Большая Советская Энциклопедия.

Большая Советская Энциклопедия (цитаты)

Новые звезды

Новые звезды (далее Н), звезды, светимость которых внезапно увеличивается в тысячи и даже миллионы раз (в среднем в 104 раз), а затем медленно спадает. Наибольшая светимость наблюдается от 1-2 ч (быстрые Н) до нескольких сут (медленные Н). По истечении нескольких лет светимость уменьшается до первоначальной величины.

  Название "Н" сложилось в древности, когда звезды, которые становились видимыми на небе вследствие увеличения блеска, считались заново возникшими. Фотографические исследования опровергли это мнение: к началу 20 в. было доказано, что такие звезды существуют и до вспышки, но имеют значительно более слабый блеск, примерно к этому же блеску они возвращаются после вспышки. Кривые изменения блеска Н сходны между собой (рис. 1). В период наибольшего увеличения блеска некоторые Н светят как звезды 1-2-й звездной величины и даже ярче. Такие Н наблюдались в 1901 в созвездии Персея, в 1918 - в созвездии Орла, в 1925 - в созвездии Живописца, в 1934 - в созвездии Геркулеса, в 1942 - в созвездии Кормы. Всего к 70-м гг. 20 в. известно более 180 Н, вспыхнувших в нашей Галактике. По статистическим расчетам, в Галактике вспыхивает ежегодно около 100 Н, но на Земле из них обнаруживают 1-2. Известны Н и в соседних галактиках: 230 - в туманности Андромеды, 15 - в Магеллановых Облаках.

  Подъем блеска Н перед максимумом происходит очень быстро, вследствие чего кривая изменения блеска на этой стадии изучена весьма слабо. Известно, что в момент достижения блеска, который на две звездные величины меньше максимального, увеличение блеска временно (от нескольких ч до нескольких сут) приостанавливается. В максимуме блеска Н пребывают от 1-2 ч (быстрые Н) до нескольких сут (медленные).

  Наибольшее разнообразие кривые блеска Н имеют в переходной стадии, где отмечается 3 основных типа: 1 - плавное и гладкое уменьшение блеска, 2 - сильные периодические колебания, 3 - глубокий минимум продолжительностью несколько недель, за которым следует частичное восстановление блеска.

  Изменения блеска Н сопровождаются большими изменениями их спектра (рис. 2). До вспышек Н представляют собой горячие звезды спектральных классов О или В. Однако наблюдений спектров Н до вспышек крайне мало.

  По мере приближения Н к максимуму блеска ее спектр приобретает черты, характерные для звезд высокой светимости спектрального класса А или с узкими, сильно смещенными в коротковолновую сторону линиями поглощения. Это указывает на расширение верхних слоев атмосферы Н со скоростью около 1000 км/сек. У медленных Н скорость расширения несколько меньше. Сразу после максимума в спектре появляются линии излучения, принадлежащие в основном и ионизованным металлам. Падение блеска сопровождается усилением линий излучения, а также появлением новых систем линий поглощения. Это связано с дополнительным выбросом вещества, следующим за главным. Когда блеск звезды ослабевает на 5 звездных величин, наступает небулярная стадия Н; спектр ее в этот период очень напоминает спектр планетарной туманности. Продолжительность небулярной стадии - несколько лет. Спустя много лет после вспышки Н имеют спектры, напоминающие спектры белых карликов.

  Вспышки Н связаны с нарушением устойчивости внешних слоев звезды и выбросом вещества. Вспышки, однако, не затрагивают звезды в целом. Доля массы звезды, сбрасываемая при вспышке, в среднем около 10-5 массы звезды, или ~ 1028 г. Полная энергия взрыва Н равна ~ 1045 эрг (1038 дж). Оболочка звезды сбрасывается или в самом начале вспышки, т. е. в момент начала увеличения блеска, или - по теории, предложенной советским астрономом Э. Р. Мустелем, - в максимуме ее блеска. В последнем случае увеличение блеска Н связано с расширением самой звезды, которая после максимума начинает сжиматься. Особенности спектра Н после максимума, появление в них ярких линий излучения определяются процессами, происходящими в сброшенной оболочке. Эмиссионные линии спектра возникают в результате как поглощения оболочкой излучения обнажившихся очень горячих слоев звезды, так и взаимодействия оболочки с быстрыми частицами, выбрасываемыми звездой в течение некоторого времени после максимума блеска. По мере расширения плотность оболочки Н падает, а степень ее ионизации растет. При плотности около 10-19 г/см3 в спектре начинают появляться линии, характерные для газа в условиях сильного разрежения, что свидетельствует о начале небулярной стадии.

