Взрывающиеся звезды

Переменные звезды и их наблюдение

В. П. Цесевич

1980 г.

Взрывающиеся звезды

"Звезда-гостья" в созвездии Тельца

Существование нейтронных звезд было предсказано советским физиком академиком Л. Д. Ландау. В заключение заметим, что нейтронные звезды являются также источниками рентгеновского излучения, которое можно обнаружить только специальными приборами, установленными на спутниках и орбитальных заатмосферных обсерваториях. Эти приборы позволили исследовать рентгеновское излучение космоса и обнаружили большое количество рентгеновских звезд и среди них особые объекты, которые можно назвать «взрывниками». Это своего рода рентгеновские пульсары и даже рентгеновские новые звезды. Их взрывы объясняются падением на нейтронную звезду вещества с последующим его преобразованием, в том числе превращением водорода в гелий, а затем гелия в тяжелые элементы, например, в железо. Мощность этих рентгеновских вспышек оказалась настолько большой, что их светимость в 10000 раз больше светимости Солнца.

U БЛИЗНЕЦОВ И ЕЙ ПОДОБНЫЕ

Переменная звезда U Близнецов была открыта на Московской обсерватории Л. П. Цераской. В настоящее время известно свыше 250 подобных ей звезд. Эти звезды, как правило, сохраняют свой минимальный блеск, как бы накапливая энергию для последующей резкой вспышки, которая может длиться несколько суток.

На рис. 33 приведена кривая блеска U Близнецов. Вспышки происходят не периодически, а циклически, так что предсказать, когда произойдет следующая вспышка, невозможно. Циклы очень разнообразны. Так, например, звезда YZ Рака вспыхивает в среднем через 11,3 суток, в то время как у ЕХ Гидры средний цикл длится 558 суток. Амплитуда вспышки зависит от продолжительности цикла: она тем больше, чем продолжительнее цикл.

Теперь нет сомнения, что все звезды этого типа — тесные двойные. Впервые спектральная двойственность звезды SS Лебедя типа U Близнецов была открыта американским астрономом А. Джоем.

Орбитальный период звезды оказался равным б⁴ 38^м.

Наиболее подробно изучена звезда U Близнецов. Польский астроном В. Кшеминский обнаружил, что она затменно-двойная с периодом обращения 4ч 14м. Кривая изменения блеска имеет несколько необычный вид (нижняя на рис. 34). Вблизи возраста 0^р,0 наблюдается узкий минимум — результат затмения звезды-спутника главной звездой. Длится затмение очень недолго, так как диаметр спутника в 25 раз меньше диаметра затмевающей его звезды. Особенность кривой блеска состоит в том, что перед минимумом наблюдается значительное усиленние блеска — высокий округлый максимум.

Анализируя кривую изменения блеска, В. Кшеминский оценил размеры двойной системы. Приводим полученные им численные данные: радиус относительной орбиты 1240 000 км, радиус главной, желтой звезды 418000 км = 0,69 радиуса Солнца, радиус спутника, голубоватой звезды 18 000 км == 0,026 радиуса Солнца. Масса желтой звезды равна 1,3 массы Солнца, а голубоватой-1,2. Отсюда получаем средние плотности их вещества! желтой звезды 3,6 г/см3, а голубоватого спутника - 96 000 г/см3, т. е. спутник - белый карлик.

На рис. 35 эта двойная система изображена с соблюдением относительных размеров. I

Однако, как показал проф. В. Г. Горбацкий, действительная картина гораздо сложнее. Весьма вероятно, что излучение голубоватого спутника к нам вообще не доходит, так как он скрыт от нас окружающей его оболочкой. В таком случае диаметр спутника еще меньше, а плотность значительно выще.

Как образуется диск? Главная звезда полностью заполняет свою полость Роша (см. § 8). Ее вещество перетекает к звезде-спутнику, входит в его полость Роща и образует вращающийся вокруг спутника диск, Поток вещества движется с большой скоростью, и, сталкиваясь с веществом диска, повышает температуру того места, куда он попадает. На диске образуется яркое пятно, излучение которого мы принимаем за излучение голубоватого спутника. С помощью этой гипотезы удается объяснить форму кривой блеска.

Наблюдения U Близнецов позволили решить еще одну важную задачу: ответить на вопрос, какая из двух компонент ответственна за вспьштки блеска - главную особенность звезд этого типа. При вспышке, когда общий блеск системы увеличивается, глубина "затменного" минимума уменьшается (см, рис. 34, верхняя кривая). При достижении же при вспышке максимального блеска затменный минимум вообще не наблюдается. Это показывает, что вспыхивает не спутник, а главная желтая звезда, температура которой повышается с 5600 до 15000°, но размеры поверхности почти не увеличиваются. Причина этих вспышек до сих пор не выяснена. Таким образом, новоподобньге звезды типа U Близнецов существенно отличаются от новых звезд (таких, как, например, DQ Геркулеса), у которых увеличение блеска вызвано огромным возрастанием объема. В заключение приводим краткие сведения о продолжительности циклов и орбитальных периодов шести хорошо изученных звезд типа U Близнецов (табл. 6).

Таблица 6. Циклы и орбитальные периоды некоторых звезд типа U Близнецов

Звезда	Продолжительность цикла, сутки	Орбитальный период, сутки
U Близнецов SS Возничего ЕХ Гидры SS Лебедя RU Пегаса Z Хамелеона	103 57 558 50 68 104	0,17691 0,18059 0,06823 0,2762 0,3708 0,0745

ТИХИЕ ВЗРЫВЫ