Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

теория склонна делать выбор в пользу черной дыры. В течение первых двух десятилетий рентгеновской астрономии удалось выявить лишь горстку кандидатов, пригодных для проведения такого различия, и каждый случай был предметом острых разногласий. Однако теория черных дыр может найти применение в гораздо большем масштабе, а именно она может быть применена к ядрам галактик, масса которых достигает порядка миллиарда звездных масс, а сама черная дыра способна ежегодно поглощать количество вещества (газа), эквивалентное нескольким солнечным массам.

НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Вскоре рентгеновская астрономия предоставила возможность более полного понимания эволюции звезд, и случилось это в ходе исследования сверхновых. Как мы уже видели, сначала выражение stella nova предназначалось для звезд, демонстрирующих неожиданное возрастание блеска, и новая звезда 1054 г., замеченная в Китае, а также звезды 1572 и 1604 гг., получившие известность благодаря Тихо Браге и Иоганну Кеплеру, согласно современной классификации носят название сверхновых. Было обнаружено, что в основе увеличения их светимости лежат два совершенно разных механизма. В случае новой в стремительную вспышку вовлекаются, по всей видимости, только внешние слои звезды, теряется относительно небольшая доля массы звезды и в каждом случае часть этой массы исходит от соседней очень близко расположенной звезды. Если руководствоваться идеей, выдвинутой Робертом Крафтом в 1964 г., все новые звезды без исключения входят в состав тесных двойных систем (например, белого карлика и холодного компонента). Изменение абсолютной звездной величины (а значит, и видимой звездной величины) достигает порядка десяти или менее единиц.

В противоположность этому, сверхновая представляет собой взрыв гораздо большего масштаба, в который вовлекается бо́льшая часть массы звезды. Невозможно провести различие между двумя разновидностями этого феномена, не имея данных о, прежде всего, исходной и конечной светимости, а это требовало знания расстояний. Поворотная точка в понимании ситуации наступила с наблюдением новых (по поздней классификации) в Туманности Андромеды, М31, и, в частности, звезды, обозначенной позже как S Андромеды. Ее впервые увидел К. Э. А. Хартвиг 20 августа 1885 г. из Дерптской обсерватории (если не принимать в расчет Л. Гюлли из Руана, который увидел ее тремя днями раньше, но посчитал, что это некий дефект телескопа), затем она увеличила свой блеск с девятой до седьмой (видимой) звездной величины, а потом быстро угасла. После 7 февраля она исчезла из виду, но еще до этого ее спектр исследовали по меньшей мере пять астрономов. В том числе Хёггинс, обнаруживший яркие эмиссионные линии и яркие полосы Коупленда. Это были первые шаги к пониманию удивительных явлений, случившихся в 1054, 1572 и 1604 гг.

В 1895 г. аналогичную «новую» обнаружила Вильямина Флеминг из Обсерватории Гарвардского колледжа в на тот момент еще не разрешенной на звезды туманности (NGC 5253) в созвездии Кентавр. Позже она получила наименование Z Кентавра. Флеминг нашла ее по пекулярному спектру, отнесенному Энни Кэннон к спектральному классу R. Спектр этой звезды, как считала Флеминг, напоминает спектр S Андромеды (решение, перепроверенное спустя долгое время Сесилией Пейн-Гапошкиной, которая в 1936 г. поняла, что спектральные линии были необычайно яркими и широкими).

В то время новые звезды весьма неопределенно классифицировались по схеме, разработанной Пикерингом для переменных звезд в целом (предложена в 1880 г. и переработана в 1911 г.). В рамках этой схемы отмечались лишь «нормальные новые» и «новые в туманностях». Кроме того, классификация переменных Пикеринга (ее описание дано в главе 16) включала звезды типа U Близнецов, сегодня обычно называемые «карликовыми новыми». Их вспышки случаются, как правило, с интервалом в несколько месяцев. Звезду в Близнецах открыл Дж. Р. Хайнд в 1855–1856 гг. Следующую находку удалось сделать лишь через сорок лет мисс Л. Д. Уэллс из Обсерватории Гарвардского колледжа (SS Лебедя). К 1922 г. У. С. Адамс и А. Х. Джой установили сходство спектров этой все еще очень немногочисленной группы со спектрами новых звезд.

