100 миллиардов солнц. Рождение, жизнь и смерть звезд

И снова мы встречаемся с тем молодым лавочником, которому Гартвиг во время первой мировой войны позволил работать в Бамбергской обсерватории. В 1936 г. Гуно Хоффмейстер определил по снимкам звездного неба, что одна из звезд в области созвездия Геркулеса является переменной. Хоффмейстер давно уже защитил диссертацию, имел собственную обсерваторию, построенную частично на его личные средства, и вел систематический поиск переменных звезд. За свою жизнь он открыл их многие тысячи. Звезда в созвездии Геркулеса не представляла собой ничего особенного. Хоффмейстер не смог установить, подчиняется ли изменение яркости звезды простой закономерности, является ли оно периодическим. Когда он позднее следил за звездой еще несколько ночей, ему показалось, что изменения яркости вообще прекратились. В каталоги эта звезда вошла как HZ Геркулеса 1936, и никто не уделял ей особого внимания. Теперь же, когда эта звезда оказалась в окрестности вновь открытого рентгеновского источника, интерес к ней пробудился. Поскольку период обращения рентгеновского источника составлял 1,70017 суток, возникал вопрос, не изменяется ли яркость звезды Хоффмейстера с таким же периодом. Летом 1972 г. Джон и Нета Бакалл, проводя измерения в Тель-Авивской обсерватории, обнаружили, что период изменения яркости звезды Хоффмейстера имеет в точности такую величину.

Таким образом, видимая звезда и рентгеновский источник оказались как-то связанными между собой. Блеск звезды ослабевал, когда рентгеновские импульсы исчезали, т. е. когда источник находился позади звезды. Он усиливался, когда источник, если смотреть от нас, находился перед звездой (рис. 10.8). Причина такого изменения яркости понятна. Когда рентгеновский источник находится перед звездой, обращенная к нам сторона звезды нагревается из-за интенсивного рентгеновского облучения и становится более яркой. Когда же источник находится позади звезды, он нагревает невидимую для нас ее сторону. Если не считать этого эффекта, звезда является нормальной звездой главной последовательности с массой, равной двум солнечным.

Рис. 10.8. Блеск переменной звезды Хоффмейстера HZ Геркулеса периодически усиливался и ослаблялся (красная кривая). На схемах показаны взаимные положения звезды (серый кружок) и рентгеновского источника (черная точка), соответствующие максимуму и минимуму блеска. Когда для нас источник находится перед звездой, обращенная к нам ее сторона нагревается источником и становится ярче. Когда источник заходит за звезду, мы видим ее «нормальную», не разогретую источником сторону, и блеск ослабевает.

Почему же такой опытный наблюдатель как Хоффмейстер позднее счел звезду не переменной? На хранящихся в архивах старых снимках звездного неба можно увидеть, что изменение блеска звезды иногда прекращалось на целые годы. Что же, рентгеновский источник перестает нагревать ее? Может быть, в это время рентгеновский источник выключается? С того времени, как спутник «Ухуру» открыл рентгеновский источник, видимая HZ Геркулеса все время изменяет свой блеск в соответствии с периодом обращения. Но настанет, возможно, время, когда блеск ее снова на несколько лет станет постоянным. Тогда мы увидим, как будет вести себя рентгеновский источник.[25]

Рентгеновские звезды малы

Совершенно иначе ведет себя источник Лебедь Х-1 в созвездии Лебедя. Он посылает не периодические импульсы, а резко и непредсказуемо изменяет свою интенсивность.

Кроме того, интенсивность изменяется на протяжении месяцев. В том же участке неба находится переменный радиоисточник. Изменения его интенсивности в точности следуют изменениям рентгеновского источника: когда интенсивность рентгеновского источника меняется, меняется и интенсивность радиоизлучения; когда радиоисточник молчит, молчит и рентгеновский источник. Поэтому речь идет, скорее всего, об одном и том же объекте. В последние годы радиоастрономы разработали методы очень точного определения координат радиоисточников. Соответственно и положение рентгеновского источника известно настолько точно, что его удалось отождествить с видимой звездой. Эта звезда также входит в двойную систему. Конечно, увидеть каждую из двух звезд по отдельности невозможно — видна только одна звезда, но по доплеровскому смещению спектра (см. приложение А) можно узнать, что звезда обращается вокруг центра масс системы с периодом 5,6 суток, как и ее спутник, которым, по всей вероятности, является рентгеновская звезда!