Книга -

В любом случае из астрономической практики мы знаем, что не все идет гладкими путями. Знание ядерных процессов должно было привести к возникновению нового взгляда на причину неустойчивости, проявлявшейся в пульсации цефеид. Еще большая нестабильность приводила к катастрофе — взрыву новой звезды.

Спектральный анализ, получивший высокое развитие как раз в тот период, когда появилось много ярких новых звезд, смог установить, что происходит при таком взрыве. При начале вспышки (такие моменты удалось поймать всего лишь несколько раз) спектр звезды относился к классам А или В. Затем, однако, он изменялся — через день появлялся спектр с широкими эмиссионными линиями. Слой пли оболочка из горячих газов расширялась во все стороны с большой скоростью, иногда до 1000 и более километров в секунду, очевидно, из-за внезапного колоссального повышения давления внутри звезды. При непрерывно продолжавшемся расширении оболочка охлаждалась, излучение и яркость уменьшались, и наконец она диссипировала. Основная масса оставалась видна в виде маленькой звезды, однако теперь уже как О-звезды — со значительно более высокой температурой и мепь- шен поверхностью.

Возможно, что планетарные туманности были остатками прежних новых звезд. Мы уже знаем о расширяющейся Крабовидной туманности в Тельце, оставшейся после появления в 1054 г. новой звезды (китайской «звезды-гостьи»).

Причина, вызывающая наступление внезапной нестабильности, из-за которой все это происходило, так и оставалась неразрешенной проблемой. Между тем стали известны еще более замечательные явления, чем обычные новые звезды. Если новая звезда, которая появилась в 1885 г. в туманности Андромеды, действительно принадлежала к этой далекой галактике, то ее светимость должна была в десятки тысяч раз превосходить светимость многих обычных повых звезд этой системы, имевших примерно шестнадцатую или семнадцатую звездную величину. Такая звезда (с абсолютной величиной около — 15^m), если бы она находилась от пас на расстоянии ближайших звезд, должна была казаться во много раз ярче полпой Луны! Бааде и Цвикки (Калифорния) в 1934 г. выдвинули теорию о том, что такие «сверхновые» действительно существуют. Их блеск немногим меньше блеска целой галактики. Действительно, при систематическом обследовании спиральных туманностей было обнаружено очень мпого подобных вспышек. Конечпо, они значительно реже обычных «новых». В каждой галактике по проведенной оценке такие звезды вспыхивали один раз примерно за 500 лет. Бааде и Цвикки полагали, что звезда, наблюдавшаяся Тихо (свет ее убывал очень медленно), была именно такой сверхновой. [Тогда она должна была находиться на расстоянии около 1000 парсек.]. То же самое было справедливо и для «китайской» Новой 1054 г. Эти «сверхновые» поставили перед астрофизикой еще более трудные проблемы.