новая! Мы бы во-время сняли ее спектр, сфотографировать же впрок, «на всякий случай», спектры сотен тысяч слабых звезд невозможно. Не зная же спектра новой звезды до вспышки, мы ничего не можем сказать и о ее физическом состоянии до катастрофы.

Все же есть данные, позволяющие сделать некоторые выводы. Оказывается, что и до и после вспышки многие новые звезды в небольших пределах неправильно меняют свой блеск. Солнце так себя не ведет. Есть звезды, названные автором этой книжки повторными новыми звездами. Их вспышки неправильно повторяются по прошествии нескольких десятилетий. Автор обратил внимание на тождественность их спектров до и после вспышки. Ничто не мешает предположить, что то же имеет место и для остальных новых звезд. От них новоподобные звезды отличаются лишь меньшим масштабом явлений, которые в остальном совершенно такие же, как у новых звезд.

Московские астрономы П. П. Паренаго и Б. В. Кукаркин нашли, что у полупериодических переменных звезд среднее время между вспышками тем больше, чем больше изменение их блеска. Этому соотношению удовлетворяют и новоподобные звезды. В частности, предсказывавшаяся ими повторная вспышка звезды, вспыхнувшей в Северной Короне, действительно произошла в 1946 г., и первым ее заметил астроном-любитель, обходчик железнодорожных путей Ка-менчук. Если эту зависимость распространить на новые звезды, то у них можно ожидать повторения вспышек примерно через три тысячи лет.

Повторение вспышек с такой частотой у некоторых звезд вполне может обеспечить наблюдаемую ежегодную частоту вспышек звезд в Галактике. Уже это, а также предполагаемый спектр новых звезд до вспышки (правильнее, пожалуй, было бы сказать между вспышками), характеризующий их как очень горячие звезды, исключает возможность вспышки Солнца.

Уокер в США сделал интересное открытие. Оказалось, что новая звезда, вспыхивавшая в Геркулесе в 1934 г., состоит из двух почти одинаковых звезд с массами меньше солнечной.

Но одна из этих звезд, вспыхивающая как новая звезда, — горячая, а другая — красный холодный карлик. Звезды этой пары очень близки друг к другу. Поэтому в силу взаимного сильного притяжения они обе имеют неустойчивые атмосферы. Из последних происходит истечение газа и его потоки, циркулируя, создают вокруг звезд еще и общую атмосферу. Интересное открытие принес электрофотометр. Из наблюдений Уокера оказалось, что все «бывшие новые» (новые звезды после вспышки) непрерывно «лихорадят». Блеск этих горячих звезд как бы трепещет. Мелкие колебания блеска имеют подобие периодичности порядка немногих минут. Кроме того, у них есть и более сильные, но более медленные колебания.

Замечательное открытие было сделано в 1966 г. Один из сильнейших источников излучения рентгеновских лучей называется Скорпион RX-1. Ожидалось, что это может быть крохотная нейтронная звезда, по теории — «конечная» стадия эволюции звезд, исчерпавших свои источники энергии. На месте этого источника неожиданно нашли довольно яркую (около 13m) звезду, которая по мелким и быстрым и более медленным колебаниям блеска, по цвету и по спектру очень сходна с бывшими новыми звездами. Однако среди них пока не известно ни одного сильного источника рентгеновских лучей, хотя некоторые из них находятся от нас не дальше и столь же ярки.

Заметим еще, что повторные новые звезды подобно Новой Геркулеса являются тесными двойными звездами. Их спутники тоже холодные. Возможно, что тесная двойственность звезд как-то связана с их вспышками.

Вся совокупность наших сведений о новых и новоподобных звездах отрицает мысль, чтобы причиной вспышек могли быть столкновения звезд друг с другом или падения планет на звезды. Первые, если и бывают в Галактике, то слишком редко.

Причина вспышек новых и новоподобных звезд должна быть в них самих, и теория внутреннего строения звезд приводит к выводу, что при известных условиях в процессе развития звезды в ней может наступить состояние неустойчивости. «Перепроизводство» энергии в ее недрах поведет тогда к срыву наружных слоев звезды, как это показали Л. Э. Гуревич и А. И. Лебединский.

Автор этой книги полагает, что вспышки происходят у звезд с довольно высокой температурой и средней светимостью, не позволяющей отнести их ни к белым звездам главной последовательности, ни к белым карликам. В процессе эволюции только небольшое число звезд проходит через подобное состояние или же это состояние проходит очень быстро. Вот почему мы их почти не встречаем на диаграмме спектр — светимость. Эти звезды неустойчивы и время от времени сбрасывают свои внешние слои до тех пор, пока благодаря этому звезда не приобретет устойчивость окончательно. После каждой вспышки звезда несколько сжимается и в конце концов, сжавшись и несколько охладившись, переходит в состояние белого карлика. Однако могут быть и другие «методы производства» белых карликов. В стадии звезды Вольфа — Райе она находится только в промежутках между вспышками, пока они происходят, да и то, вероятно, не все время.

В 1939 г. немецкий астрофизик Бирман пришел к выводу, что неустойчивость звезд наступает тогда, когда водород в их недрах исчерпан в процессе его превращения в гелий, в процессе, служащем источником энергии в обычных звездах. Когда выработка энергии в звезде становится недостаточной, излучение звезды ослабевает, т. е. ее блеск падает, и она, следовательно, переходит на диаграмме спектр — светимость в область, промежуточную между белыми гигантами и карликами, где с ней происходят вспышки, приводящие ее к состоянию белого карлика.

Автор этой книги в 1945 г. открыл, что белые и голубые звезды образуют на диаграмме спектр — светимость особую последовательность. Самые горячие звезды в порядке уменьшения светимости образуют на диаграмме непрерывный ряд. Он начинается с самых массивных и ярких среди известных звезд, переходит к менее массивным и ярким звездам Вольфа — Райе, затем к повторным, потом к типичным новым звездам, массы которых до сих пор не установлены, и заканчивается белыми карликами, самыми плотными звездами, наиболее скупо расходующими энергию.

Это открытие может быть истолковано так, что некоторые горячие звезды неустойчивы. Световое давление в них и неумеренный, может быть неравномерный, выход энергии в недрах приводят к истечению газа из их атмосфер, превращая их тем самым в звезды типа Вольфа — Райе. Мы не можем пока сказать, при каких условиях и со всеми ли горячими гигантами происходит такое изменение. Конечно, при этом теряется масса, а с нею уменьшается и светимость звезды. Ослабев, звезда становится более устойчивой. Ее равновесие нарушается все реже и реже, однако все сильнее и сильнее с течением времени, когда где-то внутри постепенно опять накапливаются условия, приводящие к неустойчивости. Мы получаем новую звезду с ее редкими вспышками. После каждой из них звезда сжимается и уплотняется, пока не перейдет в состояние белого карлика, настолько устойчивое, что вспышки уже прекращаются совсем (Подробнее об описанных здесь