SETI: Поиск Внеземного Разума - Лев Миронович Гиндилис

дней увеличивают свою светимость в тысячи и даже миллионы раз (в среднем, приблизительно в 10 тыс. раз). Обычно это слабые звезды, которые не видны невооруженным глазом[102]. Но во время вспышки, когда блеск их возрастает в тысячи раз, некоторые из них (не очень далекие) можно видеть даже невооруженным глазом. На небе, где до этого ничего не было видно, появляется новая звезда, отсюда и название — новая. Примером может служить очень яркая новая звезда, которая вспыхнула внезапно в августе 1975 г. в созвездии Лебедя, вызвав сильное волнение в астрономическом мире. Несколько дней она была сравнима по блеску с самыми яркими звездами этого красивого созвездия и была хорошо видна невооруженным глазом. Но затем ее светимость начала падать, звезда стала слабеть и вскоре совсем исчезла из виду, а созвездие приняло свой обычный вид.

В чем причина вспышек новых звезд? Наблюдения показали, что вокруг новой звезды после вспышки образуется расширяющаяся газовая оболочка. Кроме того, было установлено, что новые звезды представляют собой тесные двойные системы. Одним из компонентов этой системы является обычная звезда, а другим — белый карлик. Из-за очень близкого расположения компонентов вещество обычной звезды под действием притяжения белого карлика непрерывно перетекает на него. Падая с большой скоростью на поверхность плотной звезды, газовый поток нагревает белый карлик. Когда захваченная масса газа (водорода) достигает критической величины (~ 1030 г), температура во внутренних слоях белого карлика увеличивается настолько, что там начинаются термоядерные реакции. Быстрое выделение энергии приводит к взрыву, в результате которого внешние слои белого карлика отрываются от него, образуя расширяющуюся газовую оболочку. Общая энергия, выделяемая при взрыве, достигает 1040 Дж. Этот процесс мы и наблюдаем как вспышку новой. После взрыва процесс перетекания вещества возобновляется, что приводит к повторным вспышкам. Интервал между вспышками составляет порядка 1000 лет, но иногда бывает значительно короче.

Несравненно более грандиозные процессы происходят при вспышках сверхновых звезд. Светимость звезды в течение нескольких суток возрастает в 1010 раз, и она излучает столько же света, сколько все вместе взятые звезды галактики! Мощность излучения во время вспышки превышает 1036 Вт, а длительность активной фазы может достигать одного года; полная энергия, выделяемая за это время, составляет 1044 Дж, это приблизительно столько же, сколько Солнце излучает за миллиард лет! В качестве сверхновых вспыхивают, как правило, массивные звезды с массой, превышающей в несколько раз массу Солнца. При взрыве они сбрасывают оболочку, масса которой может достигать нескольких масс Солнца.

Рис. 2.1.16. Крабовидная туманность остаток вспышки Сверхновой 1054 года

Вспышки сверхновых звезд происходят в среднем раз в несколько сотен лет (в одной галактике). По масштабам человеческой истории — это довольно редкое событие. Одна из таких звезд вспыхнула в 1054 г. в созвездии Тельца. Яркость ее, по свидетельству китайских и японских летописцев, была настолько велика, что она была хорошо видна на дневном небе при свете Солнца. Через несколько недель блеск звезды стал слабеть, и вскоре она исчезла из поля зрения. Сейчас на месте, где вспыхнула Сверхновая 1054 г., находится знаменитая Крабовидная туманность — остаток оболочки Сверхновой, а в центре ее обнаружен пульсар — нейтронная звезда, оставшаяся после взрыва. Не всегда на месте вспышки сверхновой обнаруживается нейтронная звезда. Так, на месте Сверхновой, вспыхнувшей в созвездии Кассиопеи несколько сотен лет назад, имеется мощный рентгеновский источник и самый мощный источник радиоизлучения (он называется Кассиопея А), однако там нет оптической туманности и никакой звезды в центре рентгеновской оболочки не обнаружено. Остается также загадкой, почему вспышка сверхновой в Кассиопее не была зафиксирована средневековыми астрономами. Две последние вспышки сверхновых в нашей Галактике наблюдались в 1572 г. Тихо Браге и в 1604 г. И. Кеплером. Это было за несколько лет до начала телескопических наблюдений. С тех пор астрономы с нетерпением ждут новой вспышки в нашей Галактике, но пока безрезультатно.

Рис. 2.1.17. Тонковолокнистая туманность в созвездии Лебедя — остаток оболочки сверхновой, вспыхнувшей около 300 000 лет тому назад

С помощью телескопов ежегодно наблюдаются несколько вспышек сверхновых в других галактиках, но они расположены настолько далеко от нас, что не могут наблюдаться невооруженным глазом. Впрочем, ожидания астрономов были частично вознаграждены в 1987 г., когда сверхновая вспыхнула в Большом Магеллановом Облаке — в ближайших окрестностях нашей Галактики. Немедленно на нее были направлены крупнейшие наземные телескопы (радио и оптические), а также все рентгеновские телескопы, установленные на борту космических аппаратов. В их числе рентгеновские телескопы модуля «Квант», который (очень удачно!) был запущен и состыковался со станцией «Мир» незадолго перед вспышкой Сверхновой. Астрономы и физики стремились использовать для изучения Сверхновой все имеющиеся у них средства: были предприняты попытки обнаружить связанный со вспышкой всплеск гравитационного и нейтринного излучения. Из всех результатов, которые были получены по Сверхновой 1987 г., упомянем лишь об одном: удалось обнаружить ту самую звезду (предсверхновую), которая вспыхнула как сверхновая, она была обнаружена на фотографиях, полученных до вспышки. Оказалось, что это массивная голубая звезда — сверхгигант. Это единственный пока в истории астрономии случай, когда звезда, вспыхнувшая как сверхновая, наблюдалась не только после, но и до вспышки.

С чем же связан такой интерес к вспышкам сверхновых? Дело в том, что при взрывах сверхновых звезд происходит синтез тяжелых элементов (тяжелее железа), которые вместе с элементами, синтезированными в ходе предшествующей эволюции, выбрасываются в межзвездное пространство и обогащают его всеми химическими элементами тяжелее гелия. Это определяет важнейшее космогоническое значение сверхновых звезд. О проблемах звездной космогонии мы поговорим чуть позже, а сейчас нам осталось познакомиться с еще одним важным классом звезд — двойными и кратными системами.

О двойных звездах мы уже упоминали, они образуют гравитационно связанную систему и обращаются под действием сил взаимного тяготения вокруг общего центра масс. Их называют физическими двойными, в отличие от звезд, которые не связаны друг с другом, а просто проецируются в близкие точки небесного свода[103]. Физические двойные, двойственность которых обнаруживается при непосредственных наблюдениях в телескоп, называются визуально-двойными. Они имеют периоды обращения от нескольких лет до нескольких тысяч лет. Самой короткопериодической из визуальнодвойных является звезда М Кита, ее период 2,62 года. Иногда компоненты двойной системы расположены так далеко друг от друга и обращаются друг относительно друга так медленно, что уловить их движение непосредственно невозможно. Их двойственность определяется косвенными методами. Такие звезды образуют широкие пары. В пространстве их компоненты отстоят друг от