Чтение онлайн

Итак, Солнце постоянно теряет часть своего вещества. Но мы в наших компьютерных расчетах предполагали, что масса Солнца постоянна. Как это согласуется с существованием солнечного ветра? Быть может, здесь лежит объяснение нейтринного парадокса?

Сейчас известно, что за один год Солнце теряет вместе с солнечным ветром около 10 триллионов (т. е. 10000 миллиардов) тонн вещества. Но как бы ни было велико это число, за миллиарды лет своего существования Солнце потеряло с солнечным ветром пренебрежимо малую часть своей массы. Пока Солнце находится на главной последовательности, его масса остается практически неизменной, хотя с поверхности Солнца постоянно вылетают заряженные частицы газа, а под их воздействием кометные хвосты реют, как знамена на ветру.

Идея, о том, что звезды в процессе развития могут выбрасывать в пространство заметную долю своей массы, впервые возникла после второй мировой войны. Советский астроном В. Г. Фесенков (1889–1972) предположил тогда, что звезды главной последовательности постепенно теряют массу и при этом перемещаются вниз вдоль главной последовательности. Сегодня мы знаем, какую важную роль играет в жизни звезд потеря массы, причем на разных стадиях развития, а не только когда они находятся на главной последовательности. Мы увидим, что потеря массы на поздних стадиях развития по сути дела определяет дальнейшую судьбу звезды. Многие красные гиганты выбрасывают со своей поверхности интенсивные потоки газа в окружающее пространство. Мы пока не понимаем причины этого явления. Теория солнечного ветра еще отсутствует. Однако можно определить скорость вылетающих молекул газа и оценить, какое количество массы теряет звезда в единицу времени. Некоторые звезды теряют массу в десятки миллионов раз быстрее, чем Солнце. Эти потери столь велики, что уже за 100 миллионов лет такая звезда может выбросить в пространство заметную долю своего вещества. Быстрая потеря массы наблюдается не только у красных гигантов: мощные потоки газа в окружающее пространство испускают и горячие, массивные звезды, которые совсем недавно покинули главную последовательность. У таких звезд особенно велики скорости газовых частиц солнечного ветра. Очень часто они достигают двух-трех тысяч километров в секунду. Большая скорость потери массы у звезд на поздних стадиях развития не означает, что мы должны пересмотреть наши представления о путях развития звезд. Для тяжелых звезд, находящихся на поздних стадиях развития, сотни миллионов лет по-прежнему остаются большим промежутком времени, который существенно превышает фазу зажигания и выгорания гелия в центральной области. Только для звезд, подобных Солнцу, потери массы на стадии красных гигантов играют заметную роль. Однако именно это обстоятельство позволяет нам объяснить появление звезд на горизонтальной ветви диаграммы Г-Р шарового скопления.

Прежде чем двигаться дальше, я приведу пример того, как звезды на поздних стадиях своего развития могут терять массу. Речь пойдет о звезде под названием Мира. Ее можно найти в созвездии Кита. В 1596 г. священник из Восточной Фрисландии Давид Фабриций обнаружил, что иногда эту звезду можно видеть невооруженным глазом, а затем долгое время она не видна. Сегодня мы знаем, что Мира изменяет свою яркость с периодом в 11 месяцев. Ее минимальная яркость в 600 раз меньше максимальной. Мира является красным гигантом; иными словами, эта звезда находится на поздней стадии развития. Многие красные гиганты аналогичным образом изменяют свою яркость. Причины этого явления пока не вполне ясны. Можно, однако, с уверенностью сказать, что причины изменения яркости этих звезд не такие, как в цефеидах (о которых мы уже говорили). Но здесь нас интересует не переменная яркость этого красного гиганта. Речь пойдет о спутнике Миры. Когда яркость Миры минимальна, можно наблюдать ее спутник, свет которого буквально тонет в излучении красного гиганта при максимальной яркости. Этот спутник представляет собой белый карлик. Мы помним, что вокруг Сириуса тоже обращается белый карлик. В случае Миры период обращения белого карлика вокруг красного гиганта составляет 261 год.

