Рис. 14.4:

Таким образом, эволюция в тесных двойных системах может привести к рождению «сиамских близнецов», неких патологических «уродов», которые мы наблюдаем как новые звезды, звезды типа U Близнецов (сиамских?) и пр. В четвертой части этой книги будут обсуждаться еще более удивительные двойные системы. Сказанного достаточно, чтобы заключить, что двойственность звезды есть решающий фактор, определяющий ее эволюцию.

Вопрос о происхождении тесных двойных систем уже давно, еще в конце прошлого века, был предметом многочисленных дискуссий. Конкурировали две гипотезы: а) совместное образование обеих компонент системы из первичного газово-пылевого облака; б) деление одной, первоначально очень быстро вращающейся звезды на две части. Вторая теория, которой некогда придерживались многие выдающиеся математики и механики (например, Пуанкаре), носила довольно формальный характер и сталкивалась со значительными теоретическими трудностями. Поэтому в последние десятилетия практически все астрономы придерживались, казалось бы, вполне естественной гипотезы об одновременном образовании обеих компонент системы. Правда, при этом возникала классическая трудность — как избавиться от слишком быстрого осевого вращения образующихся из диффузной среды звезд? Ведь звезды с массой, меньшей чем у Солнца, согласно наблюдениям, вращаются очень медленно. Предлагалось несколько довольно остроумных гипотез объясняющих это обстоятельство, но ощущение некоторой неопределенности оставалось.

Однако в самое последнее время, точнее, осенью 1982 г. на этом, казалось бы, совершенно «спокойном участке фронта» произошли бурные события. Группа голландских астрономов с помощью скромного телескопа с диаметром зеркала 0,9 м на Европейской обсерватории в Чили провела тщательное фотометрическое исследование звезд, входящих в состав известного скопления Плеяд. Из нескольких сотен звезд, находящихся в этом скоплении, изучались сравнительно яркие объекты поздних спектральных классов G и ранних К. Массы таких звезд лишь немного меньше солнечной (1—0,8 M

), в то время как температуры их поверхностей близки к 5000 К. Совершенно неожиданно было обнаружено, что все эти звезды показывают строго периодические изменения блеска с амплитудой около 0,01 звездной величины и с периодами в пределах от четверти до одних суток. Одновременные спектральные наблюдения некоторых из этих звезд, выполненные на большом 3-метровом рефлекторе Ликской обсерватории, позволили прийти к однозначному выводу, что причиной строго периодических вариаций блеска звезд в Плеядах является их осевое вращение. Одно полушарие звезды, как оказывается, немного более ярко, чем другое, что и объясняет периодические изменения блеска при вращении звезд.

Что же является причиной такого неравномерного распределения яркости по дискам звезд? Первое, что приходит в голову,— искать причину в больших пятнах (вроде солнечных, но побольше), покрывающих поверхности звезд. Однако, как это видно на примере Солнца, пятна возникают более или менее случайно, поэтому строго периодической картины вариаций блеска звезд они не дадут. Между тем кривые блеска звезд в Плеядах остаются неизменными за 1500 звездных оборотов! Кроме того, амплитуда вариаций блеска не связана с величиной звездного магнитного поля, что можно было ожидать, если бы причиной наблюдаемой переменности были бы солнечные пятна. И наконец, было обнаружено, что температура поверхности звезды меняется примерно на 100 К за цикл, между тем как наличие темных пятен привело бы только к эффективному уменьшению излучающей поверхности без изменения ее температуры. Эти звезды вращаются приблизительно в 100 раз быстрее «нормальных» звезд того же самого спектрального класса. Всего удивительнее, что в тех же Плеядах слегка более массивные звезды вращаются «нормально», т. е. значительно более медленно.

