Не все звезды принадлежат главной последовательности. Как было сделано это открытие, кажется, не имеет ничего общего с упомянутым положением, но все же приводит нас снова к звездам, объясняя происхождение новых. Вот как это случилось.

Всегда считалось, что звезды — это единичные объекты. Правда, существовало несколько мест, где звезды сияли тесной группой, но ведь и люди и деревья могут стоять плотной группой и все же оставаться независимыми, отдельными предметами.

Когда появился телескоп, стало заметно, что звезды иногда группируются более тесно, чем предполагалось раньше. Иногда пара звезд была так близка друг к другу, что простому взгляду казалась одной звездой. Например, Альфа Центавра и Лебедь 61, упомянутые выше, слывшие всегда «едиными звездами», оказались на деле парами очень близких звезд.

Так как звезды расселены в огромных глубинах космоса, можно было бы рассуждать таким образом: одна из пары близких звезд находится совсем рядом с нами, другая же — чрезвычайно далеко. И эти звезды совсем не близки друг к другу, а только кажутся такими, потому что находятся от нас почти в одном направлении.

Если звезды рассеяны в Космосе бессистемно, наудачу, есть вероятность, что некоторые из них будут находиться непосредственно «в затылок» друг другу, а нам казаться близко прижатыми друг к другу.

В 1767 г. английский геолог Джон Митчелл (1724–1793) рассудил, что число сближенных звезд значительно больше, чем можно было ожидать, исходя из их бессистемного расположения. На этом основании он предположил, что звезды, заключенные в пары, действительно существуют.

Гудрайк был, по-видимому, ободрен выводом Митчелла, когда в 1782 г. высказал мысль, что Алголь — это фактически пара звезд, обращающихся друг возле друга так, что одна периодически затмевает другую. Но это была всего лишь разумная догадка, а не реальное наблюдение.

Вильям Гершель, работавший позднее над моделью Галактики, в 1780-х годах занимался звездами, расположенными очень близко друг к другу. Он рассчитывал, что одна из них будет ближе к нам, а другая гораздо дальше, так что он сможет определить параллакс ближней звезды относительно дальней и расстояние до ближайшей из них.

Однако вместо параллакса он вдруг обнаружил, что во многих случаях звезды кружатся друг возле друга. Гершель видел это собственными глазами! Обыкновенные двойные звезды могли быть двойными только с виду, а здесь перед Гершелем были «бинарные» (или двойные) звезды, которые действительно расположены вплотную друг к другу, настолько вплотную, что удерживались взаимным магнитным полем и каждая звезда обращалась вокруг общего центра масс.

Сначала полагали, что двойные звезды — явление очень редкое, но, чем больше изучалось небо, тем больше находили двойных звезд. Теперь признают, что до 70 % существующих звезд являются частью двойной, а может быть еще более сложной, системы, и как раз в меньшинстве оказываются единичные звезды типа нашего Солнца. Открытие одной бинарной звезды впоследствии привело к важнейшему успеху в астрономии.

Бессель, впервые измеривший расстояние до звезд, был занят наблюдением изменяющихся положений Сириуса, с тем чтобы потом определить расстояние до него. Он заметил, что положения светила были совсем не такими, какие можно было ожидать от параллакса. Сириус смещался по некоторой волнообразной линии в одном направлении. Эта волнообразность заставляла догадываться о том, что звезду подталкивает на эллиптическую орбиту какой-то близкий объект. Эта орбита в сочетании с собственным прямолинейным движением звезды и порождала вышеназванные волны.

Если звезда, подобная Сириусу, принуждена двигаться ощутимо волнообразно, это значит, что сила притяжения другого объекта должна быть огромной. Другим объектом может быть только звезда, все другое было бы ничтожно.

Бессель ничего не видел там, где, по его мнению, должна была находиться звезда, и все же в 1844 г. он пришел к заключению, что Сириус — это бинарная звезда с «темным компаньоном». «Компаньон, — думал Бессель, — это звезда, которая не видна, потому что вся дотла сгорела. Она бродит в космосе как почерневший призрак того, чем когда-то была».

В 1862 г. изготовитель телескопов американец Элвин Кларк (1832–1897) закончил новый телескоп и пробовал его на Сириусе, чтобы убедиться в резкости изображения. Резкость была хорошая, но… какая досада! Близ Сириуса мельтешила какая-то крупица света. Кларк, думая, что это дефект инструмента, тщательно проверил линзы — они были безупречны. Вновь всмотревшись в эту крупицу света, Кларк констатировал, что она находится там, где должен был бы находиться «темный компаньон» Бесселя, виновный в волнообразном движении Сириуса.

Да, это и есть «темный компаньон». Товарищ, или, как его еще называют, компаньон, Сириуса имеет звездную величину 8,4, т. е. он в общем-то не «темный», но какая разница, если мы в угоду точности назовем его «тусклым товарищем» Сириуса? Сегодня мы называем сам Сириус Сириусом А, а его темного, или тусклого, компаньона Сириусом В.

В 1893 г. немецкий физик Вильгельм Вин (1864–1928) открыл, что можно определить поверхностную температуру звезды по деталям ее спектра.

В 1915 г. американский астроном Уолтер Сидней Адамс (1876–1956) ухитрился исследовать слабейший спектр Сириуса В и обнаружил, что температура его поверхности неожиданно высока. Сириус В оказался горячее нашего Солнца, хотя и менее горячим, чем Сириус А.

Если Сириус В так горяч, а температура его поверхности 10 000 °C, то каждый квадрат его поверхности должен быть накален до сверкающего блеска, ярче, чем равновеликий квадрат поверхности Солнца. Почему же тогда Сириус В такой тусклый? Объяснение могло быть только одно: его поверхность слишком мала.

В настоящее время считают, что диаметр Сириуса В всего лишь 11 100 км, а потому он даже меньше Земли, диаметр которой 12 756 км. Однако он мал только по своим размерам.

Бессель знал об этом, даже практически на него не взглянув, по тому гравитационному воздействию, которое он оказывал на гигантский Сириус А. Этот мощный гравитационный эффект вовсе не стал меньше оттого, что Сириус В сравняли по размеру с небольшой планетой. По силе его тяготения было рассчитано, что он имеет массу порядка 1,05 массы Солнца; другими словами, вся масса Солнца будто бы втиснута в крошечный объем, меньший земного.

Средняя плотность Земли (если представить всю планету размешанной в однородную массу) составляет 5500 кг на кубический метр. Сириус В имеет плотность в 530 000 раз большую.

Таким образом, средняя плотность Сириуса В составляет 3 млн. кг в одном кубометре. Американская 25-центовая монета, сделанная из вещества Сириуса В, весила бы 1900 кг.

Однако Сириус В неодинаково плотен по всему объему. Он менее плотен у поверхности, и плотность его вырастает по мере продвижения вглубь, так что наибольшая его плотность приходится на ядро. (Это верно для всякого астрономического тела, включая Землю и Солнце.) Плотность Сириуса В в его центре составляет, по-видимому, 33 млн. кг/м³.

Когда впервые было обнаружено, что Сириус В очень мал, стало сразу очевидно, что его плотность гораздо выше, чем у самого плотного вещества на Земле.

Несколькими годами ранее это показалось бы нелепостью, но к тому времени, как Адамс сделал свое ключевое открытие относительно температуры Сириуса В, уже было известно, что атом состоит из чрезвычайно плотного крохотного ядра, окруженного почти не имеющими массы электронами.

На этом основании Эддингтон в 1924 г. высказал идею, что в таком объекте, как Сириус В, атомы расщеплены и ядра сближены между собой гораздо плотнее, чем в веществе, состоящем из целых, нерасщепленных атомов.

Вещество, состоящее из таких атомов и ядер, расположенных вплотную друг к другу, получило название вырожденного или «дегенерировавшего» вещества.

Поверхностное притяжение любого объекта зависит от его массы и расстояния от поверхности до центра (т. е. его радиуса). Например, масса Солнца в 333 500 раз больше массы Земли, радиус Солнца больше земного в 109,1 раза. Поэтому, находясь на поверхности Солнца, мы оказались бы в 109,1 раза дальше от центра объекта, чем на поверхности Земли. Увеличение указанного расстояния ослабляет силу притяжения, которую мы бы испытывали, окажись на поверхности Солнца.

Для определения поверхностной гравитации Солнца его масса должна быть разделена на квадрат его радиуса, т. е. 333 500/(109,1)², что равно приблизительно 28. Другими словами, поверхностная гравитация Солнца в 28 раз превышает земную.

Возвращаясь к Сириусу В, мы должны иметь в виду, что, хотя его масса равна 1,05 солнечной, радиус этой маленькой звезды много меньше, чем у Солнца. Дистанция от поверхности до центра равна всего 0,008. Поверхностная гравитация на Сириусе В, таким образом, будет равна (1,05/(0,008)²)Х28, т. е. в 470 000 раз больше, чем на Земле.

Сириус В — такая крошечная звезда с температурой белого каления, и может служить примером белого карлика. А так как это звезда высочайшей плотности и малых размеров, то Сириус В — это сжавшаяся, или сколлапсировавшая, звезда.

Сириус В и все белые карлики — это звезды, уже не принадлежащие главной последовательности. В главной последовательности находятся звезды, ядерный синтез водорода в центре которых выделяет тепло, удерживающее звезду в расширенном состоянии. Когда водородное топливо иссякнет, звезда не сможет больше оставаться раздутой и ее собственное гравитационное поле заставит ее сжаться и превратиться в белый карлик.

В звездном населении галактики белые карлики составляют, по-видимому, 15 %. Это означает, что в галактике существует примерно 45 миллиардов белых карликов. Из-за малого своего размера они так тусклы, что различить можно только те из них, которые находятся в относительной от нас близости.

Поэтому Сириус В, ближайший к нам белый карлик, нельзя увидеть без телескопа даже в отсутствие ослепляющего света соседнего с ним Сириуса А.

КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ

Похоже, что сегодня белые карлики — главный ключ к разгадке образования новых. Но не только они: имеется еще один тип звезд, с которым нам придется иметь дело, — тип звезд, которого тоже нет в главной последовательности.

Когда датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967) впервые в 1905 г. разрабатывал свою главную последовательность, он обратил внимание, что существует два вида красных звезд. Один из них — тусклые, другой — очень яркие; переходного вида нет.

Красная звезда выглядит красной оттого, что имеет холодную или самое большее нагретую докрасна поверхность, в то время как звезды такого типа, как наше Солнце, раскалены добела. Температура поверхности красных звезд, очевидно, не выше 2000 °C. Можно предположить, что такие звезды на единицу поверхности дают сравнительно мало света и если б они имели размер нашего Солнца или меньше, они поневоле должны быть тусклыми. Поэтому тусклость красных звезд не вызывает удивления. Но как объяснить существование очень ярких красных звезд?

Чтобы «прохладная» звезда светила очень ярко, надо предположить, что при слабом излучении на единицу поверхности общая поверхность такой звезды огромна, гораздо больше поверхности Солнца. Яркие красные звезды имеют диаметр в 100 раз больший, чем солнечный. Поэтому такие звезды, как Бетельгейзе или Антарес, называют красными гигантами.

Уже когда была определена главная последовательность, стало ясно, что красных гигантов в ней не будет. Конечно, разумно было предположить, что красные гиганты — это звезды в процессе рождения: они медленно уплотняются под влиянием собственной гравитации и по мере этого становятся все меньше и горячее.

С течением времени красные гиганты сожмутся до «нормальных» размеров, разогреются и только тогда займут свое место в главной последовательности.

Теперь, однако, так не думают.

Ученые исследовали скопления звезд, в которых все звезды считались одного возраста, поскольку все скопление (или кластер) возникло, скорее всего, одновременно.

Астрономы поняли, что все звезды скопления эволюционировали и что, чем крупнее была звезда, тем быстрее протекала эта эволюция. Они определили массы разных звезд и имели, так сказать, серию «проб», которые указывали на разные этапы эволюции. Наиболее массивными звездами были красные гиганты, это свидетельствовало о том, что, хотя такая звезда и не принадлежала к главной последовательности, ее следовало отнести к поздней фазе, а не к ранней стадии эволюции.

Как же образуются красные гиганты?

Наиболее общее мнение таково: медленно, на протяжении миллионов и миллиардов лет, водород в ядре звезды расходуется; гелий, образующийся в результате водородного превращения, будучи плотнее, чем водород, собирается в самом ее центре. Синтез водорода продолжается во внешнем слое этого все растущего гелиевого шара в центре звезды.

А теперь, пожалуй, сконцентрируем наше внимание именно на гелии.

По мере того как гелий сгущается силой своего собственного веса, гелиевый шар становится все меньше, плотнее и горячее. Постепенно в нем развиваются температуры и давление, достаточные для того, чтобы начался «синтез гелия». Ядра гелия, вступая в комбинации друг с другом, образуют более сложные ядра углерода, азота и кислорода.

При этом случае звезде сообщается тепло сверх и помимо того тепла, что выделяется в процессе синтеза водорода, продолжающегося вокруг гелиевого шара. Это приводит к чрезвычайному перегреву и громадному вздутию наружных слоев звезды, гораздо более сильному, чем у нормальной звезды, живущей всецело за счет водородного синтеза.

Можно считать, что именно в этот момент звезда расстается с главной последовательностью.

По мере расширения внешние слои остывают до красного свечения, но расширение поверхности с лихвой восполняет эту потерю излучения, т. е. если диаметр звезды увеличивается в 100 раз, то площадь ее поверхности увеличивается в 100X100=10 000 раз, и, значит, несмотря на более холодную поверхность, суммарное количество тепла, излучаемого звездой, много выше, чем у большинства нормальных звезд.

Синтез гелия дает гораздо меньше тепла, чем синтез водорода, поэтому запас гелия в звезде исчерпывается гораздо быстрее, нежели запас водорода. Продукты синтеза гелия могут продолжать ядерные превращения и дальше, но вся энергия синтеза гелия не составляет, пожалуй, и одной двадцатой части синтеза водорода, между тем красный гигант продолжает излучать энергию с ужасающей расточительностью.

Это означает, что стадия красного гиганта долго длиться не может, в звездном, конечно, масштабе. (В масштабе человека это большой срок, ведь эта стадия может длиться один-два миллиарда лет.) Вот почему в небе относительно редко сталкиваешься с красным гигантом. Большинство звезд либо еще не достигло стадии красного гиганта, либо уже эту стадию миновало. В галактике. красных гигантов всего около 1 %, т. е. примерно 2,5 млрд, и, конечно, в нашем районе Галактики мы можем видеть только часть их, хотя, если б не пылевые облака, они должны были бы видеться на очень больших расстояниях.

Ядра в центре красного гиганта продолжают слияние до тех пор, пока температура там уже не станет достаточно высокой для новых ядерных превращений. Температура в самых крупных звездах может подняться чрезвычайно высоко, но даже при этом синтез может идти только до образования ядер железа.

Появление ядер железа — это уже тупик. Вне зависимости от того, разбиваются ли ядра железа на более мелкие или, напротив, сливаются в более крупные ядра, никакой энергии при этом не возникает.

В любом из этих случаев энергия должна подводиться извне. Мы можем считать, что ядра железа — это окончательный «шлак», оставшийся от реакций синтеза в недрах звезды. Достигло ли ядро красного гиганта температуры, за которой его масса уже не в состоянии удержать себя, или в нем уже начался синтез ядер железа — конец один: ядерный пожар угасает и уже ничто не может удержать звезду в расширенном состоянии в борьбе с собственной силой тяготения. И она «опадает» (коллапсирует), притом очень быстро.

При катастрофическом сжатии (коллапсе) звезда нагревается, и часть водорода, еще остающаяся на ее поверхности, может получить нагрев и сжатие, достаточные для вспышки ядерного синтеза. Происходит взрыв, при котором часть звездного вещества выбрасывается в пространство, и вокруг коллапсировавшей звезды может возникнуть расширяющаяся сфера газа и пыли.

Некоторые из видимых нами звезд находятся именно в таком состоянии. Расширяющаяся газовая сфера подсвечивается звездой, и мы можем наблюдать ее, особенно хорошо по краям, где луч зрения проходит через ее наибольшую толщину. Опавшая звезда выглядит так, словно она окружена дымчатым кольцом.

Газопылевые облака, встречающиеся в межзвездном пространстве, называются «небула» (от латинского слова «облако»). Когда такое облако, или туманность, имеет вид кольца, обволакивающего звезду и напоминающего орбиту планеты, мы называем его планетарной туманностью. Известно ~1000 планетарных туманностей, наиболее знаменитая из них туманность Кольцо в созвездии Лиры.

В центре каждой планетарной туманности помещается очень горячая бело-голубая звезда (предположительно вновь образовавшийся белый карлик), излучение которой продолжает выталкивать заряд газов наружу, в пространство. Этот газовый заряд становится по мере расширения все тоньше и слабее, пока наконец не исчезнет в необъятно рассеянной газопылевой среде межзвездного пространства. По прошествии, может быть, 100 000 лет на сцене останется один белый карлик, лишенный последних следов своего туманного ореола, — та стадия, в которой и пребывает теперь Сириус В.

Теперь внутри белого карлика нет никаких ядерных превращений, и потому он навсегда лишен источника тепла. Очень медленно, с течением веков, он остынет. К тому же он излучает так мало света, что перестает быть заметным и становится черным карликом. Однако Вселенная, по-видимому, не так стара, чтобы в ней было много черных карликов, если они вообще существуют.

ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ И КОЛЛАПС

Теперь, кажется, самое время полюбопытствовать, что же происходит со звездой, когда она становится новой.

Когда коллапсирует красный гигант, то при сжатии водорода в наружных слоях возникает вспышка света. Не должна ли эта вспышка света и означать появление новой?

Ведь при взрыве звезды происходит выброс газа и пыли, а разве не такой выброс наблюдался в Новой Персея и Новой Орла?

Фактически нет.

Исследователи предновых звезд (немногие, кому это удалось) показывают, что эти новые не были красными гигантами. Мало того, после того как новая потускнела и вернулась к своему первоначальному состоянию («постновая»), она не стала и белым карликом. В обоих случаях, и до, и после вспышки, такая звезда — это скорее звезда главной последовательности, может быть, чуть ярче и чуть горячее, чем Солнце.

Чтобы решить эту головоломку, давайте вспомним, что большинство звезд — члены двойных систем. А раз так, мы вправе спросить: что происходит, когда один из членов пары подходит к концу своего пребывания в главной последовательности, раздувается до красного гиганта, а затем сжимается в белый карлик, в то время как другой член этой пары остается на главной последовательности?

Оба члена двойной системы почти наверное образовались одновременно, и крупнейший из них должен раньше сойти с главной последовательности и, следовательно, быть одним из двух, кто первым превратится в белый карлик.

Однако белый карлик Сириус В, знакомый нам лучше других, кажется, опровергает такое мнение. Сириуса В уже нет в главной последовательности, хотя по массе он всего в 1,05 раза больше Солнца, а Сириус А, масса которого в 2,5 раза превышает солнечную, все еще значится в этой последовательности. Как объяснить эту аномалию?

Самый разумный вывод состоит в том, что Сириус В сначала действительно был более крупной звездой и потому первым вошел в стадию красного гиганта. Когда он, будучи красным гигантом, кончил коллапсом, значительная часть его массы была выброшена в пространство. В итоге та его часть, которая в конце концов сжалась в белый карлик, оказалась значительно меньше, чем была изначально.

С другой стороны, солидная доля вещества, выброшенного наружу при коллапсе Сириуса В, оказалась, по-видимому, захваченной Сириусом А, отчего последний стал тяжелее, чем был вначале. (Это означает, что долговечность Сириуса А как звезды в главной последовательности была тем самым сильно укорочена.)

