Вселенная

В свете новой, ядерной теории об эволюции звезд соблазнительно считать Новые цефеидами, так сказать, сбившимися с пути. Если обычные цефеиды пульсируют ритмично и размеренно, вздуваясь и опадая снова и снова, то Новая — это звезда, в недрах которой после долгого периода покоя по какой-то причине неожиданно развивается огромное давление, отчего она в буквальном смысле слова взрывается.
Ее светимость по мере увеличения площади поверхности быстро возрастает в 5—100 тысяч раз, особенно потому, что при этом мгновенно излучается гигантское количество энергии, которая не дает звезде остыть, пока она расширяется. В максимуме такая Новая достигает абсолютной величины —8, т.е. в это время она примерно в 20 000 раз ярче Солнца.
Однако эта яркость держится всего несколько дней. Сила взрыва выбрасывает в пространство часть звездного вещества, а с ним уносится и значительная часть энергии. То, что остается от звезды, вновь начинает стремительно спадаться, как проколотый воздушный шар, и яркость звезды уменьшается. Иногда проходит несколько месяцев, прежде чем она вернется к своей прежней яркости, а после этого она ведет себя примерно так же, как до взрыва.
Такой взрыв по земным масштабам катастрофичен. Если бы это случилось с Солнцем, земные океаны выкипели бы и вся жизнь на Земле, вероятно, погибла бы. Но в звездных масштабах взрыв Новой не представляется чем-то потрясающим. Максимальная яркость Новой велика, но даже в максимуме она меньше той яркости, которую S Золотой Рыбы имеет постоянно. А вещество, потерянное в процессе взрыва, составляет не более ¹/_{100 000} всей массы звезды, так что эта потеря не имеет практически никакого значения.
После периода покоя продолжительностью от 10 до 100 лет Новая вполне способна перенести еще один взрыв. У звезды Т Компаса с 1890 г. наблюдались четыре таких «новообразных» пика яркости. То свойство, которое вызывает нарушение равновесия у этих звезд и заставляет их взрываться, по-видимому, сохраняется и вновь вызывает повторные взрывы, так же как повторно извергается вулкан.
Взрывы Новых дают пищу не только для теории — последствия взрывов поддаются прямому наблюдению. Когда Новая приближается к максимуму (если астрономам повезет и они наблюдают рост яркости до максимума, а не замечают происходящее, как, к сожалению, бывает очень часто, только после взрыва), линии поглощения в ее спектре показывают значительное фиолетовое смещение, означающее, что звезда движется по направлению к нам. И отчасти это действительно так, ибо сброшенные взрывом внешние слои быстро удаляются от звезды, и та их часть, которая находится между нами и звездой, несется к нам с очень большой скоростью.
Взрыв или его последствия можно в некоторых случаях даже наблюдать непосредственно. После того как в 1918 г. появилась Новая Орла, Барнард заметил, что ее окружает туманная оболочка, которой прежде не было Эта оболочка, состоявшая, вероятно, из выброшенных взрывом газов, продолжала удаляться от звезды с неизменной скоростью, постепенно расширяясь и ослабевая до 1941 г. когда она уже настолько ослабла, что стала невидимой. Другие Новые порождают подобные же явления.
К сожалению, астрономы до сих пор еще не пришли к общему мнению о причинах взрывов Новых. Недавно выдвинуто предположение, что Новые встречаются только среди звезд, входящих в тесные звездные пары, и что взаимодействие между этими звездами иногда ведет к взрыву. Может быть.
Однако не все взрывающиеся звезды — это просто Новые. Это стало очевидным в середине 20-х годов нашего века, когда впервые было установлено, какое гигантское расстояние отделяет нас от галактики Андромеды. Если это расстояние действительно так велико, то какова же была Новая S Андромеды, которая вспыхнула в этой галактике в 1885 г.?
Когда S Андромеды была обнаружена, она была звездой 7-й величины, но не исключено, что ее обнаружили уже после того, как она достигла своего максимума, и что какое-то короткое время она была видима невооруженным глазом как звезда чуть ярче 6-й величины.
