Glava II. Budni vselennoi | Oglavlenie | Glava IV. Spektral'nye letopisi novyh zvezd
Glava III. OBYKNOVENNYE NOVYE ZVEZDY
Kak otkryvayut novye
My uzhe znaem, chto poyavlenie novoi zvezdy ne predstavlyaet soboi rozhdeniya zvezdy v meste, gde ee do sih por ne bylo. Kogda v astronomicheskuyu observatoriyu prihodit telegramma ob otkrytii novoi, astronomy pristupayut k ee nablyudeniyu: fotografiruyut tu chast' neba, gde obnaruzhena vspyshka, a takzhe poluchayut spektry novoi zvezdy. Krome togo, astronomy prosmatrivayut mnogochislennye starye snimki etoi oblasti neba, chtoby uznat', kakoi velichiny byla eta zvezda do vspyshki. I chasto poiski okazyvayutsya udachnymi: na meste vspyshki deistvitel'no ranee byla vidna slabaya zvezdochka, ne izmenyavshaya sil'no svoego bleska. Osobaya zhe udacha byvaet, kogda etu chast' neba fotografirovali nakanune otkrytiya novoi. V etih sluchayah udaetsya obnaruzhit' i ocenit' zvezdnuyu velichinu novoi v period pod'ema ee bleska. Kazalos' by, skromnyi uspeh? No astronomy, uvy, poka eshe ne obnaruzhili priznaki, po kotorym mozhno predvidet', chto zvezda gotovitsya k vspyshke. Ne udalos' poka zastat' i samoe nachalo vspyshki.
Chashe vsego novuyu zvezdu obnaruzhivayut, kogda ona uzhe stala medlenno gasnut', i znachitel'no rezhe - do togo momenta, kak ona dostigla naibol'shego bleska (maksimuma).
V otlichie ot drugih raznovidnostei vzryvnyh zvezd, s kotorymi my budem znakomit'sya pozzhe, tipichnye novye zvezdy - eto takie, u kotoryh nablyudalas' edinstvennaya vspyshka, prichem blesk ih bystro uvelichivalsya na 5-19 zvezdnyh velichin, t. e. v tysyachi i dazhe milliony raz, a zatem novaya nachinala sravnitel'no medlenno oslabevat' i postepenno vozvrashat'sya k svoemu pervonachal'nomu slabomu blesku.
Hotya vspyshki novyh zvezd nablyudali eshe tysyacheletiya nazad, sistematicheski obnaruzhivat' ih stali lish' v poslednee stoletie. S teh por naideno okolo dvuhsot novyh zvezd. Teper' ezhegodno ih otkryvaetsya do desyatka. No v nashem stoletii sredi nih byla vsego odna, prevoshodivshaya v moment maksimuma bleska nulevuyu zvezdnuyu velichinu.
Samaya yarkaya novaya v nashem veke vspyhivala v sozvezdii Orla v 1918 g. Ee poetomu nazyvayut Novaya Orla 1918 g. Nemnogo slabee ee byli Novaya Perseya 1901 g. i Novaya Kormy 1942 g.
Sleduet otmetit', chto primerno s 1604 g., kogda byla obnaruzhena ochen' yarkaya Novaya Zmeenosca ili Novaya Keplera, (v deistvitel'nosti okazavshayasya sverhnovoi zvezdoi), astronomy vplot' do nachala nashego veka ne otkryvali yarkih novyh zvezd. Eto ob'yasnyaetsya, glavnym obrazom, neblagopriyatnymi sezonnymi usloviyami. Razve ne moglo byt' vspyshek zvezd v sozvezdiyah, kotorye v eto vremya goda ne vidny, tak kak voshodyat i zahodyat dnem? Naprimer, sozvezdiya, vidimye nizko nad gorizontom v yuzhnoi storone neba zimoi, nel'zya videt' v techenie letnego sezona i naoborot. Ili, naprimer, sluchitsya dve nedeli nepogody v Evrope, gde v proshlom veke byli sosredotocheny pochti vse observatorii, i novaya zvezda oslabevala tak, chto ee uzhe ne naiti prostym glazom. Nesomnenno, chto nekotorye yarkie vspyshki novyh teryayutsya i v nashe vremya.
