Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых

Астрономы отказались принять описанное выше рассуждение, основанное лишь на предположении, что Новая Персея и S Андромеды имеют одинаковый максимум блеска.

Казалось, легче было предположить, что это звезды с разным максимумом блеска и S Андромеды, не кажется очень тусклой в сравнении с Новой Персея, но фактически такой и является. Тогда выходило, что S Андромеды находится совсем близко (в космических, конечно, масштабах), гораздо ближе 500 парсек, и так же близка, естественно, и сама туманность Андромеды. В таком случае туманность Андромеды все-таки может быть развивающейся планетарной системой.

ГАЛАКТИКА АНДРОМЕДЫ

Американский астроном Кертис (1872–1942) не был согласен с таким легким выходом из положения. Предположим, рассуждал он, что S Андромеды очень далека и что туманность Андромеды еще дальше, много дальше, чем предполагалось. А не могла ли туманность Андромеды, если она столь отдаленна, быть островной вселенной, самостоятельной звездной галактикой, находящейся далеко за пределами нашей? Подтверждается ли тем самым верность идеи Канта, выдвинутой им полтора века назад?

Если так, то туманность Андромеды должна состоять из очень-очень многих довольно тусклых звезд. Среди этого сгущения звезд время от времени должны вспыхивать новые. И если звезды в туманности пока неразличимы в телескопы, любая из них, вспыхнув как новая, может стать видимой в телескоп, как это и случилось с S Андромеды.

Начиная с 1917 г. Кертис в самом деле открыл новые в туманности Андромеды, целые дюжины новых. В том, что они новые, не было ни малейшего сомнения: они появлялись, потом угасали, затем появлялись и угасали другие.

В этом скопище новых можно было подметить две важные особенности. Первая особенность в том, что это действительно было скопище. Ни в одной другой области неба не появлялось так много новых на одном ограниченном участке!

Это означало, что они не случайно, не просто так появлялись в этом направлении неба независимо от туманности, которой случилось вне всякой связи с ними расположиться позади.

Если б это было случайностью, почему такое множество новых зажигалось бы именно в этом направлении?

Нелепо всерьез задаваться вопросом, почему уникальное собрание новых и туманность Андромеды совпали по направлению, не имея между собой никакой осязаемой связи.

Кертис был абсолютно уверен в своем убеждении, что новые находились именно в туманности.

Но почему их так много?

Вот почему. Если туманность Андромеды действительно островная вселенная и самостоятельная галактика, то она должна иметь примерно столько же звезд, сколько имеет наша собственная. Поэтому в ней, кажущейся нашему глазу всего лишь пятнышком света, и новых должно появляться столько же, сколько в нашей Галактике, заполняющей все остальное небо.

В сущности, в этой туманности должно обнаруживаться даже больше новых, чем в Галактике. Кертис заметил, что в туманности вдоль ее кромок имеются пятна темноты, которые, будь она настоящей галактикой, могли бы оказаться большими протяженностями темных туманностей — газопылевых облаков, затемняющих звезды, расположенные за ними.

То же явление могло наблюдаться и в нашей Галактике. В дополнение к небольшим темным пятнам во Млечном Пути могли существовать гораздо более крупные, о которых мы не подозревали (со временем это было доказано); так что многие плотно населенные звездами участки Млечного Пути для нас закрыты. Среди этих крупных, скрытых от нашего взора звездных поселений (численно гораздо больших, чем виденные нами) ежегодно может появляться множество новых, спрятанных завесами пылевых облаков.

Что же касается туманности Андромеды, то мы с нашей более выгодной точки наблюдения можем видеть, что делается за этими облаками. Поэтому-то скрытых от глаз новых там почти нет. В самом деле, в туманности Андромеды было замечено больше новых, чем во всем остальном звездном небе.

Второй интересной особенностью новых Андромеды являлась их чрезвычайная слабость. Они были едва заметны даже в самый сильный телескоп в период их наибольшей яркости.

Если они были обычными новыми, как, например, Новая Персея, то они и должны были смотреться очень слабыми, принимая во внимание их чрезвычайную отдаленность. А это уже совпадало с концепцией туманности Андромеды как независимой галактики.

Кертис стал убежденным, выдающимся пропагандистом идеи островных вселенных. Впрочем, он был в этом не одинок.