Конечно, она и в этом случае была лишь слабой, едва видимой звездой. Но для того, чтобы эта звезда могла быть видима невооруженным глазом на том расстоянии, которое отделяет нас от галактики Андромеды, ее блеск должен был быть настолько колоссальным, что ошеломил бы самого искушенного астронома. S Андромеды в своем максимуме была ярче всей остальной галактики Андромеды. Одна звезда превзошла суммарный блеск миллиардов обыкновенных звезд!
По современным оценкам, основанным на последних цифрах, принятых для расстояния до галактики Андромеды, абсолютная величина S Андромеды в максимуме была —19. Это означает, что хотя бы несколько дней она сияла блеском, равным блеску 100 000 простых Новых или почти в 10 миллиардов раз превышающим блеск нашего Солнца.
S Андромеды была не просто Новой, она была Сверхновой. Едва это стало ясно, как были предприняты розыски других образчиков этого нового и поразительного типа звезд. Если обычные Новые бывают видны только в ближайших галактиках, Сверхновая, чья яркость равна яркости всей галактики, может быть, конечно, обнаружена на том же расстоянии, на каком видны сами галактики. Другими словами, на том расстоянии, какое только доступно нашим телескопам.

Особенно выдающимся охотником за такими Сверхновыми, сияющими, как целая галактика, был американский астроном швейцарского происхождения Фриц Цвикки (род. в 1898 г.), который с 1936 г. обнаружил целый ряд их в различных галактиках. По его оценке, обычные Новые появляются в каждой данной галактике в среднем по 25 в год, а Сверхновые появляются в каждой данной галактике только по три за тысячелетие.
К концу 30-х годов наблюдения американских астрономов немецкого происхождения Вальтера Бааде (1893—1960) и Рудольфа Лео Минковского (род. в 1895 г.) показали, что Сверхновые можно подразделить на две разновидности—типы I и II, возможно, существует еще и тип III Сверхновые типа II обладают более низкой светимостью — они лишь в 200 раз ярче обыкновенных Новых — и, возможно, более многочисленны, хотя и наблюдаются реже из за своей более низкой светимости. Сверхновые типа III сходны с типом II, но обладают более пологой кривой спада блеска. Сверхновые типа I — это настоящие гиганты в своем классе, и S Андромеды была Сверхновой типа I.
Совершенно очевидно, что Сверхновые, как и простые Новые, обязаны увеличением своей яркости взрыву. По скольку Сверхновые достигают гораздо большей яркости, чем простые Новые, и сохраняют эту яркость дольше, порождающие их взрывы должны носить более катастрофический характер. Если обычные Новые теряют, по современным оценкам, при взрыве ¹/_{100 000} своей массы, то Сверхновые типа II теряют от ¹/₁₀₀ до ¹/₁₀ своей массы, а Сверхновые типа I — от ¹/₁₀ до ⁹/₁₀ своей массы.
Хотя со времени изобретения телескопа в пределах нашей Галактики был изучен целый ряд Новых, в ней за все три с половиной века, протекших с тою времени, когда Галилей навел свою увеличительную трубу на небо, не наблюдалось ни одного объекта, который бесспорно мог бы быть назван Сверхновой.
Однако если верить истории, то, по-видимому, за последнюю тысячу лет (в точном согласии с оценкой Цвикки) в нашей Галактике вспыхнуло три Сверхновых. Это были новые звезды 1054 г., 1572 г. и 1604 г. Кроме того, есть основания полагать (по результатам тщательных розысков в восточных хрониках, о которых сообщалось в 1966 г.), что четвертая Сверхновая, возможно, вспыхнула в 1006 г.
Из этих Сверхновых меньше всего наблюдений было произведено над первой, но именно она оказалась намного интереснее остальных. Возможно, это была одна из самых ярких когда-либо существовавших Сверхновых, а также самой близкой к нам из всех вспыхивавших в историческое время. Кроме того, она отличается от всех Сверхновых тем, что оставила после себя замечательный след, который в небольшой телескоп виден как туманное пятно.
В 1764 г. Мессье наблюдал это пятно в созвездии Тельца и занес его в свой список туманностей. Собственно говоря, это был первый объект в его списке, и иногда его называют М 1.
