Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
Вместе с изменением блеска новых звёзд происходят громадные изменения в их спектрах. Однако полной спектроскопической истории новой звезды мы не знаем ни в одном случае, так как у нас нет данных о спектрах в начале вспышки и до неё. Лишь на одной случайной спектрограмме, полученной с объективной призмой, был найден спектр Новой Орла 1918 г. до вспышки, оказавшийся принадлежащим к раннему классу (вероятно, O). Обычно первые спектрограммы новых звёзд получаются незадолго до момента максимума блеска. Они показывают, что спектры новых звёзд в это время можно отнести к классам A или F. Характерной чертой этих спектров является сильное смещение всех линий в фиолетовую сторону. Выраженное в скоростях, оно составляет обычно несколько сотен километров в
Таблица 46
Некоторые характеристики новых звёзд
Звезда
Амплитуда
изменения
блеска
Абсолют-
ная
величина в
максимуме
Расстояние
в парсеках
Смещение
абсорб-
ционных
линий
в км/с
Новая Возничего 1891 г.
9
m
– 5,3
800
–
Новая Персея 1901 г.
13,3
– 8,4
480
800
Новая Орла 1918 г.
11,9
– 9,3
430
1250
Новая Лебедя 1920 г.
14,2
– 8,9
1470
380
Новая Живописца 1925 г.
11,5
– 7,3
500
64
Новая Геркулеса 1934 г.
12,6
– 5,5
230
180
Новая Ящерицы 1936 г.
13,2
– 8,6
1350
600
Новая Кормы 1942 г.
17
– 8,5
500
–
Сразу после достижения звездой максимального блеска в её спектре появляются широкие эмиссионные полосы. Они примерно симметричны относительно центральной частоты и ограничены линиями поглощения с фиолетовой стороны. Абсорбционные линии нового спектра (называемого обычно главным) смещены в фиолетовую сторону на большую величину, чем линии предмаксимального спектра. Иногда в спектре звезды наблюдается несколько систем абсорбционных линий с разными смещениями. Первоначально яркие линии принадлежат атомам с небольшими потенциалами ионизации (в основном водороду и ионизованным металлам), затем появляются линии высокоионизованных атомов (например, He II, N IV, O V). Вместе с такими изменениями ярко-линейчатого спектра постепенно происходит ослабление непрерывного спектра и линий поглощения.
Через несколько месяцев после вспышки в спектре новой звезды обнаруживаются яркие запрещённые линии, характерные для спектров газовых туманностей (в том числе и линии N и N «небулия»), С появлением этих линий новая звезда вступает в «небулярную стадию» своего развития, которая продолжается в течение многих лет. Постепенно небулярный спектр исчезает и звезда возвращается к своему исходному блеску. В это время она имеет спектр класса O, иногда со слабыми эмиссионными линиями.
На фотографиях новой звезды, снятых через несколько лет после вспышки, видна туманность, окружающая звезду. Эта туманность расширяется с огромной скоростью и затем рассеивается в пространстве. Существование таких туманностей не оставляет сомнения в том, что при вспышке новой происходит отрыв от звезды её внешних слоёв. Ниже будет показано, что изменения блеска и спектра новой звезды объясняются постепенным
Приведённые наблюдательные данные относятся к типичным новым звёздам. Однако подобные вспышки испытывают и некоторые другие звёзды. Из них ближе всего к типичным новым примыкают повторные новые звёзды. В отличие от типичных любых, которые за все время наблюдения вспыхивали лишь по одному разу, повторные новые вспыхивали по нескольку раз. При вспышке повторной новой происходят примерно такие же явления, как и при вспышке типичной новой, но они отличаются меньшим масштабом. Список всех известных в настоящее время повторных новых дан в табл. 47.
Таблица 47
Повторные новые звёзды
Звезда
Годы вспышек
Пределы изменения
звёздной величины
N
Ориона
1677, 1750, 1892
6
m
–
11
m
T
Компаса
1890, 1902, 1920, 1941
6
–
14
U
Скорпиона
1863, 1906, 1935
9
–
>17
RS
Змееносца
1898, 1933
4
–
12
T
Короны
1866, 1946
2
–
11
N
Стрелы
1913, 1946
7
–
15
N
Стрельца
1901?, 1919
<7
–
14
К повторным новым в свою очередь примыкают так называемые новоподобные переменные. По изменению блеска и спектра они также напоминают новые. Однако новоподобные переменные отличаются от повторных новых не только меньшим масштабом явлений, характерных для вспышек новых, но и их меньшей отчётливостью. Среди новоподобных переменных выделяются группы звёзд типов U Близнецов, Z Андромеды и др.
Внешнее сходство между повторными и типичными новыми позволяет предполагать, что и типичные новые вспыхивают по много раз, однако промежутки между вспышками превосходят период наблюдений. Такое предположение подтверждается двумя статистическими результатами. Первый из них, найденный впервые Б. В. Кукаркиным и П. П. Паренаго, связывает между собой промежутки времени между вспышками с амплитудами изменения блеска для новоподобных переменных и повторных новых. Оказывается, что чем больше первая из этих величин, тем в среднем больше и вторая. Экстраполируя найденную зависимость на типичные новые, названные авторы получили, что в этом случае промежуток времени между вспышками должен составлять несколько тысяч лет.
Другой из упомянутых статистических результатов, относится к подсчётам числа вспышек. Ежегодно в Галактике наблюдается 1—2 вспышки новой звезды. Так как эти звёзды находятся лишь в ближайшей окрестности Солнца, то общее число вспышек новых звёзд в Галактике составляет, по видимому, около 100 в год. Всего же за время существования Галактики, оцениваемое в 10^1 лет, должно было произойти примерно 10^1^2 вспышек. Но общее число звёзд в Галактике равно приблизительно 10^1^1. Следовательно, каждая звезда должна была вспыхнуть в среднем 10 раз. С другой стороны, мы наверное знаем, что Солнце за 2·10 лет не испытывало подобной катастрофы, так как она привела бы к расплавлению земной коры, чего, однако не происходило за указанный период. Можно считать, что и другие звёзды, подобные Солнцу, не испытывали вспышек за время такого же порядка. Это увеличивает число вспышек, приходящихся на каждую из оставшихся звёзд. Сказанное заставляет думать, что существует специальный класс звёзд, каждая из которых вспыхивает в виде новой очень много раз.