Южноафриканский астроном Брайен Уорнер обнаружил, что яркость белого карлика тоже изменяется. Ученые знали, что плотность вещества в белых карликах очень велика, однако ничего не было известно о том, что они тоже могут быть переменными звездами. Что служит причиной изменения яркости спутника Миры? Уорнер предположил, что Мира, как и большинство красных гигантов, выбрасывает вещество в окружающее пространство. Тогда спутник Миры подвергается воздействию этого звездного ветра. Огромная сила тяжести белого карлика притягивает часть вылетающего газа на свою поверхность. Эти частицы газа налетают на поверхность спутника с большой скоростью, поскольку на них действует гигантская гравитационная сила. При столкновении частиц газа с поверхностью выделяется тепло, и свечение этого разогретого газа существенно увеличивает яркость белого карлика. Нерегулярность таких потоков газа служит причиной хаотического изменения яркости спутника Миры. Брайен Уорнер смог объяснить изменение светимости белого карлика и величину флуктуации яркости уже при небольших значениях потери массы для красного гиганта Миры. Это означает, что потеря массы пренебрежимо слабо влияет на развитие такой звезды, как Мира.

Следовательно, мы можем объяснить, каким образом наблюдаемые потери массы приводят к перемещению звезд, подобных Солнцу, на горизонтальную ветвь диаграммы Г Р. Но такое уменьшение массы не позволяет объяснить, как тяжелые звезды могут потерять столько вещества, что из их недр «освобождается» находящийся там белый карлик. На этот вопрос мы сейчас ответим. К счастью, на небосводе можно наблюдать явления, в ходе которых звезды могут за короткие промежутки времени потерять большую долю своего вещества.

Уже с помощью небольшого телескопа, если точно знать, куда его направить, можно разглядеть в созвездии Лиры небольшое светящееся кольцо туманность Лиры. В настоящее время известно около семисот таких образований. Поскольку такие туманности выглядят в телескоп как светящийся кружок, напоминающий своим видом планету, то их называют планетарными туманностями (рис. 7.5). Однако они не имеют ничего общего с планетами нашей Солнечной системы. До таких туманностей так же далеко, как до звезд. Они являются светящимися газовыми образованиями, причем в центре каждого из них наблюдается звезда с высокой температурой. Эти туманности представляют собой газовые массы, которые образуют своего рода пустотелый шар, внутри которого вблизи центра расположена горячая звезда. Газ светится под воздействием излучения этой звезды. Такая газовая оболочка очень разрежена. Скорости перемещения частиц в этой оболочке составляют около 50 километров в секунду. Очевидно, что эта газовая оболочка была сброшена с поверхности центральной звезды. Масса светящегося вещества планетарных туманностей составляет примерно 10 20 % массы Солнца. Таким образом, масса газа в таких туманностях не слишком мала по сравнению со звездными массами.

Мы не знаем, почему происходит выброс вещества с поверхности звезд и какой механизм отвечает за такую потерю массы. Очевидно только, что это может происходить. Больше мы ничего не можем сказать на основе данных наших наблюдений. Если более внимательно приглядеться к центральной звезде, то можно обнаружить, что ее свойства напоминают свойства белых карликов: температура поверхности очень высока, а сама звезда невелика по размерам. Можно предположить, что мы видим, как красный гигант сбросил свою газовую оболочку, а белый карлик, находящийся в его центре, оказался обнаженным. Не исключено, что звезда уже долгое время теряет свое вещество, однако лишь после того как обнажилась горячая поверхность белого карлика, газовые массы вблизи этой звезды начали светиться под воздействием его излучения. Таким образом, в планетарных туманностях, по всей видимости, можно наблюдать рождение белого карлика.

