Амбарцумян

Шахбазян Юрий Левонович

Амбарцумян чувствовал себя на конференции по анализу переменных объектов как рыба в воде. Путеводной звездой в исследованиях Амбарцумяна являлся поиск новых, уникальных физических процессов и явлений во Вселенной среди именно нестационарных объектов. Он непрерывно думал о неспокойных объектах и благодаря удивительной памяти не только помнил о многочисленных разнообразных нестационарных звёздах, но и неожиданным образом мог сопоставлять в уме их бесчисленные спектроскопические, фотометрические, морфологические, кинематические и динамические характеристики. Амбарцумян редко повторно обращался к научным статьям и умел виртуозно анализировать различные объекты и сравнивать их в уме. Он часто интуитивно опережал возможность или безнадёжность строгого математического описания того или иного физического явления.

Взрывные переменные звёзды, новые, сверхновые, увеличивающие интенсивность своего блеска до миллиардов раз, составили главный костяк дискуссии на совещании.

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.

170

Сергей Илларионович Гапошкин (1898–1984) и Сесилия Хелина Пейн-Гапошкина (1900–1979) — американские астрономы. Совместные труды по переменным звёздам.

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.

171

Виталий Герасимович Горбацкий (1920–2005) — советский и российский астроном. Труды по физике звёзд и изучению межзвёздной среды.

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.

В. А. Амбарцумян в своём докладе чрезвычайно подробно остановился на непредсказуемом поведении звёзд типа Т Тельца. В предыдущих главах об этом уже много говорилось.

И. С. Шкловский высоко оценил исследование Амбарцумяна, новизну и оригинальность его концепции. Новые данные о звёздном составе звёздных ассоциаций привёл на совещании Ю. Н. Ефремов из ГАИШа. Совещание успешно завершилось.

Нескончаемыми были последующие Бюраканские совещания, в основном международного характера, посвящённые дальнейшим исследованиям нестационарных звёзд и галактик. В Бюракан приезжали Харо (Мексика), Хербиг, Бааде, Бербиджи [172] , Цвикки, Терзян (США), Оорт (Голландия), Северный, Горбацкий, Мустель, Кукаркин, Соболев, Иванов, Крат, Шкловский, Домбровский, Мельников.

172

Джефри Бербидж (1925–2010) и Элинор Маргерит Бербидж (род. 1919) — американские астрофизики. Основные труды супругов Бербиджей относятся к ядерной астрофизике, теории внутреннего строения и эволюции звёзд, физике галактик и квазаров.

Многие бюраканцы включились в этот процесс обнаружения и исследования новых сверхмощных взрывных процессов во Вселенной. Например, Л. В. Мирзояном и его сотрудниками отдела физики звёзд и туманностей БАО было обнаружено и исследовано более 2900 звёздных вспышек у более чем 1300 вспыхивающих звёзд. Во всех Т-ассоциациях были открыты вспыхивающие звёзды. Э. С. Парсамян, Г. А. Погосян и Р. Ш. Нацвлишвили показали, что есть внешнее подобие между «медленными» вспышками и фуорообразными изменениями блеска некоторых орионовых переменных. Амбарцумян высоко оценил эту работу заметив, что фуорообразные изменения блеска в столь резкой форме не наблюдаются в Плеядах, и обратил внимание на возможность появления таких явлений в T-ассоциациях. Амбарцумян получил, как уже говорилось, свою знаменитую формулу статистической оценки полного числа и нижнего предела числа неизвестных в системе вспыхивающих звёзд. Она лежит сейчас в основе практически всех статистических исследований вспыхивающих звёзд в скоплениях. Позже Р. М. Мурадян обобщил формулу Амбарцумяна на случай распределения Планка.