НОВАЯ ЗВЕЗДА, переменная звезда, демонстрирующая вспышку или очень быстрое усиление блеска, за которым следует его медленное ослабление вплоть до полного угасания. Новые звезды относятся к большому классу звезд, называемых катаклизмическими переменными. Древние астрономы использовали термин «новые» для обозначения небесных объектов, которые до вспышки не были видны невооруженным глазом. Все вспыхнувшие звезды, как «новые», так и «сверхновые», они называли «новыми звездами» (nova stella – лат.). Во время вспышки сверхновой вся термоядерная энергия звезды внезапно высвобождается. Звезда, испытавшая взрыв как сверхновая, полностью меняется: от нее остается либо черная дыра, либо нейтронная звезда, либо вообще ничего. В последнем случае звезда буквально разлетается и прекращает существование.См. такжеЧЕРНАЯ ДЫРА; НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА;ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ.
Вспышка.
Вспышка новой – одно из наиболее драматических событий в астрономии. Новая, вспыхнувшая в 1975 в созвездии Лебедя, почти достигла яркости Денеба (ярчайшей звезды в Лебеде) и сохраняла такую яркость около трех суток. Хотя блеск большинства новых усиливается примерно в миллион раз, блеск этого необычного объекта усилился в 100 млн. раз. Новые достигают максимального блеска за несколько часов и находятся в стадии максимума различное время. «Быстрые» новые сохраняют максимальный блеск от нескольких часов до 1–2 сут, а затем быстро ослабевают. «Медленные» новые не так быстро усиливают свой блеск, дольше находятся в максимуме и гораздо медленнее гаснут. Например, Новая Геркулеса 1934 находилась в максимуме блеска почти три месяца, затем быстро ослабела в течение месяца, после чего немного усилила свой блеск и продолжила медленное ослабление в течение нескольких лет. Другая очень медленная новая вспыхнула в Дельфине в 1967 и находилась в стадии максимального блеска почти год. Быстрое ослабление и последующее небольшое усиление блеска Новой Геркулеса 1934 и других подобных новых говорит об образовании малых твердых частичек в веществе, выброшенном звездой при взрыве. Эти частички конденсируются в микроскопические углеродные зернышки, поглощающие свет.
Эволюция спектра новой звезды во время вспышки сложна и интересна(см. такжеСПЕКТР). Спектры, полученные в период усиления блеска, показывают, что расширяющиеся слои газа сохраняют высокую температуру (40 000–50 000 К). В момент достижения максимума блеска температура газа падает до 10 000 К, а спектр лишь немного отличается от спектров обычных звезд (см. такжеЗВЕЗДЫ). У быстрых новых линии поглощения углерода, азота и кислорода довольно сильные и вначале смещены только в коротковолновую область. Из этого следует, что наблюдаемое вещество движется в направлении Земли со скоростью несколько сотен и тысяч километров в секунду. Сразу после максимума блеска расширяющееся облако газа становится прозрачным, позволяя астрономам видеть не только приближающиеся, но и удаляющиеся его части: облако расширяется во все стороны от центрального объекта. В спектре появляются широкие и яркие эмиссионные линии водорода и других элементов. Анализ спектров показывает, что примерно 0,001% массы звезды (что составляет от 10 до 100 масс Земли) выбрасывается в пространство и что состав вещества сильно отличается от того, который наблюдается в атмосфере Солнца. По отношению к содержанию водорода отмечается очень много гелия, а также углерода, азота, кислорода и иногда неона. Существует корреляция между скоростью вспышки и степенью избытка этих элементов: быстрые новые выбрасывают больше углерода, азота и кислорода, чем медленные. Через несколько лет на месте вспышки новой можно наблюдать расширяющееся облако. Полная энергия такой вспышки (т.е. энергия излучения плюс кинетическая энергия выброшенной оболочки), равна энергии термоядерного синтеза гелия из водорода с массой, равной массе Земли.См. такжеЯДЕРНЫЙ СИНТЕЗ.
Системы новых.
Наблюдения при помощи больших телескопов показали, что катаклизмические переменные состоят из двух звезд – главной звезды и спутника, обращающихся вокруг общего центра масс под действием взаимного притяжения. Обычно спутником служит звезда размером с Солнце. Главной звездой является маленький и горячий белый карлик: его масса близка к солнечной, а радиус примерно равен земному. Это означает, что его плотность очень велика – в несколько миллионов раз выше плотности воды (наперсток такого вещества весит более тонны). Белые карлики являются последней стадией эволюции звезд типа Солнца. Наличие белого карлика в двойной системе указывает на ее большой возраст (один из компонентов системы имел достаточно времени, чтобы дойти до конца своей эволюции).
Эволюция звезд типа Солнца начинается с медленного превращения водорода в гелий в ядре звезды. Примерно через 10 млрд. лет, когда ядро становится полностью гелиевым, внешние слои звезды расширяются, и она превращается в красный гигант (Солнце на этой стадии эволюции увеличится так, что выйдет за пределы орбиты Земли). В ходе дальнейшей эволюции гелий превращается в углерод, кислород и, возможно, неон. Ядро звезды становится все более плотным, а внешние слои расширяются все больше, пока не рассеются в пространстве. В этот момент вокруг звезды образуется газовая оболочка, расширяющаяся в пространство и называемая «планетарной туманностью». В ядре звезды, ставшем белым карликом, термоядерные реакции больше не происходят.
Подобный ход эволюции должна была бы пройти и главная звезда в системе катаклизмической переменной. Но, поскольку она обращается вокруг другой звезды, ее размер не может превысить расстояния до звезды-спутника. Когда внешние слои главной звезды расширяются, спутник попадает в них, тормозится, и две звезды начинают медленно по спирали сближаться. Это продолжается до тех пор, пока главная звезда не сбросит оболочку и не станет белым карликом. Астрономам удалось обнаружить короткопериодические затменные двойные звезды, окруженные такими расширяющимися облаками газа.
