§ 86. Взрывающиеся звезды [1973 Цесевич В.П. - Что и как наблюдать на небе]

Особая стадия эволюции некоторых звезд сопряжена с такими нарушениями равновесия внутренних сил, которые сопровождаются взрывами, подчас полностью разрушающими звезду. Таковы сверхновые звезды, у которых светимость в разгар взрыва увеличивается в миллиарды (и даже иногда в сотни миллиардов) раз. В это время одна сверхновая звезда излучает столько же света, сколько его дают в сумме миллиарды звезд! Статистика показывает, что вспышки сверхновых звезд происходят очень редко, например, в Галактике - в среднем одна в 500 лет. Однако галактик очень много, и наблюдать вспышки сверхновых мы можем поэтому гораздо чаще. Так, например, с 1936по 1939 гг. было обнаружено 12 сверхновых звезд, но для этого пришлось просмотреть 1625 снимков галактик. После организации систематических наблюдений внегалактических объектов было открыто более 130 сверхновых звезд!

Вспышка сверхновой звезды происходит так. В течение нескольких суток блеск звезды возрастает более чем на 20 звездных величин и достигает максимума. Затем он постепенно понижается и примерно через год звезда настолько ослабевает, что становится недоступной для наблюдений.

К чему приводит вспышка сверхновой звезды, мы видели в § 79, где были описаны явления, наблюдающиеся через 900 лет после вспышки сверхновой звезды в созвездии/Тельца.

Почему взрывается сверхновая звездат Создано много теорий для объяснения этого удивительного явления. Все они, в конечном счете, связаны с гипотезой о лавинном ядерном превращении. Весьма возможно, что в процессе взрыва происходит почти мгновенное превращение ядер легких химических элементов в ядра атомов тяжелых элементов; выделяющаяся при этом энергия приводит к разрушению если не всей звезды, то значительной ее части. Во время взрыва светящаяся поверхность звезды быстро растет, и блеск быстро возрастает в миллиарды раз. Затем энергия, запасенная в распухающей оболочке, истощается, сама оболочка разрушается и разлетается в пространстве, ее вещество становится прозрачным, общий блеск звезды ослабевает, и в конце концов сквозь разлетающуюся оболочку становится видимым ядро звезды или его остатки.

Рис. 189. Схематическая кривая блеска новой звезды. Звездная величина в максимуме блеска принята за начало счета звездных величин. Время дано в произвольной шкале

Аналогичные явления, но в гораздо меньшем масштабе, наблюдаются при вспышках новых звезд. Совершенно очевидно, что название «новая» звезда (как и «сверхновая») - условное. Часто на том месте, где находится вспыхнувшая звезда, на старых снимках неба обнаруживают слабенькую звездочку - «новую» звезду в ее довспышечном состоянии. И после взрыва новая звезда не разрушается, а сохраняется, сбросив во время вспышки только сравнительно небольшую часть своей массы. В пространство улетает оболочка звезды, содержащая примерно около одной миллионной доли солнечной массы. В этом нас убеждает существование повторных новых звезд, когда одна и та же звезда вспыхивала несколько раз. Так, например, звезда Т Северной Короны вспыхивала в 1866 и 1946 гг., а Т Компаса - в 1890, 1902, 1920, 1944 и 1966 гг.!

Сброшенная оболочка, отойдя от звезды на достаточно большое расстояние, наблюдается в виде газовой туманности, светящейся как и планетарная туманность, за счет переработки ультрафиолетового излучения звезды и под влиянием электронных ударов.

Кривая изменения блеска повой звезды изображена на рис. 189, на котором выделены различные стадии ее развития.

В таблице XXI приведены некоторые данные, характеризующие избранные новые звезды: название звезды, год вспышки, абсолютная звездная величина в максимуме (М) и минимуме блеска (m), максимальная (Lmах) и минимальная (Lmin) светимость (в долях светимости Солнца).

Таблица XXI. Сведения о новых звездах

Из этой таблицы видно, что новые звезды значительно различаются по своим свойствам. В частности, очень большой интерес вызывает карликовая новая DQ Геркулеса. Ее минимальная светимость только 0,036 солнечной, а в момент максимума блеска светимость достигала всего 11 тысяч, что для типичных новых слишком мало.

