 |
Астронет: Ю. П. Псковский/ГАИШ Новые и Сверхновые звезды http://variable-stars.ru/db/msg/1201870/05.html |
Глава IV. Спектральные летописи новых звезд | Оглавление | Глава VI. Что скрывается за вспышками новых звезд?
Глава V. ОСОБЫЕ РАЗНОВИДНОСТИ НОВЫХ ЗВЕЗД
Повторные новые - обычные новые или особый класс?
Мы познакомились с явлениями, протекающими при вспышке обычной новой звезды. Однако встречаются разновидности новых, вспышки которых отличаются теми или иными особенностями от стандартных. Поэтому наряду с обычными новыми звездами отдельно рассматриваются их разновидности: повторные новые, звезды типа U Близнецов и новоподобные звезды
Ближе всего к обычным новым звездам так называемые повторные новые. Как говорит само название, их главное отличие от обычных новых заключается в том, что их вспышки повторяются через определенное время. Впервые это было обнаружено в 1902 г., когда вспыхнула Новая Компаса, имевшая уже до этого вспышку в 1890 г. Явление повторной вспышки новой звезды, естественно, показалось нехарактерным для обычных новых, и эту звезду перевели в класс новоподобных, куда, как в мусорную корзину, до сих пор отправляют различного рода уникальные случаи вспышек. Но вскоре были открыты еще несколько повторных новых, а Новая Компаса к настоящему времени повторила вспышки еще три раза.
Сейчас известно восемь повторных новых. Они перечислены в табл. 9, где приведены также годы их вспышек, длительности циклов между вспышками и разности звездных величин в максимуме и минимуме (амплитуды) блеска. Тут же приведены три обычные новые, у которых также подозревается цикличность вспышек. Но все ли повторные новые выявлены среди двухсот наблюдавшихся к настоящему времени новых звезд? Конечно, нет.
Дело в том, что, пока новая не повторит вспышки, она ничем не отличается от остальных новых, имевших единственную вспышку; среди повторных новых есть и быстрые и медленные: абсолютные величины повторных новых такие же, как у обычных новых. Правда, по амплитудам блеска, спектральным деталях и другим особенностям повторные новые сходны между собой больше, чем с новыми, не имевшими повторных вспышек. Так, почти все повторные имеют амплитуды колебания блеска, меньшие, чем новые, не повторявшие вспышек. Но все же этого недостаточно, чтобы считать повторные каким-то особым классом новых звезд.
| Таблица 9. Повторные новые звезды | |||||
| Новая | Годы вспышек | Звездная величина | Амплитуда, m | Средний цикл, годы | |
| в максимуме | в минимуме | ||||
| Северной короны | 1866, 1946 | 2.4 | 11.4 | 9.0 | 80 |
| Змееносца | 1898, 1933, 1958, 1967 | 5.3 | 12.3 | 7.0 | 30 |
| Компаса | 1890, 1902, 1920, 1944, 1967 | 7.0 | 14.5 | 7.5 | 19 |
| Стрелы | 1913, 1946, 1978 | 7.0 | 15.5 | 8.5 | 33 |
| Стрельца | 1901, 1919, 1973 | 7.2 | 14.4 | 7.2 | 18 |
| Водолея | 1907, 1962 | 8.0 | 16.6 | 8.6 | 55 |
| Скорпиона | 1863, 1906, 1936, 1979 | 8.8 | 19.3 | 10.5 | 39 |
| Единорога | 1917, 1975 | 11.3 | 20 | 8.7 | 58 |
| Орла | 125, 1918 | -1 | 12 | 13 | 1793 |
| Персея | 839, 1901 | 0 | 13 | 13 | 1062 |
| Скорпиона | 393, 1600 | 0 | ? | ? | 1207 |
В 1934 г. советские астрономы П.П. Паренаго и Б.В. Кукаркин сравнили амплитуды и циклы повторных новых звезд и переменных типа U Близнецов (иногда называемых еще карликовыми новыми). И оказалось, что чем больше амплитуда, тем больше и цикл между вспышками. Другими словами, стала вырисовываться взаимосвязь: у переменных типа U Близнецов амплитуды небольшие и короткие промежутки между вспышками, а у повторных новых и то и другое больше, следовательно, если обычные новые звезды имеют еще большие амплитуды блеска, то они должны повторять свои вспышки только через более длительные промежутки времени.
Паренаго и Кукаркин обратили внимание на Новую Северной Короны 1866 г., у которой амплитуда блеска была где-то между большими амплитудами обычных новых и небольшими амплитудами повторных. Если обнаружившаяся взаимосвязь между амплитудами и циклами существует в действительности, то эта новая звезда по их расчетам должна была повторить вспышку между 1926 и 1966 гг.
И вот 8 апреля 1946 г. любитель астрономии, путевой обходчик А.С. Каменчук, хорошо знавший звездное небо, обнаружил в созвездии Северной Короны "лишнюю" звезду 2-й величины (такую величину в этом небольшом созвездии имела лишь самая яркая звезда - Гемма). Это была повторная вспышка Новой 1866 г. Астрономы профессионалы заметили эту звезду лишь 9 апреля, когда она уже стала убывать в блеске.
Предсказание вспышки Новой в Северной Короне сильно укрепило гипотезу Паренаго и Кукаркина о повторности вспышек обычных новых. По пока это единственная повторная новая с длинным циклом. Астрономы ждут повторных вспышек других новых звезд, наблюдавшихся в XVII-XIX вв. Так, по предположениям советского астронома П.Г. Куликовского, в ближайшие десятилетия возможно повторение вспышки Новой Ориона 1667 г.
Решающим подтверждением гипотезы были бы обнаружение повторности вспышек обычных новых звезд с большими амплитудами. Но интервал между их вспышками составляет тысячи лет, и ожидание их повторения выглядит безнадежным.
К счастью, еще в 1954 г. советский астроном И.М. Копылов заметил, что закономерности для повторных новых и карликовых новых следует рассматривать отдельно, так как эти классы взрывных звезд существенно различаются между собой по многим признакам, начиная с абсолютных величин. Теперь это нашло подтверждение в исследовании московских астрономов Ю.Н. Ефремова и П.Н. Холопова. Причем длительность цикла обычных новых значительно уменьшается.
Однако имеется еще одна возможность подтвердить или отвергнуть повторность обычных новых звезд. Дело в том, что в древних китайских, японских и европейских хрониках имеются записи о появлении комет, вспышках ярких звезд и других небесных явлениях. Ахиллесовой пятой этих старинных записей является грубость указаний положения на небе, нечеткость характеристики явления. Сейчас собраны данные о более чем 200 вспышках новых и сверхновых звезд, замеченных в древности, и среди них, несомненно, встречаются и ярчайшие повторные новые. Одни из них еще повторят вспышки в будущем, а иные повторили их у нас на глазах, только прежние их вспышки были забыты.
В древности замечались, конечно, только самые яркие вспышки - не слабее 3-й звездной величины, поэтому мы можем проверить гипотезу повторности обычных новых по самым ярким вспышкам, например, по Новой Орла 1918 г., Новой Персея 1901 г. и Новой Кормы 1942 г. Все они были быстрыми новыми и в максимуме превосходили 1-ю звездную величину. Следовательно, простым глазом они могли быть видны не более месяца, а бросались в глаза от силы дней десять. Если же в этот период была пасмурная погода, яркую вспышку могли и не заметить.
Тем не менее в районе вспышки Новой Орла 1918 г. европейские наблюдатели видели вспышки около 125 г. и в 1612 г., но ряд соображений говорит, что в 1612 г. наблюдалась другая новая звезда. Интервал между вспышкой в 125 г. и вспышкой 1918 г. составляет 1793 года. Вполне возможно, что одна или даже две вспышки в этом интервале были наблюдателями пропущены. На месте Новой Персея 1901 г. была замечена вспышка в 839 г., цикл между вспышками этой звезды 1062 года. Что касается вспышек на месте Новой Кормы 1942 г., то они не были замечены вследствие, очевидно, двух обстоятельств: Корма - южное созвездие, наблюдаемое короткое время весной, а, судя по большой амплитуде вспышек, цикл между, ними должен насчитывать несколько тысячелетий.
Рис. 11.
Зависимость "амплитуда - цикл" для повторных новых.
На рис. 11 мы видим зависимость "амплитуда - цикл" повторных новых, как она выглядит в настоящее время. Можно считать, что мы имеем новые подтверждения повторности обычных новых. Но все ли новые с малыми амплитудами повторяют вспышки? Оказывается, есть Новая Циркуля 1906 г., амплитуда которой всего 4.7 звездной величины, а повторных вспышек у нее не наблюдается. Предполагают, что в действительности эта новая в минимуме блеска значительно слабее, а свет ее сливается с сиянием яркой соседней звезды, не имеющей к ней никакого отношения. Но пока это утверждение не проверено наблюдениями.
Повторные новые оказались удобными для изучения спектральных свойств новых звезд между вспышками. В целом спектры обычных и повторных новых в минимуме оказались одинаковыми, В период вспышки новые с малыми амплитудами блеска, т. е. повторные, имеют некоторые отличия в спектрах от обычных новых: более слабый непрерывный спектр, корональные линии и т.д. Это говорит о большей разреженности и меньшей массе оболочек, выбрасываемых при вспышке, что вполне соответствует небольшой амплитуде вспышки такой новой звезды.
В последние годы исследования повторных новых получили еще одно направление. В августе 1975 г. английский спутник, оснащенный рентгеновскими телескопами, обнаружил в созвездии Единорога слабое рентгеновское излучение, интенсивность которого стремительно возрастала, и через пять суток опередила самый яркий из известных до сих пор рентгеновских источников в Скорпионе. Достигнув на десятый день максимума, источник стал слабеть и через 8 месяцев исчез. Естественно возник вопрос, что находится на месте, где произошла рентгеновская вспышка. Была найдена звезда, имевшая в августе 1975 г. 11-ю звездную величину и непрерывный спектр без линий. А на старых снимках она получалась всего 20-й величины. Кроме того, в 1917 г. она уже имела вспышку блеска, следовательно, это оказалась повторная новая звезда. И все же особая. Когда начались исследования неба рентгеновскими телескопами, было уже несколько вспышек повторных новых звезд, но они не сопровождались сильными всплесками рентгеновского излучения. Явление Новой Единорога пока уникально.
Взрывные звезды типа U Близнецов
В 1855 г. английский искатель астероидов Дж. Хинд обнаружил в созвездии Близнецов быстро разгоревшуюся звезду. 15 декабря она была 9-й величины, через три недели ослабела до 12-й и впоследствии вернулась к 14-й величине. А приблизительно через сто суток ее вспышка повторилась. К настоящему времени у этой звезды наблюдалось уже несколько сотен вспышек. Интервалы между вспышками не имеют строго постоянной длительности, так же как неодинакова и яркость самих вспышек. Таким образом, по характеру кривой блеска переменная несколько напоминала новую звезду, но многими чертами от нее отличалась.
Рис. 12. Кривые
блеска U Близнецов (а) и Z Жирафа (б).
Сейчас известно более ста пятидесяти переменных типа U Близнецов, как назвали их по первой открытой Хиндом звезде. Все они характеризуются циклическим (т. е. нестрого периодическим) повторением вспышек. Кроме того, есть немногочисленная разновидность переменных этого типа, у которых ослабление блеска идет медленно, иногда оно задерживается, не снижаясь до старого минимума, и звезда пережидает до следующей вспышки (рис. 12).
Для малых амплитуд блеска (в две звездные величины) циклы составляют несколько суток, а для амплитуды в пять-шесть величин - сотни суток. Эта взаимосвязь амплитуд и циклов открыта П.П. Паренаго и Б.В. Кукаркиным.
Абсолютные величины переменных типа U Близнецов в минимуме блеска получаются от 10 до 7.5.
Исследование характера движения переменных типа U Близнецов и их размещения в Галактике привело к выводу, что они, как и новые звезды, не населяют спиральные рукава, а принадлежат к населению галактического диска.
Таким образом, по ряду признаков переменные типа U Близнецов обнаруживают сходство с новыми звездами, но тем не менее являются самостоятельным классом взрывных звезд. Согласно работам советского астрофизика В.Г. Горбацкого иногда употребляемое теперь образное, выражение "карликовые новые", в сущности, неправильно, так как причины увеличения блеска у этих двух классов звезд, судя по спектрам, разные.
В эпоху между вспышками спектр U Близнецов непрерывный, имеет яркие линии излучения водорода и гелия. Цветовая температура непрерывного спектра около 5500 К, что соответствует карлику немного холоднее Солнца (G5). Как недавно выяснилось, в эпоху максимума блеска спектр этой переменной повышает интенсивность, а яркие линии слабеют. При вспышке U Близнецов в отличие от обычных новых, по-видимому, не происходит отделения или расширения оболочки, а повышается по каким-то причинам ее температура до 15000К, что и ведет к возрастанию блеска.
Несколько типов новоподобных звезд
Кроме звезд типа U Близнецов обнаружен ряд звезд, сходных с новыми по тем или иным признакам, но не являющихся типичными новыми. Их обычно называют новоподобными. Каждый представитель класса новоподобных исключительно своеобразен, и они образуют пестрый список объектов.
