Очерки о Вселенной

Рис. 161. Размеры новой звезды по сравнению с Солнечной системой

Но что происходит с газовой оболочкой, сброшенной звездой в момент максимума блеска? Расширяясь, увеличиваясь в размерах, она несется во все стороны в пространство, все больше удаляясь от звезды. Если вы сомневаетесь в правильности такого объяснения явлений, наблюдаемых в спектре, то последите за новой звездой через несколько лет после вспышки в большой телескоп. К этому времени ослабевшая в блеске, но расширившаяся оболочка новой звезды становится достаточно велика, чтобы ее можно было видеть непосредственно в телескоп даже на том огромном расстоянии, на каком мы от нее находимся. Такие туманные оболочки мы действительно видим теперь вокруг бывших новых звезд 1901 г. (в Персее), 1918 г. (в Орле), 1925 г. (в Живописце), 1934 г. (в Геркулесе). Из года в год мы измеряем непрерывное увеличение их размеров, происходящее с той самой скоростью, какая была определена нами в свое время из изучения спектра звезды. Сначала такая туманность имеет вид крохотного пятнышка, потом пятнышко увеличивается и превращается в колечко, в центре которого видна слабенькая звездочка - бывшая «новая». Подсчеты показывают, что масса покровов, сброшенных звездой, в десять или сто тысяч раз меньше масеы Солнца. Сброшенная оболочка состоит из водорода, гелия, азота, углерода, кислорода и других газов. И видом, и химическим составом, и физическим состоянием газовые туманности, образованные новыми звездами, похожи на встречаемые кое-где на небе маленькие туманности, неудачно названные когда-то планетарными за их внешнее сходство с зеленоватыми слабо светящимися дисками планет Урана и Нептуна.

Сходство туманностей, рожденных новыми звездами, с планетарными туманностями дополняется тем, что в центре и тех и других находятся звезды типа Вольфа - Райе и даже светимость их одинакова. Допустить, что известные нам планетарные туманности с их ядрами в виде звезд класса О и часто звезд Вольфа - Райе являются результатом вспышки новых звезд, нам мешает лишь то, что массы планетарных туманностей раз в сто больше, чем массы выброшенных оболочек этих звезд, и что они расширяются медленнее, чем атмосферы последних. Тут еще кроется какая-то загадка, но сходство этих двух видов небесных тел слишком велико, чтобы быть случайным.

Рис. 162. Оболочка, расширяющаяся после вспышки Новой Персея 1901 г

Почему новые звезды сбрасывают свои покровы, со всякой ли звездой это может случиться, не может ли это случиться с Солнцем, меняются ли физиономия и «нутро» звезды после сбрасывания покрывал?

Увы, увы - все эти вопросы упираются в незнание точного спектра новой звезды до ее вспышки. Ах, если бы мы знали заранее, какая из слабых звездочек вскоре вспыхнет как новая! Мы бы во-время сняли ее спектр, сфотографировать же впрок, «на всякий случай», спектры сотен тысяч слабых звезд невозможно. Не зная же спектра новой звезды до вспышки, мы ничего не можем сказать и о ее физическом состоянии до катастрофы.

Все же есть данные, позволяющие сделать некоторые выводы. Оказывается, что и до и после вспышки многие новые звезды в небольших пределах неправильно меняют свой блеск. Солнце так себя не ведет. Есть звезды, названные автором этой книжки повторными новыми звездами. Их вспышки неправильно повторяются по прошествии нескольких десятилетий. Автор обратил внимание на тождественность их спектров до и после вспышки. Ничто не мешает предположить, что то же имеет место и для остальных новых звезд. От них новоподобные звезды отличаются лишь меньшим масштабом явлений, которые в остальном совершенно такие же, как у новых звезд.

Московские астрономы П. П. Паренаго и Б. В. Ку-каркин нашли, что у полупериодических переменных звезд среднее время между вспышками тем больше, чем больше изменение их блеска. Этому соотношению удовлетворяют и новоподобные звезды. В частности, предсказывавшаяся ими повторная вспышка звезды, вспыхнувшей в Северной Короне, действительно произошла в 1946 г., и первым ее заметил астроном-любитель, обходчик железнодорожных путей Ка-менчук. Если эту зависимость распространить на новые звезды, то у них можно ожидать повторения вспышек примерно через три тысячи лет.

Повторение вспышек с такой частотой у некоторых звезд вполне может обеспечить наблюдаемую ежегодную частоту вспышек звезд в Галактике. Уже это, а также предполагаемый спектр новых звезд до вспышки (правильнее, пожалуй, было бы сказать между вспышками), характеризующий их как очень горячие звезды, исключает возможность вспышки Солнца.

Уокер в США сделал интересное открытие. Оказалось, что новая звезда, вспыхивавшая в Геркулесе в 1934 г., состоит из двух почти одинаковых звезд с массами меньше солнечной.