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

Лаймана. По этому отношению можно, следовательно, тоже рассчитать температуру. Поскольку причина свече ния кислорода в запрещенных линиях, как мы только что видели, — кинетическая энергия электронов, то температуру, вычисленную таким путем, называют «электронной»! или «кинетической» температурой туманности или обо­ лочки новой звезды.

В табл. 8 приведены температуры новой звезды, полу­ ченные разными способами для важнейших спектральных

Таблица 8

ТЕМПЕРАТУРЫ ОБОЛОЧКИ НОВОЙ ЯЩЕРИЦЫ 1036 г., НАЙДЕННЫЕ РАЗЛИЧНЫМИ СПОСОБАМИ В ПЕРИОД ВСПЫШКИ ЗВЕЗДЫ

стадий. Они значительно различаются при измерениях разными способами. Такое в астрофизике случается до­ вольно часто. Это не обязательно связано с приближен­ ностью измерений или несовершенством методов, а может указывать на сложность, неоднородность условий в звезде. Именно так обстоит дело с новыми звездами.

Скорости расширения, размеры и плотности оболочек

Смещение линий поглощения в спектрах новых звезд свидетельствует о расширении их оболочек. Измерение смещения линий в спектрах показывает, что скорость рас­ ширения слоев, создающих эти линии поглощения, не

12

остается постоянной, а различна для разных спектральных систем н даже возрастает иногда в течение стадии.

В табл. 9 показаны скорости расширения медленных и быстрых новых звезд на разных спектральных стадиях. Прежде всего обнаруживается, что у очень быстрой новой скорости расширения велики, а у медленной — значи­ тельно меньше. Это, между прочим, дает ключ к объясне­ нию существования быстрых и медленных новых. Звезда с быстро расширяющейся оболочкой быстро взлетает к максимуму блеска, а затем быстро падает до минимума, форсированно пробегая все спектральные стадии.

В эпоху максимума блеска — в предмаксимальном и главном спектре — скорости расширения сравнительно умеренны, но, когда появляются линии поздних спект­ ральных стадий, они указывают на значительно более вы­ сокие скорости. Естественное объяснение этого явления, как мы увидим, заключается в том, что диффузно-искро­ вой и орионов спектры образуются веществом, выброшен­ ным из звезды уже после главной вспышки.

Что же является в таком случае скоростью расширения самой оболочки новой звезды? ©сновнад, главная обо­ лочка, которую впоследствии удается видеть на фотогра­ фиях, — это та, что создает «главный спектр». По скорости

73

главной оболочки мы можем, следовательно, рассчитать радиус оболочки иа каждый момепт явления новой звезды. Для сравнения с размерами обычных звезд ра­ диусы оболочек удобно выражать в радиусах нашего Солнца (700 000 км). Эти данные содержатся в табл. 10.

Таблица 10

РАДИУСЫ ОБОЛОЧКИ И ФОТОСФЕРЫ НОВОЙ ЯЩЕРИЦЫ 1950 г. (о радиусах Солнца)

В этой же таблице приведены радиусы фотосфер новой звезды, т. е. радпусы внутренней области оболочки повой звезды, которая непрозрачна для излучения изнутри. Ра­ диус фотосферы R зависит от ее температуры и абсолют­ ной величины звезды:

lg 7?= 5900/Г—0,2 М -0,02.

В случае новых звезд расчеты показывают огромные изменения радиуса фотосферы. Разность же между радпусом оболочки и радиусом фотосферы дает представление о гигантской толщине обращающего слоя, где образуются линии оболочки новой.

Важной физической характеристикой оболочки новой звезды является ее плотность. Способы определения плот­ ности довольно разнообразны. Впервые ее удалось оценить в 1933 г. советским астрофизикам В. А. Амбарцумяну и Н. А. Козыреву. Они рассчитали плотность в фотосфере новой в момент максимума блеска, пользуясь температу­ рой и размерами оболочки звезды, а также по интенсивно­ стям некоторых ярких линий спектра новой в небулярной стадии.

