<<
>>

Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды

Как мы уже отмечали в разд. 5.4.1, первыми звездами, переменность блеска которых заметили еще древние астрономы, были новые звезды. В старину «новой» (Nova) называли любую звезду, вспыхнувшую как бы на пустом месте.

Сейчас такие звезды относят либо к новым, либо к сверхновым. И те, и другие считают физическими переменными звездами.

В современной астрофизике новыми звездами называют один из типов взрывных (или катаклизмических) переменных звезд. Все такие звезды представляют собой двойные звездные системы, расстояние между компонентами в которых чуть больше их суммарного размера. Столь тесная пара неразличима как двойная ни в один телескоп. При столь близком соседстве двух звезд между ними происходит сильное взаимодействие, как раз и приводящее к необычному поведению таких систем. Обычно одна из звезд катаклизмической пары — белый карлик, лишенный водорода, т. е. «топлива» для термоядерного горе

ния, а второй компонент — более или менее нормальная звезда-карлик или субгигант. При достаточном сближении звезд вещество с поверхности нормальной звезды может перетекать на белый карлик.

Постепенно на поверхности белого карлика накапливается слой вещества, богатого водородом, и создаются условия для протекания термоядерных реакций. Их резкое, взрывоподобное начало как раз и знаменуется вспышкой новой звезды. За время от нескольких часов до нескольких суток звезда ярчает, достигает максимального блеска, а затем долгие месяцы и даже годы постепенно угасает, а сброшенная взрывом с белого карлика оболочка рассеивается в пространстве. При этом двойная система не разрушается, и процесс накопления газа и его взрыв могут повторяться — новая звезда может вспыхивать повторно.

У «классических» новых звезд между вспышками проходят тысячелетия, вот почему в старину считали, что «звезды-гостьи» исчезают навсегда. (До изобретения телескопа новые звезды между вспышками в принципе не могли наблюдать, все они имеют очень слабый блеск.) Но известны и «повторные» новые, у которых интервал времени между вспышками составляет всего несколько десятков лет.

Не у всех повторных новых причина вспышки такая же, как у классических новых, хотя наблюдаемые изменения блеска довольно схожи.

Таким образом, вопреки названию, новые звезды вовсе не молоды; напротив, это сравнительно старые тесные двойные системы. Ведь пока одна из звезд пары в ходе эволюции превратится в белый карлик, проходит немало времени.

При вспышке классической новой ее блеск в видимой области спектра возрастает не менее чем на 6Ш (в среднем на 10ш). Рекордное поярчание наблюдалось у V 1500 Лебедя (Новой Лебедя 1975 г.), которая увеличила свой блеск примерно на 19ш. Таким образом, светимость этой звезды в видимом диапазоне выросла в Ю19/2,5« 40 000 000 раз.

Ежегодно профессиональным астрономам и любителям удается открыть несколько новых звезд нашей Галактики, но далеко не каждый год хотя бы одна из них становится в максимальном блеске столь яркой, что ее можно увидеть невооруженным глазом. А действительно очень ярких новых, которые могли бы поразить воображение и астрономов древности, то есть звезд, достигших хотя бы второй величины в максимуме, в XX в. было всего шесть, причем после 1975 г., когда V 1500 Лебедя стала на одну ночь чуть ярче второй величины, таких ярких вспышек не наблюдалось. Одна из ярчайших новых по-

следнего десятилетия, доступных наблюдениям в России, Новая Орла (V 1494 Aql), вспыхнувшая в декабре 1999 г., достигла только третьей величины. Самая яркая новая XX в., Новая Орла 1918 г. (V 603 Aql), в максимуме имела блеск -1,4Ш; среди всех звезд на небе она лишь чуть-чуть уступала по блеску Сириусу.

Тесная двойная система может, однако, показывать не только огромные вспышки, связанные с термоядерными взрывами на поверхности белого карлика.

Известны взрывные переменные звезды, у которых вспышка новой (термоядерный взрыв на белом карлике) никогда не наблюдалась, но временами происходят вспышки меньшего масштаба, — их называют карликовыми новыми, или переменными типа U Близнецов (U Gem). Существенных различий в структуре двойной системы между новыми и карликовыми новыми не выявлено. Перетекающее со спутника вещество не может сразу упасть на поверхность белого карлика (в силу закона сохранения момента импульса). Обычно этот газ образует вокруг белого карлика диск, в котором вещество тормозится, прежде чем попасть на поверхность звезды. Из-за нестабильностей в диске вещество может падать «порциями»; при этом повышается яркость как самого диска, так и поверхности звезды. Однако во время таких вспышек блеск двойной звезды возрастает далеко не так сильно, как во время вспышек новых: обычно всего на 2-5ш.