Medlennye i bystrye novye zvezdy
My uzhe govorili, chto vazhnoi harakteristikoi zvezd, izmenyayushih blesk, yavlyayutsya ih krivye bleska (ris. 7). U novyh zvezd krivye bleska delyatsya na dva glavnyh uchastka: uchastok pod'ema do maksimuma i uchastok padeniya bleska posle maksimuma. Sravnenie krivyh bleska razlichnyh novyh zvezd pokazalo, chto pod'em bleska v srednem vsegda idet bystree padeniya i, chem bystree pod'em, tem bol'she i skorost' posleduyushego "pogasaniya" zvezdy. Kazhdyi uchastok krivoi bleska novoi zvezdy, krome togo, imeet svoi osobennosti.
Krivaya vozrastaniya bleska obychno ne sovsem gladkaya: primerno za dve velichiny do maksimuma blesk novoi neskol'ko chasov pochti ne menyaetsya ili vozrastaet medlennee. Posle etogo zvezda uvelichivaet blesk do maksimal'nogo i vskore nachinaet oslabevat'. Vsled za pervonachal'nym periodom oslableniya bleska na 3-4 zvezdnyh velichiny novaya zvezda vstupaet v tak nazyvaemyi perehodnyi period.
V eto vremya novye zvezdy vedut sebya po-raznomu. U odnih ubyvanie idet i dalee plavno, u drugih nosit kolebatel'nyi harakter, a u tret'ih - blesk rezko padaet na neskol'ko zvezdnyh velichin, no spustya nekotoroe vremya chastichno vosstanavlivaetsya. S etogo vremeni nachinaetsya period okonchatel'nogo spada bleska do toi zvezdnoi velichiny, kotoruyu novaya zvezda imela do vspyshki.
Ris. 7. Shema krivoi bleska novoi zvezdy s
ukazaniem stadii, nablyudaemyh v ee spektre.
a-sostoyanie do vspyshki,
b-nachal'nyi pod'em, v-predmaksimal'naya zaderzhka, g-konechnyi pod'em,
d-pervonachal'nyi spad, e-perehodnyi period, zh - konechnyi spad, z - sostoyanie
posle vspyshki. Pokazany tri tipa povedeniya novoi zvezdy vo vremya perehodnogo
perioda.
Novye zvezdy ochen' raznoobrazny ne tol'ko po harakteru izmeneniya bleska, no i po skorosti ego izmeneniya. Vot, naprimer, krivaya bleska ochen' bystroi Novoi Perseya 1901 g. (ris. 8, a). Do vspyshki eta zvezda byla, po-vidimomu, 13-i zvezdnoi velichiny. Otkryta ona byla uzhe vo vremya vozrastaniya bleska kak zvezdochka 11-i velichiny i za 27 chasov uvelichila blesk do 3-i velichiny. Zatem, ne sdelav ostanovki, ona neskol'ko sbavila skorost' narastaniya bleska i eshe spustya 38 chasov dostigla maksimuma bleska. Sledovatel'no, na to, chtoby uvelichit' svoi blesk, ei ponadobilos' vsego troe sutok. V maksimume ona probyla lish' neskol'ko chasov, i posle bystrogo (dvuhnedel'nogo) pervonachal'nogo oslableniya blesk etoi novoi zvezdy stal kolebat'sya i oslablenie do minimuma rastyanulos' na 15 let. Seichas blesk ee kolebletsya mezhdu 12-i i 14-i zvezdnymi velichinami.
Ris. 8. Krivye
bleska bystryh (a) i medlennyh (b) novyh zvezd
Drugoi primer, na etot raz medlennoi novoi, predstavlyaet takzhe yarkaya Novaya Gerkulesa 1934 g. (ris. 8, b). Ona byla otkryta kak zvezda 3-i velichiny za 9 sutok do maksimuma bleska. No nesomnenno, chto do etogo ee blesk vozrastal bystro, tak kak za 30 sutok do otkrytiya na snimkah ona byla eshe, kak i vsegda, zvezdoi 15-i velichiny. V maksimume bleska novaya zvezda ostavalas' dvoe sutok.
Posledovavshee zatem oslablenie bleska s samogo nachala nosilo koleblyushiisya, periodicheskii harakter: zvezda to slabela na poltory velichiny, to vdrug uvelichivala svoi blesk pochti do maksimuma - i tak trizhdy. Nakonec, na 110-e sutki posle maksimuma ee blesk oslabel srazu na 7 zvezdnyh velichin i zvezda ostavalas' slaboi 100 sutok, posle etogo izmenenie bleska prodolzhalos' (kak budto by ne bylo provala), zvezda medlenno oslabevaet uzhe neskol'ko desyatiletii, priblizhayas' k 15-i velichine.
