Рис. 16. Шаровое звездное скопление.

Шаровое скопление является как бы миниатюрной копией своей сферической составляющей. Они обнаружены и в других галактиках. Например, туманность Андромеды содержит 140 шаровых скоплений.

В сферической составляющей почти отсутствуют звезды главной последовательности. От нее остались только красные карлики и субкарлики. Ярких белых и голубых звезд в сферической составляющей совсем нет, зато очень резко в ней выражена последовательность красных гигантов и появилась новая последовательность желтых гигантов. Следовательно, в сферической составляющей большинство звезд — красные или близкие к нему по цвету. Поэтому звезды этой составляющей так резко видны на фотопластинках, чувствительных к красному свету.

Звезды двух составляющих Галактики различаются между собой не только по цвету и внутреннему строению, но и по возрасту. Звезды сферической составляющей более старые, чем звезды плоской составляющей.

В настоящее время установлено, что большинство звезд Вселенной похоже на звёзды, входящие в состав шаровых скоплений, т. е. является старыми красными гигантами. Здесь мы опять видим, что существует определенная зависимость между возрастом звезд и их основными характеристиками, подобно тому как существует связь между структурой галактик и временем, пройденным с момента их образования. Ниже мы покажем, что наблюдается также самая тесная связь между химическим составом звезд и их возрастом. Это обстоятельство очень важно для понимания процессов образования химических элементов во Вселенной и их последующей эволюции.

Совершенно исключительное явление во Вселенной представляют собой Новые и Сверхновые звезды. Еще Гиппарх две тысячи лет назад наблюдал появление на небе новой яркой звезды в том месте, где раньше ничего не было видно. С тех пор такие звезды наблюдались неоднократно. Позднее, когда стали применять мощные телескопы, было установлено, что это явление вовсе не связано с рождением новой звезды. На самом деле звезда очень слабой светимости внезапно увеличивает свою светимость в десятки тысяч раз, а затем через какой-то промежуток времени (величина его различна для отдельных звезд) снова превращается в слабую звезду с прежней светимостью. При вспышке новой звезды происходит резкое увеличение темпера-туры ее поверхности (до 100 000°); такие звезды называются Новыми.

Во время вспышки объем Новых звезд увеличивается в сотни раз. При этом часть вещества звезд выбрасывается в космическое пространство, однако масса выбрасываемого вещества не очень велика (составляет примерно около одной стотысячной доли массы звезды). Новая звезда постепенно возвращается в прежнее состояние.

Среди Новых звезд наиболее изучены звезды, наблюдаемые в созвездиях Персея (1901 г.), Орла (1918 г.) и Живописца (1925 г.). 7 марта 1960 г. норвежский астроном Хассель обнаружил в Млечном Пути на стыке созвездий Орла и Геркулеса Новую звезду, видимую даже невооруженным глазом. 9 марта ее наблюдали в г. Вильнюсе уже значительно более яркой. Это был первый случай, когда Новую звезду обнаружили в период увеличения ее блеска. Эта звезда названа Новая Геркулеса 1960. При ее вспышке выделилось столько энергии, сколько выделяет Солнце примерно в течение 100 000 лет.

Каждый год в нашей Галактике удается сфотографировать в различных участках неба несколько Новых звезд. Предполагается, однако, что общее число их за год составляет около 100. Наиболее часто наблюдаются вспышки Новых звезд в плоской составляющей Галактики и почти совсем не обнаружены в сферической составляющей. Так как светимости Новых звезд очень велики, то их сравнительно легко наблюдать и в других галактиках. В туманности Андромеды, например, за последние десять лет было зарегистрировано свыше сотни Новых звезд.