  Через несколько лет после вспышки у многих Н сброшенные ими оболочки уходят достаточно далеко от звезды и становятся видимыми. Как правило, оболочки неоднородны и имеют два больших сгустка, расположенных в двух противоположных направлениях от звезды, т. н. полярные конденсации. Не исключено, что в образовании формы оболочек Н большую роль играет поле звезды: если это поле, как предполагается, имеет характер диполя, то выброс вещества происходит преимущественно вдоль оси, соединяющей полюсы звезды. По данным об угловой скорости расширения оболочек Н и скорости расширения, полученной из анализа спектра оболочки, можно независимым путем определить расстояние до Н

  В 50-х гг. 20 в. было обнаружено, что Н входят в состав тесных двойных звезд, расстояния между компонентами которых имеют порядок радиусов самих звезд. Вторыми компонентами этих пар являются более холодные звезды. Изучение двойных звезд, в состав которых входят Н, позволило впервые дать надежную оценку масс Н Оказалось, что в среднем массы Н не отличаются заметно от массы Солнца.

  Светимости Н в нашей Галактике определяются не очень уверенно. Один из основных способов оценки светимостей в максимуме блеска дает эмпирическую зависимость между абсолютной звездной величиной в максимуме и скоростью падения ее после максимума: чем выше максимум, тем быстрее падает блеск (именно по скорости падения блеска Н делятся на быстрые и медленные). Эта зависимость имеет вид:

  Mv. max = - 11,5 + 2,5 lg t3,

  где Mv. max - абсолютная визуальная звездная величина Н в максимуме, a t3 - время (в сут), в течение которого блеск звезды уменьшается на три звездные величины. Этой зависимости удовлетворяют не только Н в нашей Галактике, но и в туманности Андромеды, в Магеллановых Облаках. Средняя абсолютная визуальная величина Н в максимуме блеска:

  Mv = -7,3 звездной величины.

  Это - самые яркие после сверхновых звезд объекты Галактики. В силу своей высокой светимости Н являются индикаторами расстояний до ближайших галактик. В минимуме блеска абсолютная звездная величина Н сравнительно мала и составляет в среднем Mv, min = + 3m · 5. У некоторых звезд излучение в минимуме определяет холодный компонент, являющийся на этой стадии более ярким, чем Н По всем своим параметрам - массе, светимости, размерам - Н в спокойном состоянии блеска являются звездами-карликами.

  Повторные Н не имеют значительных отличий от типичных Н, за исключением скорости, с которой звезда возвращается после вспышки в исходное состояние. Обычно для повторных Н это время - около 1 года. К 70-м гг. 20 в. известно 11 повторных Н Среди них наибольшее число вспышек (5) за время с 1890 по 1967 испытала звезда Т Компаса.

  В конце 60-х гг. 20 в. было обнаружено у Н сильное инфракрасное излучение, мощность которого увеличивается по мере падения блеска. У наблюдавшихся в эти годы Н максимум инфракрасного излучения был отмечен примерно через 100 дней после максимума блеска в визуальной области спектра. Возможно, что излучение в инфракрасной области спектра обусловлено нагретыми пылевыми частицами, выбрасываемыми Н или образующимися в оболочке, выброшенной звездой.

  Причины вспышек Н еще не очень ясны. Однако, несомненно, что вспышки обусловлены накоплением неустойчивости в звездах-карликах небольшой массы. Большая часть современных гипотез рассматривает вспышку Н как тепловой взрыв, происходящий вследствие нарушения теплового режима глубоких внутренних слоев. Возникающая при таком взрыве ударная волна выходит на поверхность звезды со скоростью порядка 1000 км/сек и срывает внешние слои фотосферы. Гипотезы такого рода развивались в работах советских астрономов А. И. Лебединского, Л. Э. Гуревича, французского астронома Э. Шацмана и др. В частности, Шацман причиной взрыва считает накопление в недрах звезд изотопа Не3, приводящего к ядерному взрыву внутри звезды; при взрыве изотоп разрушается, но затем накапливается вновь, чем можно объяснить повторность вспышек. После обнаружения двойственности Н развиваются гипотезы, связывающие вспышку с особенностями строения тесных двойных звезд. По одной из них (Шацман, 1958), совпадение орбитального периода с собственным периодом колебаний одного из компонентов двойной системы может привести к взрыву с выбросом вещества как в направлении возмущающей звезды-спутника, так и в противоположном; этим, в частности, объясняются в рамках этой гипотезы наблюдаемые формы оболочек Н

  Место Н в общей схеме эволюции звездного мира с большой определенностью не установлено, однако нет сомнений в том, что вспышки Н происходят на поздних эволюционных стадиях звезд, вероятно, двойных. Не исключено, что вспышки предшествуют превращению звезды в белый карлик.

  Лит.: Воронцов-Вельяминов Б. А., Газовые туманности и новые звезды, М. - Л., 1948; Звездные атмосферы, под ред. Дж. Гринстейна, пер. с англ., М., 1963, гл. 17; Эруптивные звезды, М., 1970, гл. 1; Payne-Gaposchkin С., The galactic novae, Amst., 1957. 

  В. П. Архипова.



Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска


Новости 11.12.2017 20:20:38


20:08 Пенсионную реформу перенесли из-за споров в правительстве
19:57 Ветеран семь дней ходил к врачам, получал отказ и умер
19:24 В Москве открыли мемориальную доску Солженицыну
18:39 Создан самый страшный звук в мире
18:37 В США написали сценарий ядерной войны с Северной Кореей
18:05 В Comedy Woman извинились за сценку про ингушку из эскорта