| Tablica 4. Harakter krivyh bleska nekotoryh novyh zvezd | ||||||
| Novaya, god vspyshki | Zvezdnye velichiny, m | Harakter krivoi bleska | Prodolzhitel'nost' padeniya | |||
| v maksimume | v minimume | pervonachal'nyi spad | perehodnyi period | na 3 velichiny, sutki | do minimuma, gody | |
| Ochen' bystrye | ||||||
| Orla 1918 | -1 | 12 | Gladkii | Koleblyushiisya | 8 | 7 |
| Orla 1936 | 5 | 18 | Koleblyushiisya | Gladkii | 16 | - |
| Lebedya 1920 | 2 | 17 | Gladkii | S minimumom | 16 | 8 |
| Bliznecov 1903 | 5 | 16 | Gladkii | S gorbom | 17 | - |
| Yashericy 1936 | 2 | 15 | Gladkii | Gladkii | 10 | 9 |
| Perseya 1901 | 0 | 13 | Gladkii | Koleblyushiisya | 13 | 15 |
| Kormy 1942 | 0 | 17 | Gladkii | Gladkii | 7 | - |
| Lebedya 1975 | 2 | 21 | Gladkii | Gladkii | 4 | - |
| Bystrye | ||||||
| Orla 1945 | 7 | 18 | Gladkii | Koleblyushiisya | 31 | - |
| Bliznecov 1912 | 3 | 15 | Koleblyushiisya | Koleblyushiisya | 37 | - |
| Yashericy 1910 | 5 | 15 | Gladkii | Gladkii | 37 | - |
| Yashericy 1950 | 5 | 16 | Koleblyushiisya | Koleblyushiisya | 29 | 4 |
| Strel'ca 1898 | 5 | 16 | Gladkii | S minimumom | 20 | 9 |
| Shita 1949 | 7 | 17 | Koleblyushiisya | Gladkii | 40 | - |
| Medlennye | ||||||
| Voznichego 1891 | 4 | 16 | Koleblyushiisya | S minimumom | 80 | 15 |
| Lebedya 1948 | 8 | 18 | Koleblyushiisya | Koleblyushiisya | 160 | - |
| Gerkulesa 1934 | 1 | 15 | Koleblyushiisya | S minimumom | 100 | 20 |
| Zmeenosca 1848 | 4 | 13 | Koleblyushiisya | Gladkii | 145 | 30 |
| Zhivopisca 1925 | 1 | 12 | Koleblyushiisya | S minimumom | 150 | 25 |
| Ochen' medlennye | ||||||
| Zmei 1909 | 9 | 17 | Koleblyushiisya | - | 19 | |
| Zhivopisca 1925 | 1 | 12 | Koleblyushiisya | - | 15 | |
| Zhivopisca 1925 | 1 | 12 | Koleblyushiisya | - | 17 | |
Poistine, skol'ko novyh zvezd, stol'ko i razlichnyh krivyh bleska, no, kak my seichas uvidim, novye zvezdy mozhno podrazdelit' na neskol'ko klassov po skorosti i harakteru izmeneniya ih bleska. V tabl. 4 privoditsya opisanie neskol'kih tipichnyh krivyh bleska novyh. Kak vidno iz nee, po dlitel'nosti padeniya bleska posle maksimuma na tri zvezdnyh velichiny ih mozhno podrazdelit' na chetyre klassa: ochen' bystrye (padenie menee chem za polmesyaca), bystrye (ot poloviny mesyaca do dvuh), medlennye (bolee dvuh mesyacev) i ochen' medlennye (desyatiletiya).
Zdes' sleduet skazat' podrobnee ob ochen' medlennyh novyh zvezdah. Do obnaruzheniya v 1909 g. Novoi Zmei, otnosyasheisya k etomu klassu, na ee meste ne nablyudalos' zvezdy yarche 15-i velichiny. V techenie pyatnadcati let - do 1923 g. - ona kolebalas' mezhdu 10-i i 11-i velichinami, a zatem stala postepenno slabet'. Za sleduyushie pyatnadcat' let ee blesk ponizilsya na tri velichiny. Est' i eshe bolee udivitel'nye ochen' medlennye novye.
Bol'shoe raznoobrazie v skorosti razvitiya processov v novyh zvezdah, nesomnenno, svyazano s razlichiyami v moshnosti vzryvov. Chtoby ocenit' moshnost' i energiyu, vydelyaemuyu imi pri vspyshkah, nuzhno umet' opredelyat' rasstoyaniya do nih i ih absolyutnye velichiny.