Казалось бы, ничто не указывает на то, что в паре Сириусов когда-то образовалась новая. Но дело даже не в этом: идея переноса массы от одного члена пары к другому оказалась заслуживающей самого серьезного внимания. Ключевое открытие в области новых, приведшее к современному пониманию этого феномена, было сделано в 1954 г.

К тому времени постновые звезды весьма тщательно изучались, и одно из открытий свидетельствовало о том, что многие из них как будто мерцают. Они давали быстрые, едва заметные изменения света, совсем непохожие на устойчивое, ровное свечение обычных звезд. Естественно, астрономы искали хоть что-то, что отличало бы постновые от обычных звезд, и это мерцание вселяло какую-то надежду.

Одна из звезд, оказавшихся в поле внимания наблюдателей, была Новая Геркулеса или, точнее, бывшая новой за двадцать лет до того, а потом получившая название DQ Геркулеса.

В 1954 г. американский астроном Мерл Уолкер обнаружил, что к мерцанию звезды еще примешивается определенное потускнение, длящееся один час, за которым следует просветление до исходного уровня. Дальнейшее наблюдение показало, что это потускнение происходит периодически, каждые 4 ч 39 мин. Выходило, что DQ Геркулеса была затменной двойной звездой, каким был Алголь, факт существования которого никто не мог предвидеть.

Причина, по которой этого не заметили раньше, крылась в том, что упомянутые изменения света были так незначительны, а период настолько краток, что никто не был готов к такому быстрому повторению изменений и потому за ним не следили. По сути, когда DQ Геркулеса была признана двойной звездой, она имела самый короткий период, зарегистрированный к тому времени для звезд такого типа.

Это означало, что звезды этой пары вращались вокруг общего центра масс с невероятной скоростью, что, в свою очередь, говорило об их чрезвычайной близости друг к другу. (По самой точной оценке, выполненной в наши дни, центры масс обеих звезд DQ Геркулеса разделяет чуть более полутора миллионов километров (примерно 900 000 миль). Если бы эти звезды были размером с наше Солнце, они бы соприкасались!)

Была ли эта близость простым совпадением?

Неужели тот факт, что DQ Геркулеса была очень тесной парой, не имел никакой связи с тем, что она недавно была новой? Единственное, что можно было сделать, — это исследовать другие постновые.

Не являются ли и они очень тесными парами? Из десяти постновых, изученных Робертом П. Крафтом, коллегой Уолкера, семь имели несомненные признаки большой компактности.

Конечно, такое совпадение, при котором все двойные системы будут видны с ребра, т. е. смотреть в затылок друг другу и затмевать друг друга, очень маловероятно, тем не менее постновые, которые не обнаруживали никаких признаков затмения, при тщательном изучении их спектральных линий оказывались близкими парами. Сверхтесные двойные звезды очень редки, очень редки и новые. Такое множество парных звезд одновременно (и новых, и сверхблизких) не может быть объяснено простым совпадением. Здесь должна быть какая-то связь!

Вскоре был обнаружен еще один факт. Постновые выглядели вполне заурядными звездами в главной последовательности, но тщательное изучение их спектра выявило дополнительное присутствие маленьких, раскаленных добела звезд, которые, судя по всему, должны быть белыми карликами. Другими словами, похоже, что все постновые — это сверхблизкие пары, одна из которых — белый карлик.

Так вот почему в ходе затмения таким незначительным было изменение яркости! Когда белый карлик становится против своего «нормального» компаньона, он практически собой его не заслоняет, и поэтому большого снижения общей яркости сравнительно с той, когда обе звезды сияют свободно, не происходит. Когда компаньон оказывается напротив белого карлика, он полностью заслоняет эту звезду, чья полная яркость, как бы раскалена она ни была, в общем невелика. Следовательно, и в этом случае потеря общей яркости незначительна.

Через соединение в сверхтесной двойной системе белого карлика и звезды главной последовательности астрономы сумели добраться до причин, приводящих к образованию новой.

Сначала сверхтесная пара состоит из двух звезд главной последовательности. Более массивная из них (А) в конце концов становится красным гигантом. По мере того как этот гигант раздается вширь, он становится таким огромным, что начинает касаться своего компаньона (В), который захватывает часть внешних покровов А, делаясь таким образом более массивным, но тем самым менее долговечным. Со временем А кончает коллапсом, сжимаясь в белый карлик, а В продолжает свое теперь укороченное пребывание в главной последовательности.

Довольно скоро (в масштабах жизни звезды) В переходит на ядерное горючее и начинает расширяться. Еще до того, как это расширение примет свои крайние формы и В станет подлинным красным гигантом, его внешние слои окажутся настолько близки к белому карлику А, что часть вещества В начнет «переливаться» в зону гравитационного влияния А. Ранее, когда все шло наоборот, вещество А сталкивалось с поверхностью В, так как обе звезды были нормальными. Теперь вещество В с поверхностью А не сталкивается, потому что А — белый карлик и, конечно же, очень маленький. Но теперь вещество В втягивается в орбиту белого карлика А, образуя диск аккреции.

Такое название он получил вот почему. Вещество перемешивается на орбите благодаря взаимным столкновениям частиц и атомов, так что в результате внутреннего трения часть его теряет энергию и опускается в сторону белого карлика. Эти порции вещества, медленно снижаясь по спирали, как бы накручиваются на маленькую звезду, и белый карлик постепенно растет за счет массы материала, наращиваемого его поверхностью (отсюда и название «аккреция», или «наращивание»).

Несмотря на то что водород в сердцевине В иссяк и В, расширяясь, переходит в стадию красного гиганта, внешние насквозь пористые слои звезды все еще почти сплошь состоят из водорода. И белый карлик А, у которого почти нет собственного водорода даже в наружных слоях, медленно, но верно собирает водород, отбирая его у своего компаньона.

Водород, достигающий поверхности белого карлика, снимается под влиянием большой поверхностной гравитации этой крошечной звезды и, как следствие, нагревается. Водорода поступает все больше и больше, и он начинает нагреваться. Постепенно температура достигает критической точки, при которой начинается водородный ядерный синтез, и поверхность белого карлика нагревается еще сильнее.

Наконец нагревание достигает такого уровня, что ядерная реакция вспыхивает уже и в диске аккреции. При этом возникает колоссальная вспышка света, сопровождаемая многими видами излучений, и верхние слои аккреционного диска выталкиваются за пределы гравитационного поля белого карлика.

Именно эту колоссальную вспышку света мы и видим с Земли как новую звезду, а часть аккреционного диска, отторгнутая при вспышке, — это облако пыли и газа, кольцом расходящееся вокруг постновой.

Процесс ядерного синтеза постепенно затихает, ядерная активность прекращается, и долгий период времени поверхность белого карлика остывает. Затем все начинается сначала, водород, утекая со звезды В, медленно восстанавливает аккреционный диск.

По прошествии какого-то времени происходит новый взрыв. Так новая может взрываться несколько раз, прежде чем звезда В завершит свое расширение и сама будет готова сгуститься в белый карлик. (Известны парные звезды, в которых обе звезды белые карлики, и тогда, если они далеки друг от друга, ни одна из них, пожалуй, никогда не станет новой, потому что в этом случае невозможен переход материи с одной звезды на другую.)

В большинстве случаев первый взрыв новой — самый яркий, в результате о таких новых говорят «девственная новая». Новая Персея, Новая Орла и Новая Лебедя были, вероятно, такими «девственницами».

Второй взрыв может произойти, видимо, не раньше чем через 20 000 лет, и он будет менее ярким. Последующие вспышки все менее и менее значительны. Сам белый карлик способствует интенсивности реакции новой. Белый карлик имеет на поверхности тяжелые ядра — атомы углерода, азота и кислорода, и небольшие их количества могут смешиваться с поступающим водородом. Тяжелые ядра стремятся ускорить выгорание водорода.

Если с водородом смешивается более среднего количества этих тяжелых ядер, то ядерный костер охватывает водородную оболочку особенно быстро, вызывая очень яркую начальную вспышку и следом очень быстрое затухание.

Если углерод, азот и кислород вступают в реакцию сравнительно в малых количествах, то начало реакции идет относительно медленно; последующая вспышка уже не так ярка, а затухание более плавно. Вот почему новые бывают быстрые и медленные.

Итак, условия для образования новой весьма жестки. Неудивительно поэтому, что только немногим звездам галактики удается пройти этот конкурс. Для этого требуется двойная звезда, притом звезда сверхтесная. По сути говоря, наше Солнце тоже не прошло бы такого конкурса. Оно не является частью сверхтесной двойной системы, оно не является частью никакой двойной системы.

С течением времени, может быть через 5 млрд. лет или больше, Солнце истратит весь свой водород, тогда начнется выгорание гелия. С этого момента оно начнет расширяться, превращаясь в красный гигант, и со временем сожмется в белый карлик.

ГЛАВА 4

ЗА ГАЛАКТИКОЙ

Не все новые — сверхблизкие двойные звезды, включающие белый карлик. Пожалуй, одна из тысячи является исключением, но здесь перед нами явление совсем другого порядка и, чтобы понять его, мы должны будем расширить наш охват Вселенной.

Когда впервые стало ясно, что наблюдаемые на небе звезды есть часть системы постоянной формы и определенного размера — Галактики, большинство астрономов приняло как само собой разумеющееся, что она (Галактика) включает все или почти все существующие звезды. Словом, Галактика — это все, что есть в мире, то есть Вселенная.

Считалось, что единственные объекты, которые можно рассматривать как лежащие вне Галактики, — это Магеллановы Облака. (Они находятся на южном небосклоне и невидимы в наших широтах.)

Первыми европейцами, увидевшими и описавшими их, были моряки экспедиции Магеллана (1480–1521), плывшего на восток западным путем. Чтобы достичь Дальнего Востока, Магеллану нужно было пройти вдоль Американского континента, и потому ему пришлось заплыть далеко на юг, где он и нашел проход, известный теперь как пролив Магеллана. В тех отдаленных южных широтах Магеллановы Облака видны высоко в небе.