Одно из самых грандиозных и необычайных явлений природы — вспышки так называемых Сверхновых звезд. Первые описания таких явлений мы находим в древних китайских и арабских летописях. Так, в китайской летописи «Вень-Сянь-Тин-Као» за 185–186 гг. нашей эры можно найти следующие интересные строки: «В эпоху Чжун-пина, на второй год, в десятую луну, в день Квейхая появилась необыкновенная Звезда Нан-Мана. Она была величиной с бамбуковую циновку и последовательно показывала пять цветов. Постепенно уменьшала она блеск к шестой луне еле-дующего года, когда исчезла». В книге арабских летописей за 1060 г. отмечается: «Первого шабана 396 года появилась большая необыкновенная звезда слева с Иракской Коблы. Она посылала лучи на Землю, подобно Луне, и наблюдалась до пятнадцатого децикада, когда погасла». Эта запись отражает одну из самых мощных вспышек Сверхновых звезд, которая произошла 4 июня 1054 г. в созвездии Тельца. Появившаяся в результате вспышки звезда была видна даже днем. Ее также зафиксировал китайский астроном Ма Туанлин в обсерватории Большого Дракона в Пекине.

Изучение китайских, японских, индийских_; арабских и других летописей за последние две тысячи лет показало, что описание необыкновенных звезд встречается всего пять-шесть раз. Это свидетельствует о чрезвычайной редкости вспышек Сверхновых звезд. В среднем в каждой галактике вспыхивает по одной такой звезде раз в триста лет. За последние 500 лет в нашей Галактике наблюдалось только две вспышки Сверхновых звезд. Первая вспыхнула в 1572 г. в созвездии Кассиопея и была зарегистрирована датским астрономом Тихо Браге. Вторая Сверхновая звезда появилась в созвездии Змееносца в 1604 г., она была обнаружена И. Кеплером. Сверхновые звезды вспыхивают внезапно, при этом светимость звезды, которая до вспышки была еле заметна даже в самые сильные телескопы, увеличивается во много миллионов раз, превышая светимость Солнца в 10⁷—10¹⁰ раз. После вспышки светимость начинает постепенно уменьшаться, но ее падение происходит не одинаково для всех Сверхновых звезд. Оказывается, что у некоторых Сверхновых наблюдается очень быстрый спад их светимости в течение первых дней существования, а затем он замедляется и происходит далее строго по экспоненциальному закону, подобно тому как спадает радиоактивность. Уменьшение вдвое светимости некоторых Сверхновых звезд происходит в течение 55 дней. Этот факт, как мы увидим ниже, имеет большое значение для выявления процессов, приводящих к вспышкам Сверхновых, а также для выяснения вопроса о происхождении химических элементов.

Наблюдения показали, что Сверхновые звезды окутаны большими светлыми облаками неправильной формы. Вещество этих облаков выбрасывается Сверхновыми звездами во все стороны с огромными скоростями (до 6000 км/сек), однако, несмотря на это, вещество полностью не рассеивается в космическом пространстве, а сохраняется еще очень долгое время после вспышки в виде туманности.

Рис. 17. Крабовидная туманность — остаток Сверхновой 1054.

Примером может служить Крабовидная туманность в созвездии Тельца (рис. 17), которая, несомненно, является остатком звезды Гостьи после ее вспышки в 1054 г. Крабовидная туманность представляет очень большой интерес и поэтому тщательно исследуется.

В 1859 г. Г. Кирхгоф показал, что темные линии, наблюдаемые в спектре Солнца, принадлежат одному из распространенных на Земле элементов — натрию. Позднее в спектре Солнца были обнаружены линии еще семи элементов — магния, кальция, хрома, меди, цинка, бария и никеля. Спектральный метод анализа — чрезвычайно мощный и пока единственный метод исследования состава космических объектов. Триумфом — его явилось открытие нового элемента — гелия в спектре атмосферы Солнца. 18 августа 1868 г. французский астрофизик Ж. Жансен во время полного солнечного затмения обнаружил в спектрах протуберанцев оранжево-желтую блестящую линию. Это явление наблюдал и Н. Локьер, который пришел к выводу, что обнаруженная линия принадлежит еще неизвестному химическому элементу, и предложил его назвать в честь Солнца гелием. Только в 1895 г. английский химик У. Рамзай выделил элемент гелий из минералов земной коры — уранинита и клевеита.