Материал: Шахбазян Ю. АМБАРЦУМЯН. Этапы жизни и научные концепции

11,5 величины. Этот инструмент можно было считать важным приобретением. В дальнейшем был получен и 12-дюймовый телескоп.

Однако самые большие ожидания были связаны с третьим инструментом, который еще только изготавливался на заводе Цейса. Это был «Шмидт» с оптическим диаметром 1 метр и светосилой объектива 1 : 2,1. Ходили слухи, что этот инструмент Гитлер готовился подарить Муссолини для использования в Италии.

На метровом «Шмидте» остановимся поподробнее, поскольку он определил лицо обсерватории, дав возможность бюраканским астрономам получить уникальный наблюдательный материал мирового уровня.

Без преувеличения можно считать этот телескоп с метровыми объективными призмами (впоследствии по заказу бюраканцев изготовленными в СССР) самым удачным и продуктивным инструментом в мире, выдержавшим конкурентоспособность до восьмидесятых годов ХХ века. Кстати, в 1948 году в США в Паломарской обсерватории был установлен прекрасный 122-сантиметровый «Шмидт» со светосилой 1 : 2,5, на котором, при 10-минутном экспонировании, можно было получить изображение звезд до 20-й звездной величины. С его помощью был составлен знаменитый Паломарский атлас звездного неба.

Бюраканский «Шмидт» был приспособлен Амбарцумяном наилучшим образом для спектральных наблюдений очень слабых объектов. Объектами исследований, по мнению Амбарцумяна, должны были стать до сих пор не зарегистрированные и не изученные переменные звезды и галактики.

Конкуренцию этот инструмент выдержал благодаря трем правильно задуманным метровым малодисперсионным объективным призмам, дающим возможность получать массовые спектры очень слабых звезд и галактик1.

Однако завершение работ над метровым «Шмидтом» очень затянулось. Инструмент был передан Советскому Союзу в конструктивно незавершенном виде. Потребовалось долгое время, прежде чем заводу ЛОМО, конструктору Добычину, удалось завершить и передать в Бюракан этот телескоп, изготовление которого началось на заводе Цейса еще в годы Второй мировой войны.

Но телескопу посчастливилось: с 1961 по 1980 год он был одним из самых результативных телескопов мира, а среди телескопов, проводящих широкоугольные спектральные на-

1 На одной фотопластинке регистрируются прямые изображения или спектры десяток тысяч звезд и галактик с дисперсией 1800 Å/мм.

блюдения, первым по результативности. На этом инструменте были получены многочисленные важные результаты по переменным и вспыхивающим звездам, и Б. Е. Маркаряном произведен спектральный обзор неба с целью обнаружения галактик с ультрафиолетовым избытком излучения, названных впоследствии галактиками Маркаряна. С помощью Маркаряновской селекции, длившейся более 15 лет, было обнаружено большое количество сейфертовских и других активных галактик и квазаров (QSR) и квазизвездных объектов (QSO) (Э. Е. Хачикян, М. А. Аракелян, Дибай, М. А. Казарян и др.).

В 1980-х годах в Бюраканской обсерватории был установлен 2,6-метровый телескоп системы Кассегрена.

Таким образом, обсерватория, в основном была оснащена современными инструментами. Какие же результаты были получены обсерваторией? Перечислим основные.

•В Бюракане были открыты и исследованы компактные группы компактных галактик (В. А. Амбарцумян, Р. К. Шахбазян и др.). В этой работе принимали участие и астрономы из Германии.

•Р. К. Шахбазян и С. Г. Искударян открыли три сверхновые звезды в одной галактике, вспыхнувшие в течение всего шести лет, причем последние две из них — всего за два месяца. Такое удается исключительно редко.

•В обсерватории успешно работали 40- и 50-санти- метровые инструменты для электрофотометрических и поляриметрических наблюдений. На этих инструментах бы-

ла открыта поляризация света Крабовидной туманности (В. А. Домбровский), μ Цефея (К. А. Григорян) и звезд типа Т Тельца (Р. А. Варданян). Изучено распределение поляризационного излучения по Крабовидной туманности (Э. Е. Хачикян). Было показано, что поляризация этой туманности доходит до 50 процентов.

•В обсерватории производились электрофотометрические и поляриметрические наблюдения звезд типа UV Кита

иТ Тельца (Р. А. Варданян, В. С. Осканян, М. А. Ерицян, Н. Д. Меликян). В 1964 году Р. А. Варданян впервые обнаружил поляризацию излучения звезд типа Т Тельца и переменность этой поляризации.

