Айзек Азимов - Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых

Теперь внутри белого карлика нет никаких ядерных превращений, и потому он навсегда лишен источника тепла. Очень медленно, с течением веков, он остынет. К тому же он излучает так мало света, что перестает быть заметным и становится черным карликом. Однако Вселенная, по-видимому, не так стара, чтобы в ней было много черных карликов, если они вообще существуют.

Теперь, кажется, самое время полюбопытствовать, что же происходит со звездой, когда она становится новой.

Когда коллапсирует красный гигант, то при сжатии водорода в наружных слоях возникает вспышка света. Не должна ли эта вспышка света и означать появление новой?

Ведь при взрыве звезды происходит выброс газа и пыли, а разве не такой выброс наблюдался в Новой Персея и Новой Орла?

Фактически нет.

Исследователи предновых звезд (немногие, кому это удалось) показывают, что эти новые не были красными гигантами. Мало того, после того как новая потускнела и вернулась к своему первоначальному состоянию («постновая»), она не стала и белым карликом. В обоих случаях, и до, и после вспышки, такая звезда — это скорее звезда главной последовательности, может быть, чуть ярче и чуть горячее, чем Солнце.

Чтобы решить эту головоломку, давайте вспомним, что большинство звезд — члены двойных систем. А раз так, мы вправе спросить: что происходит, когда один из членов пары подходит к концу своего пребывания в главной последовательности, раздувается до красного гиганта, а затем сжимается в белый карлик, в то время как другой член этой пары остается на главной последовательности?

Оба члена двойной системы почти наверное образовались одновременно, и крупнейший из них должен раньше сойти с главной последовательности и, следовательно, быть одним из двух, кто первым превратится в белый карлик.

Однако белый карлик Сириус В, знакомый нам лучше других, кажется, опровергает такое мнение. Сириуса В уже нет в главной последовательности, хотя по массе он всего в 1,05 раза больше Солнца, а Сириус А, масса которого в 2,5 раза превышает солнечную, все еще значится в этой последовательности. Как объяснить эту аномалию?

Самый разумный вывод состоит в том, что Сириус В сначала действительно был более крупной звездой и потому первым вошел в стадию красного гиганта. Когда он, будучи красным гигантом, кончил коллапсом, значительная часть его массы была выброшена в пространство. В итоге та его часть, которая в конце концов сжалась в белый карлик, оказалась значительно меньше, чем была изначально.

С другой стороны, солидная доля вещества, выброшенного наружу при коллапсе Сириуса В, оказалась, по-видимому, захваченной Сириусом А, отчего последний стал тяжелее, чем был вначале. (Это означает, что долговечность Сириуса А как звезды в главной последовательности была тем самым сильно укорочена.)

Казалось бы, ничто не указывает на то, что в паре Сириусов когда-то образовалась новая. Но дело даже не в этом: идея переноса массы от одного члена пары к другому оказалась заслуживающей самого серьезного внимания. Ключевое открытие в области новых, приведшее к современному пониманию этого феномена, было сделано в 1954 г.

К тому времени постновые звезды весьма тщательно изучались, и одно из открытий свидетельствовало о том, что многие из них как будто мерцают. Они давали быстрые, едва заметные изменения света, совсем непохожие на устойчивое, ровное свечение обычных звезд. Естественно, астрономы искали хоть что-то, что отличало бы постновые от обычных звезд, и это мерцание вселяло какую-то надежду.

Одна из звезд, оказавшихся в поле внимания наблюдателей, была Новая Геркулеса или, точнее, бывшая новой за двадцать лет до того, а потом получившая название DQ Геркулеса.

В 1954 г. американский астроном Мерл Уолкер обнаружил, что к мерцанию звезды еще примешивается определенное потускнение, длящееся один час, за которым следует просветление до исходного уровня. Дальнейшее наблюдение показало, что это потускнение происходит периодически, каждые 4 ч 39 мин. Выходило, что DQ Геркулеса была затменной двойной звездой, каким был Алголь, факт существования которого никто не мог предвидеть.

Причина, по которой этого не заметили раньше, крылась в том, что упомянутые изменения света были так незначительны, а период настолько краток, что никто не был готов к такому быстрому повторению изменений и потому за ним не следили. По сути, когда DQ Геркулеса была признана двойной звездой, она имела самый короткий период, зарегистрированный к тому времени для звезд такого типа.

Это означало, что звезды этой пары вращались вокруг общего центра масс с невероятной скоростью, что, в свою очередь, говорило об их чрезвычайной близости друг к другу. (По самой точной оценке, выполненной в наши дни, центры масс обеих звезд DQ Геркулеса разделяет чуть более полутора миллионов километров (примерно 900 000 миль). Если бы эти звезды были размером с наше Солнце, они бы соприкасались!)

Была ли эта близость простым совпадением?

Неужели тот факт, что DQ Геркулеса была очень тесной парой, не имел никакой связи с тем, что она недавно была новой? Единственное, что можно было сделать, — это исследовать другие постновые.

Не являются ли и они очень тесными парами? Из десяти постновых, изученных Робертом П. Крафтом, коллегой Уолкера, семь имели несомненные признаки большой компактности.

Конечно, такое совпадение, при котором все двойные системы будут видны с ребра, т. е. смотреть в затылок друг другу и затмевать друг друга, очень маловероятно, тем не менее постновые, которые не обнаруживали никаких признаков затмения, при тщательном изучении их спектральных линий оказывались близкими парами. Сверхтесные двойные звезды очень редки, очень редки и новые. Такое множество парных звезд одновременно (и новых, и сверхблизких) не может быть объяснено простым совпадением. Здесь должна быть какая-то связь!

Вскоре был обнаружен еще один факт. Постновые выглядели вполне заурядными звездами в главной последовательности, но тщательное изучение их спектра выявило дополнительное присутствие маленьких, раскаленных добела звезд, которые, судя по всему, должны быть белыми карликами. Другими словами, похоже, что все постновые — это сверхблизкие пары, одна из которых — белый карлик.

Так вот почему в ходе затмения таким незначительным было изменение яркости! Когда белый карлик становится против своего «нормального» компаньона, он практически собой его не заслоняет, и поэтому большого снижения общей яркости сравнительно с той, когда обе звезды сияют свободно, не происходит. Когда компаньон оказывается напротив белого карлика, он полностью заслоняет эту звезду, чья полная яркость, как бы раскалена она ни была, в общем невелика. Следовательно, и в этом случае потеря общей яркости незначительна.