Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Но не все из них. Некоторые, входящие в состав тесных двой­ных систем или имеющие планеты, могут преподнести удивлен­ному наблюдателю настоящую «пляску мертвецов». Например, планета, обращающаяся вокруг нейтронной звезды чрезвычайно быстро (такие известны), мало-помалу теряет гравитационную энергию за счет излучения гравитационных волн и понемногу приближается к нейтронной звезде. Кончиться это может только одним: разрушением планеты приливными силами и выпадени­ем ее материи на нейтронную звезду. Катаклизм еще больших масштабов может случиться при слиянии двух нейтронных звезд, образовывавших прежде двойную систему. Но даже если второй компонент тесной двойной системы — обычная звезда, ей уготованы неприятные сюрпризы, а нейтронной звезде — вторая молодость, или, если угодно, зомбификация. Струи вещества, вырванные из обычной звезды, образуют вокруг нейтронной звезды аккреционный диск, из которого происходит выпадение вещества на нейтронную звезду. Если падающее вещество име­ет скорость большую, чем скорость вращения нейтронной звез­ды, оно способно раскрутить ее до безумных скоростей порядка юоо оборотов в секунду! Нейтронная звезда может завертеть­

192

ся быстрее, чем в дни ее молодости, и, разумеется, снова станет пульсаром, если ее магнитное поле не сильно ослабло.

Такие двойные системы часто являются источниками пе­риодических рентгеновских вспышек. Механизм их в сущности тот же, что у новых звезд, — термоядерные взрывы обычного звездного вещества, накопившегося на поверхности нейтронной звезды.

Существуют ли звезды еще более плотные, чем нейтронные? Мы не имеем в виду объекты, широко известные публике под именем черных дыр, поскольку такие объекты уже не являются звездами. В принципе теория допускает существование кварко­вых звезд раза в два меньшего радиуса, чем нейтронные, при той же массе. Но пока такие объекты не выявлены.

Рассказ о Сверхновых в популярной литературе обычно начи­нается с летописных свидетельств о появлении «звезды-гостьи» в 1054 году. На этом месте в созвездии Тельца и сейчас можно видеть остаток катаклизма — знаменитую Крабовидную туман­ность, отмеченную номером первым еще в каталоге Шарля Мессье, и не менее знаменитый пульсар в ее середине.

Среди ученых мало беспочвенных фантазеров, поэтому к опи­саниям астрономических явлений в старинных хрониках у них отношение скептическое. Скальпель Оккама работает уверен­но, сводя неизвестное к известному. «Звезда-гостья»? По всей видимости, наблюдалась обычная вспышка новой звезды, рас­положенной сравнительно близко от Солнца. В конце XIX века феномен новых звезд был хорошо известен астрономам. Не по­нимая природы их вспышек (иногда до -7 абсолютной звездной величины), они тем не менее приняли новые звезды как объек­тивную реальность, подтвержденную многочисленными наблю­дениями.

Но в 1885 году астроном Гартвиг на обсерватории в Тарту обнаружил новую звезду в туманности Андромеды. Эта звезда имела светимость в 6,5^т, иначе говоря, была лишь на 2 звездные величины слабее (в 6,25 раз), чем вся туманность Андромеды. За две недели до максимума блеска звезда была д-й величины, а через год стала недоступной для земных телескопов. Следует сказать, что в 1885 году не существовало никаких проверяемых идей ни насчет природы туманности Андромеды, ни насчет рас­стояния до нее. Туманности спиральной формы считались газо­пылевыми образованиями, возможно, связанными с процессами рождения звезд, и уж во всяком случае принадлежащими нашей Галактике. Правда, гипотеза «островных вселенных» к тому вре-

194

мени существовала уже сотню лет, но по-прежнему носила чисто умозрительный характер. Поэтому логично было предположить, что открыта очередная новая, возможно, несколько необычная, но и только. Однако Гартвиг — и в этом его большая заслуга — продолжил наблюдения странной звезды и построил кривую из­менения ее светимости.

Позже было открыто еще несколько звезд того же рода в дру­гих туманностях — спиральных, эллиптических, неправильных. Случалось, что блеск звезды превосходил блеск туманности на несколько звездных величин. Но только когда окончательно выяснилось, что эти туманности являют собой галактики, по­добные нашему Млечному Пути, стал ясен масштаб явления. Вспыхивающие в этих галактиках звезды оказались пример­но на 12 звездных величин ярче обычных новых! Зато и вспы­хивали они на несколько порядков реже. Это значило, что на­блюдается нечто совершенно неординарное и, по всей види­мости, не имеющее к новым никакого отношения. Первым эту гипотезу выдвинул в 1919 году шведский астроном Лундмарк, а в 1934 году Цвикки и Бааде предложили для этих звезд термин «Сверхновые» (SuperNova). При всей бессмысленности это на­звание устоялось, и теперь, когда мы слышим о том, что где-то вспыхнула Сверхновая, мы понимаем: речь идет об особом явле­нии, характеризующимся прежде всего масштабом, а не потря­сающей внезапностью.