Сверхновая американская фантастика, 1997 № 01-02 - [99]

И еще одна особенность! Относительно небольшие звезды — явление гораздо более распространенное, чем крупные. Поэтому логично было бы предположить, что сверхновые звезды I типа, если они образуются из малых звезд, встречались бы примерно в десять раз чаще сверхновых звезд II типа. Однако этого не происходит! Оба типа встречаются примерно с одинаковой частотой.

Возможное решение этой проблемы может быть найдено путем анализа спектров этих двух типов звезд, который дает совершенно противоположные результаты. Сверхновые звезды II типа имеют спектр с ярко выраженными водородными линиями спектра. Это типично для звезды-гиганта. Даже если ее ядро переполнено железом, все равно наружные слои будут богаты водородом, синтез которого обеспечит запас энергии, поддерживающей яркое свечение такой сверхновой звезды.

В спектрах сверхновых звезд I типа водород отсутствует. Видны лишь такие элементы, как углерод, кислород и неон. Но это же состав белых карликов!

Может ли сверхновая звезда I типа быть белым карликом в стадии взрыва? В таком случае, почему сверхновые звезды I типа так малочисленны? Может быть, лишь некоторая часть белых карликов подвергаются взрыву, поэтому число сверхновых звезд I типа не больше, чем II типа. Почему взрывается только небольшое количество звезд? И почему они вообще взрываются? Разве я ранее не говорил, что белые карлики очень стабильны и постепенно гаснут в течение многих миллионов лет, не претерпевая резких изменений?

Ответ на этот вопрос возник при исследовании новых звезд. (Не сверхновых, а обычных новых, которые вспыхивают, достигая яркости в 100 000–150 000 раз ярче Солнца.)

Такие новые звезды встречаются гораздо чаще, чем сверхновые, и не являются результатом серьезного взрыва звезды. Иначе перед взрывом они были бы красными гигантами и светились гораздо ярче в момент взрыва и после него почти совсем гасли. Но вместо этого, новые оказываются обычными звездами основной последовательности как до, так и после вспышки средней интенсивности с небольшими, если это вообще имеет место, видимыми изменениями, являющимися результатом этого процесса. В действительности отдельная звезда может становиться новой снова и снова.

Но затем в 1956 году американский астроном Мерли Ф. Уокер заметил, что звезда, названная DQ Геркулеса, которая прошла через стадию новой в 1934 году, была в действительности двойной звездой. Она состояла из двух звезд, так близко расположенных друг к другу, что они почти соприкасались.

Были приложены все усилия для того, чтобы изучить обе звезды по отдельности. Более яркая звезда — класса основной последовательности, а более тусклая оказалась белым карликом! К тому времени, как это выяснилось, ряд других звезд, о которых известно, что они прошли стадию новой в определенный момент своей истории, были определены как близкие двойные звезды, и в каждом случае выяснялось, что одна из звезд в паре была белым карликом.

Астрономы сразу решили, что белый карлик и был той звездой в паре, которая прошла стадию новой звезды. Звезду основной последовательности обычно и наблюдали, а с ней значительных изменений не происходило, — вот почему казалось, что светимость была одной и той же до и после вспышки. Белого карлика вообще не наблюдали, поэтому истинную эволюцию новой понимали неверно.

Но теперь все иначе. Вот что, по мнению астрономов, должно происходить.

Мы начнем с двух звезд основной последовательности, образующих двойную звезду. Чем больше масса звезды, тем быстрее она использует водород, находящийся в ее ядре, поэтому более тяжелая звезда начинает расширяться до тех пор, пока не превращается в красный гигант. Некоторые из возникающих в ходе расширения веществ перетекают к более легкой звезде, все еще остающейся в основной последовательности, в результате чего срок жизни этой звезды сокращается. Через некоторое время и наконец, красный гигант в результате коллапса превращается в белого карлика. Еще через некоторое время оставшаяся звезда из основной последовательности, чей срок жизни уже сокращен, начинает расширяться до тех пор, пока не превращается в красный гигант, а часть ее массы не перетекает в пространство вокруг белого карлика. Эта избыточная масса вращается вокруг белого карлика по спиральной орбите (по диску аккреции). Когда в диске аккреции собирается достаточное количество газа, диск распадается, а содержавшиеся в нем вещества перетекают на поверхность белого карлика.

Вещество, попадающее на поверхность белого карлика, ведет себя иначе по сравнению с попадающим на обыкновенную звезду. Сила притяжения на поверхности белого карлика в тысячи раз больше, чем на обыкновенной звезде. В то время как вещество, попадающее на обычную звезду, просто добавляется к ее общей, массе, вещество же попадающее на поверхность белого карлика сдавливается под действием гравитационной силы и включается в процесс синтеза.

С исчезновением диска аккреции, возникает волна света и энергии, и бинарная система начинает светить приблизительно в 100 тысяч раз сильнее. Это может происходить снова и снова, и каждый раз белый карлик будет превращаться в новую звезду, и приобретать массу.