Магеллановы Облака — это два неясных световых пятна, выглядящие так, будто это небольшие, обособленные участки Млечного Пути. В силу этой их обособленности вполне могло показаться, что участки эти не принадлежат Млечному Пути, образующему своего рода галактический обод.

С течением времени постепенно выявлялась истинная картина Магеллановых Облаков, которые оказались состоящими из огромного скопления тусклых звезд, точно таких же, как и наш Млечный Путь.

Позднее стало ясно, что Большое Магелланово Облако удалено от нас на расстояние 47 500, а Малое — на расстояние 50 500 парсек. Оба они далеко за пределами Галактики. Оба они гораздо меньше, чем наша Галактика. Если Галактика насчитывает приблизительно 250 млрд. звезд, то Большое Магелланово Облако может иметь всего лишь 10 млрд., а Малое — не более двух миллиардов звезд.

Магеллановы Облака можно было рассматривать как маленькие галактики — спутницы нашей Галактики, которые теперь следовало отличать от других структур типа Галактики Млечный Путь.

Утверждали, что Магеллановы Облака каким-то образом оказались оторванными и оба они вместе с Галактикой Млечный Путь образуют единую гравитационно связанную систему, подобно тому как единое целое образует система Земля — Луна.

Тогда возник вопрос: а есть ли что-нибудь дальше, за пределами системы Млечный Путь — Магеллановы Облака?

В 1800-х годах лишь немногие астрономы думали утвердительно. Имелся всего один объект, который выглядел так, как будто он мог бы быть звездой и все-таки ею не был.

Но ведь не все, что есть в небе, — звезда или светящийся объект наподобие Млечного Пути или Магеллановых Облаков, можно разрешить в звезды. Есть астрономические объекты совершенно другого рода.

В 1694 г. голландский астроном Христиан Гюйгенс (1629–1695) описал довольно яркий расплывчатый объект в созвездии Ориона, который людям с воображением казался средней из трех звезд, образующих меч гигантского охотника. В телескоп это смотрелось как область светящегося тумана, обволакивающего полузатененные звезды.

Почти сразу все приняли новый объект именно за то, чем он казался. Это была туманность, обширное облако газа и пыли, освещенное изнутри блестевшими в нем звездами. Она получила название туманность Ориона, и мы знаем теперь, что размер ее 9 парсек в поперечнике, а расстояние от нас около 500 парсек. По земным меркам это — тончайшее, разреженнейшее облако, вакуум, недостижимый в наших лабораториях, но широко распространившиеся частицы с расстоянием накапливаются на линии зрения и их число становится достаточным, чтобы затмить находящиеся в туманности звезды.

Существуют и другие заметные светлые туманности. Многие из них своеобразно красивы по цвету и форме. Они обнаружены не только в Галактике; в Большом Магеллановом Облаке есть газовая туманность Тарантул, которая гораздо крупнее, чем туманность Ориона.

Есть туманности темные. Вильям Гершель, вплотную изучавший Млечный Путь, заметил, что имеются участки, где совсем не видно звезд или же видны лишь отдельные светила. Гершель принял это за существующую реальность и решил, что это области неба, в которых звезд вообще не существует. Земле, считал он, случилось расположиться в пространстве таким образом, что земляне могут смотреть в эти пустые бреши, как смотрят, скажем, в туннель. Гершель назвал такие участки «дырами в небесах». К 1919 г. было зарегистрировано уже 182 такие темные области, и скоро стало казаться странным, что в набитой звездами Галактике так много дыр и все они направлены в сторону Земли.

Американский астроном Эдвард Барнард (1857–1923) и немецкий Максимилиан Вольф (1863–1932) независимо друг от друга (в 1890 г.) высказали предположение, что названные темные области — это туманности, которые в отличие от туманности Ориона и ей подобных не светятся, потому что не содержат звезд, которые могли бы осветить частицы пыли.

Такие темные туманности были видны лишь постольку, поскольку находились на одной линии с плотными поселениями звезд, расположенными за ними. Туманности затемняли звезды и являлись глазу как темные, бесформенные тени.

Темные туманности, не имевшие звезд, и светящиеся, включавшие их, — это еще не все туманности, которые можно было видеть на небе. Были и другие, не попадавшие ни в одни из этих классов, представлявшие собой потенциальную загадку. Самая заметная и яркая из них и единственная, видимая невооруженным глазом, выглядит тусклой, несколько расплывчатой звездой четвертой величины. Находится она в созвездии Андромеды и была впервые замечена одним из арабских астрономов. Впервые в телескоп ее наблюдал немецкий астроном Симон Мариус (1573–1624), и именно он обычно упоминается как первооткрыватель туманности Андромеды.

Французский астроном Шарль Месье (1730–1817) был страстным охотником за кометами. В 1781 г. Месье составил каталог неясных объектов, которые не были кометами, но были постоянными обитателями неба и сохраняли неподвижность относительно звездного фона. Свой каталог Месье составил для того, чтобы другие искатели комет не приняли их ошибочно за кометы и не испытали потом разочарования. В перечне Месье туманность Андромеды была 31-я по счету, и впоследствии она стала именоваться М31.

Туманность Андромеды была загадкой, поскольку она не была темной туманностью и все-таки светилась. Однако для ее свечения не было никаких оснований, так как в ее пространствах не существовало никаких звезд. Газопылевое облако, светящееся без звезд, казалось аномалией.

Каталог Месье содержал и другие примеры пятен светящегося тумана при отсутствии малейшего намека на звезды. Иные из них были позднее разрешены как звезды некоторыми астрономами; Гершель, например, доказал, что объекты Месье — это плотные сферические скопления звезд, так называемые шаровые скопления. Однако несколько таких светящихся пятен разрешить как звезды все же не удалось.

По-видимому, если бы удалось найти разгадку туманности Андромеды, то, возможно, она объяснила бы природу и других, менее заметных туманностей. Но что же такое туманность Андромеды?

До конца 1700-х годов на этот вопрос давались весьма противоречивые ответы. Вот одни из них. Причина, по которой в туманности Андромеды не видно звезд, может заключаться в том, что, подобно Млечному Пути или Магеллановым Облакам, эта туманность целиком состоит не из пыли, а из звезд, но из звезд слишком слабых, чтобы быть различимыми.

Если это так, то предполагаемые звезды туманности Андромеды должны быть чрезвычайно тусклыми, так как телескопы хотя и разрешали туманные пятна Млечного Пути и Магеллановых Облаков в массивы слабых звезд, но разрешить в звезды эту туманность они оказались не в состоянии. Даже в самых совершенных телескопах того времени туманность Андромеды выглядела только туманностью.

Вероятнее всего, эта туманность настолько далека, что даже телескопы не могут выявить составляющие ее звезды. И не случайно: эти звезды гораздо слабее, чем звезды более близких объектов, таких, как Млечный Путь и Магеллановы Облака. И если туманность Андромеды на таком колоссальном удалении все-таки видна невооруженным глазом, то это должно быть поистине грандиозное облако.

Такова была точка зрения немецкого философа Иммануила Канта (1724–1804). В 1755 г. он предположил существование «островных вселенных». Позднее, когда было признано существование Галактики, появилось основание думать, что островными вселенными Канта могут быть только другие, очень удаленные галактики (если они вообще существуют).

Идея Канта опередила свое время. Еще в течение полутора веков астрономы не осмелились устремить свои взгляды за пределы Галактики и представить себе существование множества других галактик.

Менее фантастичной и потому более приемлемой для ученых была другая точка зрения, принадлежавшая французскому астроному Пьеру Симону Лапласу (1749–1827). Лаплас в 1796 г. высказал мысль, что Солнечная система первоначально была обширным вращающимся газопылевым облаком, которое медленно сгущалось, выбрасывая кольца газа и пыли, послуживших затем материалом для образования планет. По мере конденсации облака его внутренние области стали настолько горячими, что начали светиться; светились даже периферийные участки, из которых формировались планеты. Так внешние слои облака стали планетами, а центральная часть превратилась в Солнце.

Кант высказал подобное предположение в той самой книге, где говорилось об островных вселенных. Но Лаплас пошел дальше: он указал, что туманность Андромеды может рассматриваться как пример планетарной системы в процессе ее образования. Согласно Лапласу, туманность Андромеды действительно была туманом из газа и пыли, но в центре ее была звезда, только что начинавшая светиться, которая сама еще не была видима, но освещала все вокруг. Поскольку в гипотезе Лапласа в качестве примера использовалась туманность, то ее назвали «туманностной гипотезой».

Если Лаплас был прав, тогда туманность Андромеды как отдельная планетарная система совершенно справедливо должна быть такой большой, как кажется, и, несомненно, являться частью Галактики.

На протяжении всего XIX в. гипотеза Лапласа была общепринятой идеей, лишь очень немногие астрономы (если они и были) принимали сторону Канта.

В тех же 1800-х годах, однако, туманность Андромеды начала «терять» свою уникальность. По мере того как небо прощупывали все более совершенные телескопы, становилось ясно, что существует множество туманностей, которые светятся, но не имеют никаких звезд.

Ирландский астроном Уильям Парсонс (1800–1867) (известный еще как лорд Росс. — Примеч. ред.) обратил особое внимание на эти туманности и соорудил для своих исследований самый большой в мире телескоп. Однако огромный инструмент часто бывал бесполезен: погода в его имении оставалась настолько скверной, что почти не оставляла шансов для наблюдений. Время от времени ему все же удавалось заглянуть в телескоп, и вот в 1845 г. он заметил, что некоторые туманности имеют отчетливо спиральную форму: крошечные завихрения света на черном фоне бездны. Наиболее выразительным примером была туманность М51 (51-й номер по списку Месье). По виду она напоминала крутящееся водяное колесо и вскоре стала известна как туманность Водоворот. Астрономы начали говорить о спиральных туманностях как о разновидности небесных объектов, лишенных необычности.

Другие туманности были эллиптическими по форме, они не имели спиральных ветвей и получили название «эллиптические». Оба вида туманностей резко отличались от туманностей типа Ориона, волокнистых и расплывчатых по контуру.