Идея островных вселенных по-прежнему усваивалась с трудом, особенно после того, как появилось новое свидетельство, что туманность Андромеды является близлежащим объектом.

Голландско-американский астроном Адриан Ван Маанен (1884–1946) занялся измерением ничтожно малых движений астрономических объектов, в частности движений спиральных туманностей. Он подтвердил ранее сделанное наблюдение Робертса о том, что туманность Андромеды имеет измеримую величину вращения. Он заявил, что измеримую величину вращения имеют и некоторые другие спиральные туманности.

Теперь мы знаем, что измерения Маанена были неверны по нескольким причинам. Он измерял такие микроскопические изменения, которые едва укладывались в пределы разрешающей способности его инструментов, но то ли инструменты были чуть-чуть не в порядке, то ли его твердая вера в то, что эти движения все-таки должны быть, — все это наложило отпечаток на результаты его замеров.

Тем не менее Ван Маанен завоевал отличную, в целом заслуженную репутацию, и люди были склонны ему верить.

Если туманность Андромеды и выказывала некоторое движение, она должна быть близкой, невзирая ни на какие сомнительные сообщения о сгустках чуть теплющихся звезд.

Одним из тех, кто оказался вовлеченным в полемику, был американский астроном Харлоу Шэпли (1885–1972). Незадолго до этого Шэпли использовал переменные цефеиды для измерения расстояний (техника, разработанная американским астрономом Генриеттой Суон Левитт (1868–1921)). Шэпли смог показать, что истинный центр Галактики находится далеко от нашей Солнечной системы и мы, обитатели Земли, живем далеко на ее окраине. Шэпли был первым человеком, установившим истинный размер Галактики, без ее преуменьшения, как было во всех предыдущих оценках. (Первоначальная оценка Шэпли была несколько завышенной.) Он также первым определил расстояние до Магеллановых Облаков.

Могло показаться, что Шэпли, растянувший расстояния в Галактике и близ нее до новых беспрецедентных длиннот, представит себе еще более дальние объекты. Но, близкий друг Маанена, он принял его результаты. Шэпли стал главным приверженцем концепции малой вселенной. По его мнению, Галактика и Магеллановы Облака — это все, что вообще существует, а различные белые туманности просто часть этих систем.

26 апреля 1920 г. Кертис и Шэпли вели свой знаменитый диспут перед переполненным залом Национальной академии наук. Несомненно, Шэпли был крупным авторитетом и представлял взгляд большинства, но Кертис! Он неожиданно оказался сильным оратором, и его новые, с их слабостью и количеством, явились поразительно удачным аргументом.

Объективно диспут кончился тем, что каждый остался на своих позициях, но уже сам факт, что Кертис в схватке с Шэпли смог подняться до ничьей, был большой моральной победой.

Позднее укрепилось мнение, что он и выиграл спор. По сути дела, диспут не разрешил спора, хотя после него, надо сказать, ряд астрономов принял точку зрения островных вселенных.

Нужно было еще одно доказательство, доказательство, которое было бы сильнее всего, что выдвигалось до тех пор. Это доказательство было представлено американским астрономом Эдвином Пауэлом Хабблом (1889–1953), имевшим в своем распоряжении новый гигантский телескоп с диаметром зеркала 2,5 м — самый дальновидящий инструмент того времени. Телескоп начал функционировать в 1919 г., а в 1922 г. Хаббл использовал его для фотографирования туманности Андромеды и других объектов методом продолжительной экспозиции.

5 октября 1923 г. на одной из фотографий он обнаружил звезду в окрестностях туманности Андромеды. Это была не новая. Он сопровождал ее день за днем, она оказалась цефеидой. К концу 1924 г. Хаббл открыл в туманности Андромеды 34 очень слабые переменные звезды, 12 из них были цефеиды. Он открыл еще 63 новые, очень похожие на те, что были ранее отмечены Кертисом.

Неужели все эти звезды существовали независимо от туманности и чисто случайно оказались в одном с ней направлении?

Нет! Хаббл рассуждал, как Кертис: не может быть столько слабых цефеидных переменных в направлении туманности просто по совпадению. Подобное число таких звезд не найти ни в одном другом районе неба.

