Астрономия для "чайников"

Новые звезды взрываются после постепенного накопления вещества на белом карлике, входящем в состав двойной звездной системы, как на сверхновых типа Iа, о которых уже говорилось в этой главе. Но только в данном случае белый карлик не разрушается. Во время взрыва он просто сбрасывает накопившуюся верхнюю оболочку, затем возвращается в первоначальное "спокойное" состояние и снова начинает получать вещество от своего "партнера" по двойной системе, накапливая его на поверхности. Мощная гравитация белого карлика сжимает и нагревает этот поверхностный слой и по прошествии столетий или тысячелетий снова сбрасывает его! По крайней мере теория именно такова. Увы, еще никому не удавалось прожить так долго, чтобы дважды увидеть взрыв обычной, или классической, новой звезды. Но существуют аналогичные двойные системы, взрывы в которых не такие мощные, как у классических новых звезд, но зато они повторяются достаточно часто, так что астрономы-любители могут наблюдать за ними, объявить об открытии нового взрыва и вдохновить профессиональных астрономов на изучение данного явления. Эти объекты известны под разными названиями, такими как карликовая новая звезда (dwarf nova) и системы типа AM Геркулеса[36] (AM Herculis systems).

Классические новые звезды, карликовые новые звезды и подобные им объекты имеют собирательное название катастрофические переменные звезды (cataclysmic variables).

Существуют достаточно яркие новые звезды, которые можно увидеть невооруженным глазом примерно раз в 10 лет (± пару лет). Я изучал одну такую из созвездия Геркулеса во время работы над докторской диссертацией в 1963 году. Если бы она не взорвалась как раз в нужный момент, то, возможно, мне пришлось бы искать другую тему диссертации. А совсем недавно, в 1999 году, астрономы обнаружили яркую новую звезду в созвездии Парусов.

Сверхновые звезды

Сверхновые звезды, взрываясь, выбрасывают в космическое пространство большую часть своей массы. Из этого вещества формируется туманность, называемая остатками сверхновой (supernova remnants), и эти остатки на огромной скорости разлетаются во всех направлениях (рис. 11.5). Туманность сначала состоит из вещества взорвавшейся звезды, но никак не из вещества того, что после нее осталось, т. е. центрального объекта, будь то нейтронная звезда или черная дыра. Но по мере перемещения в космическом пространстве эта туманность подбирает по пути межзвездный газ, точно так же как лопасть снегоочистителя собирает снег. Так что через несколько тысяч лет остатки сверхновой состоят из собранного по пути газа в большей степени, чем из осколков взорвавшейся звезды.

Рис. 11.5. Часть Петли Лебедя, остатка сверхновой

Фотография любезно предоставлена NASA

Сверхновые звезды невероятно яркие, но это довольно редкое явление. По оценкам астрономов, в галактике Млечный Путь сверхновая появляется каждые 25-100 лет, но мы не были свидетелями вспышки сверхновой в своей родной галактике со времени Звезды Кеплера в 1604 году, еще до изобретения телескопа. Вероятно, были и другие случаи, но вспышки скрывали пылевые облака галактики. Огромная южная звезда η Киля выглядит так, как будто она вот-вот станет сверхновой галактики Млечный Путь. Но имейте в виду, что "вот-вот" на языке астрономов означает, она может взорваться в любой момент — в пределах следующего миллиона лет.

Затменно-двойные звезды

Затменно-двойные звезды — это двойные системы, блеск которых не меняется (если только одна из двух звезд не окажется пульсирующей, вспыхивающей или переменной звездой другого типа), но которые наблюдателю на Земле кажутся переменными звездами. Причина в том, что орбитальная плоскость этой системы — т. е. плоскость, в которой лежат орбиты обеих звезд двойной системы, — ориентирована таким образом, что в ней лежит также линия прямой видимости двойной системы с Земли.

 Если орбитальные периоды обеих звезд двойной системы равны 4 дням, то каждые 4 дня более массивная звезда этой системы, обычно называемая "А", проходит прямо перед другой звездой, с точки зрения наблюдателя с Земли. Это преграждает путь к нам всему свету или большей его части, идущему от звезды "В" (в зависимости от того, звезда "В" больше или меньше звезды "А"; иногда менее массивная звезда больше своего более тяжелого партнера), поэтому двойная звезда выглядит более тусклой. Такое явление называется звездным затмением. А спустя 2 дня после этого затмения звезда "В" пройдет перед звездой "А", и снова произойдет затмение.