74

Глава У

ОСОБЫЕ РАЗНОВИДНОСТИ НОВЫХ ЗВЕЗД

Повторные новые — обычные новые или особый класс?

Мы познакомились с явлениями, протекающими при вспышке обычной новой звезды. Однако встречаются раз­ новидности новых, вспышки которых отличаются теми или иными особенностями от стандартных. Поэтому наряду с обычными новыми звездами отдельно рассматриваются их разновидности: повторные новые, звезды типа U Близ­ нецов и новоподобиые звезды.

Ближе всего к обычным новым звездам так называемые повторные новые. Как говорит само название, их главное отличие от обычных новых заключается в том, что их вспышки повторяются через определенное время. Впервые это было обнаружено в 1902 г., когда вспыхнула Новая Компаса, имевшая уже до этого вспышку в 1890 г. Явле­ ние повторной вспышки новой звезды, естественно, пока­ залось нехарактерным для обычных новых, и эту звезду перевели в класс иовоподобных, куда, как в мусорную корзину, до сих пор отправляют различного рода уникаль­ ные случаи вспышек. Но вскоре были открыты еще не­ сколько повторных новых, а Новая Компаса к настоящему времени повторила вспышки еще два раза.

Сейчас известно семь повторных новых, ©ни перечис­ лены в табл. 11 вместе с годами их вспышек, длитель­ ностью циклов между вспышками и разностями звездных величин в максимуме и минимуме (амплитудами) блеска. Тут же приведены три обычные новые, у которых также подозревается цикличность вспышек. Но все ли повтор­ ные новые выявлены среди двухсот наблюдавшихся к на­ стоящему времени новых звезд? Конечно, нет.

Дело в том, что, пока новая не повторит вспышки, она ничем не отличается от остальных новых, имевших един-

76

Таблица 11

ПОВТОРНЫЕ НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

ственную вспышку; среди повторных новых есть и быст­ рые и медленные: абсолютные величины повторных новых такие же, как у обычных новых. Правда, по амплитудам блеска, спектральным деталям и другим особенностям повторные новые сходны между собой больше, чем с но­ выми, не имевшими повторных вспышек. Так, почти все повторные имеют амплитуды колебания блеска, меньшие, чем новые, не повторявшие вспышек. Но все же этого не­ достаточно, чтобы считать повторные каким-то особым классом новых звезд.

В 1934 г. советские астрономы П. П. Паренаго и Б. В. Кукаркин сравнили амплитуды и циклы повторных новых звезд и переменных типа U Близнецов (иногда называемых еще карликовыми новыми). И оказалось, что, чем больше амплитуда, тем больше и цикл между вспыш­ ками. Другими словами, стала вырисовываться взаимо­ связь: у переменных типа U Близнецов амплитуды не­ большие и короткие промежутки между вспышками, а у повторных новых и то и другое больше, следовательно, если обычные новые звезды имеют еще большие ампли­ туды блеска, то они должны повторять свои вспышки только через более длительные промежутки времени.

Паренаго и Кукаркин обратили внимание на Новую Неверной Короны 1866 г., у которой амплитуда блеска

77

была где-то ме>кду большими амплитудами обычных но­ вых и небольшими амплитудами повторных. Если обнару­ жившаяся взаимосвязь между амплитудами и циклами существует в действительности, то эта новая звезда по их расчетам должна была повторить вспышку между 1926 и 1966 гг.

И вот, 8 апреля 1946 г. любитель астрономии, путевой обходчик А. С. Каменчук, хорошо знавший звездное небо, обнаружил в созвездии Северной Короны «лишнюю» звезду 2-й величины (такую величину в этом небольшом созвездии имела лишь самая яркая звезда — Гемма). Это была повторная вспышка Новой 1866 г. Астроиомы-про- 1 фессионалы заметили эту звезду лишь 9 апреля, когда она уже стала убывать в блеске.

