Очерки о Вселенной

Атомы газа, ее составляющие, непрерывно обновляются за счет звезды, истекающей газом. Вместо яркой линии мы видим в спектре такой звезды широкую полосу как совокупность множества линий, смещенных с нормального места на различную величину и слившихся друг с другом. Каждая из них образована атомами, летящими под каким-нибудь углом к линии, по которой мы смотрим на звезду. Чем больше этот угол, тем меньше проекция скорости атома на луч зрения, т. е. тем меньше его лучевая скорость, а лишь ее величиной (а не пространственной скоростью) обусловлена величина сдвига линий в спектре по принципу Доплера. Благодаря обширности излучающей атмосферы звезды Вольфа — Райе за телом звезды скрыты от нас лишь немногие атомы, удаляющиеся от нас с наибольшей скоростью. Атомы же, приближающиеся к нам с наибольшей скоростью, проектируются на звезду и потому, как полагается, дают темную линию поглощения в спектре. Она смещена, очевидно, к фиолетовому концу спектра на величину, соответствующую скорости их приближения к нам, т. е. на величину скорости, с которой атомы покидают поверхность звезды.

Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа — Райе? Подсчеты привели ленинградского профессора Н. А. Козырева к выводу, что в год звезда Вольфа — Райе выбрасывает массу газа, равную примерно одной десяти- или стотысячной доле массы Солнца. Как говорится, «если дальше так пойдет — до чего ж это дойдет!», — и не истечет ли такая звезда газом нацело, без остатка? Масса звезд типа Вольфа — Райе в среднем в десяток раз превышает массу Солнца. Истекая газом с такой скоростью, звезда Вольфа — Райе не может просуществовать дольше, чем 104–105 лет, после этого от нее уже ничего не останется. Независимо от этого есть данные, позволяющие считать, что и в действительности звезды в подобном состоянии существуют не дольше десяти тысяч лет, скорее даже значительно меньше. Вероятно, с уменьшением их массы до некоторого значения температура их падает, выброс атомов прекращается, прекращается и дальнейшее саморазрушение звезды.

В настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких саморазрушающихся звезд, из которых в СССР ни одна, к сожалению, не видна невооруженным глазом. Вероятно, лишь немногие, наиболее массивные звезды достигают, как мы думаем, в своем развитии таких высоких температур, когда начинается потеря газа. Быть может, как думает автор этой книжки, это явление можно сравнить с кровопусканием, полезным для полнокровных и тучных людей, так что, освободившись этим путем от излишка своей массы, звезда может продолжать нормальное, «здоровое» развитие.

Большинство звезд типа Вольфа — Райе (имеющих массы в среднем раз в 10 больше солнечной) являются очень тесными спектрально-двойными звездами. Их партнер в паре всегда оказывается также массивной и горячей звездой класса О или В. Многие из таких звезд наблюдаются нами как «дьявольские», т. е. как затменно-двойные звезды, периодически загораживающие друг друга от нас.

Знакомство со звездами, имеющими яркие линии или полосы в спектре, хотя и редко встречающимися, во всяком случае значительно обогатило наши представления о звездах вообще.

Звезды, сбрасывающие свои покровы

Звезды типа Вольфа — Райе стали нам известны недавно, но они тесно связаны со звездами другого типа, известными еще две тысячи лет назад и остававшимися наиболее загадочными из всех звезд, какие только видело человечество.

Представьте мир древних — хрустальную небесную сферу, на которой неподвижно укреплены со дня творения загадочные светочи-звезды. Неподвижные, неизменные огоньки, сияющие нам так же, как и далеким предкам, нерушимые сочетания звезд в созвездиях Скорпиона, Возничего, Большой Медведицы и других!

И вот еще во II веке до нашей эры великий ученый древности Гиппарх замечает в Скорпионе яркую звезду, которой здесь никогда не видел ни он, ни его предшественники. Что это, — новый акт творения, происшедший на наших глазах, поправка к уже созданному неизменному миру? Новая звезда, появившаяся в Скорпионе, проблистала недолго и, угаснув, скрылась из глаз. Пораженный Гиппарх решил предпринять перепись звезд на всем небе, записать точно их места и блеск, чтобы потомки могли следить за тем, не появятся ли опять на небе новые звезды и не исчезают ли иногда давно известные. Так был составлен Гиппархом первый известный нам звездный каталог, а по его образцу впоследствии создавались и другие, значение которых оказалось несравненно шире и составило фундамент астрономии.

Случаи, подобные наблюденному Гиппархом, замечались и впоследствии. Их отмечали китайские и иные летописи. Такие случаи в Европе впервые были описаны в 1572 и в 1604 гг., накануне изобретения телескопа. И во всех случаях конец был один — внезапно вспыхнувшая звезда, это новое светило, оказывалась недолговечной и через несколько месяцев исчезала из взоров, ослабевая с каждым днем. Распространялось мнение, что новые звезды, как запоздалые творения в уже готовом и совершенном мире, непрочны и потому быстро разрушаются.