Во второй половине 1800-х годов появилась возможность фотографировать небесные объекты, даже объекты неясные. Камера устанавливалась на телескопе, приспособленном для автоматического движения вместе с движением неба для нейтрализации вращения Земли вокруг своей оси. Так можно было проводить фотосъемку с продолжительной экспозицией.

В 80-х годах прошлого века уэльский астроном-любитель Исаак Робертс (1829–1904) сделал большое количество снимков туманностей. Это была важная работа, так как фотокамера гораздо объективнее, чем человек, может видеть и фиксировать тончайшие небесные структуры. Отныне астрономы могли больше не полагаться только на художественные, иногда сомнительные, способности наблюдателей, пытающихся зарисовать виденное.

В 1888 г. Робертсу удалось показать, что туманность Андромеды имеет спиральную структуру. Этого никто не заметил раньше, так как туманность повернута к нам ребром гораздо больше, чем туманность Водоворот. Спиральное строение, так очевидное в последнем случае, в первом почти не заметно.

Робертс указал, что если туманность периодически фотографировать на протяжении ряда лет, то небольшие изменения ее положения относительно окружающих звезд показали бы, что туманность вращается с некоторой измеримой скоростью. Уже одно это недвусмысленно показало бы, что туманность — относительно малый и потому относительно близкий объект. Любой объект на равном удалении с одной из кантианских островных вселенных должен был бы быть таким чудовищно огромным, что понадобились бы миллионы лет для одного его оборота и никакого заметного изменения в разумный период времени зафиксировать было бы невозможно.

В 1899 г. Робертс заявил, что его фотографии в самом деле зарегистрировали вращательные изменения в туманности Андромеды, и это казалось похожим на правду.

В том же 1899 г. впервые был получен спектр туманности Андромеды. Он оказался очень похожим на спектры звезд, тогда как спектры бесформенных облаков газа и пыли, подобных облакам туманности Ориона, полностью отличны от спектров звезд и обычно состоят из ярких, отчетливых по цвету линий. Это свидетельствовало о том, что туманность Ориона и ей подобные дают некоторую окраску, а спектры туманности Андромеды и других туманностей ее типа бывают белыми, именно поэтому их иногда называли «белыми туманностями».

Спектр туманности Андромеды имел смысл в том случае, если Лаплас был прав и туманность была развивающейся звездой. В 1909 г. английский астроном Уильям Хаггинз на основании своих исследований объявил, что туманность Андромеды — это планетарная система в последней стадии своего развития.

Для разногласий, казалось, больше нет почвы. И все же одна трудность, назревшая к концу века, упорно отказывалась отступать. Речь шла о новых.

S АНДРОМЕДЫ

20 августа 1885 г. немецкий астроном Эрнст Гартвиг (1851–1923) обнаружил звезду в центральной области туманности Андромеды. Это была первая звезда, когда-либо виденная в этой туманности.

Возможно, кое-кто из астрономов сначала подумал, что развивающаяся планетарная система, каковой предположительно была туманность Андромеды, достигла своей кульминации; центральная область ее уже не просто светилась, но вспыхнула и превратилась в настоящее солнце. Будь это так, звезда продолжала бы оставаться горящей и стала бы постоянным достоянием неба, но этого не случилось: звезда медленно блекла и наконец совершенно исчезла в марте 1886 г. Было предельно ясно: это новая, Новая S Андромеды! С тех пор на нее ссылаются как на S Андромеды, и я буду придерживаться той же традиции.

Однако что делала эта новая в туманности Андромеды?

Могла ли отдельная развивающаяся звезда стать новой до того, как она стала нормальной звездой? И если могла, то как случилось, что туманность Андромеды осталась как была, без малейшей видимой перемены, когда угасла новая?

И опять-таки, кто сказал, что новая была частью туманности? Она могла просто наблюдаться на одной оси зрения с туманностью, которая, по существу, светилась далеко позади нее и никоим образом ею не затрагивалась.

Было или не было это частью туманности, S Андромеды имела все же слишком слабые основания, чтобы значиться в новых. Даже если в то время астрономы видели еще слишком мало новых, но все же достаточно для того, чтобы знать, что S Андромеды была ненормально тусклой. Даже в максимуме блеска она достигала величины 7,2, т. е. всегда оставалась не видимой невооруженным глазом. Никто не смог бы, выйдя однажды на крыльцо и увидев над собой S Андромеды, застыв от изумления, воскликнуть: «Невероятно! Новая звезда!», как это случилось с Браге триста лет назад.

Увы, кроме нескольких астрономов за своими телескопами, никто не увидел S Андромеды. И даже они, скорее всего, заметили ее случайно и только потому, что сияла она в центре туманности, где прежде никаких, даже слабых, звезд никогда не было.

Туманность Андромеды с сияющей в ней звездой была сфотографирована, но спектров последней не получили. Спектры тусклых объектов получить в то время было очень трудно. Быстрое возгорание и медленное угасание S Андромеды были все же типичны для новой; единственный вопрос, который можно было задать себе, «Почему же она такая слабая?» Этот вопрос не был, однако, таким уж неожиданным. Новая может выступать в широком диапазоне блеска. В пике своего блеска она может быть чрезвычайно яркой, как звезда Браге, или весьма скромной, как новая, открытая Хайндом в 1848 г., имевшая всего лишь четвертую звездную величину. Новая S Андромеды была просто менее заметной, только и всего.

В то время ничего не знали о природе и причинах возникновения новых, поэтому астрономы полагали, что все зависит от того, какой яркостью обладала звезда с самого начала. Яркая звезда вспыхнет необычайно сильно, менее яркая будет скромнее в своем сиянии, а совсем тусклая может пройти вовсе не замеченной невооруженным глазом даже в пике своего блеска.

Итак, S Андромеды получила отставку. Она появилась и исчезла, была замечена и забыта. До 1901 г. В этом году появилась Новая Персея и недолго сияла как звезда нулевой величины. По тому, как распространялся свет в кольце окружающей ее пыли, можно было вычислить ее удаленность. Ведь астрономы наблюдали видимую скорость света и, зная истинную его скорость, могли без труда определить расстояние, на котором свет распространялся для стороннего наблюдателя. Они заключили, что Новая Персея находится на расстоянии 30 парсек от Земли.

Для звезды это не далеко. Есть несколько тысяч звезд, которые ближе, но многие миллиарды — дальше. Появилась мысль, что Новая Персея светит так ярко в силу единственной причины — ее близости.

Не могло ли быть так, что все новые достигают более или менее равного уровня светимости (некоторой абсолютной звездной величины), однако разница в яркости происходит только вследствие разной их удаленности?

Например, предположим, что S Андромеды достигает величины всего 7,2 из-за ее большей удаленности от нас, чем Новая Персея. Если бы обе эти новые имели равные абсолютные величины в максимуме блеска, тогда S Андромеды, чтобы светить так слабо, как она светит, должна отстоять от нас на расстояние порядка 500 парсек. Если это так, то и туманность Андромеды должна быть на удалении 500 парсек, как и S Андромеды. Если S Андромеды находится перед туманностью, т. е. ближе к нам, то туманность отстоит от нас более чем на 500 парсек и может быть и значительно дальше. Но даже если туманность Андромеды удалена не более чем на 500 парсек, она не могла быть планетарной системой в процессе образования.

Никакая отдельная планетарная система не может отстоять на 500 парсек и выглядеть в небе большой, как эта туманность.

Астрономы отказались принять описанное выше рассуждение, основанное лишь на предположении, что Новая Персея и S Андромеды имеют одинаковый максимум блеска.

Казалось, легче было предположить, что это звезды с разным максимумом блеска и S Андромеды, не кажется очень тусклой в сравнении с Новой Персея, но фактически такой и является. Тогда выходило, что S Андромеды находится совсем близко (в космических, конечно, масштабах), гораздо ближе 500 парсек, и так же близка, естественно, и сама туманность Андромеды. В таком случае туманность Андромеды все-таки может быть развивающейся планетарной системой.

ГАЛАКТИКА АНДРОМЕДЫ

Американский астроном Кертис (1872–1942) не был согласен с таким легким выходом из положения. Предположим, рассуждал он, что S Андромеды очень далека и что туманность Андромеды еще дальше, много дальше, чем предполагалось. А не могла ли туманность Андромеды, если она столь отдаленна, быть островной вселенной, самостоятельной звездной галактикой, находящейся далеко за пределами нашей? Подтверждается ли тем самым верность идеи Канта, выдвинутой им полтора века назад?

Если так, то туманность Андромеды должна состоять из очень-очень многих довольно тусклых звезд. Среди этого сгущения звезд время от времени должны вспыхивать новые. И если звезды в туманности пока неразличимы в телескопы, любая из них, вспыхнув как новая, может стать видимой в телескоп, как это и случилось с S Андромеды.

Начиная с 1917 г. Кертис в самом деле открыл новые в туманности Андромеды, целые дюжины новых. В том, что они новые, не было ни малейшего сомнения: они появлялись, потом угасали, затем появлялись и угасали другие.

В этом скопище новых можно было подметить две важные особенности. Первая особенность в том, что это действительно было скопище. Ни в одной другой области неба не появлялось так много новых на одном ограниченном участке!

Это означало, что они не случайно, не просто так появлялись в этом направлении неба независимо от туманности, которой случилось вне всякой связи с ними расположиться позади.

Если б это было случайностью, почему такое множество новых зажигалось бы именно в этом направлении?

Нелепо всерьез задаваться вопросом, почему уникальное собрание новых и туманность Андромеды совпали по направлению, не имея между собой никакой осязаемой связи.

Кертис был абсолютно уверен в своем убеждении, что новые находились именно в туманности.

Но почему их так много?

Вот почему. Если туманность Андромеды действительно островная вселенная и самостоятельная галактика, то она должна иметь примерно столько же звезд, сколько имеет наша собственная. Поэтому в ней, кажущейся нашему глазу всего лишь пятнышком света, и новых должно появляться столько же, сколько в нашей Галактике, заполняющей все остальное небо.