Рис. 6.20. Дисковая аккреция газа из атмосферы нормальной звезды на белый карлик в тесной двойной системе (рисунок).

Продолжительность «дисковых» вспышек также намного меньше длительности вспышек новых звезд: от их возгорания до полного затухания обычно проходит всего несколько суток. Вспышки в диске повторяются, интервалы между ними составляют примерно от недели до года. Есть предположение, что любая переменная звезда типа U Близнецов со временем может вспыхнуть и как классическая новая, хотя пока ни одного такого случая не наблюдалось.

Диск в двойной системе взрывной переменной не сможет образоваться, если белый карлик обладает сильным магнитным полем. Тогда вещество, перетекающее со спутника, будет скользить вдоль силовых линий магнитного поля и выпадать на поверхность белого карлика близ его магнитных полюсов, а характер переменности станет очень сложным. Такие звезды называют полярами: из-за сильного магнитного поля их свет поляризован.

Как мы знаем, астрономы прошлого называли «новыми» объекты, которые сейчас относят к двум разным типам — новым и сверхновым.

Действительно, при вспышках этих двух типов наблюдаемые явления весьма схожи: быстрое и сильное поярчание с последующим медленным затуханием блеска. Однако природа сверхновых звезд сильно отличается от природы новых.

Рис. 6.21. Крабовидная туманность — газовый остаток вспышки сверхновой, наблюдавшейся в 1054 г.

Фото: «Хаббл», NASA.

По современным представлениям, вспышка сверхновой знаменует собой последний, катастрофический этап эволюции звезды. Израсходовав все источники термоядерной энергии, массивная звезда не может сопротивляться силе гравитации и стремительно сжимается — коллапсирует. Белые карлики не могут иметь массу, превышающую массу Солнца более чем в полтора раза. Более массивная коллапсирующая звезда, не останавливаясь на этапе белого карлика, сжимается в нейтронную звезду или в черную дыру. При этом выделяется огромная гравитационная энергия — происходит вспышка сверхновой. Оставшуюся на месте взрыва нейтронную звезду или черную дыру окружает постепенно рассеивающаяся туманность — газовый остаток сверхновой. Как видим, сверхновые, как и новые звезды, тоже очень стары. Явление сверхновой, в сущности, знаменует собой смерть звез

ды, поэтому, в отличие от новых, сверхновые звезды не могут вспыхивать повторно.

В нашей Галактике сверхновых звезд не наблюдалось очень давно, с дотелескопи- ческих времен. Последние две достоверные сверхновых вспыхнули в 1572 г. (ее наблюдал Тихо Браге) и в 1604 г. (ее описал Иоганн Кеплер). Для этих звезд удалось реконструировать кривые блеска, отыскать и исследовать газовые остатки. Еще несколько сверхновых выявлено при анализе старинных, преимущественно китайских и японских, летописей. Так, есть серьезные основания полагать, что Крабовидная туманность в созвездии Тельца и находящийся в ней пульсар — быстро вращающаяся нейтронная звезда - остатки Сверхновой 1054 г., описанной китайскими летописцами.

Эту звезду в Китае видели даже днем на протяжении 23 суток; блеск ее, вероятно, достиг -6Ш. Интересно, что один из выявленных остатков сверхновых (Кассиопея А), скорее всего, связан со вспышкой, случившейся после Сверхновой Кеплера, но пропущенной наблюдателями.

Не имея возможности изучать вспышки сверхновых в нашей Галактике, мы довольно мало знали бы об этом яв-

