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.
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.