 |
Астронет: Ю. П. Псковский/ГАИШ Новые и Сверхновые звезды http://variable-stars.ru/db/msg/1201870/03.html |
Глава II. Будни вселенной | Оглавление | Глава IV. Спектральные летописи новых звезд
Глава III. ОБЫКНОВЕННЫЕ НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ
Как открывают новые
Мы уже знаем, что появление новой звезды не представляет собой рождения звезды в месте, где ее до сих пор не было. Когда в астрономическую обсерваторию приходит телеграмма об открытии новой, астрономы приступают к ее наблюдению: фотографируют ту часть неба, где обнаружена вспышка, а также получают спектры новой звезды. Кроме того, астрономы просматривают многочисленные старые снимки этой области неба, чтобы узнать, какой величины была эта звезда до вспышки. И часто поиски оказываются удачными: на месте вспышки действительно ранее была видна слабая звездочка, не изменявшая сильно своего блеска. Особая же удача бывает, когда эту часть неба фотографировали накануне открытия новой. В этих случаях удается обнаружить и оценить звездную величину новой в период подъема ее блеска. Казалось бы, скромный успех? Но астрономы, увы, пока еще не обнаружили признаки, по которым можно предвидеть, что звезда готовится к вспышке. Не удалось пока застать и самое начало вспышки.
Чаще всего новую звезду обнаруживают, когда она уже стала медленно гаснуть, и значительно реже - до того момента, как она достигла наибольшего блеска (максимума).
В отличие от других разновидностей взрывных звезд, с которыми мы будем знакомиться позже, типичные новые звезды - это такие, у которых наблюдалась единственная вспышка, причем блеск их быстро увеличивался на 5-19 звездных величин, т. е. в тысячи и даже миллионы раз, а затем новая начинала сравнительно медленно ослабевать и постепенно возвращаться к своему первоначальному слабому блеску.
Хотя вспышки новых звезд наблюдали еще тысячелетия назад, систематически обнаруживать их стали лишь в последнее столетие. С тех пор найдено около двухсот новых звезд. Теперь ежегодно их открывается до десятка. Но в нашем столетии среди них была всего одна, превосходившая в момент максимума блеска нулевую звездную величину.
Самая яркая новая в нашем веке вспыхивала в созвездии Орла в 1918 г. Ее поэтому называют Новая Орла 1918 г. Немного слабее ее были Новая Персея 1901 г. и Новая Кормы 1942 г.
Следует отметить, что примерно с 1604 г., когда была обнаружена очень яркая Новая Змееносца или Новая Кеплера, (в действительности оказавшаяся сверхновой звездой), астрономы вплоть до начала нашего века не открывали ярких новых звезд. Это объясняется, главным образом, неблагоприятными сезонными условиями. Разве не могло быть вспышек звезд в созвездиях, которые в это время года не видны, так как восходят и заходят днем? Например, созвездия, видимые низко над горизонтом в южной стороне неба зимой, нельзя видеть в течение летнего сезона и наоборот. Или, например, случится две недели непогоды в Европе, где в прошлом веке были сосредоточены почти все обсерватории, и новая звезда ослабевала так, что ее уже не найти простым глазом. Несомненно, что некоторые яркие вспышки новых теряются и в наше время.
Медленные и быстрые новые звезды
Мы уже говорили, что важной характеристикой звезд, изменяющих блеск, являются их кривые блеска (рис. 7). У новых звезд кривые блеска делятся на два главных участка: участок подъема до максимума и участок падения блеска после максимума. Сравнение кривых блеска различных новых звезд показало, что подъем блеска в среднем всегда идет быстрее падения и, чем быстрее подъем, тем больше и скорость последующего "погасания" звезды. Каждый участок кривой блеска новой звезды, кроме того, имеет свои особенности.
Кривая возрастания блеска обычно не совсем гладкая: примерно за две величины до максимума блеск новой несколько часов почти не меняется или возрастает медленнее. После этого звезда увеличивает блеск до максимального и вскоре начинает ослабевать. Вслед за первоначальным периодом ослабления блеска на 3-4 звездных величины новая звезда вступает в так называемый переходный период.
