Чтение онлайн

В поисках причины звёздных вспышек было обращено внимание на то, что во многих отношениях они подобны вспышкам на Солнце, хотя и гораздо больше последних по масштабу. Исследование же солнечных вспышек показывает, что вспышка в видимой области спектра представляет собой вторичное явление. Ей предшествует кратковременное выделение больших количеств энергии (которое условно можно назвать «взрывом»), приводящее к возникновению потоков быстрых частиц, рентгеновского и ультрафиолетового излучения. Проникая в глубь атмосферы, они нагревают газ, вызывая вспышку в оптической области спектра. Можно думать, что так же развивается и звёздная вспышка. Подтверждением этого являются одновременные наблюдения рентгеновских и оптических вспышек на звёздах.

В случае солнечных вспышек можно, по-видимому, считать, что «взрыв», происходит за счёт магнитной энергии. По аналогии ожидается, что подобные «взрывы» происходят и при звёздных вспышках, причём магнитные поля на звёздах должны быть более сильными, чем на Солнце.

Взгляды В. А. Амбарцумяна, который видит причину вспышек звёзд в выбросе и распаде дозвёздного вещества, уже были изложены выше (подробнее см. [4] и [6]).

Важное значение для выяснения путей звёздной эволюции имеет изучение вспыхивающих звёзд в звёздных агрегатах (т. е. в скоплениях и ассоциациях). Наблюдения таких звёзд производились на обсерваториях в Бюракане (СССР), Тонанцинтле (Мексика) и др. Мексиканский астрофизик Г. Аро показал, что звёзды в своём развитии переходят от стадии T Тельца (с возрастом до 10 лет) к стадии вспыхивающих звёзд (возраст которых порядка 10 лет).

Большое исследование вспыхивающих звёзд в Плеядах было предпринято В. А. Амбарцумяном и его сотрудниками. Скажем в нескольких словах о выполненной ими статистической обработке наблюдательных данных [7].

Будем считать, что частота вспышек (т.е. среднее число вспышек за единицу времени) для всех звёзд агрегата одинакова и вспышки распределены во времени случайно. Тогда согласно закону Пуассона вероятность того, что за время наблюдений t звезда вспыхнет k раз будет равна

p

k

=

e

– t

(t)k

k!

,

(28.42)

где — частота вспышек. Если N — полное число вспыхивающих звёзд в агрегате, то математическое ожидание числа звёзд, испытавших k вспышек, равно

n

k

=

N

p

k

.

(28.43)

Полагая в формуле (28.42) последовательно k=0, 1, 2 и пользуясь (28.43), получаем

n

=

n^2

2n

.

(28.44)

Примем приближённо, что nk есть наблюдаемое число звёзд, вспыхнувших k раз. Тогда формула (28.44) позволяет определить число звёзд n, не испытавших за время наблюдений ни одной вспышки, если известны из наблюдений числа n и n звёзд, вспыхнувших соответственно по одному и по два раза. Прибавляя к числу n суммарное число вспыхнувших за время t звёзд, мы получаем полное число вспыхивающих звёзд в агрегате.

Как уже сказано, при выводе формулы (28.44) предполагалось, что все звёзды вспыхивают с одной и той же частотой. Если же частоты вспышек для разных звёзд различны, то эта формула даст для величины n лишь нижний предел. Можно показать, что в случае различной частоты вспышек при довольно общих предположениях величина n удовлетворяет неравенствам

n^2

n

>=

n

>=

n^2

2n

.

(28.45)

Применение приведённых формул к Плеядам привело к заключению, что в них содержится около 1000 вспыхивающих звёзд. По видимому, это число близко к полному числу звёзд в Плеядах. Однако не следует думать, что все звёзды скопления являются вспыхивающими. Как выяснилось при тщательном исследовании, доля вспыхивающих звёзд возрастает при переходе к более слабым звёздам. Иными словами, вспышечная активность раньше уменьшается у звёзд большей светимости (если считать, что все звёзды скопления имеют одинаковый возраст). Такой вывод представляет значительный интерес для звёздной космогонии.

§ 29. Новые звёзды

1. Наблюдательные данные.

Открытие каждой яркой новой звезды является важным событием в астрономии и они обычно очень интенсивно исследуются многими обсерваториями. Поэтому наблюдательные данные о новых звёздах весьма обширны. Здесь мы укажем некоторые из этих данных, подробности же можно найти в специальных монографиях (см. [2] и [3]).

Из наблюдений прежде всего пытаются определить кривую блеска новой звезды. Эти кривые весьма различны для разных звёзд. Однако их общей чертой является чрезвычайно быстрый подъём блеска и очень медленное его падение, часто сопровождаемое большими флуктуациями. «Возгорание» новой звезды совершается обычно в течение нескольких суток, а «угасание» — в течение нескольких лет. В конце концов звезда возвращается к блеску, мало отличающемуся от того, какой она имела до вспышки. В виде примера на рис. 37 приведена кривая блеска типичной новой звезды.

Рис. 37

В момент максимума блеска новые звёзды являются самыми яркими объектами Галактики (если не считать сверхновых). В среднем их абсолютные величины в максимуме равны -7m В своём «нормальном» состоянии, т.е. до вспышки и через много лет после вспышки, новые звёзды имеют абсолютные величины около +5m (с довольно большой дисперсией). Следовательно, средняя амплитуда изменения блеска новой звезды составляет 12m. В табл. 46 приведены некоторые сведения о наиболее изученных новых звёздах.

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 секунду. Смещения линий предмаксимального спектра новых звёзд приведены в последнем столбце табл. 46.

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.