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.
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.
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.
Г. Н. Сулаквидзе привёл интересные данные о том, что в 85 процентах случаев в Т-ассоциациях имеются конфигурации звёзд типа «трапеций» (от трёх- до шестикратных). Вспомним, как их не собирались замечать Воронцов-Вельяминов и другие, отрицая существование звёздных конфигураций типа «трапеций» и даже звёздных ассоциаций.
Глава четырнадцатая
ВНЕГАЛАКТИЧЕСКАЯ АСТРОНОМИЯ И АКТИВНЫЕ ЯДРА ГАЛАКТИК
171
172