Создается впечатление, что звезды рождаются и первое время живут в состоянии очень быстрого вращения, а затем на каком-то этапе эволюции быстро теряют свой вращательный момент, который переходит в орбитальный. Из-за быстрого вращения эти звезды имеют форму сильно сплюснутых трехосных эллипсоидов, и даже, возможно, грушевидных фигур равновесия, привлекавших внимание некоторых теоретиков много десятилетий тому назад.

Эти исследования находятся, конечно, в самой ранней стадии. Очень важно провести аналогичные наблюдения для других скоплений и ассоциаций, в частности, для ассоциации в Орионе. Возраст этой ассоциации примерно в 10 раз меньше, чем Плеяд. Поэтому можно ожидать, что в стадии деления там будут звезды несколько более массивные (и, следовательно, более ранних спектральных классов), чем в Плеядах. И, конечно, возникает интригующая возможность по-новому подойти к проблеме образования Солнечной системы.

III  Звезды взрываются

...В двадцать второй день седьмой Луны первого года периода Ши-Хо Янг Вейтэ сказал: «Простираю свою персону ниц: я наблюдал в созвездии Твен-Куан явление звезды-гостьи. Она была слегка радужного цвета. Согласно распоряжению императора я почтительнейше сделал предсказание, сводящееся к следующему: Звезда-гостья не нарушит Альдебарана. Это указывает, что страна обретет великую силу. Я прошу, чтобы это предсказание было передано на хранение в департамент историографии...».

(Хроника Сунь Ханьяо, содержащая доклад начальника астрономического департамента императорского Китая Янг Вейтэ о его наблюдениях Сверхновой 1054 года. История действительно сохранила следы этой вспышки, наблюдаемой в наши дни как Крабовидная туманность — пожалуй, самый интересный объект в Галактике...)

Глава 15 Общие сведения о сверхновых звездах

С незапамятных времен астрономам известно, что время от времени на небе появляются звезды, дотоле не наблюдавшиеся. В тех случаях, когда неожиданно вспыхнувшая звезда бывает достаточно яркой, она «нарушает» привычную конфигурацию созвездия, в котором она вспыхнула, и невольно обращает на себя внимание людей, хотя и далеких от астрономии, но знающих звездное небо. Заметим, однако, что такие яркие вспышки бывают редко. Исторические хроники донесли до нас свидетельства о таких удивительных явлениях, случившихся много веков назад (см. эпиграф к этой части книги). В большинстве же случаев странные звезды бывают слабыми и редко их можно видеть невооруженным глазом. С давних времен эти удивительные звезды получили название «новых». Как уже давно установлено, новые звезды — это галактические объекты. В максимуме блеска их абсолютная величина достигает значения -7 и даже ярче. Это означает, что их светимость в десятки и сотни тысяч раз превышает светимость Солнца. Через несколько месяцев их блеск сильно падает и наконец они «стабилизируются» как карликовые, горячие звездочки очень низкой светимости. Уже довольно давно было показано, что подавляющее большинство (если не все) новых звезд представляют собой тесные двойные системы. Ежегодно в нашей звездной системе — Галактике — вспыхивает несколько десятков новых звезд, причем только малая их часть доступна астрономическим наблюдениям, так как большинство их весьма удалено и скрыто от нас поглощающей свет межзвездной пылевой средой. В § 14 мы уже немного беседовали об этих звездах в связи с проблемой эволюции в двойных звездных системах. Напомним, что одни и те же новые звезды вспыхивают многократно, через довольно значительные промежутки времени, исчисляемые сотнями и тысячами лет. Существенно подчеркнуть, однако, что при всей грандиозности явления такой вспышки оно не связано с коренным изменением структуры звезды и тем более ее разрушением. После очередной вспышки звезда возвращается примерно в то же состояние, в котором она пребывала до вспышки. Изредка, однако, астрономы наблюдают неизмеримо более грандиозное явление — взрывы звезд, сопровождаемые радикальными изменениями их структуры. К этому выводу, однако, астрономы пришли далеко не сразу.