Избранное
ЭБ Нефть
и Газ
Главная
Оглавление
Поиск +
Еще книги ...
Энциклопедия
Помощь
Для просмотра
необходимо:


Книга: Главная » Введенский Б.А. Большая советская энциклопедия Том 30
 
djvu / html
 

НОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

ОЗ 5*»
со**
«S
С-1
о
в" S
о>
Рис. 2. Основные спектральные стадии развития новой звезды N Лебедя 1920: а — в максимуме блеска; б — через 4 дня (начало падения блеска); в — через 24 дня (начало небулярной стадии); г —через 2 года (развитая небулярная стадия).
факт показывает, что блеск Н. з. возрастает вследствие увеличения светящейся поверхности звезды. Расширение звезды сопровождается её охлаждением, о чём свидетельствуют также изменения, происходящие в спектре. В максимуме блеска Н.э., имеющая до вспышки диаметр, сравнимый с диаметром Солнца, становится в ряд наиболее ярких и крупных звёзд (абсолютная звёздная величина ок. —7, т. е.светимость в 70000 раз больше, чем у Солнца, и диаметр в сотни раз больше солнечного). Пределы изменения блеска при вспышке Н. з. иногда превосходят 17 звёздных величин, что соответствует увеличению светимости в миллионы раз. У ряда Н.э., обладающих наименьшими изменениями блеска, наблюдались повторные вспышки с промежутками в несколько десятилетий; такие Н. з., впервые обнаруженные в 20 в.. называют повторными (рис. 3). Советские астрономы П. П. Паренаго и Б. В. Ку-каркин, исследовавшие в 30-х гг. повторные Н. з., высказали предположение, что звёзды этого типа, так же как и новоподобные звёзды (см.), вспыхивают тем реже, чем больше амплитуда этих вспышек.
Дальнейшие наблюдения подтвердили это предположение. Почти несомненно, что и другие Н. з. с большими амплитудами вспыхивают многократно, но с промежутками в столетия и тысячелетия. Это мнение подтверждается также рядом фактов, обнаруженных советским астрономом Б. А. Воронцовым-Вельяминовым, к-рые свидетельствуют, что физич. природа повторных и обычных Н. з. до и после вспышки, повидимому, одинакова. Наблюдения показывают, что Н, з. на этой стадии представляют собой горячие белые звёзды низкой светимости.
/890
7900 1910 Годы
1920
Рис. 3. Кривая изменения блеска повторной новой звезды Т Компаса.
Наше Солнце не принадлежит к числу таких звёзд, что исключает возможность его вспышки, к-рая была бы губительна для жизни на Земле. Непрерывное развитие жизни на Земле в течение сотен миллионов лет подтверждает этот вывод.
После максимума блеска в спектре Н.э. появляются широкие яркие полосы, ограниченные со стороны коротких длин волн линиями поглощения. Смещение последних показывает,что порождающие их газы удаляются от звезды со скоростями порядка 1000 км/сек и образуют расширяющуюся оболочку Н. з. Однако остаётся невыясненным, принимает ли участие в расширении до момента максимума блеска вся масса звезды или только её наружные слои. Если верно первое предположение, то падение блеска после максимума связано со сжатием звезды. При втором предположении падение блеска может быть объяснено уменьшением излучения оболочки по мере-её разрежения вследствие расширения. Расширение оболочки происходит столь быстро, что тяготение звезды не может задержать этот процесс,и она рассеивается в пространстве. Масса выброшенного при этом вещества, по оценке советского астронома В. А. Ам-барцумяна и многих других, составляет 10~6—10~4 массы Солнца. Когда оболочка, расширившись, приобретает достаточно большой угловой диаметр, сё обычно (если Н. з. близка к нам) можно видеть с Земли как светлый туманный диск или кольцо с увеличивающимся диаметром. При несимметричном выбросе вещества оболочка представляется светлыми пятнышками, создающими впечатление, что Н.э. распалась на части (рис. 4). В движении газов, выбрасываемых Н.э., играет роль световое давление, ускоряющее их движение, а также взрывные и, может быть, электромагнитные силы. После выброса оболочки из звезды продолжается выбрасывание атомов и отдельных облаков газа с разными скоростями (доходящими до 5000 км/сек), иногда длящееся весьма долго. Это также
ПРТТРТ к v6u™ МЯГРТТ Рис. 4. Фотография газовой туман-ведет к уоыли массы НОСТИ| ВЬ10рОШенной новой звез-звезды, не испыты- дои N Персея. Внизу изображён вающей, однако,ради- спектр туманности (между полос-К1ттт,ногп ИЧМРНЙНИСТ ками спектра сравнения); форма кального^ изменения спектралышх линий свидетельст-
от одной вспышки. вует о расширении туманности. Повторение вспышек
обусловливает существенную убыль массы и значительные изменения физич. состояния звезды.
Наблюдаемый после максимума блеска спектр Н. з. представляет собой наложение на спектр самой Н. з. спектра её оболочки и других извержений и необычайно сложен. Изменения спектра, происходящие во время вспышек, отражают происходящие в звезде изменения плотности, слоистости и скорости движения оболочки, температуры и т. д. Температура звезды после максимума блеска нек-рое время растёт, достигая 100 тыс. градусов, в дальнейшем же, по мере приближения звезды к нормальному состоянию, падает до 50—30 тыс. градусов, сохраняясь такой до

 

1 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100 110 111 112 113 114 115 116 117 118 119 120 130 140 150 160 170 180 190 200 210 220 230 240 250 260 270 280 290 300 310 320 330 340 350 360 370 380 390 400 410 420 430 440 450 460 470 480 490 500 510 520 530 540 550 560 570 580 590 600 610 620 630 640 650


Большая Советская Энциклопедия Второе издание