Хаббл понял, что открыл звезды, входящие в саму туманность, сделал то, что никому из его предшественников сделать не удавалось. Он преуспел потому, что обладал лучшим инструментом, превосходившим все, что было сделано до него.

Теперь уже мнение Хаббла никто не посмел опровергнуть. Коль скоро туманность разрешена в звезды (только в несколько самых ярких, но и этого довольно!), бывшее представление о туманности Андромеды как о близлежащем объекте и планетарной системе в процессе образования кануло в Лету.

Более того, поскольку Хаббл открыл в туманности цефеиды, он мог, применяя метод Левитт-Шэпли, вычислить расстояние до туманности. Его расчеты показали, что туманность Андромеды удалена от нас на 230 000 парсек, т. е. в пять раз дальше, чем Магеллановы Облака. Следовательно, туманность Андромеды находится далеко за пределами Галактики. Стало ясно, что это — галактика, настоящая галактика, галактика по праву.

Какое-то время белые туманности называли еще внегалактическими туманностями, но позднее слово «туманность» было отброшено как полностью непригодное. Их стали называть галактиками, и туманность Андромеды стала галактикой Андромеды. Это название за ней и остается. Равным образом туманность Водоворот стала галактикой Водоворот и т. д.

Забивая последний гвоздь в гроб идеи малой вселенной, Хаббл в 1935 г. показал, что измерения видимых вращений некоторых галактик Маанена были ошибочны.

Другие белые туманности, меньшие по внешнему виду и более тусклые, чем Андромеда, в свою очередь, тоже галактики, и все они дальше, намного дальше Андромеды. Вселенная представлялась теперь как огромное множество галактик, и наш Млечный Путь — всего лишь одна из них.

Кстати, оценка расстояния до галактики Андромеды (и, следовательно, до всех еще более дальних) была занижена Хабблом. В 1942 г. немецкий астроном Вальтер Бааде (1893–1960) показал, что имеются два разряда цефеид и что при использовании их для определения космических расстояний должны применяться разные методы. Правильный разряд был выбран Шэпли при определении размеров нашей Галактики и расстояния до Магеллановых Облаков. Хаббл же при оценке расстояния до галактики Андромеды по неведению использовал другой разряд цефеид, поэтому его расчеты оказались неверными. Когда его расчеты были исправлены, оказалось, что галактика Андромеды удалена от нас на расстояние 700 000 парсек, т. е. находится в 14 раз дальше, чем Магеллановы Облака.

СВЕРХНОВЫЕ

Каждое решение проблемы ведет за собой новые головоломки. Как только астрономы сошлись в том, что смутное пятно в Андромеде есть отдаленная галактика, пришлось тут же пересматривать свой взгляд на S Андромеды, которая тогда, в 1885 г., почти не вызвала никакого шума.

Если бы S Андромеды обладала такой же светимостью, как и Новая Персея, то, чтобы быть не ярче седьмой величины в максимуме блеска, она должна была бы отстоять от нас на 500 парсек.

Но что, если она была так же далеко, как, по новым данным, галактика Андромеды?

Если бы галактика Андромеды была на расстоянии первой оценки Хаббла, т. е. 230 000 парсек, то S Андромеды должна иметь светимость в 200 000 раз большую, чем Новая Персея, чтобы на данном расстоянии достичь седьмой звездной величины. Но так как галактика Андромеды на самом деле удалена от нас на расстояние 700 000 парсек, то S Андромеды должна была бы светить в 2 млн. раз ярче чем Новая Персея в пике своего блеска, или в 20 млрд. раз ярче, чем наше Солнце.

Галактика Андромеды, как теперь известно, по своей массе почти вдвое превосходит нашу, это равно примерно массе 200 млрд. звезд, как наше Солнце (учитывая, что большинство звезд значительно уступает в светимости Солнцу).

Если S Андромеды в максимуме блеска была в 20 млрд. раз ярче нашего Солнца, то она обладала светимостью, эквивалентной одной пятой светимости всей галактики, частью которой она являлась.

Если это так, то S Андромеды не могла бы уже рассматриваться просто как еще одна новая: она излучала в миллион, а может быть в два миллиона раз больше света!

Большинство астрономов встретили эту информацию как непостижимую. Наиболее консервативные противники большой вселенной доказывали, что галактика Андромеды не могла быть отдаленной галактикой, ибо, если это так, S Андромеды для таких расстояний была бы невероятно, непостижимо яркой.