Другие новые в спиральных туманностях удалось обнаружить в 1909 г. (Макс Вольф) и в 1917 г. (Дж. У. Ричи). Последняя побудила астрономов более тщательно изучить фотографии, полученные с помощью телескопов обсерватории Маунт-Вилсон. В результате нашли еще множество звезд той же категории. Последний шаг на пути к признанию их огромной яркости был сделан одновременно с осознанием того, что спиральные туманности действительно являются очень далекими «островными вселенными». Только тогда, в середине 1920‐х гг., в новых звездах стали видеть источник мощной энергии. Однако данных еще очень не хватало (к 1937 г. удалось исследовать спектры только пяти звезд). Когда на одной из старых пластинок удалось идентифицировать одну из типичных звезд этого класса, оказалось, что она увеличила свой блеск по меньшей мере на пятнадцать звездных величин. В ходе неожиданного взрыва высвободилось больше энергии, чем наше Солнце излучило за все время своей жизни, то есть за четыре или пять миллиардов лет. В 1925 г. Лундмарк провел различие между новыми «высшего класса» и «низшего класса», а в 1934 г. Бааде и Цвикки заменили первое название на «сверхновые» – чрезвычайно яркие новые в удаленных галактиках. Об их удивительном характере свидетельствовали расстояния до этих галактик (туманностей), определенные Хабблом, которые измерялись миллионами световых лет; это в тысячу раз больше, чем расстояния до новых в Млечном Пути; следовательно, они излучали в миллион раз больше энергии. В 1938 г. Бааде показал, что в данном случае мы имеем дело не просто с сильно различающимися светимостями, а с абсолютно другим классом объектов.

Изучение новых и сверхновых не продвинулось бы далеко без фотографии, поскольку до вспышки эти звезды почти всегда бывают малоприметными. Впоследствии, с помощью старых пластинок, удалось восстановить почти все графики изменения их блеска. Типовая кривая блеска демонстрирует стремительный рост, за которым следует медленное угасание, и требуется элемент везения, чтобы поймать звезду в момент роста светимости. Первую фотографию спектра новой во время роста до максимального значения удалось получить для новой в созвездии Персей в 1901 г. Этот спектр, в значительной степени спектр поглощения, чуть было не убедил гарвардских астрономов в том, что они при наведении выбрали не ту звезду. Спектр новой звезды до вспышки не удавалось найти вплоть до 1918 г. (новая в созвездии Орел). Обнаруженная пластинка датировалась 1899 г.

Для объяснения новых предпринимались многочисленные попытки. Например, у Исаака Ньютона была теория столкновения, Лаплас полагал, что это результат воспламенения поверхности, В. Клинкерфус приводил аргументы в пользу приливных выбросов во время близкого прохождения рядом с другой звездой, Зелигер рассматривал вариант столкновения звезды с пылевым облаком, а согласно Локьеру, это столкновение метеоритов в двух пересекающихся потоках. Последнюю теорию можно было хотя бы исключить, поскольку фотографии показывали наличие звезд в местах последующих вспышек. Обнаружение в 1918 г. новой в созвездии Орел принесло большой объем новой информации. Изучив ее спектр, У. С. Адамс и Дж. Эвершед пришли к выводу: звезда с большой скоростью сбрасывает газовую оболочку, и некоторые из особенностей спектра возникают в результате того, что мы наблюдаем наложенные друг на друга спектры близкой и дальней частей оболочки с противоположными доплеровскими смещениями.

Вообще говоря, это хорошо вписывается в общую картину механизма новых, сложившуюся позднее в том же столетии, со сложным взаимодействием между относительно холодной звездой и близко расположенным к ней белым карликом. Вокруг белого карлика из вещества холодной звезды формируется аккреционный диск. В случае обычной новой он накапливается вокруг карлика и запускает определенные высокоэнергетические ядерные реакции, которые взрывают верхние слои звезды. В случае карликовой новой вещество, скорее всего, истекает на сверхзвуковых скоростях из карликовой звезды не в точности на вторую звезду, а на окружающий ее аккреционный диск. Затем диск разогревается в том месте, где на него падает вещество, что может