Предсказание вспышки Новой в Северной Короне сильно укрепило гипотезу Паренаго и Кукаркииа о повторности вспышек обычных новых. Но пока это единственная пов­ торная новая с длинным циклом. Астрономы ждут по­ вторных вспышек других новых звезд, наблюдавшихся в XVII—XIX вв. Так, по предположениям советского астронома П. Г. Куликовского, в ближайшем десятилетии возможно повторение вспышки Новой Ориона 1667 г.

Решающим подтверждением гипотезы было бы обнару­ жение повторности вспышек обычных новых звезд с боль­ шими амплитудами. Но интервал между их вспышками составляет тысячи лет, и ожидание их повторения выгля­ дит безнадежным.

К счастью, еще в 1954 г. советский астроном И. М. Ко­ пылов заметил, что закономерности для повторных новых и карликовых новых* следует рассматривать отдельно, так как эти классы взрывных звезд существенно различаются между собой по многим признакам, начиная с абсолютных величин. Теперь это нашло подтверждение в исследовании московских астрономов Ю. Н. Ефремова и П. Н. Холопова. При этом длительность цикла обычных новых значительно уменьшается.

Однако имеется еще одна возможность подтвердить или отвергнуть повторность обычных новых звезд. Дело в том, что в древних китайских, японских и европейских хро­ никах имеются записи о появлении комет, вспышках ярких звезд и других небесных явлениях. Ахиллесовой пя­ той этих старинных записей является грубость указаний положения на небе, нечеткость характеристики явления.

78

Рис. 15. Зависимость «амплитуда — цикл» для повторных новых

В целом спектры обычных и повторных новых в мини­ муме оказались одинаковыми. В период вспышки новые с малыми амплитудами блеска, т. е. повторные, имеют не­ которые отличия в спектрах от обычных новых: более сла­ бый непрерывный спектр, корональиые линии и т. д. Это говорит о более высокой разреженности и меньшей массе оболочек, выбрасываемых при вспышке, что вполне соот­ ветствует небольшой амплитуде вспышки такой новой звезды.

Взрывные звезды тппа U Близнецов

В 1955 г. английский искатель астероидов Дж. Хиид обна­ ружил в созвездии Близнецов быстро разгоревшуюся звезду. 15 декабря она была 9-й величины, через три не­ дели ослабела до 12-й и впоследствии вернулась к 14-й ве­ личине. А приблизительно через сто суток ее вспышка повторилась. К настоящему времени у этой звезды наблю­ далось уже несколько сотен вспышек. Интервалы между вспышками имеют нестрого постоянную длительность, так же как неодинакова и яркость самих вспышек. Таким образом, по характеру кривой блеска переменная не­ сколько напоминала новую звезду, но многими чертами от нее отличалась.

90

Рис. 1G. Кривые блеска U Близнецов (б*,) ii Z Жпраффа (б)

Сейчас известно более ста пятидесяти переменных типа U Близнецов, как назвали их по первой открытой Хиндом звезде. Все они характеризуются циклическим (т. е. пе­ строго периодическим) повторением вспышек. Кроме того, есть немногочисленная разновидность переменных этого типа, у которых ослабление блеска идет медленно, иногда оно задерживается, ие снижаясь до старого минимума, и звезда пережидает до следующей вспышки (рис. 16).

Для малых амплитуд блеска (в две звездные величины)

амплитуд и циклов открыта П. П. Паренаго и Б. В. Кукаркиным.

Абсолютные величины переменных тина U Близнецов в минимуме блеска получаются от 10 до 7,5.

Исследование характера движения переменных типа U Ддизнецов и их размещения в Галактике привело к вы­ воду, что они, как и новые звезды, ие населяют спираль­ ные рукава, а принадлежат к населению галактического диска.

Таким образом, по ряду признаков переменные типа U Близнецов обнаруживают сходство с новыми звездами, но тем ие менее являются самостоятельным классом взрыв­ ных звезд. Иногда употребляемое теперь образное выра­ жение «карликовые новые» в сущности неправильно, так