•В 1977 году на картах Паломарского атласа звездного неба были обнаружены 60 кометарных туманностей (А. Л. Гюлдубагян и Т. Ю. Магакян). В 1979 году публикуется каталог из 100 кометарных туманностей (Э. С. Парсамян, В. М. Петросян).

•В последующем была зафиксирована сильная переменность двух кометарных туманностей (А. Л. Гюльдубагян, Т. Ю. Магакян и др.).

На крупнейшем в СССР радиотелескопе РАТАН-600 радиоастрономами Бюракана было зарегистрировано переменное радиоизлучение кометарных туманностей.

•В 1970-х годах в обсерватории на 2,6-метровом телескопе с помощью инфракрасного фотометра, разработанного и изготовленного Пулковскими специалистами (Ю. Л. Шахбазян, В. В. Кирьян и М. А. Погодин), проводились наблюдения звезд в инфракрасном диапазоне. У ряда звезд были обнаружены инфракрасные избытки излучения, наличие углерода и воды в их атмосферах.

•В 1968 году, на основе статистического анализа обнаруженных к тому времени вспышек в скоплении Плеяды,

В.А. Амбарцумян предсказал, что почти все звезды низкой светимости этого скопления должны быть вспыхивающими. Еще в 1950-х годах, на основе его трудов, трудов Г. Аро1 и других, было установлено, что звезды Т Тельца относятся к вспыхивающим иррегулярно переменным звездам. В 1968 году Амбарцумян разработал статистическую теорию звездных вспышек, которая стимулировала исследования вспыхивающих звезд как в Бюраканской обсерватории, так и за рубежом (международное сотрудничество с обсерваториями Тонанцитла, Асиаго и др.).

Пользуясь методами теории вероятности, Амбарцумян получил теперь хорошо известную и широко применяемую формулу:

no =n12 / 2n2

Здесь no — число звезд еще не выявлявших ни одной зарегистрированной вспышки, а n1 и n2 — количество известных вспыхнувших звезд, соответственно по одному и по два раза. Началось широкое исследование скопления Плеяд на многих обсерваториях планеты. Благодаря широкой международной кооперативной программе, в Плеядах было обнаружено более 500 вспыхивающих звезд. Более того, в Бюракане было зарегистрировано около 400 повторных вспышек (Л. В. Мирзоян, Э. С. Парсамян, О. С. Чавушян). Эти наблюдения подтвердили предсказание В. А. Амбарцумяна: почти все звезды Плеяд низкой светимости оказались вспыхивающими, что говорит о том, что фаза вспышечной активности является неизбежной фазой на ранней стадии эволюции звезд. Этот вывод сделал

1 Аро Гильермо (1913—1988) — мексиканский астроном, директор обсерватории Тонанцинтла. Труды по изучению различных типов пекулярных объектов в нашей Галактике. Обнаружил 67 планетарных туманностей и 8746 квазизвездных объектов.

более вероятной гипотезу Амбарцумяна, согласно которой в недрах молодых звезд содержится не полностью израсходованное протозвездное вспыхивающее вещество.

• В теоретическом отделе обсерватории продолжалось развитие работ по теории переноса лучистой энергии. В. А. Амбарцумян получил решение нелинейных задач теории переноса излучения, решив задачу об отражении монохроматического излучения от одномерной среды. Был сформулирован новый метод — принцип самосогласованных оптических глубин для исследования нелинейных процессов рассеяния. Вскоре с помощью этого принципа учениками Амбарцумяна была решена задача полихроматического рассеяния света в трехмерной среде (А. Г. Никогосян, В. Ю. Теребиж, О. В. Пикичян). Была решена и линейная задача некогерентного рассеяния света Н. Б. Енгибаряном (подробнее см. в главе восьмой).

•На зарубежных современных инструментах по Бюраканской программе длительно и успешно вели наблюдения

Л.В. Мирзоян. Э. С. Парсамян, Э. Е. Хачикян, Г. М. Товмасян. В свое время бюраканские молодые астрономы Б. Е. Маркарян, Л. В. Мирзоян, Н. Л. Иванова, М. А. Аракелян, Э. Е. Хачикян, К. А. Григорян, В. Ю. Теребиж тесно сотрудничали с ведущими Ленинградскими астрофизиками.