В это время новые звезды ведут себя по-разному. У одних убывание идет и далее плавно, у других носит колебательный характер, а у третьих - блеск резко падает на несколько звездных величин, но спустя некоторое время частично восстанавливается. С этого времени начинается период окончательного спада блеска до той звездной величины, которую новая звезда имела до вспышки.
Рис. 7. Схема кривой блеска новой звезды с
указанием стадий, наблюдаемых в ее спектре.
а-состояние до вспышки,
б-начальный подъем, в-предмаксимальная задержка, г-конечный подъем,
д-первоначальный спад, е-переходный период, ж - конечный спад, з - состояние
после вспышки. Показаны три типа поведения новой звезды во время переходного
периода.
Новые звезды очень разнообразны не только по характеру изменения блеска, но и по скорости его изменения. Вот, например, кривая блеска очень быстрой Новой Персея 1901 г. (рис. 8, а). До вспышки эта звезда была, по-видимому, 13-й звездной величины. Открыта она была уже во время возрастания блеска как звездочка 11-й величины и за 27 часов увеличила блеск до 3-й величины. Затем, не сделав остановки, она несколько сбавила скорость нарастания блеска и еще спустя 38 часов достигла максимума блеска. Следовательно, на то, чтобы увеличить свой блеск, ей понадобилось всего трое суток. В максимуме она пробыла лишь несколько часов, и после быстрого (двухнедельного) первоначального ослабления блеск этой новой звезды стал колебаться и ослабление до минимума растянулось на 15 лет. Сейчас блеск ее колеблется между 12-й и 14-й звездными величинами.
Рис. 8. Кривые
блеска быстрых (а) и медленных (б) новых звезд
Другой пример, на этот раз медленной новой, представляет также яркая Новая Геркулеса 1934 г. (рис. 8, б). Она была открыта как звезда 3-й величины за 9 суток до максимума блеска. Но несомненно, что до этого ее блеск возрастал быстро, так как за 30 суток до открытия на снимках она была еще, как и всегда, звездой 15-й величины. В максимуме блеска новая звезда оставалась двое суток.
Последовавшее затем ослабление блеска с самого начала носило колеблющийся, периодический характер: звезда то слабела на полторы величины, то вдруг увеличивала свой блеск почти до максимума - и так трижды. Наконец, на 110-е сутки после максимума ее блеск ослабел сразу на 7 звездных величин и звезда оставалась слабой 100 суток, после этого изменение блеска продолжалось (как будто бы не было провала), звезда медленно ослабевает уже несколько десятилетий, приближаясь к 15-й величине.
| Таблица 4. Характер кривых блеска некоторых новых звезд | ||||||
| Новая, год вспышки | Звездные величины, m | Характер кривой блеска | Продолжительность падения | |||
| в максимуме | в минимуме | первоначальный спад | переходный период | на 3 величины, сутки | до минимума, годы | |
| Очень быстрые | ||||||
| Орла 1918 | -1 | 12 | Гладкий | Колеблющийся | 8 | 7 |
| Орла 1936 | 5 | 18 | Колеблющийся | Гладкий | 16 | - |
| Лебедя 1920 | 2 | 17 | Гладкий | С минимумом | 16 | 8 |
| Близнецов 1903 | 5 | 16 | Гладкий | С горбом | 17 | - |
| Ящерицы 1936 | 2 | 15 | Гладкий | Гладкий | 10 | 9 |
| Персея 1901 | 0 | 13 | Гладкий | Колеблющийся | 13 | 15 |
| Кормы 1942 | 0 | 17 | Гладкий | Гладкий | 7 | - |
| Лебедя 1975 | 2 | 21 | Гладкий | Гладкий | 4 | - |
| Быстрые | ||||||
| Орла 1945 | 7 | 18 | Гладкий | Колеблющийся | 31 | - |
| Близнецов 1912 | 3 | 15 | Колеблющийся | Колеблющийся | 37 | - |
| Ящерицы 1910 | 5 | 15 | Гладкий | Гладкий | 37 | - |
| Ящерицы 1950 | 5 | 16 | Колеблющийся | Колеблющийся | 29 | 4 |