В первые дни вспышки DQ Геркулеса вела себя обычно. В ее спектре наблюдались линии поглощения, сильно смещенные в фиолетовую сторону, что указывало на быстрое расширение ее внешних частей. Известно, что у многих новых звезд лучевые скорости, характеризующие расширение оболочек, в этой фазе развития достигают 1000 км /сек.

Затем вид спектра тоже, как обычно для новых звезд, изменился. В нем появились эмиссионные линии и полосы; началась так называемая небулярная стадия, когда значительный вклад в излучение звезды вносит газообразная оболочка. Но вот тут произошло нечто особенное. Общий блеск звезды вместо того, чтобы ослабевать, стал после глубокого минимума снова увеличиваться и достиг довольно значительной величины, после чего стал убывать. В конце концов звезда вернулась к тому блеску, который она имела в довспышечном состоянии.

И тогда выяснилось, что она вдобавок еще и затменно-двой-ная. Период ее обращения необычайно короток - 4 часа 39 минут. Изучение кривых изменения блеска и лучевых скоростей дало возможность определить массы компонент: они оказались очень маленькими, всего лишь 0,22 и0,24 массы Солнца. Кроме того, оказалось, что эмиссионные линии, которые и сейчас наблюдаются, испускаются не звездами, а газовым кольцом, вращающимся вокруг звезды-спутника и вместе с лшм вокруг главной звезды. Почти равные массы обеих компонент затрудняют разделение звезд на главную и спутник. Мы будем называть спутником ту звезду, вокруг которой вращается газовое кольцо.

Кроме того, DQ Геркулеса «сотрясают» очень быстрые колебания, типа пульсационных, являющиеся строго периодическими с периодом около 71 секунды!

Можно было бы предположить, что звезда в момент взрыва раздробилась на две компоненты. Однако это не так. На старых снимках, случайно полученных до вспышки, обнаружена затмен-ная периодичность с таким же самым периодом. Значит, звезда и до вспышки была двойной.

Последующие исследования показали, что многие новые звезды также оказались затменно-двойными. В частности, новая звезда WZ Стрелы имеет орбитальный период обращения 1 час 22 минуты!

Рис. 190. Две кривые изменения блеска U Близнецов. На нижней кривой хорошо видно затмение (узкий глубокий минимум). ПРи повышении блеска глубина затмения уменьшается (верхняя кривая)

Что наблюдать астроному-любителю, ес:ги он услышит, что вспыхнула достаточно яркая новая звезда? Ему надо прежде всего отыскать ее на небе, что нетрудно сделать, сравнивая вид неба со звездной картой. Затем ему надо подобрать соседние звезды, которые он использует в качестве звезд сравнения и регулярно, несколько раз в ночь, оценивать блеск новой звезды методами, описанными в § 88. Обработав свои оценки блеска новой звезды и построив кривую изменения ее блеска, он внесет свой вклад в науку о новых звездах.

Очень интересна разновидность переменных звезд, известная под названием новоподобных, или звезд типа U Близнецов. У них явления протекают примерно так же, как у новых звезд, почему они и были названы новоподобными. Такая звезда, как правило, пребывает в минимуме блеска. Затем совершенно неожиданно ее блеск усиливается на 4-5 звездных величин, остается недолгое время максимальным, после чего звезда ослабевает, возвращаясь в свое нормальное состояние. Явление происходит не периодически, но более или менее регулярно повторяется. Средний промежуток времени между соседними максимумами блеска называется циклом. Эти циклы характерны для каждой звезды. В частности, U Близнецов имеет цикл, близкий к 100 суткам. П. П. Паренаго и Б. В. Кукаркинпоказали, что амплитуда (А) вспышки зависит от продолжительности предшествовавшего ей цикла (С) в соответствии с формулой

Следовательно, чем дольше накапливалась в звезде энергия, тем сильнее очередная вспышка. Кстати, на эту же зависимость укладываются и данные о циклах и амплитудах повторных новых звезд.

Спектр новоподобной звезды во время ее вспышки претерпевает существенные изменения. В минимуме блеска на фоне очень слабого непрерывного спектра видны широкие и очень интенсивные эмиссионные линии. В максимуме вид спектра совсем иной; очень интенсивна полоса непрерывного спектра, пересеченная темными линиями поглощения, а эмиссионных линий не видно. Распределение энергии в спектре показывает, что температура фотосферы в максимуме блеска весьма высока. Особенно интенсивна ультрафиолетовая область спектра.