Мы видим, что звезды могут относительно спокойно освобождаться от внешних слоев своего вещества, богатого водородом. Однако бывают случаи, когда звезды сбрасывают внешние оболочки в результате большого взрыва.

Иногда можно указать время астрономического открытия с точностью до дней и часов. Обычно это бывает тогда, когда открытие происходит в результате единственного астрономического наблюдения. Это — настоящие «звездные часы» в исследованиях звезд. Один из таких моментов наступил ночью 31 августа 1885 г. В эту ночь родившийся во Франкфурте тридцатичетырехлетний астроном Эрнст Гартвиг, [17] направил свой телескоп в обсерватории в Дерпте на Туманность Андромеды. Это одна из многих спиральных туманностей (см. рис. 0.1 ). О том, что она представляет собой в действительности, Гартвиг знал не больше своих современников. Истинная природа спиральных туманностей была открыта на 35 лет позже. Когда Гартвиг навел свой телескоп на Туманность Андромеды, он увидел в ней яркую звезду. Звезда светила столь сильно, что ее уже почти можно было увидеть невооруженным глазом. Она находилась возле наиболее яркого участка Туманности Андромеды — вблизи ее ядра. В этом месте никто раньше не видел такой звезды.

Звезды иногда гаснут, а затем их светимость вновь увеличивается. Это было известно и во времена Гартвига. Позже мы еще обсудим подобные явления. Поразительно здесь не это, а то, что яркая звезда появилась в Туманности Андромеды. Открытие Гартвига стало сенсацией только в 1920 г., когда стало ясно, что спиральные туманности, или галактики, как их теперь называют, представляют собой скопления сотен миллиардов звезд. Эти скопления так далеко отстоят от нас в пространстве, что в большинстве телескопов они видны как слабые светящиеся пятна. Только самые большие телескопы позволяют разглядеть отдельные звезды в галактике Андромеды. Мы уже говорили об этом во введении к данной книге. Галактика в созвездии Андромеды удалена так далеко, что свет от нее идет к нам целых два миллиона лет. Таким образом, событие, которое Гартвиг наблюдал 31 августа 1885 г., произошло за два миллиона лет до этого дня. И если звезда, несмотря на огромное удаление, светит так ярко, что ее почти можно увидеть невооруженным глазом, это значит, что ее светимость в 10 миллиардов раз больше, чем у нашего Солнца. Таким образом, Гартвиг наблюдал беспрецедентно сильное увеличение яркости звезды, хотя подобные, но более слабые вспышки так называемых новых звезд наблюдали и раньше. Явление, которое Гартвиг обнаружил в Туманности Андромеды, сегодня называют вспышкой сверхновой.

Спустя некоторое время после своего открытия Гартвиг покинул Дерпт и занялся другими делами. Незадолго до этого в Бамберге умер богатый горожанин, которого звали Карл Ремайз. Он завещал городу 400 тысяч марок золотом. На эти деньги следовало, по завещанию, построить и содержать астрономическую обсерваторию. Гартвиг взял на себя эту задачу и затем руководил обсерваторией в Бамберге вплоть до 20-х годов нашего века. [18]

Я надеюсь, читатель простит мне еще одно историческое отступление. В 1954 г. руководителем Бамбергской обсерватории стал Вольфганг Штромайер. Я был его ассистентом. Мы занялись тогда разборкой старой корреспонденции института. Нам в руки попали два письма, полученные Гартвигом. Оба написаны во время первой мировой войны. Одно из них от молодого солдата, который и раньше переписывался с Гартвигом. Это было отчаянное письмо, написанное молодым человеком в лазарете, куда он попал после ранения. Молодой солдат в результате ранения наполовину ослеп и боялся полностью потерять зрение, а до войны его единственной мечтой было стать астрономом. Это письмо написал Ханс Кинле (1895–1975), который впоследствии руководил гёттингенской лабораторией. Многие его ученики стали известными астрономами: среди них были Людвиг Бирман, Отто Хекман, Мартин Шварцшильд и Хайнрих Зидентопф.