| Стрельца 1898 | 5 | 16 | Гладкий | С минимумом | 20 | 9 |
| Щита 1949 | 7 | 17 | Колеблющийся | Гладкий | 40 | - |
| Медленные | ||||||
| Возничего 1891 | 4 | 16 | Колеблющийся | С минимумом | 80 | 15 |
| Лебедя 1948 | 8 | 18 | Колеблющийся | Колеблющийся | 160 | - |
| Геркулеса 1934 | 1 | 15 | Колеблющийся | С минимумом | 100 | 20 |
| Змееносца 1848 | 4 | 13 | Колеблющийся | Гладкий | 145 | 30 |
| Живописца 1925 | 1 | 12 | Колеблющийся | С минимумом | 150 | 25 |
| Очень медленные | ||||||
| Змеи 1909 | 9 | 17 | Колеблющийся | - | 19 | |
| Живописца 1925 | 1 | 12 | Колеблющийся | - | 15 | |
| Живописца 1925 | 1 | 12 | Колеблющийся | - | 17 | |
Поистине, сколько новых звезд, столько и различных кривых блеска, но, как мы сейчас увидим, новые звезды можно подразделить на несколько классов по скорости и характеру изменения их блеска. В табл. 4 приводится описание нескольких типичных кривых блеска новых. Как видно из нее, по длительности падения блеска после максимума на три звездных величины их можно подразделить на четыре класса: очень быстрые (падение менее чем за полмесяца), быстрые (от половины месяца до двух), медленные (более двух месяцев) и очень медленные (десятилетия).
Здесь следует сказать подробнее об очень медленных новых звездах. До обнаружения в 1909 г. Новой Змеи, относящейся к этому классу, на ее месте не наблюдалось звезды ярче 15-й величины. В течение пятнадцати лет - до 1923 г. - она колебалась между 10-й и 11-й величинами, а затем стала постепенно слабеть. За следующие пятнадцать лет ее блеск понизился на три величины. Есть и еще более удивительные очень медленные новые.
Большое разнообразие в скорости развития процессов в новых звездах, несомненно, связано с различиями в мощности взрывов. Чтобы оценить мощность и энергию, выделяемую ими при вспышках, нужно уметь определять расстояния до них и их абсолютные величины.
Способы определения расстояний и абсолютных величин новых
Мы уже знаем, как находят расстояния до звезд. Но в случае новых звезд обычные способы использовать удается редко. Например, спектральные методы определения абсолютных величин здесь непригодны, так как спектры новых звезд, как мы увидим далее, необычны.
Пришлось изыскивать другие способы. Самый надежный из них основан на том, что при вспышке новой звезды образуется расширяющаяся оболочка, которую можно наблюдать сначала спектрально, а затем и на снимках.
Возьмем для примера одну из наблюдавшихся в нашем веке вспышек - вспышку Новой Персея 1901 г. Изучение ее спектра в эпоху максимального блеска показало, что вокруг звезды образовалась оболочка, расширяющаяся со скоростью около 1200 км/с. Скорость расширения оболочки найдена на основе принципа Доплера по смещению линий поглощения в спектре новой звезды. Через несколько лет после вспышки на фотографиях вокруг звезды была обнаружена слабая туманность, радиус которой систематически увеличивался примерно на 0.54 угловой секунды. Это была сама расширяющаяся оболочка (рис. 9). Если учесть, что в году около 31.6 млн. секунд, то по скорости расширения, найденной ранее по спектру оболочки, мы можем подсчитать годовое увеличение оболочки в километрах или в астрономических единицах: 1200х31.6 млн.=37.9 млрд.км = 254 а.е. Вспомним теперь, что парсеком мы называем расстояние, с которого астрономическая единица видна под углом в 1 секунду. Следовательно, расстояние до Новой Персея будет в соответствующее число раз больше, т.е. равно 470 пс.
Рис. 9. Фотография Новой Персея 1901
г. и ее оболочки, полученная на 5-метровом телескопе через 60 лет после
вспышки.