•В Бюраканской обсерватории, а затем в Аштараке (Багаване) успешно функционировала Бюраканская оптикомеханическая лаборатория (БОМЛ), преобразованная впоследствии в СКБ. Здесь выполнялись основные оптикомеханические работы, связанные с деятельностью обсерватории. Лабораторию основал и почти бессменно руководил выпускник Ереванского политехнического института, кандидат технических наук Гурген Седракович Минасян.

•Но самым существенным открытием в новорожденной обсерватории было обнаружение молодых нестабильных кратных систем — звездных ассоциаций. Подробный разговор об этом впереди.

ВБюракан, естественно, к Виктору Амазасповичу, приезжали астрофизики со всех континентов. Работы проводились в содружестве с другими обсерваториями Советского Союза и со многими зарубежными странами.

Обсерватория, без преувеличения, стала естественным координирующим мировым центром по исследованию нестационарных явлений во Вселенной.

Глава одиннадцатая

ЗВЕЗДНЫЕ АССОЦИАЦИИ

Теория о нестационарных звездных системах

Виктора Амазасповича, как и многих астрофизиков, не оставляла дерзновенная мысль — выяснить, как именно происходит эволюция звезд, как зарождаются, живут и гибнут звезды, есть ли у этого процесса начало и возможно ли его окончание?

Казалось, что можно подойти к этой задаче очень просто. Было уже известно, что звезды бывают молодые и старые, значит, должны быть и новорожденные звезды, и нужно искать место их рождения в Галактике. Да, но где и как их искать? Как найти их среди такого разнообразия звезд, звездных скоплений и газовых туманностей в нашей безбрежной Галактике, не говоря уже о Вселенной. С чего нужно начинать?

Ответить на эти вопросы совсем не просто. Ясно было одно, что без разработанной стратегии поиска места рождения звезд начинать такую работу почти бессмысленно.

К тому времени наблюдатели уже зарегистрировали и измерили много разных параметров, характеризующих туманности, двойные и кратные звезды, открытые и шаровые скопления звезд и т. д. Был накоплен огромный наблюдательный материал. Современная теоретическая физика помогла правильно истолковать наблюдательные данные, понять их сущность. Не случайно возникла новая наука — теоретическая астрофизика, дающая возможность теоретически рассчитать и предсказать многие физические явления, происходящие в звездах, в сложных звездных системах, туманностях и галактиках.

Теперь астрофизикам предстояло выяснить — когда и как возникло большинство звезд нашей Галактики, какова про-

должительность их жизни, наконец, есть ли эволюционная связь между звездами и газовыми туманностями? Назрела возможность и необходимость появления новой науки — космогонии, основанной на материале, добытом трудом многих поколений астрономов.

На какие данные наблюдательной астрофизики следует прежде всего обратить внимание при исследовании процессов происхождения и развития звезд?

Виктор Амазаспович с самого начала считал, что, в первую очередь, внимание должно быть обращено на неустойчивые звездные группы и на звезды, находящиеся в нестационарном состоянии.

Почему изучение неустойчивых состояний представляет особенно большой интерес для космогонии?

Виктор Амазаспович говорит: «Известно, что важным двигателем всякого процесса развития в природе являются противоречия. Эти противоречия особенно ярко проявляются тогда, когда система или тело находятся в неустойчивом состоянии, когда в них происходит борьба противоположных сил, когда они находятся на поворотных этапах своего развития. Поэтому объекты, находящиеся в неустойчивом состоянии, заслуживают особого внимания». Значит, главным свойством, на которое следовало обратить внимание при поиске области звездообразования, является нестационарность, неустойчивость.

Однако, общее понятие неустойчивости, нестационарности необходимо было перевести на научный язык, на язык точных физико-математических понятий.

Еще в 1930-х годах, в Ленинградском университете, Виктор Амазаспович заложил основы статистической теории динамики кратных звезд и звездных систем, в рамках которой стало возможно выделить класс нестационарных звездных систем. Таким образом, эта теория оказалась необходимым путеводителем и эффективным инструментом в мире нестабильных звездных образований. Она предопределила успех поиска нестационарных объектов и, следовательно, областей звездообразования. Но до тех пор пока на ее основе не были обнаружены области новорожденных звезд, отношение астрофизиков к данной теории было почтительно прохладным. Не было полной уверенности в том, что именно звездная динамика должна была решить судьбу космогонической концепции, хотя первое приложение этой теории уже было успешным, и дало свои плоды: была установлена «короткая шкала» эволюции Галактики.

Нужно отметить, что до создания статистической механики звездных систем, вопрос о происхождении звезд рас-

сматривался астрономами путем изучения физических параметров отдельных звезд совершенно независимо от вопроса о происхождения звездных групп (кратных звезд и скоплений).

