Очерки о Вселенной - Воронцов-Вельяминов Борис Александрович (читать полную версию книги .TXT) 📗
Рис. 157. Спектр звезды типа Вольфа - Райе
Такие огромные температуры сопровождаются столь мощным излучением потока ультрафиолетовых лучей, что легкие атомы водорода, гелия, а при очень высокой температуре и атомы других элементов, по-видимому, не выдержав давления света снизу, с огромной скоростью взлетают вверх. Скорость их движения под действием давления света так велика, что притяжение звезды ни в силах их удержать. Непрерывным потоком они срываются с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировбе пространство, образуя как бы атомный дождь, но направленный не вниз, а вверх. Странный горячий дождь! Под таким душем сгорело бы все живое на планетах, если таковые окружают эти звезды на свое собственное несчастье.
Непрерывный дождь атомов, срывающихся с поверхности звезды, образует вокруг нее сплошную, но непрерывно рассеивающуюся в пространство атмосферу.
Рис. 158. Яркие полосы в спектрах звезд Вольфа - Райе образуются совокупностью атомов, движущихся в их обширных атмосферах наружу под разными углами к линии нашего зрения
Атомы газа, ее составляющие, непрерывно обновляются за счет звезды, истекающей газом. Вместо яркой линии мы видим в спектре такой звезды широкую полосу как совокупность множества линий, смещенных с нормального места на различную величину и слившихся друг с другом. Каждая из них образована атомами, летящими под каким-нибудь углом к линии, по которой мы смотрим на звезду. Чем больше этот угол, тем меньше проекция скорости атома на луч зрения, т. е. тем меньше его лучевая скорость, а лишь ее величиной (а не пространственной скоростью) обусловлена величина сдвига линий в спектре по принципу Доплера. Благодаря обширности излучающей атмосферы звезды Вольфа - Райе за телом звезды скрыты от нас лишь немногие атомы, удаляющиеся от нас с наибольшей скоростью. Атомы же, приближающиеся к нам с наибольшей скоростью, проектируются на звезду и потому, как полагается, дают темную линию поглощения в спектре. Она смещена, очевидно, к фиолетовому концу спектра на величину, соответствующую скорости их приближения к нам, т. е. на величину скорости, с которой атомы покидают поверхность звезды.
Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа - Райе? Подсчеты привели ленинградского профессора Н. А. Козырева к выводу, что в год звезда Вольфа - Райе выбрасывает массу газа, равную примерно одной десяти- или стотысячной доле массы Солнца. Как говорится, «если дальше так пойдет - до чего ж это дойдет!», - и не истечет ли такая звезда газом нацело, без остатка? Масса звезд типа Вольфа - Райе в среднем в десяток раз превышает массу Солнца. Истекая газом с такой скоростью, звезда Вольфа - Райе не может просуществовать дольше, чем 104- 105 лет, после этого от нее уже ничего не останется. Независимо от этого есть данные, позволяющие считать, что и в действительности звезды в подобном состоянии существуют не дольше десяти тысяч лет, скорее даже значительно меньше. Вероятно, с уменьшением их массы до некоторого значения температура их падает, выброс атомов прекращается, прекращается и дальнейшее саморазрушение звезды.
В настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких саморазрушающихся звезд, из которых в СССР ни одна, к сожалению, не видна невооруженным глазом. Вероятно, лишь немногие, наиболее массивные звезды достигают, как мы думаем, в своем развитии таких высоких температур, когда начинается потеря газа. Быть может, как думает автор этой книжки, это явление можно сравнить с кровопусканием, полезным для полнокровных и тучных людей, так что, освободившись этим путем от излишка своей массы, звезда может продолжать нормальное, «здоровое» развитие.
Большинство звезд типа Вольфа - Райе (имеющих массы в среднем раз в 10 больше солнечной) являются очень тесными спектрально-двойными звездами. Их партнер в паре всегда оказывается также массивной и горячей звездой класса О или В. Многие из таких звезд наблюдаются нами как «дьявольские», т. е. как затменно-двойные звезды, периодически загораживающие друг друга от нас.