В сущности, в этой туманности должно обнаруживаться даже больше новых, чем в Галактике. Кертис заметил, что в туманности вдоль ее кромок имеются пятна темноты, которые, будь она настоящей галактикой, могли бы оказаться большими протяженностями темных туманностей — газопылевых облаков, затемняющих звезды, расположенные за ними.

То же явление могло наблюдаться и в нашей Галактике. В дополнение к небольшим темным пятнам во Млечном Пути могли существовать гораздо более крупные, о которых мы не подозревали (со временем это было доказано); так что многие плотно населенные звездами участки Млечного Пути для нас закрыты. Среди этих крупных, скрытых от нашего взора звездных поселений (численно гораздо больших, чем виденные нами) ежегодно может появляться множество новых, спрятанных завесами пылевых облаков.

Что же касается туманности Андромеды, то мы с нашей более выгодной точки наблюдения можем видеть, что делается за этими облаками. Поэтому-то скрытых от глаз новых там почти нет. В самом деле, в туманности Андромеды было замечено больше новых, чем во всем остальном звездном небе.

Второй интересной особенностью новых Андромеды являлась их чрезвычайная слабость. Они были едва заметны даже в самый сильный телескоп в период их наибольшей яркости.

Если они были обычными новыми, как, например, Новая Персея, то они и должны были смотреться очень слабыми, принимая во внимание их чрезвычайную отдаленность. А это уже совпадало с концепцией туманности Андромеды как независимой галактики.

Кертис стал убежденным, выдающимся пропагандистом идеи островных вселенных. Впрочем, он был в этом не одинок.

Идея островных вселенных по-прежнему усваивалась с трудом, особенно после того, как появилось новое свидетельство, что туманность Андромеды является близлежащим объектом.

Голландско-американский астроном Адриан Ван Маанен (1884–1946) занялся измерением ничтожно малых движений астрономических объектов, в частности движений спиральных туманностей. Он подтвердил ранее сделанное наблюдение Робертса о том, что туманность Андромеды имеет измеримую величину вращения. Он заявил, что измеримую величину вращения имеют и некоторые другие спиральные туманности.

Теперь мы знаем, что измерения Маанена были неверны по нескольким причинам. Он измерял такие микроскопические изменения, которые едва укладывались в пределы разрешающей способности его инструментов, но то ли инструменты были чуть-чуть не в порядке, то ли его твердая вера в то, что эти движения все-таки должны быть, — все это наложило отпечаток на результаты его замеров.

Тем не менее Ван Маанен завоевал отличную, в целом заслуженную репутацию, и люди были склонны ему верить.

Если туманность Андромеды и выказывала некоторое движение, она должна быть близкой, невзирая ни на какие сомнительные сообщения о сгустках чуть теплющихся звезд.

Одним из тех, кто оказался вовлеченным в полемику, был американский астроном Харлоу Шэпли (1885–1972). Незадолго до этого Шэпли использовал переменные цефеиды для измерения расстояний (техника, разработанная американским астрономом Генриеттой Суон Левитт (1868–1921)). Шэпли смог показать, что истинный центр Галактики находится далеко от нашей Солнечной системы и мы, обитатели Земли, живем далеко на ее окраине. Шэпли был первым человеком, установившим истинный размер Галактики, без ее преуменьшения, как было во всех предыдущих оценках. (Первоначальная оценка Шэпли была несколько завышенной.) Он также первым определил расстояние до Магеллановых Облаков.

Могло показаться, что Шэпли, растянувший расстояния в Галактике и близ нее до новых беспрецедентных длиннот, представит себе еще более дальние объекты. Но, близкий друг Маанена, он принял его результаты. Шэпли стал главным приверженцем концепции малой вселенной. По его мнению, Галактика и Магеллановы Облака — это все, что вообще существует, а различные белые туманности просто часть этих систем.

26 апреля 1920 г. Кертис и Шэпли вели свой знаменитый диспут перед переполненным залом Национальной академии наук. Несомненно, Шэпли был крупным авторитетом и представлял взгляд большинства, но Кертис! Он неожиданно оказался сильным оратором, и его новые, с их слабостью и количеством, явились поразительно удачным аргументом.

Объективно диспут кончился тем, что каждый остался на своих позициях, но уже сам факт, что Кертис в схватке с Шэпли смог подняться до ничьей, был большой моральной победой.

Позднее укрепилось мнение, что он и выиграл спор. По сути дела, диспут не разрешил спора, хотя после него, надо сказать, ряд астрономов принял точку зрения островных вселенных.

Нужно было еще одно доказательство, доказательство, которое было бы сильнее всего, что выдвигалось до тех пор. Это доказательство было представлено американским астрономом Эдвином Пауэлом Хабблом (1889–1953), имевшим в своем распоряжении новый гигантский телескоп с диаметром зеркала 2,5 м — самый дальновидящий инструмент того времени. Телескоп начал функционировать в 1919 г., а в 1922 г. Хаббл использовал его для фотографирования туманности Андромеды и других объектов методом продолжительной экспозиции.

5 октября 1923 г. на одной из фотографий он обнаружил звезду в окрестностях туманности Андромеды. Это была не новая. Он сопровождал ее день за днем, она оказалась цефеидой. К концу 1924 г. Хаббл открыл в туманности Андромеды 34 очень слабые переменные звезды, 12 из них были цефеиды. Он открыл еще 63 новые, очень похожие на те, что были ранее отмечены Кертисом.

Неужели все эти звезды существовали независимо от туманности и чисто случайно оказались в одном с ней направлении?

Нет! Хаббл рассуждал, как Кертис: не может быть столько слабых цефеидных переменных в направлении туманности просто по совпадению. Подобное число таких звезд не найти ни в одном другом районе неба.

Хаббл понял, что открыл звезды, входящие в саму туманность, сделал то, что никому из его предшественников сделать не удавалось. Он преуспел потому, что обладал лучшим инструментом, превосходившим все, что было сделано до него.

Теперь уже мнение Хаббла никто не посмел опровергнуть. Коль скоро туманность разрешена в звезды (только в несколько самых ярких, но и этого довольно!), бывшее представление о туманности Андромеды как о близлежащем объекте и планетарной системе в процессе образования кануло в Лету.

Более того, поскольку Хаббл открыл в туманности цефеиды, он мог, применяя метод Левитт-Шэпли, вычислить расстояние до туманности. Его расчеты показали, что туманность Андромеды удалена от нас на 230 000 парсек, т. е. в пять раз дальше, чем Магеллановы Облака. Следовательно, туманность Андромеды находится далеко за пределами Галактики. Стало ясно, что это — галактика, настоящая галактика, галактика по праву.

Какое-то время белые туманности называли еще внегалактическими туманностями, но позднее слово «туманность» было отброшено как полностью непригодное. Их стали называть галактиками, и туманность Андромеды стала галактикой Андромеды. Это название за ней и остается. Равным образом туманность Водоворот стала галактикой Водоворот и т. д.

Забивая последний гвоздь в гроб идеи малой вселенной, Хаббл в 1935 г. показал, что измерения видимых вращений некоторых галактик Маанена были ошибочны.

Другие белые туманности, меньшие по внешнему виду и более тусклые, чем Андромеда, в свою очередь, тоже галактики, и все они дальше, намного дальше Андромеды. Вселенная представлялась теперь как огромное множество галактик, и наш Млечный Путь — всего лишь одна из них.

Кстати, оценка расстояния до галактики Андромеды (и, следовательно, до всех еще более дальних) была занижена Хабблом. В 1942 г. немецкий астроном Вальтер Бааде (1893–1960) показал, что имеются два разряда цефеид и что при использовании их для определения космических расстояний должны применяться разные методы. Правильный разряд был выбран Шэпли при определении размеров нашей Галактики и расстояния до Магеллановых Облаков. Хаббл же при оценке расстояния до галактики Андромеды по неведению использовал другой разряд цефеид, поэтому его расчеты оказались неверными. Когда его расчеты были исправлены, оказалось, что галактика Андромеды удалена от нас на расстояние 700 000 парсек, т. е. находится в 14 раз дальше, чем Магеллановы Облака.

СВЕРХНОВЫЕ

Каждое решение проблемы ведет за собой новые головоломки. Как только астрономы сошлись в том, что смутное пятно в Андромеде есть отдаленная галактика, пришлось тут же пересматривать свой взгляд на S Андромеды, которая тогда, в 1885 г., почти не вызвала никакого шума.

Если бы S Андромеды обладала такой же светимостью, как и Новая Персея, то, чтобы быть не ярче седьмой величины в максимуме блеска, она должна была бы отстоять от нас на 500 парсек.

Но что, если она была так же далеко, как, по новым данным, галактика Андромеды?

Если бы галактика Андромеды была на расстоянии первой оценки Хаббла, т. е. 230 000 парсек, то S Андромеды должна иметь светимость в 200 000 раз большую, чем Новая Персея, чтобы на данном расстоянии достичь седьмой звездной величины. Но так как галактика Андромеды на самом деле удалена от нас на расстояние 700 000 парсек, то S Андромеды должна была бы светить в 2 млн. раз ярче чем Новая Персея в пике своего блеска, или в 20 млрд. раз ярче, чем наше Солнце.

Галактика Андромеды, как теперь известно, по своей массе почти вдвое превосходит нашу, это равно примерно массе 200 млрд. звезд, как наше Солнце (учитывая, что большинство звезд значительно уступает в светимости Солнцу).

Если S Андромеды в максимуме блеска была в 20 млрд. раз ярче нашего Солнца, то она обладала светимостью, эквивалентной одной пятой светимости всей галактики, частью которой она являлась.

Если это так, то S Андромеды не могла бы уже рассматриваться просто как еще одна новая: она излучала в миллион, а может быть в два миллиона раз больше света!

Большинство астрономов встретили эту информацию как непостижимую. Наиболее консервативные противники большой вселенной доказывали, что галактика Андромеды не могла быть отдаленной галактикой, ибо, если это так, S Андромеды для таких расстояний была бы невероятно, непостижимо яркой.

