Юрий Шахбазян - Амбарцумян

Оценка величины выбрасываемой массы при вспышке новой очень важна и была получена многими астрофизиками. Тут первыми были В. А. Амбарцумян и Н. А. Козырев, которые в 1933 году рассчитали массу выброшенной оболочки новой. Неожиданно она оказалась весьма малой, примерно в сто тысяч раз меньше массы Солнца. Вопрос об оценке массы, теряемой новой звездой во время вспышки, очень сложен, так как должны быть определены как масса главной оболочки сразу же после максимума блеска, так и масса, которая выбрасывается в форме непрерывного истечения после максимума блеска. Такую работу после Амбарцумяна и Козырева проделали И. М. Копылов, Э. Р. Мустель и Ш. Г. Горделадзе в СССР и Гапошкины[170] в Гарварде. Любопытно, что разные методы расчёта дали почти одинаковый результат.

И. М. Копылов привёл распределение новых звёзд в соседней галактике М31 (туманность в Андромеде). Они оказались сконцентрированными в основном в центральной части галактики. Он обратил внимание на ту особенность вспышек новых, что «чем меньше светимость звезды, тем медленнее последующее падение блеска». Он также показал, что пространственное распределение планетарных туманностей и новых в галактике практически одинаково. Однако в галактике появляется одна планетарная туманность за два года, а за это время здесь же вспыхивает не менее ста новых звёзд. Приводились веские доводы в пользу того, что взрывные переменные являются наиболее молодыми звёздами.

И. С. Шкловский привёл убедительные данные, свидетельствующие о том, что остатки сверхновых являются сильными источниками радиоизлучения, но не подтвердил наличие радиоизлучения от центральных областей и ядер галактик.

Несколько умозрительных схем взрыва новых звёзд предложили в своём докладе Л. Э. Гуревич и А. И. Лебединский. Причину возникновения взрыва новых они видели в нарастании энергии ядерных источников, расположенных в центральной области звезды, в которой сосредоточена её основная масса. Они считали, что взрыв происходит вследствие того, что тепловыделение при ядерных реакциях растёт с температурой гораздо быстрее, чем теплоотдача из области периферических источников энергии наружу, и при медленном разогреве может быть достигнута такая критическая температура, выше которой тепловыделение протекает быстрее, чем теплоотдача. С этого момента квазистационарное состояние становится невозможным, и начинается сравнительно быстрый рост температуры на внутренней границе области периферических источников энергии. Кроме этой схемы, они рассмотрели и другую возможность достаточно быстрого постепенного повышения температуры звезды. На такую возможность указал ещё в 1942 году Чандрасекар. После «выгорания» водорода в центральной части звезды в ней образуется постепенно растущая изотермическая область. Эта область при достижении определённых критических размеров нарушает стационарное состояние звезды. Нестационарность возникает, когда имеет место разность масс безводородной и содержащей водород частей звезды. Далее Чандрасекар предполагал, что происходит гравитационное сжатие, коллапс звезды с последующим её взрывом. Оценки этой модели были даны нами в предыдущих главах.

Всякий выброс материи из звёзд является признаком её нестационарности. Такому важному вопросу, как образование туманности, диффузной материи, вследствие выброса её из звёзд, посвятил свой доклад академик Г. А. Шайн. В конце 1940-х годов Фесенковым, Масевич, О. Струве и Кратом было показано, что эволюция звёзд главной последовательности сопровождается значительной потерей массы путём выброса или истечения материи из звезды (до 95 процентов первоначальной массы). Замечено также, что звёзды классов О-В и нестационарные звёзды WR окружены газовыми оболочками и кольцами. Шайн пытался выяснить, какой именно, случайный или генетический, характер носит связь звезды и туманности, то есть, могло ли быть так, что туманность образовалась независимо от звезды. Шайн и Газе в 1953 году утверждали, что около 50 процентов всех звёзд WR и О ассоциируются с туманностями, и потому в генетической связи между этими звёздами и туманностями не приходится сомневаться.

Но есть удивительный факт в ассоциации в Персее, где на участке около сорока квадратных градусов не обнаруживается заметных туманностей, хотя здесь сконцентрировано свыше ста (!) горячих звёзд высокой светимости. По этому поводу Шайн говорит: «Если даже представить, что образование туманности связано с какой-то особой фазой в развитии звёзд, то невероятно, что эта фаза имеет место сразу для сотен белых сверхгигантов».

В. Г. Горбацкий[171] считал установленным, что из звёзд класса Be происходит выбрасывание вещества, приводящее к образованию вокруг них оболочек, которые в свою очередь излучают непрерывный спектр. Он обращал внимание на нерегулярность выбрасывания вещества. Временами даже выброс прекращается. Отсюда делается вывод, что выброс не есть следствие лишь быстрого вращения звезды, так как скорость вращения не может существенно изменяться за короткое время. Что же происходит со звездой типа Be? Для обнаружения переменности излучения звезды В. Г. Горбацкий предложил метод, основанный на особенностях спектра поглощения ионизованной оболочки. Такой метод даёт возможность описать дальнейшую судьбу оболочки. После того как процесс ионизации оболочки заканчивается, она подвергается давлению излучения La (лаймановской серии), причём давление на внешние слои оболочки гораздо меньше, чем на внутренние. Это приводит к увеличению линейной толщины оболочки, её расширению и, естественно, к её постепенному рассеянию.

В. А. Крат привёл доказательства того, что двойные звёзды в тесной паре должны образовываться одновременно, так как при последовательном их возникновении из диффузного вещества второй компонент, ещё не успевший превратиться в звезду, будет разорван приливными силами главной звезды и будет диссипировать под действием её излучения. Он показал, что жизнь нестационарных звёзд примерно в тысячу раз короче жизни обычной устойчивой звезды, и что стационарные двойные тесные пары — большая редкость. Кроме того, как правило, в нестационарной паре оказывается лишь одна нестационарная звезда, вторая звезда не обнаруживает никаких признаков нестационарности. Подробно рассматривалась корпускулярная неустойчивость равновесия вблизи поверхности звезды. Неожиданный резюмирующий вывод Крата, что явление нестационарности может возникать на различных стадиях развития звезды, должного объяснения тогда не нашёл.