Очерки о Вселенной

Иначе говоря, вспышка новой звезды равносильна тому, как если бы свеча, горящая у вас на столе, засверкала как прожектор. Конечно, тут надо еще иметь в виду масштаб явления. Звезда, как бы она ни казалась слаба до вспышки, все же звезда, а не свечка. Мало того, установлено, что светимость новых звезд (за которыми это название так и сохранилось) до вспышки б среднем того же порядка, что и светимость Солнца. Представьте себе, что наше Солнце вздумало бы так вспыхнуть! Если бы его излучение увеличилось в десятки тысяч раз, мы бы не только ослепли, но и сгорели бы.

Сразу же после того как новая звезда достигла максимума, блеск ее начинает спадать, сначала быстро, потом все медленнее, и через несколько лет звезда по блеску становится такой же, какой она была до вспышки. При спадании блеска часто наблюдаются вторичные вспышки, но при этих общих чертах нельзя найти две такие новые звезды, у которых кривые изменения блеска были бы совершенно одинаковы.

Такое чудовищно большое и быстрое изменение блеска уже само по себе говорит о его катастрофическом происхождении, но спектральные данные рисуют еще более интересную картину, детали которой стали понятны лишь за последние два десятилетия.

Незадолго до достижения своего наибольшего блеска новая звезда дает обычно нормальный звездный спектр с узкими яркими линиями на краю темных линий, по виду которых ее нужно отнести к сверхгигантам, т. е. к большим звездам с огромной светимостью и протяженными атмосферами. Это подтверждается также данными о ее светимости, выводимыми из оценок расстояния до новой звезды. В максимуме ее светимость в десятки и даже сотни тысяч раз превышает светимость Солнца. На короткое время новая звезда по светимости превышает все остальные известные нам звезды. Темные линии спектра в это время бывают смещены к фиолетовому концу спектра на величину, соответствующую скорости приближения к нам поштдка нескольких сотен километров в секунду. Температура же звезды в этот период почти постоянна и не слишком высока: 8-10 тысяч градусов. Класс спектра бывает А или F.

Все это говорит нам, что внезапное увеличение блеска звезды вызвано внезапным увеличением размеров звездных покровов или оболочек. Ее наружные слои вместе с фотосферой, обращающим слоем и хромосферой раздуваются как мыльный пузырь. Они несутся во все стороны от центра со скоростью сотен километров в секунду, но мы видим только те их части, которые обращены к нам, т. е. лишь приближающиеся к нам (остальные скрыты телом звезды). Оттого и линии спектра смещены к фиолетовому концу.

Сразу после максимума блеска в спектре новой звезды происходит удивительное явление - место темных линий занимают широкие яркие полосы, на фиолетовом краю которых находится резкая темная линия, смещенная с нормального положения на величину, соответствующую скорости приближения порядка тысячи километров в секунду и больше.

Объяснение этой картины то же, что и в случае звезд Вольфа - Райе: расширение во все стороны обширной атмосферы, прозрачной для своих собственных излучений, благодаря чему до нас доходит свет и от удаляющихся частей, формирующих, как говорят, красную половину ярких спектральных полос. Только тут основную роль играет не непрерывное выбрасывание атомов с поверхности звезды, а расширение атмосферы, оторвавшейся от звезды в момент максимума. Причиной отрыва является внезапное увеличение скорости атомов атмосферы под действием возросшего давления света.

Рис. 160. Две фотографии спектра новой звезды в Геркулесе. Вверху - в день максимума, внизу на 10 дней позднее. Фиолетовый конец спектра - справа. (Получены автором на обсерватории Московского университета в 1935 г.)

Итак, в момент максимума блеска звезда, вздувшаяся как мыльный пузырь, сбрасывает с себя свои покровы. Эти покровы, удаляясь от звезды и расширяясь, становятся все разреженнее и прозрачнее, и сквозь них проглядывает обнаженная звезда.

Представьте себе опять, что наше Солнце вздумало бы раздуться как пузырь, - мы бы сгорели как соломинки, потому что вздутая звезда в максимуме имеет поперечник больший, чем поперечник земной орбиты. Мы оказались бы внутри звезды еще до того, как она собралась бы сбросить свои покровы! Но мы увидим, что с нашим Солнцем такая катастрофа невозможна. Начиная со времени максимума, в спектре звезды происходят непрерывные и сильные изменения, представляющие огромный интерес для специалиста. Но вы - не специалисты, и я не буду утомлять вас теми подробностями, которыми много лет увлекаюсь сам. Достаточно будет сказать, что изучение изменений спектра приводит к выводу, что с течением времени новая звезда нагревается все больше и больше и в конце концов доходит до температуры около 60-70 тысяч градусов и приобретает спектр типа Вольфа - Райе. Если бы мы не были свидетелями всей истории этой звезды, то могли бы думать, что это обычная звезда Вольфа - Райе. Впрочем, обычные звезды типа Вольфа - Райе почти в тысячу раз ярче, и это заставляет нас остеречься от зачисления всех их в список «бывших» новых звезд.