Амбарцумян

В исследовании новых звёзд большой интерес вызвали попытки объяснения механизма вспышек, причём вспышек повторяющихся. Естественно, отправным моментом здесь явился вопрос, чем новые звёзды, как неустойчивые объекты, отличаются от звёзд не вспыхивающих. Например, по светимости, спектру, размерам и распределению в Галактике новые близки к ядрам планетарных туманностей. Но есть и существенная разница между ними — выброшенные оболочки планетарных туманностей расширяются крайне медленно, тогда как оболочки, выброшенные новыми звёздами, расширяются быстрее. Конечно, космогоническую проблему природы новых звёзд нельзя решить, если направить усилия только на изучение физических процессов во время вспышки. Не менее важно знать, как живёт звезда между вспышками. Подробное изучение спектров на разных этапах вспышки новой звезды выполнил Мустель и пришёл сразу к двум гипотезам. Первая сводилась к разным поведенческим манипуляциям выброшенной оболочки, а вторая — к расширению и убыванию фотосферы звезды вместе со звездой. Теоретические расчёты, сделанные В. В. Соболевым, в общем, согласовывались с результатами наблюдения. Однако анализ кривой блеска пока не мог привести к однозначному выводу, какая из рассматриваемых гипотез описывает расширение новой. Во всех случаях, к сожалению, речь не шла о раскрытии первопричины вспышки новой, а рассматривался процесс после совершившегося взрыва.

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.