Другие заняли менее воинственную позицию. Слишком слабые новые, обнаруженные Кертисом и Хабблом, были в самом деле новыми Андромеды, но S Андромеды отнюдь не принадлежит к их числу. Они утверждали, что она находилась на расстоянии гораздо меньшем тысячной расстояния до галактики Андромеды, т. е. на ранее вычисленном расстоянии 500 парсек, вот почему она казалась гораздо ярче, чем остальные новые Андромеды. Она оказалась просто-напросто в направлении галактики Андромеды. И если речь идет только об одной новой, вспыхнувшей так ярко, разве это не может быть простым совпадением?

Хаббл был с этим полностью не согласен. Он твердо держался убеждения, что S Андромеды была частью одноименной галактики и необычно яркой новой.

Чье же мнение предпочесть?

Швейцарский астроном Фриц Цвикки (1898–1974) рассуждал так. Допустим, что S Андромеды была действительно необыкновенно светимой. Такое явление следует, видимо, считать очень редким, ибо, как учит опыт человечества, явления, которые отражают крайнюю степень чего-нибудь вполне обычного, являются сами по себе редчайшими. Поэтому было бы излишней тратой времени следить за Андромедой в ожидании новой типа S Андромеды. Существует столько галактик, что появление необычно светящейся новой в какой-нибудь одной из них вовсе не явилось бы редкостью. Более того, если такая необычно светящаяся новая имела яркость почти целой галактики, к которой принадлежала, то не составит труда найти такую.

Новая типа S Андромеды в любой сколь угодно далекой галактике будет видна, если видна будет сама галактика.

И действительно, с тех пор как впервые появилась S Андромеды, в различных галактиках или вблизи них было обнаружено более двадцати новых. Как правило, они бывали слишком тусклы и недоступны невооруженному глазу (какими и должны были быть, если б находились в далеких галактиках) и, как следствие, подробно никогда не изучались. Для Цвикки они явились настоящей находкой.

В 1934 г., всего за 50 лет до того, как пишутся эти строки, Цвикки начал систематический поиск «сверхновых», термин, который он сам впервые употребил. Он сосредоточил свои наблюдения на крупном скоплении галактик в созвездии Девы и в 1938 г. в разных скоплениях галактик обнаружил не менее двенадцати сверхновых.

Каждая в пике своего блеска светилась как целая галактика, и каждая, по-видимому, обладала светимостью нескольких миллиардов наших Солнц.

Неужели все двенадцать объектов были обманчивыми? Неужели все они были относительно близкими новыми, случайно оказавшимися в оси зрения, направленной на ту или иную галактику галактического скопления Девы?

Логическая и математическая неправдоподобность такого совпадения была очевидна. Астрономы начали соглашаться с тем фактом, что найденные новые действительно находятся в галактиках, которые их окружают, и что это в самом деле сверхновые.

В последующие годы Цвикки и другие нашли еще много сверхновых. К сегодняшнему дню в разных галактиках их было обнаружено около 400. Из анализа полученных цифр можно заключить, что в каждой данной галактике одна сверхновая взрывается в среднем каждые 50 лет. Другими словами, одна сверхновая на 1250 обычных новых.

Сегодня подсчитано, что в пределах 300 млн. парсек от Земли существует 100 млн. галактик, до которых могут дотянуться наши телескопы и где сверхновую можно заметить при ее появлении. Если в каждой галактике одна сверхновая появляется в среднем каждые 50 лет, то взрыв сверхновой в той или иной галактике происходит каждые 15 секунд!

К сожалению, все их увидеть мы не в состоянии: одни из них будут скрыты огромными пылевыми облаками в их собственных галактиках, другие — более темными звездами, лежащими между нами и сверхновой. И конечно же, нет стольких астрономов, чтоб в каждом случае держать под надзором каждую из 100 млн. галактик!

Как бы то ни было, в течение последних 50 лет в других галактиках было отмечено 400 сверхновых. В среднем это означает: 1 сверхновая каждые 6,5 недели.