Однако дальнейшее показало, что исследование одиночных звезд не дает возможности найти ключ к радикальному решению вопроса происхождения звезд. Выяснилось, что в область поиска необходимо включить кратные звезды (двойные, тройные звезды) и звездные скопления.

Чтобы отличить стабильные звездные системы от нестабильных, Амбарцумян и Маркарян, помимо разработки основных теоретических концепций, ввели понятия звездных систем обыкновенного типа и систем типа «трапеции». Для понимания идеи кратных звездных систем типа «трапеции» и ее использования для обнаружения неустойчивости кратных звездных систем, представим себе сначала три звезды — А, В, С — которые находятся на различных расстояниях друг от друга.

Если, например, звезды А и В находятся гораздо ближе друг к другу, чем звезда С от них, то есть АВ < АС ≈ ВС, и звезды образуют вытянутый треугольник (рис. 1), то такие кратные звездные системы называются кратными системами обыкновенного типа.

Если же кратная звездная система не обладает указанным свойством, то есть величины всех трех расстояний между звездами одинакового порядка: АВ ≈ АС ≈ ВС, то она называется кратной системой типа «трапеции» (рис. 2).

Но трапеция, как геометрическая фигура, должна иметь четыре угла. Сами авторы, Амбарцумян и Маркарян, которые ввели понятие систем «типа “трапеции”»1, считали этот термин не очень удобным, но, учитывая глубокое физическое значение этого понятия, сочли его вполне уместным. Что касается употребления «неудобного» термина «типа “трапеции”», то он уже вошел в астрономическую литературу, и это не привело к каким-либо недоразумениям. Однако нужно помнить, что среди рассматриваемых звездных систем могут встречаться не только трапеции («четверки»), но и «тройки», «пятерки» и т. д.

Звездная динамика позволила четко различить стабильные и нестабильные (распадающиеся) звездные системы. Было строго доказано, что кратные звездные системы обыкновенного типа являются устойчивыми системами. Здесь, соотношения полуосей орбит небесных тел позволяют свести движение звезд, в первом приближении, к простым

1 Сообщения Бюраканской обсерватории. 1949. Выпуск 11.

ньютоновско-кеплеровским движениям по эллиптическим орбитам, подобно движению планет в нашей солнечной системе, устойчивость движения которой впервые была доказана Лапласом.

Подавляющее большинство систем кратных звезд в Галактике является системами обыкновенного типа. Относительная устойчивость этих систем связана с тем, что скорости движения звезд вокруг центра системы настолько малы, что звезды не могут вырваться из системы. В этом случае, как говорят астрофизики, полная энергия системы отрицательна.

Что касается кратных звездных систем типа «трапеции», то они оказались системами неустойчивыми, распадающимися.

Было доказано, что звездные системы типа «трапеции» обладают положительной полной энергией, то есть скорости звезд, входящих в систему, настолько велики, что они могут покинуть систему. Они стали одной из характеристик тех звездных систем, где нужно было искать и находить молодые звезды. Такие системы в современной научной литературе называют

системами типа Амбарцумяна.

В ранних работах Амбарцумяна, как уже говорилось, был исследован вопрос о разрушении открытых звездных скоплений. Оказалось, что они часто включают в себя неустойчивые группы звезд, как, например, открытое звездное скопление и h Персея.

Системы типа «трапеции» весьма похожи на открытые скопления и отличаются от них лишь меньшим числом членов. Между тем было известно, что время распада скопления зависит именно от числа его членов: чем меньше это число, тем быстрее оно распадается.

Так был найден желанный ключ к поиску нестабильных, молодых звездных систем.

С тех пор началась работа по обнаружению и исследованию систем типа «трапеции». Типичным примером таких систем является «трапеция» в центральном скоплении туманности Ориона, обнаруженная в Бюракане в 1949 году. Эта «трапеция» впоследствии стала объектом многочисленных исследований.

Таким образом, открылась прямая дорога к обнаружению особо неустойчивых, распадающихся молодых звездных скоплений особого типа — звездных ассоциаций.

На основании собственных теоретических исследований нестационарных звездных систем и пользуясь данными наблюдательной астрономии, Виктор Амазаспович выделил класс таких звездных систем огромных размеров, которые содержали много нестационарных, молодых объектов: моло-

дых горячих гигантов О и В, звезд типа Т Тельца, «трапеций», открытых звездных скоплений. Этот класс был назван Амбарцумяном звездными ассоциациями.

