Айзек Азимов - Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых
Новая Орла появилась в период первой мировой войны, и, конечно, явись она в предыдущие века, в ней увидели бы некое знамение. Однако многие увидели в ней знамение даже в XX в. Война приближалась к концу, и весной 1918 г. немцы предприняли отчаянное наступление во Франции, делая последнюю ставку на выигрыш. На карту были поставлены последние резервы, и немцы поначалу добились успеха, но этого, увы, было уже недостаточно. В начале июня немцы выпустили последние пары, в то время как Англия и Франция быстро усиливались возрастающими подкреплениями (из Америки). Было ясно, что с Германией все кончено. Действительно, через пять месяцев она сдалась. Союзные солдаты на фронте назвали Новую Орла «Звездой победы».
Фотографии звезды, выполненные Гарвардской обсерваторией перед ее вспышкой, показывали довольно тусклую звезду с абсолютной величиной где-то между десятью и одиннадцатью. За пять дней блеск ее усилился в 50 000 раз, но, как и следовало ожидать, она угасла очень быстро. К сентябрю ее едва удавалось различить невооруженным глазом, через восемь месяцев ее можно было видеть только в телескоп.
Новая Орла — самая яркая звезда, появившаяся в небе после 1604 г., и ничего даже близкого к ней по яркости с тех пор не бывало. Однако яркость не единственный способ, которым новая может заявить о себе.
Росло убеждение в том, что новые всегда возникают из слабых, неразличимых звезд. При обыкновенном рассматривании звезды, которая в дальнейшем станет новой, кажется, что в ней нет ничего из ряда вой выходящего. С другой стороны, можно ведь сделать нечто большее, чем просто смотреть на звезду.
К концу XIX в. астрономы уже располагали спектроскопом, с помощью которого можно разложить световые волны в порядке их длины. При этом появлялась цветная радуга: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой и фиолетовый (в порядке уменьшения длины волны). По распределению света, по характеру недостающих воли, обнаруживающих себя в виде темных линий, прочерчивающих спектр, и по расположению этих линий астрономы могли судить о том, удаляется ли звезда от нас или приближается к нам, насколько она горяча или холодна, каков ее химический состав и т. д.
Но как спектроскопия могла помочь в изучении предновой, т. е. не вспыхнувшей еще звезды?
К несчастью, получить спектр слабой звезды чрезвычайно трудное дело, а их, слабых звезд, очень много. Было бы непосильной задачей добыть, даже с помощью компьютера, спектры всех звезд, имеющихся на небе. Практически имеются спектры лишь самого незначительного числа звезд. Заинтересовавшись Новой Орла, астрономы обнаружили, что первоначально звезда, из которой она развилась, ИМЕЛА записанный спектр. (И по сей день Новая Орла — это единственная из звезд, имеющая спектр, снятый до того, как звезда загорелась.) Спектр, однако, не выявил ничего необычного в предновом состоянии Новой Орла, за исключением того обстоятельства, что это была довольно горячая звезда с температурой поверхности около 12 000 °C (температура Солнца 6 000 °C). Из этого сделали вывод, что, даже не зная, что происходит в недрах звезды и каким образом приходит она к взрыву в процессе образования новой, взрыв горячей звезды можно считать более вероятным, чем взрыв холодной.
В декабре 1934 г. засияла новая в созвездии Геркулеса, получившая название Новой Геркулеса. Первоначально это была звезда с чуть выраженной переменностью, затерявшаяся где-то между 12-й и 15-й величинами. Фотографии, изученные позднее, показали, что 12 декабря, во время ее разгорания, она все еще была слишком слаба для наблюдения невооруженным глазом. Но уже 13 декабря она стала звездой третьей величины и тогда же была замечена английским астрономом-любителем.
Для новой такое разгорание было довольно медленным, все же к 22 декабря она достигла пика своей звездной величины, 1,4. Затем ее яркость, то уменьшаясь, то вновь частично усиливаясь, неравномерно пошла на убыль, и к 1 апреля ее едва можно было различить на небе. После этого она быстро исчезла и к 1 мая опустилась до 13-й величины, примерно той, которую имела вначале. Астрономы вздохнули и, видимо, сочли себя вправе обратиться к другим звездам, когда Новая Геркулеса вдруг вспыхнула снова. Ко 2 июня она уже была звездой девятой величины. Так, довольно медленно, она продолжала светлеть до сентября, и тогда ее звездная величина составляла 6,7, т. е. по своей яркости она была на грани различимого человеческим глазом. Затем очень медленно вновь стала уменьшаться и только в 1949 г., через 15 лет после своего первого появления, она вторично вернулась к 13-й величине. Теперь ясно, что новую нельзя рассматривать как звезду, пробуждающуюся раз в жизни. Известно о существовании «повторных», или «возвращающихся», новых. Новая, возникшая в созвездии Северной Короны и достигшая второй звездной величины в 1886 г., сделала то же самое в 1946 г. Есть новые, которые разгорались по три и даже четыре раза. Вполне возможно, что Эта Карины тоже повторная новая, хотя есть у нее, как мы увидим позднее, и более интересные особенности.
