, это решат исследования роли двойственности взрывных звезд в их эволюции.

В этом отношении показательна гипотеза американца Р. Крафта и аргентинца X. Сахаде о том, что звезды типа U Близнецов есть этап в ходе эволюции затменно-

£8

переменных систем, имеющих периоды менее суток (так называемых систем типа W Большой Медведицы). Дей­ ствительно, тесные двойные с периодами менее суток сходны со звездами типа U Близнецов по размещению в Галактике и ио характеру движения в ней. А по свети­ мости, массам и периодам обращения первые несколько больше вторых. Поэтому вследствие эволюции звезды типа W Большой Медведицы должны терять половину своей массы. В процессе эволюции одна из звезд двойной системы должна стать красным гигантом, который запол­ няет своей атмосферой пространство вплоть до точек равновесия. Через эти точки уходит часть его газа, т. е. теряется масса звезды. Ход эволюции тесной двойной си­ стемы с этого момента изменяется: она быстро теряет в массе и превращается в переменную типа U Близнецов. Как мы увидим далее, что-то в таком же роде происходит, по-видимому, и у новых звезд.

^Что известно о причинах взрыва

вновых звездах?

Чем больше мы узнаем о новых звездах, тем ближе под­ ходим к выяснению причин взрывов в них, но тем строже и требовательнее становимся к гипотезам, которые пыта­ ются объяснить, почему происходят вспышки новых звезд. Первые гипотезы были высказаны еще в XVI в. Тихо Браге; самые новые гипотезы возникли уже в наше время. Но, к сожалению, это по-прежнему только гипо­ тезы, предположения, а настоящей теории, которая объясняла бы причины взрывов в новых звездах, опи­ раясь на которую, можно было бы рассчитывать мощность и длительность вспышек, периодичность их и место в звезде, где произошел взрыв, до сих пор нет.

Причина взрыва в новой может быть либо внешняя, либо внутренняя. Раньше, когда о новых звездах было известно мало, астрономы охотно принимали гипотезы о внешних причинах вспышек новых. Например, пола­ гали, что это столкновения звезд, падение на звезды ко­ мет, планет, пыли и т. д. В начале нашего века, когда только складывались основы теории внутреннего строе­ ния звезд, получила распространение гипотеза, согласно которой звезда после израсходования горючего начинает быстро сжиматься (коллапсировать); при этом выделяется

много энергии в виде взрыва, часть массы выбрасывается и звезда превращается в белый карлик. Эта гипотеза объясняла вспышки новых уже внутризвездпыми при­ чинами.

Ни одна из гипотез, исходящих из внешних причин вспышек новых, не согласуется ‘ с известными теперь данными об этих звездах. Столкновения звезд должны случаться значительно реже, чем вспышки новых. Что касается выпадения пыли и тел на звезды, то в этом слу­ чае мы наблюдали бы огромное разнообразие во вспыш­ ках. Ведь такие события могли бы происходить и с кар­ ликами и с гигантами разных спектральных классов, а между тем но типу новых вспыхивают только звезды определенного класса.

Совершенно не согласуется с частотой вспышек новых

игипотеза превращения обычной звезды в белый карлик.

Вэтом случае звезда должна была бы при вспышке из­ бавиться от значительной массы, а между тем массы оболочек новых звезд составляют всего лишь тысячные и десятитысячные доли масс самих звезд. А главное, по современным представлениям, в Галактике около двух триллионов звезд, половина которых, по-видимому, белые карлики. Ежегодно же вспыхивает около 260 новых звезд. Сколько же лет понадобилось бы для того, чтобы образо­ вались все белые карлики, пройдя через стадию новых звезд? Оказывается, в сорок раз больше, чем возраст промежуточной подсистемы Галактики, к которой принад­ лежат новые звезды. А кроме того, обнаружено, что крас­ ные гиганты сами по себе систематически теряют массу газа через оболочку, поэтому они могут перейти в белыекарлики без пребывания в стадии взрывной звезды.

Всередине нашего века стало ясно, что причиной вспышки новой звезды может быть взрыв термоядерного

характера в ее центре или, скорее всего, на периферии, около поверхности звезды. Эту гипотезу подробно разра­ ботали советские астрофизики А. И. Лебединский и Л. Э. Гуревич. Выяснилось, в частности, что независимо от того, где произошел взрыв, результат получается оди­ наковый: возникает ударная волна, которая срывает

100

Глава VII

СВЕРХНОВЫЕ В ДАЛЕКИХ ГАЛАКТИКАХ

Самые яркие вспышки звезд

Человечество почти пять тысячелетий хранит в памяти многочисленные яркие вспышки звезд. Их сейчас насчи­ тывают около двухсот, если ограничиваться превышаю­

мости и редкий класс взрывных звезд.

Но до начала нашего столетия астрономы не различали

новых звезд, впервые указал шведский астроном К. Луидмарк в 1919 г. Его заключение было основано на изуче­ нии природы спиральных туманностей, в некоторых из них к тому времени наблюдались вспышки звезд.

В 1885 г. астроном обсерватории Дерптского (теперь — Тартуского) университета ©. Хартвих обнаружил возле центра большой туманности Андромеды новую звезду, которая в максимуме блеска достигла 5-й вели­ чины. По блеску в этот момент она намного превосходила яркость окружающей ее туманности, хотя, если собрать блеск всей туманности, занимающей на небе эллипс раз­ мерами 3°Х2°, в точку, то блеск последней был бы на одну звездную величину выше новой звезды 1885 г. Эту звезду наблюдали в телескопы во многих странах, был даже получен один фотоснимок туманности вместе

сновой звездой. К сожалению, он сейчас утерян.

Вто время природа спиральных туманностей, к кото­ рым относится туманность Андромеды, еще не была раз­ гадана. С середины прошлого века конкурировали две

гипотезы, ©дна, ведущая начало от создателя звездной астрономии В. Гершеля, считала спиральные туманности

102