Sposoby opredeleniya rasstoyanii i absolyutnyh velichin novyh
My uzhe znaem, kak nahodyat rasstoyaniya do zvezd. No v sluchae novyh zvezd obychnye sposoby ispol'zovat' udaetsya redko. Naprimer, spektral'nye metody opredeleniya absolyutnyh velichin zdes' neprigodny, tak kak spektry novyh zvezd, kak my uvidim dalee, neobychny.
Prishlos' izyskivat' drugie sposoby. Samyi nadezhnyi iz nih osnovan na tom, chto pri vspyshke novoi zvezdy obrazuetsya rasshiryayushayasya obolochka, kotoruyu mozhno nablyudat' snachala spektral'no, a zatem i na snimkah.
Voz'mem dlya primera odnu iz nablyudavshihsya v nashem veke vspyshek - vspyshku Novoi Perseya 1901 g. Izuchenie ee spektra v epohu maksimal'nogo bleska pokazalo, chto vokrug zvezdy obrazovalas' obolochka, rasshiryayushayasya so skorost'yu okolo 1200 km/s. Skorost' rasshireniya obolochki naidena na osnove principa Doplera po smesheniyu linii poglosheniya v spektre novoi zvezdy. Cherez neskol'ko let posle vspyshki na fotografiyah vokrug zvezdy byla obnaruzhena slabaya tumannost', radius kotoroi sistematicheski uvelichivalsya primerno na 0.54 uglovoi sekundy. Eto byla sama rasshiryayushayasya obolochka (ris. 9). Esli uchest', chto v godu okolo 31.6 mln. sekund, to po skorosti rasshireniya, naidennoi ranee po spektru obolochki, my mozhem podschitat' godovoe uvelichenie obolochki v kilometrah ili v astronomicheskih edinicah: 1200h31.6 mln.=37.9 mlrd.km = 254 a.e. Vspomnim teper', chto parsekom my nazyvaem rasstoyanie, s kotorogo astronomicheskaya edinica vidna pod uglom v 1 sekundu. Sledovatel'no, rasstoyanie do Novoi Perseya budet v sootvetstvuyushee chislo raz bol'she, t.e. ravno 470 ps.
Ris. 9. Fotografiya Novoi Perseya 1901
g. i ee obolochki, poluchennaya na 5-metrovom teleskope cherez 60 let posle
vspyshki.
V redkih sluchayah udaetsya spustya polgoda posle vspyshki obnaruzhit' bystro rasshiryayusheesya kol'co - eto novaya zvezda vremenno osveshaet sluchaino okazavshuyusya ryadom s nei pylevuyu tumannost'. My nablyudaem takim obrazom rasprostranenie svetovoi volny v pylevoi tumannosti ili, drugimi slovami, svetovoe eho vspyshki. I v etom sluchae tozhe mozhno rasschitat' rasstoyanie do novoi metodom, analogichnym primenyaemomu k rasshiryayusheisya obolochke novoi zvezdy.
Poka rasshiryayushiesya obolochki nablyudali v pyatnadcati, a svetovoe eho - v chetyreh sluchayah. Rasstoyaniya do ostal'nyh novyh, u kotoryh izvestny vidimye velichiny v maksimume bleska, nahodyat po izvestnoi uzhe nam formule, svyazyvayushei rasstoyanie i vidimuyu i absolyutnuyu velichinu svetila. Izuchenie absolyutnyh velichin novyh zvezd v maksimume bleska imeet poetomu osoboe znachenie.
Snachala udalos' raznymi sposobami ustanovit' srednie absolyutnye velichiny novyh v maksimume bleska. Dlya etoi celi ispol'zovalis' i absolyutnye velichiny otdel'nyh novyh zvezd, naidennye po horosho izvestnym rasstoyaniyam do nih, i statisticheskie metody. Poslednie osnovany na tom, chto rasstoyanie vhodit vo mnogie formuly, opisyvayushie srednie dvizheniya i polozheniya zvezd v Galaktike. Vychislyat' rasstoyaniya do otdel'nyh zvezd s pomosh'yu takih formul, vernyh lish' dlya grupp odinakovyh po svoistvam zvezd, trudno, no zato srednie rasstoyaniya eti formuly dayut neplohie. Posle izucheniya absolyutnyh velichin novyh zvezd tumannosti Andromedy etim metodam teper' ostavlena rol' orientirovochnyh (kontrol'nyh) ocenok.