Ясно по всему, что сверхновые — это объекты неимоверно взрывчатой природы. Стань наше Солнце сверхновой, оно превратило бы в пар все планеты Солнечной системы еще до того, как достигло бы максимума блеска. Будь сверхновой Альфа Центавра, отстоящая от нас всего на 1,3 парсека, она бы круглые сутки сверкала над нами с яркостью, которая в пике блеска в 15 000 раз превосходила бы яркость Луны, или составила одну тридцатую блеска Солнца.

Отсюда можно понять астрономов, которым ничто не доставило бы большего удовлетворения, чем возможность поближе и во всех подробностях познакомиться со сверхновой.

Поистине обидно, что нашим звездочетам приходится изучать их в чужих галактиках и на расстоянии 700 000 парсек и более.

Конечно, ни один человек в здравом уме не захочет, чтобы сверхновая зажглась слишком близко, однако вполне вероятно, что одна из них может вспыхнуть и в нашем Млечном Пути, к тому же на расстоянии не 700 000, а всего 700 парсек. И если сверхновые взрываются в отдельных галактиках примерно каждые 50 лет, ясно, что и в галактике Млечного Пути в прошлом тоже бывали такие взрывы.

И бывали определенно! Оглядываясь назад во всеоружии знания прошлого, нам кажется вполне достоверным, что в течение последних тысяч лет в галактике Млечного Пути взорвались по меньшей мере четыре сверхновые.

Первой, в 1006 г., была новая в созвездии Волка, она обладала почти одной десятой блеска полной Луны. Это была, вероятно, самая яркая звезда из всех светивших на небе за всю историю существования человека на Земле. Затем была Новая Тельца (1054 г.), новая, которую наблюдал Браге (1572 г.), и новая, наблюдавшаяся Кеплером (1604 г.).

Только четыре? Ведь, учитывая 50-летние интервалы, их должно было быть целых двадцать!

Тут есть одна трудность. Мы не можем видеть всю нашу Галактику целиком — видим лишь ближайшую ее часть.

В видимой ее части мы могли бы увидеть в среднем только одну сверхновую в 250 лет. Кстати, есть свидетельства о сверхновой (оставшейся без упоминания), которую можно было увидеть в небе в 1670 г. Несомненно, она была замаскирована пылевыми облаками.

Есть еще одна загвоздка. Если только четыре сверхновые в Галактике Млечного Пути были замечены за истекшие тысячу лет, почему же четвертая, и последняя, была в 1604 г.? Ведь уже спустя пять лет появился телескоп!

Самая близкая сверхновая с 1604 г. — S Андромеды, удалена на 700 000 парсек. Ее видели в телескоп, фотографировали, спектрального анализа ее нет. И с тех пор, за целое столетие, ничего более близкого!

Очень жаль!

ГЛАВА 5

МАЛЕНЬКИЕ КАРЛИКИ

КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ

Сверхновая звезда — это взрыв такой чудовищной силы, что трудно поверить, чтобы после него не осталось никаких следов. Звезда, просверкавшая столь краткое время светом целой галактики, непременно должна оставить после какой-то пепел — и она его оставляет.

Поскольку о существовании сверхновых стало известно только с 30-х годов, едва ли в этих остатках видели именно то, чем они являлись на самом деле. Скорее всего, эти следы раньше замечали без распознания их истинной природы. В 1731 г., например, английский астроном Джон Бевис (1693–1771) первым заметил маленькое белесоватое пятнышко в созвездии Тельца.

Месье — известный охотник за кометами — заметил его тоже и, полагая, что пятно ошибочно могут принять за комету, занес его в список объектов, не заслуживающих внимания других кометоискателей. Этот объект он занес в свой список первым, так что туманное пятно в созвездии Тельца иногда фигурирует среди ученых как М1.

Первым астрономом, детально исследовавшим М1 (в 1845 г.), был Уильям Парсонс, работавший с тем же широким телескопом, который впоследствии использовал для открытия спиральной природы многих отдаленных галактик. Для Парсонса объект М1 стал не просто бесформенной пухлой массой; его телескоп, раздвинув рамки отдаленного, показал более подробную картину; пятно в телескоп выглядело как некий возмущенный объем газа, нечто такое, что невольно внушало мысль: М1 — это остатки сильнейшего взрыва. Внутри газового облака выделялись клочковатые пряди света, которые чем-то напомнили Парсонсу ноги краба. Он назвал М1 Крабовидной туманностью, с тех пор это название так за ней и осталось.