Другие заняли менее воинственную позицию. Слишком слабые новые, обнаруженные Кертисом и Хабблом, были в самом деле новыми Андромеды, но S Андромеды отнюдь не принадлежит к их числу. Они утверждали, что она находилась на расстоянии гораздо меньшем тысячной расстояния до галактики Андромеды, т. е. на ранее вычисленном расстоянии 500 парсек, вот почему она казалась гораздо ярче, чем остальные новые Андромеды. Она оказалась просто-напросто в направлении галактики Андромеды. И если речь идет только об одной новой, вспыхнувшей так ярко, разве это не может быть простым совпадением?

Хаббл был с этим полностью не согласен. Он твердо держался убеждения, что S Андромеды была частью одноименной галактики и необычно яркой новой.

Чье же мнение предпочесть?

Швейцарский астроном Фриц Цвикки (1898–1974) рассуждал так. Допустим, что S Андромеды была действительно необыкновенно светимой. Такое явление следует, видимо, считать очень редким, ибо, как учит опыт человечества, явления, которые отражают крайнюю степень чего-нибудь вполне обычного, являются сами по себе редчайшими. Поэтому было бы излишней тратой времени следить за Андромедой в ожидании новой типа S Андромеды. Существует столько галактик, что появление необычно светящейся новой в какой-нибудь одной из них вовсе не явилось бы редкостью. Более того, если такая необычно светящаяся новая имела яркость почти целой галактики, к которой принадлежала, то не составит труда найти такую.

Новая типа S Андромеды в любой сколь угодно далекой галактике будет видна, если видна будет сама галактика.

И действительно, с тех пор как впервые появилась S Андромеды, в различных галактиках или вблизи них было обнаружено более двадцати новых. Как правило, они бывали слишком тусклы и недоступны невооруженному глазу (какими и должны были быть, если б находились в далеких галактиках) и, как следствие, подробно никогда не изучались. Для Цвикки они явились настоящей находкой.

В 1934 г., всего за 50 лет до того, как пишутся эти строки, Цвикки начал систематический поиск «сверхновых», термин, который он сам впервые употребил. Он сосредоточил свои наблюдения на крупном скоплении галактик в созвездии Девы и в 1938 г. в разных скоплениях галактик обнаружил не менее двенадцати сверхновых.

Каждая в пике своего блеска светилась как целая галактика, и каждая, по-видимому, обладала светимостью нескольких миллиардов наших Солнц.

Неужели все двенадцать объектов были обманчивыми? Неужели все они были относительно близкими новыми, случайно оказавшимися в оси зрения, направленной на ту или иную галактику галактического скопления Девы?

Логическая и математическая неправдоподобность такого совпадения была очевидна. Астрономы начали соглашаться с тем фактом, что найденные новые действительно находятся в галактиках, которые их окружают, и что это в самом деле сверхновые.

В последующие годы Цвикки и другие нашли еще много сверхновых. К сегодняшнему дню в разных галактиках их было обнаружено около 400. Из анализа полученных цифр можно заключить, что в каждой данной галактике одна сверхновая взрывается в среднем каждые 50 лет. Другими словами, одна сверхновая на 1250 обычных новых.

Сегодня подсчитано, что в пределах 300 млн. парсек от Земли существует 100 млн. галактик, до которых могут дотянуться наши телескопы и где сверхновую можно заметить при ее появлении. Если в каждой галактике одна сверхновая появляется в среднем каждые 50 лет, то взрыв сверхновой в той или иной галактике происходит каждые 15 секунд!

К сожалению, все их увидеть мы не в состоянии: одни из них будут скрыты огромными пылевыми облаками в их собственных галактиках, другие — более темными звездами, лежащими между нами и сверхновой. И конечно же, нет стольких астрономов, чтоб в каждом случае держать под надзором каждую из 100 млн. галактик!

Как бы то ни было, в течение последних 50 лет в других галактиках было отмечено 400 сверхновых. В среднем это означает: 1 сверхновая каждые 6,5 недели.

Ясно по всему, что сверхновые — это объекты неимоверно взрывчатой природы. Стань наше Солнце сверхновой, оно превратило бы в пар все планеты Солнечной системы еще до того, как достигло бы максимума блеска. Будь сверхновой Альфа Центавра, отстоящая от нас всего на 1,3 парсека, она бы круглые сутки сверкала над нами с яркостью, которая в пике блеска в 15 000 раз превосходила бы яркость Луны, или составила одну тридцатую блеска Солнца.

Отсюда можно понять астрономов, которым ничто не доставило бы большего удовлетворения, чем возможность поближе и во всех подробностях познакомиться со сверхновой.

Поистине обидно, что нашим звездочетам приходится изучать их в чужих галактиках и на расстоянии 700 000 парсек и более.

Конечно, ни один человек в здравом уме не захочет, чтобы сверхновая зажглась слишком близко, однако вполне вероятно, что одна из них может вспыхнуть и в нашем Млечном Пути, к тому же на расстоянии не 700 000, а всего 700 парсек. И если сверхновые взрываются в отдельных галактиках примерно каждые 50 лет, ясно, что и в галактике Млечного Пути в прошлом тоже бывали такие взрывы.

И бывали определенно! Оглядываясь назад во всеоружии знания прошлого, нам кажется вполне достоверным, что в течение последних тысяч лет в галактике Млечного Пути взорвались по меньшей мере четыре сверхновые.

Первой, в 1006 г., была новая в созвездии Волка, она обладала почти одной десятой блеска полной Луны. Это была, вероятно, самая яркая звезда из всех светивших на небе за всю историю существования человека на Земле. Затем была Новая Тельца (1054 г.), новая, которую наблюдал Браге (1572 г.), и новая, наблюдавшаяся Кеплером (1604 г.).

Только четыре? Ведь, учитывая 50-летние интервалы, их должно было быть целых двадцать!

Тут есть одна трудность. Мы не можем видеть всю нашу Галактику целиком — видим лишь ближайшую ее часть.

В видимой ее части мы могли бы увидеть в среднем только одну сверхновую в 250 лет. Кстати, есть свидетельства о сверхновой (оставшейся без упоминания), которую можно было увидеть в небе в 1670 г. Несомненно, она была замаскирована пылевыми облаками.

Есть еще одна загвоздка. Если только четыре сверхновые в Галактике Млечного Пути были замечены за истекшие тысячу лет, почему же четвертая, и последняя, была в 1604 г.? Ведь уже спустя пять лет появился телескоп!

Самая близкая сверхновая с 1604 г. — S Андромеды, удалена на 700 000 парсек. Ее видели в телескоп, фотографировали, спектрального анализа ее нет. И с тех пор, за целое столетие, ничего более близкого!

Очень жаль!

ГЛАВА 5

МАЛЕНЬКИЕ КАРЛИКИ

КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ

Сверхновая звезда — это взрыв такой чудовищной силы, что трудно поверить, чтобы после него не осталось никаких следов. Звезда, просверкавшая столь краткое время светом целой галактики, непременно должна оставить после какой-то пепел — и она его оставляет.

Поскольку о существовании сверхновых стало известно только с 30-х годов, едва ли в этих остатках видели именно то, чем они являлись на самом деле. Скорее всего, эти следы раньше замечали без распознания их истинной природы. В 1731 г., например, английский астроном Джон Бевис (1693–1771) первым заметил маленькое белесоватое пятнышко в созвездии Тельца.

Месье — известный охотник за кометами — заметил его тоже и, полагая, что пятно ошибочно могут принять за комету, занес его в список объектов, не заслуживающих внимания других кометоискателей. Этот объект он занес в свой список первым, так что туманное пятно в созвездии Тельца иногда фигурирует среди ученых как М1.

Первым астрономом, детально исследовавшим М1 (в 1845 г.), был Уильям Парсонс, работавший с тем же широким телескопом, который впоследствии использовал для открытия спиральной природы многих отдаленных галактик. Для Парсонса объект М1 стал не просто бесформенной пухлой массой; его телескоп, раздвинув рамки отдаленного, показал более подробную картину; пятно в телескоп выглядело как некий возмущенный объем газа, нечто такое, что невольно внушало мысль: М1 — это остатки сильнейшего взрыва. Внутри газового облака выделялись клочковатые пряди света, которые чем-то напомнили Парсонсу ноги краба. Он назвал М1 Крабовидной туманностью, с тех пор это название так за ней и осталось.

Крабовидная туманность стала привлекать к себе пристальное внимание: ведь в звездном небе не найдешь ничего, что хотя бы издали на нее походило! Ничего, что давало бы столь ясную картину совершавшегося на глазах взрыва. Туманность начали фотографировать, и, следовательно, появилась возможность сравнивать снимки, сделанные в разные годы.

Первым провел такое сопоставление американский астроном Джон Чарлз Дункан (1882–1967). В 1921 г. он сделал снимок Крабовидной туманности и тщательно сравнил его с фотографией, выполненной другим американским астрономом — Джорджем Уиллисом Риччи (1864–1945), причем на том же телескопе, которым теперь пользовался Дункан. Дункану показалось, что на его фотографии Крабовидная туманность чуть-чуть шире, чем у Риччи. Судя по всему, туманность расширялась.

Если это расширение действительно было, то Крабовидная туманность — это не что иное, как остатки новой, и, судя по масштабам газопылевого облака, новой весьма внушительных размеров. Еще одна фотография, сделанная Дунканом в 1938 г., подтвердила правильность этого вывода.

Вскоре после первого сообщения о расширении туманности в 1921 г. Хаббл (ставший вскоре знаменитым, разрешив туманность Андромеды на звезды), сопоставив этот факт и расположение туманности в созвездии Тельца, где китайцы когда-то заметили «звезду-гостью», предположил, что туманность — это все еще расширяющиеся следы взорвавшейся в 1054 г. очень яркой новой.