Kak vidno iz tabl. 5, gde privedeny absolyutnye velichiny 8 novyh zvezd, rasstoyaniya do kotoryh udalos' naiti po rasshiryayushimsya obolochkam, ih absolyutnye velichiny v maksimume koleblyutsya ot -9.6 do -6.5. Sledovatel'no, esli my ispol'zuem srednyuyu absolyutnuyu velichinu (ona ravna -8.1), to poluchim grubye ocenki rasstoyanii, inogda zavyshennye ili zanizhennye bolee chem v dva raza.
K schast'yu, amerikanskii issledovatel' D. Mak-Loflin eshe v 1945 g. po etim neskol'kim novym obnaruzhil, chto absolyutnye velichiny bystryh novyh obychno bol'she, chem medlennyh. Takim obrazom, po skorosti oslableniya bleska my mozhem naiti absolyutnuyu velichinu novoi v maksimume i vychislit' ee rasstoyanie tochnee, chem prosto po srednei absolyutnoi velichine. No poka eta zakonomernost' byla osnovana na neskol'kih ocenkah, preimushestva ee ispol'zovaniya byli neveliki. Ona skoree byla ugadana, chem ustanovlena. Lish' desyatiletie spustya akkuratnoe issledovanie bleska novyh zvezd v tumannosti Andromedy podtverdilo i utochnilo naidennuyu Mak-Loflinom zakonomernost'.
| Tablica 5. Absolyutnye velichiny novyh zvezd v maksimume bleska | ||||||
| Novaya, god vspyshki | Skorost' rasshireniya | Rasstoyanie, ps | Vidimaya velichina, m | Absolyutnaya velichina v maksimume, M | ||
| uglovye sekundy za god | km/s | v maksimume | v minimume | |||
| Orla 1918 | 0.956 | 1600 | 350 | -1 | 12 | -9 |
| Perseya 1901 | 0.540 | 1200 | 470 | 0 | 13 | -9 |
| Kormy 1942 | 0.210 | 700 | 700 | 0 | 17 | -9 |
| Zhivopisca 1925 | 0.180 | 300 | 350 | 1 | 12 | -7 |
| Gerkulesa 1934 | 0.270 | 350 | 270 | 1 | 15 | -6 |
| Lebedya 1975 | 0.250 | 1600 | 1350 | 2 | 21 | -10 |
| Lebedya 1920 | 0.093 | 740 | 1680 | 2 | 17 | -10 |
| Yashericy 1936 | 0.250 | 2300 | 1940 | 2 | 15 | -9 |
| Voznichego 1891 | 0.117 | 1760 | 830 | 4 | 16 | -6 |
Perepad mezhdu bleskom v maksimume i v minimume nazyvaetsya amplitudoi kolebaniya bleska novoi. Kak my uzhe znaem, eta amplituda sostavlyaet ot 5 do 19 zvezdnyh velichin. U bystryh novyh amplitudy obychno okazyvayutsya bol'she, chem u medlennyh. Takim obrazom, osnovnye razlichiya mezhdu novymi zvezdami zaklyucheny v moshnosti vspyshek - v ih maksimal'nyh svetimostyah i skorostyah vozgoraniya i oslableniya. A absolyutnye velichiny novyh zvezd v minimume bleska (t. e. stadii, v kotoroi novaya prebyvaet osnovnoe vremya zhizni) shodny: ot 3m do 5m za redkimi isklyucheniyami.
Itak, v stadii minimal'nogo bleska novye zvezdy okazyvayutsya ob'ektami maloi svetimosti, podobno nashemu Solncu. Odnako, kak my uznaem, poznakomivshis' s fizicheskoi prirodoi novyh zvezd, oni sushestvenno otlichayutsya ot nashego svetila vo mnogih otnosheniyah.
Novye v tumannosti Andromedy
Eshe v 1929 g. Habbl nashel v blizkoi k nam spiral'noi sisteme - v tumannosti Andromedy - neskol'ko desyatkov novyh zvezd. S teh por issledovateli chasto, nahodyat novye v etoi galaktike. Seichas ih chislo priblizhaetsya k dvumstam. Osobenno cennym bylo issledovanie amerikanskogo astronoma X. Arpa. On izuchil mnozhestvo fotografii etoi tumannosti, poluchennyh v 1953-1955 gg. v techenie 290 yasnyh nochei, i nashel 30 novyh zvezd, blesk kotoryh akkuratno izmeril.