Таблица 6.1

Вспышки новых, доступные невооруженному глазу*

Звезда

Год

Макс, блеск

Первооткрыватель

СК Vulpeculae

1670

2,7Ш

Anthelm

WY Sagittae

1783

5,4

D’Agelet

V 841 Ophiuchi

1848

4,3

Hind

QCygni

1876

3,0

Schmidt

T Aurigae

1891

4,2

Anderson

V 1059 Sagittarii

1898

4,9

Fleming

GK Persei

1901

0,0

Anderson

DM Geminorum

1903

5,0

Turner

OY Arae

1910

6,0

Fleming

DI Lacertae

1910

4,6

Espin

DN Geminorum

1912

3,3

Enebo

V 603 Aquilae

1918

-1,1

Bower

GI Monocerotis

1918

5,7

Wolf

V 476 Cygni

1920

2,0

Denning

RR Pictoris

1925

1,1

Watson

XX Tauri

1927

6,0

Schwassmann and Wachmann

DQ Herculis

1934

1,2

Prentice

V 368 Aquilae

1936

5,0

Tamm

CP Lacertae

1936

1,9

Gomi

V 630 Sagittarii

1936

4,5

Okabayasi

ВТ Monocerotis

1939

4,3

Whipple and Wachmann

CP Puppis

1942

0,4

Dawson

DK Lacertae

1950

6,0

Bertaud

RW Ursae Minoris

1956

6,0

Satyvaldiev

V 446 Herculis

1960

5,0

Hassell

V 533 Herculis

1963

3,2

Dahlgren and Peltier

HR Delphini

1967

3,7

Alcock

LV Vulpeculae

1968

4,9

Alcock

FH Serpentis

1970

4,4

Honda

V 1500 Cygni

1975

1,8

Honda

NQ Vulpeculae

1976

6,0

Alcock

VI370 Aquilae

1982

6,0

Honda

QU Vulpeculae

1984

5,6

Collins

*В список вошли все новые, появившиеся после 1600 г.

и достигшие блеска не менее 6Ш (источники: Moore, 2000, р. 293; Общий каталог переменных звезд).

Звезда

Год

Макс, блеск

Первооткрыватель

V 842 Centauri

1986

4,6

McNaught

V 838 Herculis

1991

5,0

Alcock

V 1974 Cygni

1992

4,3

Collins

V 705 Cassiopeiae

1993

5,4

Kanatsu

V 382 Velorum

1999

2,5

Williams and Gilmore

V 1494 Aquilae

1999

3,6

Pereira

V 4743 Sagittarii

2002

5,4

Haseda

V 1280 Scorpii

2007

3,8

Nakamura and Sakurai

лении, если бы в максимальном блеске их светимость не была настолько высока, что их можно обнаруживать даже в весьма далеких галактиках, где ежегодно открывают десятки сверхновых. Нередко сверхновая какое-то время светит столь же ярко, как и все остальные, вместе взятые, звезды родительской галактики (так, правда, бывает только для не слишком богатых звездами галактик).

Наблюдались сверхновые и в сравнительно близких галактиках. Так, в 1885 г. Э. Хартвиг на Тартуской обсерватории (ныне Эстония), наведя телескоп на галактику Андромеды, просто чтобы показать красивый вид гостям обсерватории, сразу же увидел в самом центре этой галактики «лишнюю» яркую звезду! Теперь «звезда Хартвига» известна как Сверхновая S Андромеды.

В 1987 г. сверхновая звезда вспыхнула в соседней с нами галактике — Большом Магеллановом Облаке (БМО). Она на время стала ярче Зш, и на южном небе ее можно было увидеть невооруженным глазом. До вспышки эта сверхновая была сверхгигантом примерно 12ш, внесенным в астрономические каталоги. Так было опровергнуто неправильное (но вошедшее в учебники) представление, что сверхновые отличаются от новых более сильным поярчанием. На самом деле Сверхновая 1987 г. в БМО поярчала всего на 9,5Ш, то есть намного меньше, чем описанная выше классическая Новая VI500 Лебедя. Но если новые после вспышки возвращаются примерно к тому блеску, которым они обладали до вспышки, то звездный остаток Сверхновой 1987 г. — несомненно, очень слабая звезда. Сверхгигант 12-й звездной величины бесследно исчез!

После взрывов сверхновых звезд в окружающее пространство выбрасывается вещество, прошедшее переработку в термоядерных реакциях в звездных недрах. Мы не знаем других процессов, при которых межзвездное вещество эффективно обогащалось бы элементами тя

желее гелия. Выброшенное сверхновыми вещество может участвовать в образовании звезд следующего поколения. Когда это происходит, часть вещества, обогащенного тяжелыми элементами, может пойти на формирование планет. Трудно представить себе жизнь без углерода и кислорода. Можно предположить, что жизни во Вселенной не было бы, если бы не было сверхновых звезд. 

<< | >>
Источник: В. Г. Сурдин. Звёзды. 2009

Еще по теме Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды:

  1. Звезды массой от (8-10) М© до 100 М©
  2. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды