АСТРОНОМИЯ

Среди звезд меньшей светимости (карликов) также имеются переменные различных

типов, общее известное число которых примерно раз в 10 меньше количества

пульсирующих гигантов. Все они проявляют свою переменность в виде повторяющихся

вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества -

эрупциями. Поэтому всю эту группу звезд вместе с новыми звездами называют

эруптивными переменными.

Следует иметь в виду, однако, что здесь оказались звезды самой различной

природы, как находящиеся на ранних этапах своей эволюции, так и завершающие свой

жизненный путь. Мы начнем с первых.

Звезды в начале эволюции. Наиболее молодыми звездами, по-видимому, еще не

завершившими процесса гравитационного сжатия, следует считать переменные типа Т

Тельца (Т Таu). Это карлики спектральных классов чаще всего F - G, с

эмиссионными линиями в спектре, напоминающими яркие линии солнечной хромосферы.

Они в большом количестве обнаружены, например, в туманности Ориона. Очень похожи

на них звезды типа RW Возничего (RW Aur), принадлежащие спектральным классам от

В до М. У всех этих звезд изменение светимости происходит настолько неправильно,

что нельзя установить никакой закономерности. Хаотические изменения блеска могут

происходить с амплитудами, достигающими 3m, причем иногда до 1m на протяжении

часа.

Звезды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно в пределах

больших газопылевых туманностей. Небольшие яркие туманности наблюдаются и

непосредственно вокруг самих этих звезд, что говорит о существовании у них

обширных газовых оболочек. Движение вещества в этих оболочках, связанное с

процессом гравитационного сжатия звезды, по-видимому, является причиной

хаотической ее переменности. Отсюда следует, что звезды типа Т Тельца - самые

молодые образования, которые уже можно считать звездами. Известны еще более

молодые объекты - источники инфракрасного излучения. Но это еще не звезды, а

сжимающиеся в дозвездные тела (протозвезды) газо-пылевые облака (см. ; 177).

Вспыхивающие звезды типа UV Кита всегда встречаются в тех областях, где имеются

переменные типа Т Тельца. Это карлики спектральных классов К и М. У них в

спектре также наблюдаются эмиссионные линии кальция и водорода. Отличаются они

необычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек:

менее чем за минуту поток излучения может увеличиться в десятки раз. После этого

за полчаса-час он возвращается к исходному уровню. Во время вспышки усиливается

также яркость эмиссионных линий. Характер явления сильно напоминает хромосферную

вспышку на Солнце, отличающуюся, однако, значительно большими масштабами.

Звезды типа UV Кита скорее всего находятся на заключительных стадиях

гравитационного сжатия.

Звезды типа Be. Массивные, быстро эволюционирующие звезды гораздо труднее

застать на ранних стадиях эволюции. Тем не менее, среди горячих звезд класса В,

преимущественно обладающих быстрым вращением, часто встречаются звезды с

эмиссионными линиями, принадлежащими водороду, иногда гелию и другим элементам.

Как правило, такие звезды отличаются переменными спектрами и меняют блеск на

0m,1-0m,2, причем эти изменения имеют нерегулярный характер и связаны,

по-видимому, с истечением вещества, вызванным быстрым вращением. Массы Ве-звезд

порядка 10MЅ. По-видимому, это недавно возникшие молодые объекты.

Звезды типа Вольфа - Райе (обозначаются WR) образуют немногочисленную группу

звезд, принадлежащих к наиболее ярким объектам в нашей Галактике. В среднем их

абсолютная звездная величина -4m, а общее известное их число не  превышает 200.

Спектры звезд типа WR состоят из широких ярких линий, принадлежащих атомам и

ионам с высокими потенциалами ионизации (Н, Не I, He II, С III, N III, О III и

т.д.), налагающихся на сильный непрерывный фон. Вид спектральных линий указывает

на расширение оболочек, окружающих эти звезды, происходящее с ускорением.

Энергия, излучаемая в линиях, сравнима с энергией в непрерывном спектре. Ее

источником является мощное ультрафиолетовое излучение очень горячей звезды,

эффективная температура которой достигает 100 000 ёК! Световое давление столь

горячего излучения, по-видимому, и является причиной наблюдаемого ускоренного

движения атомов в атмосферах звезд типа WR. Как и Ве-звезды, это - молодые

объекты, часто двойные системы.

Новые звезды. Термин "новая" звезда не означает появления вновь возникшей

звезды, а отражает только определенную стадию переменности некоторых звезд.

Новыми звездами называют эруптивные переменные звезды особого типа, у которых

хотя бы однажды наблюдалось внезапное и резкое увеличение светимости (вспышка)

не менее чем на 7-8 звездных величин. Чаще всего во время вспышки видимая

звездная величина уменьшается на 10m-13m, что соответствует росту светимости в

десятки и сотни тысяч раз. В среднем абсолютная звездная величина в максимуме

достигает 8m,5. После вспышки новые звезды являются очень горячими карликами. В

максимальной фазе вспышки они похожи на сверхгиганты спектральных классов А - F.

Если вспышка одной и той же новой звезды наблюдалась не менее двух раз, то такая

новая называется повторной. повторных новых звезд, как правило, возрастание

светимости несколько меньше, чем у типичных новых.

Всего в настоящее время известно около 300 новых звезд, из них около 150

вспыхнуло в нашей Галактике и свыше 100 - в туманности Андромеды. У известных

семи повторных новых в сумме наблюдалось около 20 вспышек. Многие (возможно даже

все) новые и повторные новые являются тесными двойными системами. После вспышки

новые звезды часто обнаруживают слабую переменность.

Кривые блеска новых звезд имеют особый вид, позволяющий разделить все явления на

несколько этапов ( 215). Начальный подъем блеска происходит очень быстро

(2-3 суток), но незадолго до максимума рост светимости несколько замедляется

(окончательный подъем). После максимума происходит

уменьшение светимости, длящееся годы. Падение блеска на первые три звездные

величины обычно плавное. Иногда наблюдаются вторичные максимумы. Затем следует

переходная стадия, отличающаяся либо плавным уменьшением светимости еще на три

звездные величины, либо колебаниями ее. Иногда происходит резкое падение

светимости с последующим медленным возвращением к прежнему значению.

Окончательное падение блеска происходит довольно плавно. В результате звезда

приобретает ту же светимость, что и до вспышки.

Описанная картина изменения светимости новой звезды показывает, что во время

вспышки происходит внезапный взрыв, вызванный неустойчивостью, возникшей в

звезде. Согласно различным гипотезам, эта неустойчивость может возникать у

некоторых горячих звезд в результате внутренних процессов, определяющих

выделение энергии в звезде, либо вследствие воздействия каких-либо внешних

факторов.

Возможной причиной взрыва новой является обмен вещества между компонентами

тесных двойных систем (; 157), к которым принадлежат, по-видимому, все такие

звезды. Так, например, если богатое водородом вещество из оболочки главной

звезды попадет на поверхность ее спутника - белого карлика, может произойти

внезапное выделение термоядерной энергии. Общее количество энергии, выделяющейся

при вспышке новой, превышает 1045-1046 эрг. Солнце излучает столько энергии за

десятки тысяч лет! Все же это существенно меньше запасов всей термоядерной

энергии звезды. На этом основании полагают, что взрыв новой звезды не

сопровождается изменением общей ее структуры, а затрагивает только поверхностные

слои.

Следствием нагрева газа, происходящего в результате взрыва, является выброс

звездой вещества, приводящий к отрыву от нее внешних слоев - оболочки с массой

(10-4¸10-5) MЅ. Эта оболочка расширяется с огромной скоростью от нескольких

сотен до 1500-2000 кг/сек. Звезда быстро сбрасывает ее и в результате образует

вокруг себя туманность. Расширяющиеся газовые туманности были обнаружены почти у

всех наиболее близких к нам новых звезд.

На первых стадиях вспышки, когда в результате расширения радиус оболочки

возрастает в сотни раз, уменьшается плотность и температура внешних слоев

звезды. Первоначально горячая звезда класса О приобретает спектр класса А-F.

Однако, несмотря на охлаждение, общая светимость звезды быстро возрастает

вследствие мощного свечения газов и увеличения радиуса оболочки. Поэтому

незадолго перед максимумом новая звезда имеет спектр сверхгиганта. На этом этапе

спектр новой обладает всеми особенностями, присущими сверхгигантам класса А или

F (узкие линии, среди которых выделяются линии водорода). Однако важной

особенностью этого спектра, называемого предмаксимальным, является сильный сдвиг

линий поглощения в фиолетовую сторону, соответствующий приближению излучающего

вещества к нам со скоростью в несколько десятков или сотен километров в секунду.

В это время происходит расширение плотной оболочки, которую имеет новая на этой

стадии.

В максимуме резко меняется вид спектра. Появляется так называемый главный

спектр. Его линии смещены в фиолетовую сторону на величину, соответствующую

скорости расширения около 1000 км/сек. Причина этого изменения спектра связана с

тем, что при своем расширении оболочка становится тоньше и, следовательно,

прозрачнее. Поэтому становятся видными более глубокие ее слои, которые движутся

гораздо быстрее. Сразу после максимума в спектре новой появляются яркие, очень

широкие эмиссионные линии, имеющие вид полос, принадлежащих главным образом

водороду, железу и титану. Каждая из этих полос занимает весь интервал спектра

от соответствующей смещенной в фиолетовую сторону линии поглощения главного

спектра до несмещенного положения той же линии. Это означает, что оболочка

становится уже настолько разреженной, что видны различные ее слои, обладающие

всевозможными скоростями.

Когда это уменьшение светимости составляет около 1m, появляется

диффузно-искровой спектр, состоящий из сильно размытых линий поглощения водорода

и ионизованных металлов, а также из специфичных ярких полос. Диффузно-искровой

спектр накладывается на главный, постепенно усиливаясь по своей интенсивности. В

дальнейшем к нему добавляется так называемый орионов спектр, характерный для

горячих звезд класса В. Появление диффузно-искрового, а затем и орионова

спектров свидетельствует о том, что вещество выбрасывается звездой с

увеличивающейся скоростью постепенно из все более глубоких и более горячих

слоев.

К началу переходной стадии диффузно-искровой спектр исчезает, а орионов

достигает наибольшей интенсивности. После того как последний также исчезает, на

фоне непрерывного спектра новой звезды, пересеченного широкими полосами

поглощения, возникают и постепенно усиливаются эмиссионные линии, наблюдаемые в

спектрах разреженных газовых туманностей (небулярная стадия). Это

свидетельствует о еще более сильном разрежении вещества оболочки.

Сверхновые звезды. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым и

достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от -18m  до -19m и даже

-21m.

Возрастание светимости происходит более, чем на 19m, т.е, в десятки миллионов

раз. Общая энергия, излучаемая сверхновой за время вспышки, превышает 1048-1049

эрг, что в тысячи раз более, чем для новых. Фотографически зарегистрировано

около 60 вспышек сверхновых в других галактиках, причем нередко их светимость

оказывалась сравнимой с интегральной светимостью всей галактики, в которой

произошла вспышка.

По описаниям более ранних наблюдений, выполненных невооруженным глазом, удалось

установить несколько случаев вспышек сверхновых в нашей Галактике. Наиболее

интересной из них является упоминаемая в летописях Сверхновая 1054 г.,

вспыхнувшая в созвездии Тельца и наблюдавшаяся китайскими и японскими

астрономами в виде внезапно появившейся "звезды-гостьи", которая казалась ярче

Венеры и была видна даже днем.

Другое наблюдение подобного явления в 1572 г. описано значительно подробнее

датским астрономом Тихо Браге. Было отмечено внезапное появление "новой" звезды

в созвездии Кассиопеи. За несколько дней эта звезда, быстро увеличивая свою

светимость, стала казаться ярче Венеры. Вскоре ее излучение начало постепенно

ослабевать, причем угасание сопровождалось колебаниями интенсивности и

небольшими вспышками. Через два года она перестала быть видна невооруженным

глазом. В 1604 г. вспышку сверхновой звезды наблюдал Кеплер в созвездии

Змееносца.

Хотя это явление похоже на вспышку обычной новой, оно отличается от нее своим

масштабом, плавной и медленно меняющейся кривой блеска и спектром. По характеру

спектра вблизи эпохи максимума различаются два типа сверхновых звезд.

Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не

видно никаких линий. Позднее появляются очень широкие эмиссионные полосы,

положение которых не совпадает ни с какими известными спектральными линиями.

Ширина этих полос соответствует расширению газов со скоростью до 6000 км/сек.

Интенсивность, структура и положение полос часто меняются со временем. Через

полгода после максимума появляются полосы, которые удается отождествить со

спектром нейтрального кислорода.

У сверхновых II типа светимость в максимуме несколько меньше, чем у сверхновых I

типа. Их спектры отличаются усилением ультрафиолетового свечения. Как и в

спектрах обычных новых, в них наблюдаются линии поглощения и излучения,

отождествляемые с водородом, ионизованным азотом и другими элементами.

Большой интерес представляют быстро расширяющиеся газовые туманности, которые в

нескольких случаях удалось обнаружить на месте вспыхнувших сверхновых звезд I

типа. Самой замечательной из них является знаменитая Крабовидная туманность в

созвездии Тельца ( 216). Форма эмиссионных линий этой туманности говорит о

ее расширении со скоростью около 1000 км/сек. Современные размеры туманности

таковы, что расширение с этой скоростью могло начаться не более 900 лет назад,

т.е. как раз в эпоху вспышки Сверхновой 1054 г. Совпадение по времени и

местоположению Крабовидной туманности со "звездой-гостьей", описанной в

китайских летописях, говорит о возможности того, что туманность в созвездии

Тельца является результатом вспышки сверхновой.

Крабовидная туманность имеет ряд замечательных особенностей: 1) более 80%

видимого излучения приходится на непрерывный спектр; 2) в белом свете она имеет

аморфный вид; 3) обычный для туманностей эмиссионный спектр с линиями

ионизованных металлов и водорода (последние более слабые) излучается отдельными

волокнами; 4) излучение поляризовано, причем в некоторых областях туманности

почти полностью; 5) Крабовидная туманность является одним из самых мощных

источников радиоизлучения в нашей Галактике.

Одним из возможных объяснений этих интересных особенностей Крабовидной

туманности является следующее. Во время вспышки Сверхновой 1054 г. начали

возникать в большом количестве свободные электроны, обладающие огромными

кинетическими энергиями (релятивистские электроны). Они движутся си скоростями,

близкими к скорости света. Процессы столь сильного ускорения частиц продолжаются

и в настоящее время. Непрерывное излучение как в видимой области спектра, так и

в радиодиапазоне возникает вследствие торможения релятивистских электронов при

их движении по спирали вокруг силовых линий слабых магнитных полей. Такое

излучение должно быть поляризовано, что и наблюдается в действительности.

Слабые туманности и различной мощности источники радиоизлучения обнаружены также

в местах вспышек других сверхновых звезд нашей Галактики, подобно Крабовидной

туманности являющихся мощными источниками радиоизлучения. До последнего времени

оставалось совершенно не ясным, каким образом происходит в Крабовидной

туманности постоянный приток новых релятивистских электронов, несмотря на то,

что явление вспышки сверхновой давно закончилось. Вопрос начал проясняться

только после того как были открыты совершенно новые объекты.

Пульсары. В августе 1967 г. в Кембридже (Англия) было зарегистрировано

космическое радиоизлучение, исходящее от точечных источников в виде строго

следующих друг за другом четких импульсов ( 217). Длительность отдельного

импульса у таких источников составляет от нескольких миллисекунд до нескольких

десятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность их

повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этих

объектов,

названных пульсарами. Период одного из пульсаров составляет 1,337301133 сек, в

то время как у других периоды заключены в пределах от 0,03 до 4 сек. В настоящее

время известно около 200 пульсаров. Все они дают сильно поляризованное

радиоизлучение в широком диапазоне длин волн, интенсивность которого круто

возрастает с ростом длины волны. Это означает, что излучение имеет нетепловую

природу. Удалось определить расстояния до многих пульсаров, оказавшиеся в

пределах от сотен до тысяч парсеков. Таким образом,   это   сравнительно близкие

 объекты,  заведомо принадлежащие нашей Галактике.

Наиболее   замечательный пульсар, который принято обозначать номером NP 0531, в

точности совпадает с одной из звездочек в центре Крабовидной туманности.

Специальные наблюдения показали, что оптическое излучение этой звезды также

меняется с тем же периодом (см. 217). В импульсе звезда достигает 13m, а

между импульсами она не видна ( 218). Такие же пульсации у этого источника

испытывает и рентгеновское излучение, мощность которого в 100 раз превышает

мощность оптического излучения.

Совпадение одного из пульсаров с центром такого необычного образования, как

Крабовидная туманность, наводит на мысль о том, что они являются как раз теми

объектами, в которые после вспышек превращаются сверхновые звезды. Согласно

современным представлениям, вспышка сверхновой звезды связана с выделением

огромного количества энергии при ее переходе в сверхплотное состояние, после

того как в ней исчерпаны все возможные ядерные источники энергии.

Для достаточно массивных звезд наиболее устойчивым состоянием оказывается

слияние протонов и электронов в нейтроны и образование так называемой нейтронной

звезды. Если вспышки сверхновых звезд действительно завершаются образованием

таких объектов, то весьма возможно, что пульсары - нейтронные звезды, В этом

случае при массе порядка 2MЅ они должны иметь радиусы около 10 км. При сжатии до

таких размеров плотность вещества становится выше ядерной, а вращение звезды в

силу закона сохранения момента количества движения ускоряется до нескольких

десятков оборотов в секунду. По-видимому, промежуток времени между

последовательными импульсами равен периоду вращения нейтронной звезды. Тогда

пульсация объясняется  наличием  неоднородностей, своеобразных горячих пятен, на

поверхности этих звезд. Здесь уместно говорить о "поверхности", так как при

столь высоких плотностях вещество по своим свойствам ближе к твердому телу.

У некоторых пульсаров обнаружено медленное увеличение периодов (с удвоением за

103-107 лет), по-видимому, вызванное тормозящим влиянием магнитного поля,

связанного с пульсаром, в результате чего вращательная энергия переходит в

излучение.

Наряду с этим наблюдались внезапные уменьшения периодов, возможно, отражающие

резкую перестройку поверхности звезды, временами происходящую по мере ее

остывания.

Нейтронные звезды могут служить источниками энергичных частиц, все время

поступающих в связанные с ними туманности, подобные Крабовидной.