Очерки о Вселенной

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.

^{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}