Одно удивительное открытие, сделанное польским астрономом В. Кшеминским, показало, что в данном случае явления развиваются иначе, чем у новых звезд, и сходство, пожалуй, только внешнее. Им было обнаружено, что U Близнецов не только новоподобная звезда, но и затменно-двойная с очень странной кривой изменения блеска (рис. 190).

Рис. 191. Система U Близнецов. Вокруг малой звезды видно газовое кольцо

Период орбитального обращения компонент равен 4 ч. 14 минут. Затменный характер глубокого минимума хорошо виден при минимальном блеске звезды (нижняя часть рисунка). Во время вспышки (верхняя часть рисунка) глубина «затменного» минимума уменьшается вплоть до того, что он перестает быть заметным.

Исследование кривой изменения блеска совместно с кривой изменения лучевых скоростей дало возможность определить размеры орбиты и компонент. Радиус относительной орбиты равен 1 240 000 км. Данные о компонентах приведены в виде таблички:

Таблица. Данные о компонентах

Табличка весьма поучительна. Главная, желтая звезда как будто мало отличается от Солнца; голубой спутник - белый карлик!

Довольно странная форма кривой блеска с неравными максимумами объясняется тем, что белый карлик окружен протяженным газовым кольцом, которое вращается вокруг него и с ним вместе вокруг общего центра масс системы (рис. 191).

Какая же из звезд взрывается? Исследование формы затменной кривой блеска показывает, что взрывается желтая звезда, а не белый карлик. У новых звезд, как мы знаем, усиление блеска в момент вспышки - результат огромного увеличения светящейся поверхности внешних частей. Здесь происходит нечто иное. Изучение продолжительности затмений показывает, что объем взрывающейся новоподобной - желтой звезды - почти не увеличивается при вспышке, в то время как температура ее фотосфе^ ры повышается на несколько тысяч градусов, чем и обусловлено временное усиление ее блеска. В этом отличие U Близнецов от новых звезд.

После этого открытия несколько внимательнее отнеслись к другим звездам этого же типа, и они оказались также двойными, но вследствие иного наклонения орбит не затменными.

Не у всех звезд вспышки происходят столь быстро, как у новоподобных. Так, например, у неправильной переменной звезды V Стрелы, которая также является затменно-двойной, происходят медленные истечения вещества, окутывающего в это время всю двойную систему. В это время блеск V Стрелы значительно возрастает. Если в минимуме блеска мы наблюдаем регулярно повторяющиеся затмения с периодом 0,514195 суток, то когда блеск возрастает, затмения перестают замечаться. Когда же плотная протяженная оболочка рассеется в пространстве и блеск V Стрелы ослабнет, снова наблюдаются затмения, повторяющиеся с тем же периодом.

Рис. 192. Кривая изменения блеска R Северной Короны

Медленные «взрывы» происходят и у таких редко встречающихся звезд как R Северной Короны; это неправильная переменная звезда особого типа. Она остается почти неизменной в максимуме блеска, сохраняя его иногда годами. Затем внезапно ее блеск ослабевает на несколько звездных величин на более или менее продолжительное время, чтобы затем вернуться до прежнего «максимального» значения.) На рис. 192 изображена кривая изменения

блеска R Северной Короны. Чем объясняются изменения ее блеска? Из недр звезды поднимаются наружу, в верхние слои оболочки и в окружающее пространство, большие массы углерода. В окрестностях звезды, где температура гораздо ниже, они кристаллизуются, и появляется облако графитовых частичек, которое надолго ослабляет своей непрозрачностью блеск звезды. После того как облако рассеется, звезда становится видимой в своем обычном состоянии. Малое число таких звезд свидетельствует о том, что такое состояние звезды непродолжительно.

Не у всех звезд медленные «взрывы» приводят к ослаблению блеска. Существует сравнительно небольшое число звезд типа Z Андромеды, которые остаются в их нормальном состоянии в минимуме блеска, а «медленный» взрыв приводит к усилениям блеска, происходящим апериодически, и в отличие от новоподобных звезд длящихся месяцами.