Крабовидная туманность стала привлекать к себе пристальное внимание: ведь в звездном небе не найдешь ничего, что хотя бы издали на нее походило! Ничего, что давало бы столь ясную картину совершавшегося на глазах взрыва. Туманность начали фотографировать, и, следовательно, появилась возможность сравнивать снимки, сделанные в разные годы.

Первым провел такое сопоставление американский астроном Джон Чарлз Дункан (1882–1967). В 1921 г. он сделал снимок Крабовидной туманности и тщательно сравнил его с фотографией, выполненной другим американским астрономом — Джорджем Уиллисом Риччи (1864–1945), причем на том же телескопе, которым теперь пользовался Дункан. Дункану показалось, что на его фотографии Крабовидная туманность чуть-чуть шире, чем у Риччи. Судя по всему, туманность расширялась.

Если это расширение действительно было, то Крабовидная туманность — это не что иное, как остатки новой, и, судя по масштабам газопылевого облака, новой весьма внушительных размеров. Еще одна фотография, сделанная Дунканом в 1938 г., подтвердила правильность этого вывода.

Вскоре после первого сообщения о расширении туманности в 1921 г. Хаббл (ставший вскоре знаменитым, разрешив туманность Андромеды на звезды), сопоставив этот факт и расположение туманности в созвездии Тельца, где китайцы когда-то заметили «звезду-гостью», предположил, что туманность — это все еще расширяющиеся следы взорвавшейся в 1054 г. очень яркой новой.

Звучало весьма правдоподобно, но как доказать сам факт? По наблюдаемой скорости расширения туманности путем обратного отсчета можно было установить, сколько времени назад все это облако газа и пыли было собрано в одной светящейся точке-звезде, т. е. подсказало бы астрономам, сколько времени протекло с того момента, как взорвалась звезда. Период времени, истекший после взрыва, оказался 900 лет. Это помещало взрыв почти как раз в 1054 год — год яркой новой, горевшей в созвездии Тельца.

С тех пор астрономы повсюду стали отождествлять Крабовидную туманность с новой 1054 г.

Можно было обратить видимую скорость расширения Крабовидной туманности в истинную скорость, исследуя смещение темных линий в ее спектре. Получалось около 1300 км/с. Теперь можно было легко подсчитать, как далеко должна была находиться Крабовидная туманность, чтобы эта истинная скорость соответствовала бы видимой, отмечаемой на фотографиях. Оказалось, что Крабовидная туманность находится от нас на расстоянии 2000 парсек.

Зная это расстояние, можно по видимой ширине туманности найти, что она имеет теперь около четырех парсек в диаметре и, конечно, продолжает с постоянством расширяться.

Из свидетельства о яркости новой 1054 г., зная настоящее расстояние до нее, можно вычислить, что, видимая с 10 парсек — стандартного расстояния для определения абсолютной звездной величины, эта новая в пике своего блеска должна была, очевидно, сиять с абсолютной величиной — 18. Иными словами, в максимуме блеска это звездное извержение сопровождалось потоком света, превышающим в 1,6 млрд. раз светимость нашего Солнца и равным примерно 1/60 светимости всего Млечного Пути (если весь этот свет сосредоточить в одной точке). Вне всякого сомнения, новая 1054 г. была настоящей сверхновой.

Поскольку Крабовидная туманность находится от нас на расстоянии 2000 парсек, она должна быть настоящей туманностью, состоящей из пыли и газа. Она не может быть очень отдаленным скопищем звезд, каковым оказалась туманность Андромеды. В этом случае она должна бы излучать спектр, состоящий из отдельных светлых линий различной длины волн, как излучает туманность Ориона. На самом же деле это не так. Крабовидная туманность имеет непрерывный спектр, излучая свет на всех длинах волн, как звезды. В сущности, она имеет значительно более высокую температуру, чем звезды, так как Крабовидная туманность излучает свет на очень коротких, энергонасыщенных длинах волн, включающих не только ультрафиолетовые лучи, но и более короткие рентгеновские и еще более короткие гамма-лучи. Она также обильно излучает щедрые дозы длинноволновой радиации в радиодиапазоне, которая поляризована, т. е. колебания ее распространяются в одном направлении.