В редких случаях удается спустя полгода после вспышки обнаружить быстро расширяющееся кольцо - это новая звезда временно освещает случайно оказавшуюся рядом с ней пылевую туманность. Мы наблюдаем таким образом распространение световой волны в пылевой туманности или, другими словами, световое эхо вспышки. И в этом случае тоже можно рассчитать расстояние до новой методом, аналогичным применяемому к расширяющейся оболочке новой звезды.
Пока расширяющиеся оболочки наблюдали в пятнадцати, а световое эхо - в четырех случаях. Расстояния до остальных новых, у которых известны видимые величины в максимуме блеска, находят по известной уже нам формуле, связывающей расстояние и видимую и абсолютную величину светила. Изучение абсолютных величин новых звезд в максимуме блеска имеет поэтому особое значение.
Сначала удалось разными способами установить средние абсолютные величины новых в максимуме блеска. Для этой цели использовались и абсолютные величины отдельных новых звезд, найденные по хорошо известным расстояниям до них, и статистические методы. Последние основаны на том, что расстояние входит во многие формулы, описывающие средние движения и положения звезд в Галактике. Вычислять расстояния до отдельных звезд с помощью таких формул, верных лишь для групп одинаковых по свойствам звезд, трудно, но зато средние расстояния эти формулы дают неплохие. После изучения абсолютных величин новых звезд туманности Андромеды этим методам теперь оставлена роль ориентировочных (контрольных) оценок.
Как видно из табл. 5, где приведены абсолютные величины 8 новых звезд, расстояния до которых удалось найти по расширяющимся оболочкам, их абсолютные величины в максимуме колеблются от -9.6 до -6.5. Следовательно, если мы используем среднюю абсолютную величину (она равна -8.1), то получим грубые оценки расстояний, иногда завышенные или заниженные более чем в два раза.
К счастью, американский исследователь Д. Мак-Лофлин еще в 1945 г. по этим нескольким новым обнаружил, что абсолютные величины быстрых новых обычно больше, чем медленных. Таким образом, по скорости ослабления блеска мы можем найти абсолютную величину новой в максимуме и вычислить ее расстояние точнее, чем просто по средней абсолютной величине. Но пока эта закономерность была основана на нескольких оценках, преимущества ее использования были невелики. Она скорее была угадана, чем установлена. Лишь десятилетие спустя аккуратное исследование блеска новых звезд в туманности Андромеды подтвердило и уточнило найденную Мак-Лофлином закономерность.
| Таблица 5. Абсолютные величины новых звезд в максимуме блеска | ||||||
| Новая, год вспышки | Скорость расширения | Расстояние, пс | Видимая величина, m | Абсолютная величина в максимуме, M | ||
| угловые секунды за год | км/с | в максимуме | в минимуме | |||
| Орла 1918 | 0.956 | 1600 | 350 | -1 | 12 | -9 |
| Персея 1901 | 0.540 | 1200 | 470 | 0 | 13 | -9 |
| Кормы 1942 | 0.210 | 700 | 700 | 0 | 17 | -9 |
| Живописца 1925 | 0.180 | 300 | 350 | 1 | 12 | -7 |
| Геркулеса 1934 | 0.270 | 350 | 270 | 1 | 15 | -6 |
| Лебедя 1975 | 0.250 | 1600 | 1350 | 2 | 21 | -10 |
| Лебедя 1920 | 0.093 | 740 | 1680 | 2 | 17 | -10 |
| Ящерицы 1936 | 0.250 | 2300 | 1940 | 2 | 15 | -9 |
| Возничего 1891 | 0.117 | 1760 | 830 | 4 | 16 | -6 |
Перепад между блеском в максимуме и в минимуме называется амплитудой колебания блеска новой. Как мы уже знаем, эта амплитуда составляет от 5 до 19 звездных величин. У быстрых новых амплитуды обычно оказываются больше, чем у медленных. Таким образом, основные различия между новыми звездами заключены в мощности вспышек - в их максимальных светимостях и скоростях возгорания и ослабления. А абсолютные величины новых звезд в минимуме блеска (т. е. стадии, в которой новая пребывает основное время жизни) сходны: от 3m до 5m за редкими исключениями.