Самая недавняя очень яркая новая появилась в созвездии Лебедя 29 августа 1975 г. Новая Лебедя разгорелась до второй звездной величины с необычной стремительностью, перешагнув сразу через девятнадцать величин. В течение одного дня ее блеск усилился в 30 млрд. раз, однако она так же быстро сгорела и пропала из виду уже через три недели. Очевидно, что, чем быстрее и экстремальнее разгорание звезды, тем быстрее и глубже ее потускнение, хотя потускнение ее всегда медленнее, чем предшествующая вспышка.
СВЕТИМОСТЬ НОВЫХ И ЧАСТОТА ИХ ПОЯВЛЕНИЯ
Сколько же света в действительности излучает новая? Мы говорим о новых, приближающихся к той или другой величине, обладающих яркостью Сириуса или более ярких, чем Венера, но это еще не раскрывает всей правды. Ведь одна новая может казаться ярче другой потому, что она в самом деле ярче (более светима), или же только потому, что она ближе к нам и оттого кажется ярче, чем есть в действительности.
Так или иначе, сегодня мы уже располагаем возможностью определять расстояние до звезд. Учитывая яркость звезды на ее фактическом расстоянии, нетрудно вычислить, как бы она блестела, будь она на каком-то другом расстоянии. Звезда казалась бы слабее с увеличением расстояния до нее и ярче с уменьшением расстояния согласно простому правилу: яркость звезды меняется обратно квадрату расстояния.
Отсюда наше Солнце далеко не самая яркая звезда. Его величина составляет -26,91 сравнительно с -1,42 — величиной Сириуса, второй ярчайшей звезды неба. Солнце на 25,49 величины ярче Сириуса, и каждая величина представляет увеличение яркости в 2,512 раза. Поэтому наше Солнце светит в 15 млрд. раз более интенсивно, чем Сириус. Солнце несравнимо более близкая к нам звезда. До него расстояние всего лишь 150 млн. км, или 0,000005 парсека. Сириус находится от нас на расстоянии 3,65 парсека, т. е. в 530 000 раз дальше, чем Солнце; Предположим, что мы смотрим на Солнце и Сириус с одного и того же расстояния (10 парсек — стандартное расстояние, выбранное астрономами для сравнения звезд).
Если мысленно удалить Солнце на расстояние 10 парсек, что бы оно оказалось бы от нас в 2 млн. раз дальше, чем теперь, то его яркость в соответствии с обратной зависимостью от квадрата расстояния уменьшилась бы на 2 000 000 X 2 000 000, или в 4 000 000 000 000 раз. Уменьшив звездную величину Солнца делением его яркости на 2,512 (значение каждого уменьшения яркости на одну величину), мы бы нашли, что звездная величина Солнца, учитывая сокращение его яркости в четыре триллиона раз, составляет 4,69. Таким образом, на расстоянии 10 парсек Солнце имело бы величину 4,69. Это и есть его «абсолютная звездная величина». На таком расстоянии наше Солнце казалось бы маленькой звездочкой пятой величины, весьма скромным членом небесного сообщества.
Что касается Сириуса, находящегося на расстоянии 2,65 парсека, то при удалении его от нас на 10 парсек он уменьшился бы всего в 3 3/4 раза. Его яркость снизилась бы, но не очень, и на десяти парсеках он все-таки имел бы абсолютную величину 1,3. На этом расстоянии Сириус по-прежнему оставался бы звездой первой величины, хотя уже не из самых ярких.
Когда мы говорим о «яркости», мы имеем в виду то, как та или иная звезда выглядит в небе. Если мы хотим сравнить блеск двух звезд, каким он был бы при равном от нас удалении, другими словами, их абсолютные величины, то мы говорим о «светимости».
Сравнение яркости двух объектов зависит среди прочего от их удаленности. Спичка, которую мы держим в руке, ярче Сириуса. Сравнение светимости — вещь реальная: оно показывает, какой из объектов излучает больше света и на сколько больше. При равных расстояниях Сириус на 3,4 звездной величины ярче Солнца, а это значит, что его светимость в 23 раза выше солнечной.
Где же на этой шкале располагаться нашим новым? Ведь не всегда удается правильно оценить расстояние до них, часто они находятся слишком далеко. Но из суммарной информации, полученной от нескольких новых, их средняя абсолютная звездная величина до того, как, вспыхнув, они превратились в новую, будет равна третьей величине. Другими словами, первоначальная их светимость, как правило, примерно в пять раз выше, чем у Солнца. В максимуме блеска средняя абсолютная величина их -8, так что при полном своем «накале» новая будет светить примерно в 150 000 раз ярче, чем наше Солнце. Разумеется, это лишь средняя величина.