Наиболее четко среди новоподобных звезд выделяются переменные типа Z Андромеды, или симбиотические звезды. Их известно около двух десятков.
Переменные этого типа по временам скачками изменяют блеск на несколько величин, но амплитуды их значительно меньше, чем у новых (не более 5m). Зато изменения в спектрах сходны с изменениями в спектрах новых.
Между вспышками в спектре Z Андромеды присутствуют линии, аналогичные линиям спектров, новых звезд и горячих газовых туманностей. Во время вспышки звезда выбрасывает газовую оболочку, расширяющуюся со скоростью около 100 км/с. В это время в спектре сильны яркие полосы окиси титана. Колебания блеска и спектра этой новоподобной звезды напоминают колебания новой в переходной стадии.
Рис. 13. Модель симбиотической звезды:
холодный красный гигант и горячая звезда с яркими линиями излучения в
спектре окружены протяженными разреженными оболочками и обе погружены в общую
туманность. Каждая из оболочек и туманность обнаруживают свое присутствие
спектральными линиями излучения.
1 - горячая звезда, 2 - красный гигант,
3 - оболочка, излучающая линии H и He, 4 - разреженная оболочка, излучающая
запрещенные линии ионизированного железа, 5 - оболочка, излучающая
разрешенные и запрещенные линии ионизированного железа, 6 - протяженная
туманность с запрещенными линиями ионизированного кислорода и
неона.
В спектре звезд типа Z Андромеды обнаруживается удивительное сочетание особенностей горячей и холодной звезд. По непрерывному спектру цветовые температуры получаются всего 5000 К в минимуме и 10000 К в максимуме вспышки, а яркие линии спектра указывают на температуру в десятки тысяч кельвинов. В спектрах некоторых из этих переменных обнаружено периодическое изменение смещения линий.
Это указывает на то, что звезда является двойной. Как правило, главная звезда в такой системе-горячая класса О, а спутник-разреженный холодный гигант класса К или М. Обе звезды погружены в общую газовую туманность. Вспыхивает главная горячая звезда. Она поддерживает высокую температуру оболочки с линиями излучения. Зато красный гигант дает больше холодного излучения в непрерывном спектре переменной (рис. 13).
Такое сочетание туманности с тесной двойной системой, состоящей из контрастных по свойствам звезд, дало право называть переменные такого типа симбиотическими. Среди симбиотических звезд встречаются и такие, у которых не наблюдается колебаний блеска или периодического смещения линий в спектре. Тем не менее сложные комбинированные спектры оказываются достаточными для отнесения объектов к этому замечательному типу звезд.
Кроме симбиотических существует еще одна группа звезд, которая сходна с новыми особенностями своего спектра. Это звезды типа Р Лебедя.
Сама Р Лебедя появилась как звезда 3-й величины в 1600 г. и сохраняла свой блеск неизменным два года, а затем ослабела до 6-й величины. В 1655 г. ее вспышка повторилась снова. С 1715 г. ее блеск колеблется около 5-й величины.
Спектр. Р Лебедя,- сверхгиганта класса В - очень своеобразен. Он характеризуется присутствием ярких линий водорода и гелия, окаймленных с фиолетовой стороны темными линиями поглощения. Эти особенности спектра Р Лебедя напоминают спектр новой вскоре после максимума блеска. Создается впечатление, что звезда как бы застыла в максимальной стадии новой. Этой удивительной переменной присвоили титул "перманентной новой". По смещению линий в спектре Р Лебедя установлено, что она непрерывно выбрасывает газ со скоростью до 300 км/с. Р Лебедя имела вспышки и в прошлом, но не была обычной новой. Советский астроном Б.А. Воронцов-Вельяминов считает, что новоподобные типа Р Лебедя - это массивные горячие сверхгиганты, у которых иногда на наших глазах образуется протяженная расширяющаяся атмосфера, где сложились условия для образования ярких линий.
К типу Р Лебедя относят звезды, сходные с нею по спектру, хотя у многих из них увеличение блеска не наблюдалось. Все они - горячие сверхгиганты, самые яркие звезды в галактиках. Например, в Большом Магеллановом Облаке ярчайшей звездой является звезда такого типа, называемая переменной S Золотой Рыбы. Ее абсолютная величина около -10! И еще одна черта объединяет эти переменные звезды с новыми: как правило, они также оказываются двойными.
Глава IV. Спектральные летописи новых звезд | Оглавление | Глава VI. Что скрывается за вспышками новых звезд?