Знакомство со звездами, имеющими яркие линии или полосы в спектре, хотя и редко встречающимися, во всяком случае значительно обогатило наши представления о звездах вообще.
Звезды, сбрасывающие свои покровы
Звезды типа Вольфа - Райе стали нам известны недавно, но они тесно связаны со звездами другого типа, известными еще две тысячи лет назад и остававшимися наиболее загадочными из всех звезд, какие только видело человечество.
Представьте мир древних - хрустальную небесную сферу, на которой неподвижно укреплены со дня творения загадочные светочи-звезды. Неподвижные, неизменные огоньки, сияющие нам так же, как и далеким предкам, нерушимые сочетания звезд в созвездиях Скорпиона, Возничего, Большой Медведицы и других!
И вот еще во II веке до нашей эры великий ученый древности Гиппарх замечает в Скорпионе яркую звезду, которой здесь никогда не видел ни он, ни его предшественники. Что это, - новый акт творения, происшедший на наших глазах, поправка к уже созданному неизменному миру? Новая звезда, появившаяся в Скорпионе, проблистала недолго и, угаснув, скрылась из глаз. Пораженный Гиппарх решил предпринять перепись звезд на всем небе, записать точно их места и блеск, чтобы потомки могли следить за тем, не появятся ли опять на небе новые звезды и не исчезают ли иногда давно известные. Так был составлен Гиппархом первый известный нам звездный каталог, а по его образцу впоследствии создавались и другие, значение которых оказалось несравненно шире и составило фундамент астрономии.
Случаи, подобные наблюденному Гиппархом, замечались и впоследствии. Их отмечали китайские и иные летописи. Такие случаи в Европе впервые были описаны в 1572 и в 1604 гг., накануне изобретения телескопа. И во всех случаях конец был один - внезапно вспыхнувшая звезда, это новое светило, оказывалась недолговечной и через несколько месяцев исчезала из взоров, ослабевая с каждым днем. Распространялось мнение, что новые звезды, как запоздалые творения в уже готовом и совершенном мире, непрочны и потому быстро разрушаются.
Современные методы изучения звезд позволили в значительной мере разоблачить тайну вспышек новых звезд, из которых последние, светившие некоторое время как звезды первой величины, наблюдались в 1918 г. в созвездии Орла и в 1934 г. в Геркулесе. Наблюдалось еще много более слабых новых звезд, и подсчитано, что в нашей звездной системе, Галактике, ежегодно вспыхивает до сотни новых звезд, хотя из них мы замечаем только наиболее яркие и притом далеко не ежегодно.
Многие новые звезды были открыты не специалистами, а астрономами-любителями. Например, Новую Живописца 1925 г. открыл почтальон, Новую Персея 1901 г. - киевский гимназист, Новую Короны 1946 г. - железнодорожник и т. д.
Коллекции фотографий неба, хранящиеся на обсерваториях (так называемые стеклянные библиотеки, потому что они составляются из стеклянных негативов), помогли установить следующий факт: новые звезды вовсе не новые. Они существовали и раньше, но как незаметные слабые звездочки. Когда мы замечаем яркую новую звезду, то в действительности оказывается, что это одна из слабых звездочек внезапно так усилилась в блеске. Вспышка происходит чрезвычайно быстро, обычно дня за два. За это время звезда становится ярче на 11 звездных величин, а иногда даже на 14 звездных величин. Это соответствует увеличению блеска в 25-400 тысяч раз! Если изображать блеск «новой» звезды столбиком соответствующей высоты и принять, что до вспышки это был столбик в 1 см высотой, то блеск в максимуме представится «столбиком» до 4 км высотой! Чтобы достать до верхушки этого «столбика», придется подняться на самолете; она будет выше большинства облаков и почти вровень с высочайшими вершинами Альп и Кавказа.