80 лет спустя, в 1844 г. лорд Росс изучил его более подробно с помощью своего мощного телескопа и ему удалось различить его строение. Ничего похожего на этот объект в небесах больше не было — он представлял собой массу клубящегося газа, пронизанного многочисленными светящимися волокнами. Эти многочисленные рваные нити показались Россу похожими на ножки краба, и он назвал туманность Крабовидной, как называют ее и по сей день.
Крабовидная туманность больше всего похожа на картину, изображающую огромный взрыв. Для того чтобы увидеть это, не требуется особого воображения — такое сравнение напрашивается само собой. Туманность находится примерно в той точке, где китайские астрономы отметили в 1054 г. свою Сверхновую, и это наводит на очень соблазнительное предположение, что Крабовидная туманность — остаток этого взрыва, в середине 20-х годов нашего века, когда астрономы узнали, что такая Сверхновая действительно существовала, это мнение стало общепринятым.
Фотографии Крабовидной гуманности, сделанные за последние несколько десятилетий, показывают, что клубящиеся газы перемещаются от центра наружу на ничтожную, но измеримую долю секунды дуги в год. Спектроскопические данные тоже показывают, что газ на обращенной к нам стороне туманности приближается со скоростью примерно 1300 км/сек. Если Крабовидная туманность— действительно масса взорвавшегося газа, то этот газ должен двигаться от центра по всем направлениям приблизительно с одинаковой скоростью. Поэтому можно считать, что лучевая скорость, измеряемая в километрах в секунду, равна тенгенциальной скорости, измеряемой в секундах дуги в год. Можно рассчитать, на каком расстоянии такая скорость соответствует стольким-то секундам в год, и оказывается, что Крабовидная туманность находится от нас на расстоянии примерно в 4000 световых лет и что расширяющаяся газовая сфера имеет максимальный поперечник примерно в 6 световых лет.
Если мы, исходя из скорости расширения газа, рассчитаем, как он двигался в прошлом, то окажется, что он находился в исходной точке около 900 лет назад, а именно этого и следовало ожидать, если Крабовидная туманность — действительно остатки Сверхновой 1054 г. К 1942 г. этот факт был, по-видимому, окончательно установлен, в основном благодаря тщательным расчетам Оорта.
Столь же заметных остатков от Сверхновой 1572 г. и от кеплеровской Сверхновой 1604 г. (последняя, возможно, была всего только Сверхновой типа II) обнаружить не удалось, хотя в 1966 г. было выдвинуто предположение, что еле заметные скопления газа примерно в 11 400 световых лет от нас (втрое дальше, чем Крабовидная туманность) являются, возможно, останками Сверхновой Тихо Браге. С другой стороны, существует один класс астрономических объектов, которые могут быть остатками Сверхновых, пылавших в небесах Земли задолго до эпохи письменности, а может быть, даже и до появления человека.
Это так называемые планетарные туманности — звезды, окруженные сферическими газовыми туманностями большой протяженности. Самый толстый слой газа оказывается на луче нашего зрения по краям такого ореола, и именно там этот газ становится наиболее заметным, как, например, в кольцевой туманности в созвездии Лиры. Такое кольцо газа напоминает лапласовские газовые оболочки, которые якобы отрывались от вращающихся туманностей, а потом сгущались в планеты. Этим и объясняется название таких объектов. Туманность Покрывало в созвездии Лебедя кажется остатком такой оболочки, расширившейся до необычно больших размеров. Может быть, это след взрыва Сверхновой, который произошел 100 тысяч или больше лет назад.
Известно около 500 планетарных туманностей, а в Галактике их может быть и много тысяч Ближайшая из них, NGC 7296, отделена от нас столь малым расстоянием, что ее параллакс поддается измерению. Она находится всего в 85 световых годах, и диаметр ее газового кольца составляет примерно треть светового года Существуют разные объяснения природы и происхождения этих газовых оболочек, но возможно, что некоторые, если не все они, состоят из вещества, выброшенного в пространство много тысяч лег назад, когда центральная звезда такой туманности взорвалась как Новая или Сверхновая.