Рассмотрим подробнее, что собой представляют звездные ассоциации. Предоставим слово самому Виктору Амазасповичу: «Звездные ассоциации это такие скопления скоплений звезд, которые находятся в нестационарном состоянии, полная энергия которых положительна, то есть они содержат звездные системы типа трапеций, где преобладают, по сравнению с галактическим фоном, звезды спектральных типов ОВ или звезд типа T Тельца или и тех и других: О-ассоциации, Т-ассоциации и О+Т-ассоциации».

Интересно, что до открытия звездных ассоциаций даже не ставился вопрос о возможности существования звездных систем с положительной полной энергией. Оказалось, что такие системы существуют — это кратные системы типа «трапеции», и они оказались крайне молоды — моложе двух миллионов лет.

Средняя плотность звезд в звездных ассоциациях меньше, чем в общем звездном поле Галактики, a размеры звездных ассоциаций находятся в интервале от 30 до 200 парсек. Естественно, при таких больших линейных размерах и низкой плотности, звезды, входящие в звездные ассоциации, не могут долго находиться в системе, несмотря на силы взаимного притяжения.

Для наглядного и упрощенного представления звездных ассоциаций, возьмем произвольное открытое звездное скопление размером в несколько парсек, имеющее в своем составе О и В звезды (или звезды типа Т Тельца), для которого полная энергия системы отрицательна, и расширим это скопление до таких размеров, чтобы его полная энергия превратилась в положительную. Наверное, его размеры после расширения будут находиться в пределах 30—200 парсек. Такое звездное скопление будет похоже на звездную ассоциацию, где взаимное притяжение звезд не сможет уже удерживать их в скоплении.

Словосочетание «звездные ассоциации» встречалось в научной литературе и до работ Амбарцумяна (Бидельман и др.). Однако звездные ассоциации Амбарцумяна как нестационарные, неустойчивые, распадающиеся, расширяющиеся звездные системы с многочисленными особенностями, присущими областям звездообразования, относятся к совершенно новому типу звездных систем с четко выраженным космологическим смыслом.

Очень трудно определить хронологически начало иссле-

дований Амбарцумяном звездных ассоциаций. Первая его статья под названием «Звездные ассоциации» появилась в Астрономическом журнале в 1949 году. Однако значительно раньше Амбарцумян проанализировал и уточнил теорию Росселанда о разрушении скоплений звезд. Этому в 1938 году была посвящена статья «К вопросу о динамике открытых скоплений»1.

В связи с феноменом звездных ассоциаций Амбарцумяном были первоначально высказаны две гипотезы: первая — процесс звездообразования продолжается в нашу эпоху и вторая —

звезды возникают группами. Эти гипотезы подтвердились в дальнейшем, выступая в качестве неотъемлемой закономерности развития звездного мира, и легли в основу звездной космогонии.

Были определены и выделены два типа звездных ассоциаций: О-ассоциации и Т-ассоциации.

О-ассоциации — группы горячих гигантов. Диаметры О-ассоциаций, как уже говорилось, заключены в пределах 30—200 парсек.

Наиболее близкими к нам О-ассоциациями оказались: ассоциация в Орионе на расстоянии около 330 парсек, ассоциация вокруг ζ Персея на расстоянии 600 парсек и ассоциация Цефей ІІ на расстоянии 600 парсек от нас. Среди более далеких ассоциаций по богатству звездами выделяются ассоциации вокруг χ и h Персея, ассоциации вокруг Р Лебедя и η Киля.

Список ассоциаций, составленный в Бюраканской обсерватории, содержал 25 О-ассоциаций, однако общее число О-ассоциаций в Галактике должно измеряться многими сотнями.

Амбарцумян первым доказал, что О-ассоциации не могут быть сгущениями, возникшими в результате статистических флуктуаций в распределении звезд типов О и В. Также замечено, что в О-ассоциациях относительное число звезд низкой светимости значительно меньше, чем для общего звездного поля. Эти факты определили космологический аспект звездных ассоциаций Амбарцумяна.

В отличие от О-ассоциаций, Т-ассоциации содержат иррегулярные переменные звезды–карлики, называемыми звездами типа Т Тельца. Было установлено, что они расположены небольшими, сравнительно компактными группами, причем плотность некоторых из этих групп столь велика, что превосходит плотность звезд типа Т Тельца в окружающем звездном поле. Есть основания считать, что звезды типа Т Тельца —

1 Ученые записки ЛГУ. 1938. № 22. Вып. 4, 19.