В конце этой стадии эволюции спутник еще не изменяется, а главная звезда, сбросив оболочку, медленно остывает. Она состоит из углеродно-кислородного ядра, окруженного тонким слоем гелия. Продолжая эволюционировать, спутник в конце концов тоже достигает стадии расширения. Его внешние слои распухают до такой степени, что белый карлик начинает сдирать со спутника оболочку и притягивать ее к себе. Оседающий на его поверхность газ образует все более толстый слой, основание которого сжимается и нагревается, пока не достигнет температуры термоядерного возгорания. Поскольку падающее со спутника вещество в основном содержит водород, оболочка белого карлика становится готова к взрыву.
Причина вспышки.
После многих лет аккреции нижняя часть водородного слоя становится не только горячей и плотной, но и «вырожденной»; этот термин означает, что атомы и электроны в газе так сжаты, что ведут себя как в металле. Такой газ при нагревании не расширяется. Когда начинаются термоядерные реакции, газ быстро нагревается, и скорость реакций от этого возрастает – происходит взрыв.
Скорость и мощность взрыва зависят от химического состава оболочки. Если в ней преобладают водород и гелий, то взрыв происходит медленно. Но если в оболочке много углерода и кислорода, то реакция синтеза с участием водорода, углерода, азота и кислорода идет быстрее: углерод играет в ней роль катализатора. Чем больше углерода, тем интенсивнее и мощнее взрыв. Это теоретическое предсказание, сделанное в начале 1970-х годов, подтвердилось наблюдениями химического состава оболочек, сброшенных медленными и быстрыми новыми звездами.
Карликовые новые.
При вспышке карликовой новой ее светимость за несколько часов возрастает примерно в 100 раз и сохраняется в этом состоянии несколько суток. Причиной такой относительно слабой вспышки считается не термоядерный взрыв, а нерегулярность аккреции вещества нормальной звезды на белый карлик. Возможно, звезда теряет вещество порциями, а может быть, газ накапливается в аккреционном диске, а затем порциями попадает на поверхность белого карлика. Изучение таких вспышек позволяет понять детали процесса аккреции вещества.
СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА
СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА, взрыв, которым ознаменована смерть звезды. Иногда вспышка сверхновой превышает по яркости галактику, в которой она произошла.
Сверхновые делят на два основных типа. Тип I отличается дефицитом водорода в оптическом спектре; поэтому считают, что это взрыв белого карлика – звезды, по массе близкой к Солнцу, но меньшей по размеру и более плотной. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку это конечный продукт эволюции нормальной звезды. В 1930-х годах С.Чандрасекар показал, что масса белого карлика не может быть выше определенного предела. Если он находится в двойной системе с нормальной звездой, то ее вещество может перетекать на поверхность белого карлика. Когда его масса превысит предел Чандрасекара, белый карлик коллапсирует (сжимается), нагревается и взрывается.См. такжеЗВЕЗДЫ.
В спектрах сверхновых II типа наблюдаются линии водорода. Поэтому считают, что это результат взрыва нормальных звезд с внешними слоями, богатыми водородом. Излучение звезд обусловлено термоядерными реакциями, происходящими в их центральной части. Эти реакции разогревают звездное вещество, увеличивая давление на внешние слои и удерживая звезду от коллапса под действием собственной гравитации. Постепенно топливо в центре звезды истощается, и у нее образуется ядро, лишенное источника тепла. Если исходная масса звезды превышает массу Солнца более чем в 10 раз, то масса ее ядра может превысить предел Чандрасекара и оно стремительно коллапсирует, сбрасывая при этом внешние слои звезды в виде взрыва сверхновой. Само ядро может после этого стать нейтронной звездой – маленьким сверхплотным объектом, состоящим в основном из нейтронов.См. такжеГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА.
Сверхновая II типа вспыхнула 23 февраля 1987 в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Ей дали имя Яна Шелтона, первым заметившего вспышку сверхновой с помощью телескопа, а затем и невооруженным глазом. (Последнее подобное открытие принадлежит Кеплеру, увидевшему вспышку сверхновой в нашей Галактике в 1604, незадолго до изобретения телескопа.) Одновременно с оптической вспышкой сверхновой 1987 специальные детекторы в Японии и в шт. Огайо (США) зарегистрировали поток нейтрино – элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Хотя поток нейтрино был испущен звездой вместе с оптической вспышкой примерно 150 тыс. лет назад, он достиг Земли практически одновременно с фотонами, доказав тем самым, что нейтрино не обладает массой и движется со скоростью света. Эти наблюдения подтвердили также предположение, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит.См. такжеЧЕРНАЯ ДЫРА.
В нашей Галактике Крабовидная туманность является остатком взрыва сверхновой, который наблюдали китайские ученые в 1054. Известный астроном Т.Браге также наблюдал в 1572 сверхновую, вспыхнувшую в нашей Галактике. Хотя сверхновая Шелтона стала первой близкой сверхновой, открытой после Кеплера, сотни сверхновых в других, более далеких галактиках были замечены при помощи телескопов за последние 100 лет.
В остатках взрыва сверхновой можно найти углерод, кислород, железо и более тяжелые элементы. Следовательно, эти взрывы играют важную роль в нуклеосинтезе – процессе образования химических элементов. Возможно, что 5 млрд. лет назад рождению Солнечной системы тоже предшествовал взрыв сверхновой, в результате которого возникли многие элементы, вошедшие в состав Солнца и планет.НУКЛЕОСИНТЕЗ.
