Звёздный мир - [16]

Перед ними меркнут все известные нам звезды, названные гигантами и сверхгигантами. Сверхновые звезды ярче обычных новых звезд примерно настолько же, насколько обычные новые бывают ярче звезд, наиболее часто встречающихся во вселенной. Как все это ни невероятно, но это — наблюдаемый факт, а с фактами, как известно, не спорят.

Спектр сверхновых звезд в наибольшем блеске не содержит заметных линий — ни темных, ни ярких. Последние потом появляются; они необычайной ширины, свидетельствующей о выбросе газов со скоростью около 6000 км/сек, но какие это газы, пока не совсем ясно.

«Сверхновая сверхзвезда, из чего ты возникла и во что ты превращаешься, когда угасаешь?» задаем вопрос мы, но ответа не имеем. Если таким блеском могут засверкать солнца, подобные нашему, или если в звезды., подобные Солнцу, превращается сверхновая звезда, бывшая раньше чем-то другим, то увидеть их пока что невозможно: звездные системы, в которых наблюдаются вспышки сверхновых звезд, слишком далеки от нас, чтобы современными средствами наблюдения можно было обнаружить в них звезду типа Солнца. Солнце, если бы оно находилось даже в ближайшей к нам другой звездной системе, светилось бы в несколько сот раз слабее, чем самые слабые звезды, различимые в ней в настоящее время. Из наблюдения сверхновых звезд в других звездных системах, в чудовищной дали, их прошлое и будущее установить нельзя. Надо, чтобы сверхновая вспыхнула к нам поближе. К сожалению, с тех пор как астрономы стали этим интересоваться, ни одного такого случая не было. Однако, если допустить, что звезда-гостья 1054 года была причиной возникновения крабовидной туманности и, следовательно, находилась на том же расстоянии от нас, то получается, что ее блеск был такой же, как у сверхновых звезд. Это была «наша собственная», «домашняя» сверхновая звезда.

В 1942 году исследовали спектры двух звезд, находящихся в крабовидной туманности. У одной из них спектр оказался примерно таким же, как у Солнца. Вероятно, она гораздо ближе к нам, чем туманность, и лишь случайно на нее проецируется. У другой же звезды в спектре никаких линий не заметно, но распределение энергии в нем указывает на очень высокую температуру. По яркости туманности в сравнении со звездочкой (первая из них ярче в 500 раз, так что туманность не может светиться отраженным от нее светом) можно оценить температуру звезды. Автор этой книжки оценил ее в 140 тысяч градусов. Минковский другим методом оценивает ее даже в 500 тысяч градусов. Так или иначе, это самая горячая из всех известных звезд, и, вероятно, она-то и является тем, что осталось от недолговечной сверхзвезды. Если это действительно так, то можно притти к следующим выводам о ее физическом строении. Выводы эти кажутся прямо фантастическими, но они будут еще более фантастическими, если окажется, что бывшая сверхновая — не эта звездочка, а какая-нибудь другая, еще более слабая и пока невидимая.

В наибольшем блеске сверхновая звезда должна быть сверхзвездой — не только сверхяркой, но и сверхгромадной. Она должна быть в тысячи раз больше Солнца по диаметру, размером во всю солнечную систему. После вспышки же, судя по ядру крабовидной туманности, она в 50 раз меньше Солнца, т. е. лишь вдвое больше Земли, и ее средняя плотность должна составлять около 300 000 г/см'.

Наперсток с веществом этой звезды будет весить 300 килограммов и потребует для перевозки грузовик; правда, дно грузовика от такого давления проломится.

Здесь кончается то, что можно вывести из наблюдений, так как если после вспышки от сверхновой осталось что-либо подобное звезде (вся целиком звезда разрушиться не могла), то оно будет невидимо нам из-за своей слабой яркости.

Пока же отметим, что крабовидная туманность особенно сильно излучает красные лучи, обязанные некоторым линиям спектра азота. Это заставило поискать подтверждения тому, что яркая новая звезда, наблюдавшаяся Кеплером в 1604 году в созвездии Змеедержца, тоже была сверхновой. Окрестности места, указанного Кеплером, в 1943 году были сфотографированы на пластинках, чувствительных к красным лучам, и на снимке обнаружилась невидимая ранее слабая туманность. Спектр ее оказался похожим на спектр крабовидной туманности, и центр ее совпал с местом вспышки новой звезды Кеплера. В центре туманности нет звезд ярче 18,5-звездной величины.

По-видимому, звезда Кеплера, а также новая звезда, бывшая ярче Венеры и наблюдавшаяся даже днем Тихо Браге в 1572 году в созвездии Кассиопеи, были тоже сверхновыми звездами, вспыхнувшими в нашей Галактике.

Изучение сверхновых звезд насчитывает всего лишь десяток лет. Вероятно, в скором времени природа сверхновых звезд, их загадочные возникновение и конец будут выяснены уже значительно лучше, чем теперь.

Чем живут звезды

«Мы едим, чтобы жить», говорит пословица. Усвоение пищи сообщает живым существам энергию, которую они и расходуют в движении. Всякая машина для работы требует, чтобы ее чем-либо питали. Станки пожирают электроэнергию, электростанции пожирают уголь — окаменелые растения далекого прошлого; эти растения пожирали солнечное тепло и свет. Но что же пожирает само Солнце? За счет чего звезды расходуют такие чудовищные количества энергии? Она должна пополняться, ибо в природе «вечного двигателя» нет и быть не может, чего, к сожалению, не знают до сих пор некоторые горе-изобретатели.