Итак, в стадии минимального блеска новые звезды оказываются объектами малой светимости, подобно нашему Солнцу. Однако, как мы узнаем, познакомившись с физической природой новых звезд, они существенно отличаются от нашего светила во многих отношениях.
Новые в туманности Андромеды
Еще в 1929 г. Хаббл нашел в близкой к нам спиральной системе - в туманности Андромеды - несколько десятков новых звезд. С тех пор исследователи часто, находят новые в этой галактике. Сейчас их число приближается к двумстам. Особенно ценным было исследование американского астронома X. Арпа. Он изучил множество фотографий этой туманности, полученных в 1953-1955 гг. в течение 290 ясных ночей, и нашел 30 новых звезд, блеск которых аккуратно измерил.
Звезды в туманности Андромеды практически все находятся на одинаковом расстоянии от нас, теперь хорошо установленном и равном 690 кпс. Поэтому для вспыхивающих в ней новых звезд абсолютные величины в максимумах блеска находятся без особых трудностей, если только вспышка не произошла в области с большим поглощением света.
Одинаковы ли свойства этих новых звезд и новых нашей Галактики? Этот вопрос исследован, и найдено, что физически они одинаковы. Следовательно, закономерность между абсолютной величиной в максимуме и скоростью падения блеска новой может служить для определения расстояний до новых звезд в нашей Галактике.
Но не только этому помогло исследование новых звезд в соседней с ними галактике. Наблюдения за появлением новых в туманности Андромеды велись регулярно на протяжении нескольких лет, что позволило оценить, сколько в среднем новых вспыхивает в этой галактике за год. Получились оценки 26-31 в год (последняя оценка принадлежит советскому астроному А. С. Шарову). В нашей Галактике среднее число вспышек новых в год оценить трудно, так как из-за сильного поглощения света в Млечном Пути мы хорошо видим вспышки только ближайших к нам новых и не замечаем более далекие, а те новые, которые вспыхивают вблизи ядра Галактики и за ним, вообще не могут быть обнаружены.
Приходится делать подсчеты в небольшой области Галактики - в радиусе 2 кпс вокруг Солнца и затем увеличивать оценку в 80-100 раз. Исследователи получают оценки, превышающие частоту вспышек новых в туманности Андромеды. Так, А. С. Шаров получил 260 новых в год в нашей Галактике. Почти десятикратное расхождение с туманностью Андромеды требует дальнейшего исследования этого вопроса.
Для всех когда-либо обнаруженных новых в туманности Андромеды сохранились сведения о месте их вспышек, и по ним нужно судить о размещении новых звезд в этой галактике.
Много вспышек отмечалось в области центра системы и меньше на периферии. Это указывает на то, что новые звезды не являются объектами плоской подсистемы, а относятся к промежуточной или сферической. К какой же из них? В этом помогает разобраться то, что главная плоскость туманности Андромеды видна под большим наклоном к лучу зрения. В таком случае плоская подсистема (спиральные рукава) и промежуточная подсистема вследствие перспективы выглядят сжатыми эллипсами, тогда как сферическая подсистема (шаровые скопления, окружающие туманность) таких перспективных искажений почти не терпит. Новые звезды показывают перспективно сжатое распределение и выявляют себя как промежуточное население звездной системы.
Эти выводы подтверждают и исследования размещения новых в нашей Галактике. По новым, находящимся сравнительно близко к нашему Солнцу, к сожалению, нельзя составить полное представление о их распределении в Галактике, как это удается для туманности Андромеды, наблюдаемой извне. Но и по обнаруженным в нашей Галактике новым видны их большая концентрация к центральной области Галактики и умеренная концентрация к главной плоскости Галактики. Эта умеренная концентрация характерна для объектов промежуточной подсистемы. По средней высоте новых звезд над галактической плоскостью их относят к населению диска Галактики.
Глава II. Будни вселенной | Оглавление | Глава IV. Спектральные летописи новых звезд