Звучало весьма правдоподобно, но как доказать сам факт? По наблюдаемой скорости расширения туманности путем обратного отсчета можно было установить, сколько времени назад все это облако газа и пыли было собрано в одной светящейся точке-звезде, т. е. подсказало бы астрономам, сколько времени протекло с того момента, как взорвалась звезда. Период времени, истекший после взрыва, оказался 900 лет. Это помещало взрыв почти как раз в 1054 год — год яркой новой, горевшей в созвездии Тельца.

С тех пор астрономы повсюду стали отождествлять Крабовидную туманность с новой 1054 г.

Можно было обратить видимую скорость расширения Крабовидной туманности в истинную скорость, исследуя смещение темных линий в ее спектре. Получалось около 1300 км/с. Теперь можно было легко подсчитать, как далеко должна была находиться Крабовидная туманность, чтобы эта истинная скорость соответствовала бы видимой, отмечаемой на фотографиях. Оказалось, что Крабовидная туманность находится от нас на расстоянии 2000 парсек.

Зная это расстояние, можно по видимой ширине туманности найти, что она имеет теперь около четырех парсек в диаметре и, конечно, продолжает с постоянством расширяться.

Из свидетельства о яркости новой 1054 г., зная настоящее расстояние до нее, можно вычислить, что, видимая с 10 парсек — стандартного расстояния для определения абсолютной звездной величины, эта новая в пике своего блеска должна была, очевидно, сиять с абсолютной величиной — 18. Иными словами, в максимуме блеска это звездное извержение сопровождалось потоком света, превышающим в 1,6 млрд. раз светимость нашего Солнца и равным примерно 1/60 светимости всего Млечного Пути (если весь этот свет сосредоточить в одной точке). Вне всякого сомнения, новая 1054 г. была настоящей сверхновой.

Поскольку Крабовидная туманность находится от нас на расстоянии 2000 парсек, она должна быть настоящей туманностью, состоящей из пыли и газа. Она не может быть очень отдаленным скопищем звезд, каковым оказалась туманность Андромеды. В этом случае она должна бы излучать спектр, состоящий из отдельных светлых линий различной длины волн, как излучает туманность Ориона. На самом же деле это не так. Крабовидная туманность имеет непрерывный спектр, излучая свет на всех длинах волн, как звезды. В сущности, она имеет значительно более высокую температуру, чем звезды, так как Крабовидная туманность излучает свет на очень коротких, энергонасыщенных длинах волн, включающих не только ультрафиолетовые лучи, но и более короткие рентгеновские и еще более короткие гамма-лучи. Она также обильно излучает щедрые дозы длинноволновой радиации в радиодиапазоне, которая поляризована, т. е. колебания ее распространяются в одном направлении.

Источник такого непрерывного спектра высокой энергии оставался тайной до 1953 г., когда советский астроном Иосиф Шкловский (1916–1985) предположил, что источник порождается быстрыми электронами, с высокой скоростью проходящими через сильное магнитное поле. И это оказалось не просто теорией. Точно такое же явление (разумеется, в сильно уменьшенном масштабе) мы наблюдаем в ускорителях частиц, называемых синхротронами, сконструированных физиками-ядерщиками.

В синхротронах электрически заряженные частицы проходят через магнитные поля и выделяют так называемую синхротронную радиацию.

Похоже, Крабовидная туманность источала синхротронную радиацию в огромном количестве, но откуда поступали электроны? Откуда бралась вся та энергия, которая гнала электроны сквозь магнитное поле в течение девяти веков после взрыва сверхновой?

В 1945 г. Бааде, который совместно с немецко-американским астрономом Рудольфом Минковским (1895–1976) вычислил общепризнанное теперь расстояние до галактики Андромеды, наблюдал небольшие изменения в Крабовидной туманности вблизи двух звезд в центре ее структуры. Астрономы утверждали, что одна из этих звезд должна быть остатком объекта, пережившего взрыв сверхновой. Однако, чтобы поддерживать неиссякаемым такой поток синхротронной радиации, эта остаточная звезда должна посылать энергию с интенсивностью в 30 000 раз большей, чем наше Солнце. Как могло случиться такое, оставалось загадкой, которую не суждено было решить в течение последующей четверти века.

Если сверхновая 1054 г. оставила после себя столь удивительное напоминание, то другие сверхновые могли бы, очевидно, сделать то же самое. В этом смысле любое газопылевое облако, обнаруживающее синхротронную радиацию, можно было бы взять на подозрение. Однако, чем дальше отстояло от нас во времени извержение сверхновой, тем шире и разреженнее становилось облако и тем меньше его радиация.

Необычные свойства Крабовидной туманности могли объясняться тем, что сверхновая 1054 г. — сравнительно молода, относительно близка, ее не заслоняют облака космической пыли и она вся как бы на виду. Однако радиоволны пронизывают пылевые облака без особых помех. С 40-х годов нашего столетия астрономы используют все более чувствительные приборы и методы для обнаружения радиоволн, приходящих из космоса.

В 1941 г. Бааде обнаруживает в созвездии Возничего туманные волокна, примерно в том же месте, где Кеплер видел сверхновую 1604 г. Возраст остатков этой сверхновой составляет примерно треть возраста Крабовидной туманности, но вместе с тем она и гораздо дальше от нас, около 11000 парсек, так что ее возраст угадать точно сложно. Бааде не мог доказать, что эти неясные волокна пыли и газа в самом деле остатки сверхновой. Однако в 1952 г. два астронома из Кембриджского университета — Р. Браун и С. Хазард обнаружили, что эти газопылевые остатки являются мощным источником радиоволнового излучения, и это обстоятельство со всей очевидностью они связали со сверхновой 1604 г.

В том же году Браун и Хазард обнаружили радиоволны, идущие из того же района Кассиопеи, который соответствует Новой Тихо Браге. Позднее Минковский, работая с 200-дюймовым телескопом на Маунт Паломар в Калифорнии, обнаружил в этом участке зримо видимые следы, находящиеся от нас на расстоянии 5000 парсек. Затем в 1965 г. был запеленгован источник радиоволнового излучения в созвездии Волка, являющийся, должно быть, остатками большой сверхновой 1006 г., находившейся от нас, по-видимому, на расстоянии всего 1000 парсек.

Итак, четыре известные сверхновые последнего тысячелетия — все оставили после себя следы. Есть и пятое напоминание. В 1948 г. британские астрономы Мартин Райл (1918–1984) и Ф. Смит (р. 1923) открыли мощный радиоисточник в Кассиопее. Позднее Минковский обнаружил совпадающую с ним туманность, названную Кассиопея А. Она не принадлежала к району сверхновой Браге, но, казалось, имела признаки, роднившие ее с остатками сверхновой. Если они были последствием сверхновой, то такой взрыв должен быть виден на Земле где-то в 1677 г., но его, вероятно, заслонили межзвездные облака, поэтому никто о нем не обмолвился.

Еще один «подозрительный» объект, называемый «Лебединая петля», имеется, как можно догадаться, в созвездии Лебедя. Его составляют искривленные пряди туманности, напоминающие часть кольца диаметром 3°, или 6-кратная ширина полной Луны. Если это — остаток сверхновой, то извержение звезды случилось около 60 000 лет назад.

Другая необычная структура впервые привлекла внимание астрономов в 1939 г., когда американский астроном русского происхождения Отто Струве (1897–1963) заметил едва различимую туманность в южном созвездии Паруса. С 1950 по 1952 г. находку не выпускал из поля зрения австралийский астроном Колин С. Гам (1924–1960), опубликовавший свои наблюдения в 1955 г. Оказалось, что туманность Гама, как ее теперь называют, — это крупнейшая из ныне известных; она охватывает, наверное, шестнадцатую часть неба, однако так разрежена, что ее нелегко заметить; кроме того, ее наблюдение из Соединенных Штатов или Европы затруднено, поскольку она находится слишком далеко на юге.

Туманность Гама имеет грубо сферическую форму и почти 720 парсек в поперечнике. Центр ее находится на расстоянии 460 парсек от Солнечной системы, что делает ее самой близкой из всех известных туманностей. Ее ближайший край лежит от нас всего в 100 парсеках, и ученые одно время всерьез даже подозревали, что наша Солнечная система входит в ее пределы.

Эта туманность может быть следствием сверхновой, взорвавшейся 30 000 лет назад, которая, по-видимому, в течение краткого времени светила с яркостью полной Луны. В то время уже существовал вид homo sapiens. Любопытно бы знать, заметили ли неандертальцы, обретавшиеся далеко на юге, эту вторую Луну на небосводе.

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Если сверхновая — видимая вспышка взрывающейся звезды — обнаруживает энергию гораздо большую, чем обычная новая, то на основании представлений 20-х годов было бы логично заключить, что часть звезды, которая не была выброшена в пространство в виде газопылевого облака, сжалась (коллапсировала) до размеров белого карлика.

Центральная звезда Крабовидной туманности была голубоватой и горячей, такая же звезда существовала в центре туманности Гама. Может быть, и все другие остатки сверхновых имели в центре своем белых карликов, которые часто бывали слишком слабы для наблюдения? Казалось совершенно ясно, что маленькие горячие звезды в центре Крабовидной туманности и туманности Гама видны лишь потому, что эти звездные остатки оказались в относительной к нам близости.

Первое сомнение на счет того, что белые карлики могут быть единственно и повсеместно результатом звездного сжатия (коллапса), связано с работой американского астронома индийского происхождения Субрахманьяпа Чандрасекара (р. 1910). Он считал, что, когда звезда коллапсировала, образовавшийся белый карлик больше не способен иметь ядерные реакции, поэтому нельзя рассчитывать на энергию синтеза, которая могла бы удержать его от сжатия.

И все-таки белый карлик не сжимался так плотно, как можно было ожидать. Если бы атомы разрушились и материя сжалась до соприкосновения атомных ядер друг с другом, то объект, подобный нашему Солнцу, съежился бы до размеров шара диаметром всего 14 км. Белые карлики достигают в диаметре 12 000 км, и крошечные ядра все еще достаточно далеки друг от друга. Даже при такой плотности, по правде говоря, белый карлик ухитрялся каким-то образом вести себя как газ.