Zvezdy v tumannosti Andromedy prakticheski vse nahodyatsya na odinakovom rasstoyanii ot nas, teper' horosho ustanovlennom i ravnom 690 kps. Poetomu dlya vspyhivayushih v nei novyh zvezd absolyutnye velichiny v maksimumah bleska nahodyatsya bez osobyh trudnostei, esli tol'ko vspyshka ne proizoshla v oblasti s bol'shim poglosheniem sveta.
Odinakovy li svoistva etih novyh zvezd i novyh nashei Galaktiki? Etot vopros issledovan, i naideno, chto fizicheski oni odinakovy. Sledovatel'no, zakonomernost' mezhdu absolyutnoi velichinoi v maksimume i skorost'yu padeniya bleska novoi mozhet sluzhit' dlya opredeleniya rasstoyanii do novyh zvezd v nashei Galaktike.
No ne tol'ko etomu pomoglo issledovanie novyh zvezd v sosednei s nimi galaktike. Nablyudeniya za poyavleniem novyh v tumannosti Andromedy velis' regulyarno na protyazhenii neskol'kih let, chto pozvolilo ocenit', skol'ko v srednem novyh vspyhivaet v etoi galaktike za god. Poluchilis' ocenki 26-31 v god (poslednyaya ocenka prinadlezhit sovetskomu astronomu A. S. Sharovu). V nashei Galaktike srednee chislo vspyshek novyh v god ocenit' trudno, tak kak iz-za sil'nogo poglosheniya sveta v Mlechnom Puti my horosho vidim vspyshki tol'ko blizhaishih k nam novyh i ne zamechaem bolee dalekie, a te novye, kotorye vspyhivayut vblizi yadra Galaktiki i za nim, voobshe ne mogut byt' obnaruzheny.
Prihoditsya delat' podschety v nebol'shoi oblasti Galaktiki - v radiuse 2 kps vokrug Solnca i zatem uvelichivat' ocenku v 80-100 raz. Issledovateli poluchayut ocenki, prevyshayushie chastotu vspyshek novyh v tumannosti Andromedy. Tak, A. S. Sharov poluchil 260 novyh v god v nashei Galaktike. Pochti desyatikratnoe rashozhdenie s tumannost'yu Andromedy trebuet dal'neishego issledovaniya etogo voprosa.
Dlya vseh kogda-libo obnaruzhennyh novyh v tumannosti Andromedy sohranilis' svedeniya o meste ih vspyshek, i po nim nuzhno sudit' o razmeshenii novyh zvezd v etoi galaktike.
Mnogo vspyshek otmechalos' v oblasti centra sistemy i men'she na periferii. Eto ukazyvaet na to, chto novye zvezdy ne yavlyayutsya ob'ektami ploskoi podsistemy, a otnosyatsya k promezhutochnoi ili sfericheskoi. K kakoi zhe iz nih? V etom pomogaet razobrat'sya to, chto glavnaya ploskost' tumannosti Andromedy vidna pod bol'shim naklonom k luchu zreniya. V takom sluchae ploskaya podsistema (spiral'nye rukava) i promezhutochnaya podsistema vsledstvie perspektivy vyglyadyat szhatymi ellipsami, togda kak sfericheskaya podsistema (sharovye skopleniya, okruzhayushie tumannost') takih perspektivnyh iskazhenii pochti ne terpit. Novye zvezdy pokazyvayut perspektivno szhatoe raspredelenie i vyyavlyayut sebya kak promezhutochnoe naselenie zvezdnoi sistemy.
Eti vyvody podtverzhdayut i issledovaniya razmesheniya novyh v nashei Galaktike. Po novym, nahodyashimsya sravnitel'no blizko k nashemu Solncu, k sozhaleniyu, nel'zya sostavit' polnoe predstavlenie o ih raspredelenii v Galaktike, kak eto udaetsya dlya tumannosti Andromedy, nablyudaemoi izvne. No i po obnaruzhennym v nashei Galaktike novym vidny ih bol'shaya koncentraciya k central'noi oblasti Galaktiki i umerennaya koncentraciya k glavnoi ploskosti Galaktiki. Eta umerennaya koncentraciya harakterna dlya ob'ektov promezhutochnoi podsistemy. Po srednei vysote novyh zvezd nad galakticheskoi ploskost'yu ih otnosyat k naseleniyu diska Galaktiki.
Glava II. Budni vselennoi | Oglavlenie | Glava IV. Spektral'nye letopisi novyh zvezd
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
novye zvezdy - Sverhnovye - ostatok Sverhnovoi - Pul'sar
Publikacii so slovami: novye zvezdy - Sverhnovye - ostatok Sverhnovoi - Pul'sar | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
