Павел Амнуэль - Загадки для знатоков: История открытия и исследования пульсаров.

В XIX веке — очередной сюрприз, уже к радости астрономов. С 1843 по 1942 год — за век — новые вспыхивали восемь раз. Яркая новая звезда появилась в 1866 году в созвездии Северной Короны, она была лишь вдвое слабее Беги. Звезда разгорелась всего за несколько часов!

Три дня спустя после того как новая Северной Короны достигла максимальной яркости, английский спектроскопист У. Хеггинс впервые исследовал спектр звездной вспышки. Фотографировать спектры Хеггинс не мог — астрофотография родилась четвертью века позднее. Но на экране спектроскопа в темной камере он видел линии химических элементов, которые излучаются там. А в 1891 году новая звезда была впервые сфотографирована — эта новая вспыхнула в созвездии Возничего.

Вот тогда-то — впервые за тысячу лет — было получено доказательство: при вспышке новой звезда не рождается и не умирает. Новая Возничего была сфотографирована в нескольких фазах: сразу после максимума, потом через каждые две-три недели, и наконец, в ее стационарном состоянии, через много недель после вспышки, когда яркость практически уже перестала меняться.

Оказалось, что при вспышке звезда лишь сильно увеличивает яркость, а затем она слабеет. Блеск возрастает в десятки тысяч раз — на 10 —12звездных величин (разница в одну звездную величину соответствует изменению блеска звезды в 2,52 раза). И во столько же раз слабеет после вспышки. На фотографиях, сделанных после вспышки и до нее, — нашлись и такие в стеклянных библиотеках обсерваторий — видна одна и та же слабенькая звездочка.

Итак, трагедии в летнем небе 1054 года вроде бы не произошло, звезда не погибла. Но что-то с ней, конечно, приключилось, пусть не трагедия, но драма. К тому же в описываемой истории можно заметить даже невооруженным глазом одно очевидное противоречие.

Звезды-гостьи 1006, 1054 годов, звезды Тихо и Кеплера — это очень яркие новые. В минимуме они должны были стать слабее на 10 —12звездных величин, то есть выглядеть звездочками примерно пятой-шестой величины» Такие звезды и без телескопа можно увидеть, а в телескоп — пусть и небольшой — подавно. Конечно, чтобы увидеть, нужно знать, где искать, а по старым китайским хроникам точных координат не определишь. Но Тихо Браге был отличным наблюдателем. Он вычислил координаты звезды-гостьи 1572 года с точностью до половины дуговой минуты. Звезду Тихо обязательно должны были видеть и после вспышки. А ее не видели. В кружочке диаметром в дуговую минуту на фотографиях, сделанных даже с хорошими телескопами, не видно никаких звезд.

Вот противоречие. Новая в Северной Короне была слабее Веги в максимуме, но ее удалось обнаружить после вспышки. А звезда Тихо была ярче в сотни раз, но после вспышки исчезла, словно призрак…

Как объяснить это противоречие? Самое простое — предположить, что не все новые одинаковы. Одни увеличивают блеск в сотни раз, другие — в сотни тысяч. Одни вспышки мощнее, другие — слабее. Очень просто.

Но почему именно самые яркие звезды-гостьи имели и самые большие амплитуды вспышек?

Может быть, случались вспышки и других странных новых звезд? Может быть, класс новых значительно шире, чем думали астрономы в то время, когда возникла астрономическая фотография, а с ней противоречие, о котором сказано выше?

В 1885 году астроном Гартвиг, работавший в обсерватории города Дерпта (Тарту), обнаружил вспышку новой звезды в спиральной туманности, расположенной в созвездии Андромеды. Новая была не очень яркой, без телескопов на нее никто бы и внимания не обратил. В максимуме блеска она едва достигала шестой звездной величины, была на пределе видимости невооруженным глазом. Новую звезду назвали S Андромеды. Наблюдали ее Гюлли во Франции, Вольф в Германии, баронесса Подменицки в Венгрии, но никто, кроме Гартвига, не понял, какое значение для астрономии имела именно эта вспышка.

А действительно, почему именно эта — довольно слабая? Дело в том, что звезда вспыхнула в туманности. Еще в 1755 году Иммануил Кант предложил так называемую небулярную гипотезу (от слова «nebula» — туманность) происхождения звезд и планетных систем. В 1796 году аналогичную идею предложил Лаплас, и вплоть до начала XX века небулярная гипотеза была единственной, которую признавали все астрономы. Суть ее в том, что звезда возникает вместе с планетной системой из плотного вращающегося газового облака — туманности. В туманности образуются сгустки, эти сгустки растут и спустя миллионы лет превращаются в звезду (самый большой сгусток) и планеты (сгустки поменьше).

А теперь вернемся к S Андромеды. Звезда вспыхнула в туманности — разве нужно еще какое-нибудь доказательство того, что звезды рождаются так, как писал Кант? Для астрономов конца XIX века вспышка S Андромеды была веским аргументом в пользу небулярной гипотезы. Аргументом, но все же не доказательством. Строго говоря, нужно ведь было еще доказать, что туманность Андромеды — действительно газовая туманность, а не скопление звезд: ведь до Галилея и Млечный Путь выглядел туманной полосой, а вовсе не звездным океаном.

Казалось бы, какая разница для нашего расследования— является туманность Андромеды звездным скоплением или газовой туманностью? Нас ведь интересует вспышка звезды — рождение это или смерть? Однако давайте рассуждать иначе. Если туманность Андромеды — газовая, то расстояние до нее невелико, с большого расстояния мы газовую туманность не разглядели бы. И тогда S Андромеды ничем от обычных новых не отличается.

Но если туманность Андромеды не туманность, а очень далекое звездное скопление, то S Андромеды становится звездой из ряда вон выходящей, сродни звезде Кеплера или более яркой звезде-гостье 1054 года. Значит, действительно загадки S Андромеды не решить, не ответив на вопрос: что же такое туманность Андромеды?

Именно так и стояла проблема в начале XX века. Это была грандиозная мировоззренческая проблема. Если туманность Андромеды — далекая звездная система, то Млечный Путь, наша Галактика не единственная во Вселенной. Существуют и другие галактики, другие звездные острова, скопления десятков миллиардов звезд…

История выяснения физической природы туманности Андромеды была полна драматизма, ошибок и неожиданных прозрений. Мы остановимся на этом более подробно.

В конце XIX века общее мнение (точнее, общее заблуждение) было таково: все многочисленные спиральные туманности, наблюдаемые на небе, в том числе и туманность под номером 31 из каталога Шарля Мессье (М 31), расположенная в созвездии Андромеды, — это обычные газовые туманности, и находятся они в нашей Галактике не очень далеко от Солнца.

Вот, к примеру, что писала американский астроном миссис Кларк в 1890 году: «Вопрос о том, являются ли туманности внешними галактиками, едва ли нуждается в дальнейшем обсуждении. На него дан ответ самим прогрессом исследований. Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный ученый, располагающий всеми имеющимися доказательствами, не станет придерживаться мнения, что хотя бы одна туманность является звездной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путем. Практически установлено, что все объекты, наблюдаемые на небе (как звезды, так и туманности), принадлежат к одному огромному агрегату…»