Источник такого непрерывного спектра высокой энергии оставался тайной до 1953 г., когда советский астроном Иосиф Шкловский (1916–1985) предположил, что источник порождается быстрыми электронами, с высокой скоростью проходящими через сильное магнитное поле. И это оказалось не просто теорией. Точно такое же явление (разумеется, в сильно уменьшенном масштабе) мы наблюдаем в ускорителях частиц, называемых синхротронами, сконструированных физиками-ядерщиками.

В синхротронах электрически заряженные частицы проходят через магнитные поля и выделяют так называемую синхротронную радиацию.

Похоже, Крабовидная туманность источала синхротронную радиацию в огромном количестве, но откуда поступали электроны? Откуда бралась вся та энергия, которая гнала электроны сквозь магнитное поле в течение девяти веков после взрыва сверхновой?

В 1945 г. Бааде, который совместно с немецко-американским астрономом Рудольфом Минковским (1895–1976) вычислил общепризнанное теперь расстояние до галактики Андромеды, наблюдал небольшие изменения в Крабовидной туманности вблизи двух звезд в центре ее структуры. Астрономы утверждали, что одна из этих звезд должна быть остатком объекта, пережившего взрыв сверхновой. Однако, чтобы поддерживать неиссякаемым такой поток синхротронной радиации, эта остаточная звезда должна посылать энергию с интенсивностью в 30 000 раз большей, чем наше Солнце. Как могло случиться такое, оставалось загадкой, которую не суждено было решить в течение последующей четверти века.

Если сверхновая 1054 г. оставила после себя столь удивительное напоминание, то другие сверхновые могли бы, очевидно, сделать то же самое. В этом смысле любое газопылевое облако, обнаруживающее синхротронную радиацию, можно было бы взять на подозрение. Однако, чем дальше отстояло от нас во времени извержение сверхновой, тем шире и разреженнее становилось облако и тем меньше его радиация.

Необычные свойства Крабовидной туманности могли объясняться тем, что сверхновая 1054 г. — сравнительно молода, относительно близка, ее не заслоняют облака космической пыли и она вся как бы на виду. Однако радиоволны пронизывают пылевые облака без особых помех. С 40-х годов нашего столетия астрономы используют все более чувствительные приборы и методы для обнаружения радиоволн, приходящих из космоса.

В 1941 г. Бааде обнаруживает в созвездии Возничего туманные волокна, примерно в том же месте, где Кеплер видел сверхновую 1604 г. Возраст остатков этой сверхновой составляет примерно треть возраста Крабовидной туманности, но вместе с тем она и гораздо дальше от нас, около 11000 парсек, так что ее возраст угадать точно сложно. Бааде не мог доказать, что эти неясные волокна пыли и газа в самом деле остатки сверхновой. Однако в 1952 г. два астронома из Кембриджского университета — Р. Браун и С. Хазард обнаружили, что эти газопылевые остатки являются мощным источником радиоволнового излучения, и это обстоятельство со всей очевидностью они связали со сверхновой 1604 г.

В том же году Браун и Хазард обнаружили радиоволны, идущие из того же района Кассиопеи, который соответствует Новой Тихо Браге. Позднее Минковский, работая с 200-дюймовым телескопом на Маунт Паломар в Калифорнии, обнаружил в этом участке зримо видимые следы, находящиеся от нас на расстоянии 5000 парсек. Затем в 1965 г. был запеленгован источник радиоволнового излучения в созвездии Волка, являющийся, должно быть, остатками большой сверхновой 1006 г., находившейся от нас, по-видимому, на расстоянии всего 1000 парсек.

Итак, четыре известные сверхновые последнего тысячелетия — все оставили после себя следы. Есть и пятое напоминание. В 1948 г. британские астрономы Мартин Райл (1918–1984) и Ф. Смит (р. 1923) открыли мощный радиоисточник в Кассиопее. Позднее Минковский обнаружил совпадающую с ним туманность, названную Кассиопея А. Она не принадлежала к району сверхновой Браге, но, казалось, имела признаки, роднившие ее с остатками сверхновой. Если они были последствием сверхновой, то такой взрыв должен быть виден на Земле где-то в 1677 г., но его, вероятно, заслонили межзвездные облака, поэтому никто о нем не обмолвился.