Отвлечемся от двойных систем и обратим внимание на еще один необычный тип звезд: «бурые карлики». Значение их велико в первую очередь для проблемы космологии. Бурые карлики — это субзвезды, газообразные тела с размерами в несколько раз больше Юпитера. При их гравитационном сжатии выделяется тепловая энергия, которая производит достаточное количество тепла для их довольно тусклого свечения, но которой явно не хватает, чтобы вспыхнули термоядерные реакции. Ясно, что время свечения таких объектов по космологическим меркам невелико — миллионы лет, и астрономам крупно повезло, когда сравнительно недавно такая субзвезда была обнаружена в 28 световых годах от Солнца.
Значение же этих объектов для космологии состоит в том, что бурые карлики наряду с нейтрино и черными дырами могут быть компонентами «скрытой» массы Вселенной. В принципе, пространство между звездами может быть заполнено бесчисленными бурыми карликами, которые просто-напросто довольно быстро «умирают» — перестают светить и становятся недоступными для наблюдений.
Мы сейчас довольно бегло обсудили эволюцию звезд различной массы, остановившись, естественно, на наиболее общих закономерностях. Это обсуждение никоим образом не исчерпывает всего разнообразия явлений, происходящих в мире звезд. А некоторые из этих явлений были известны людям тысячи лет тому назад.
В 1915 году центральное бюро астрономических сообщений получило телеграмму следующего содержания: «Звезда раздувается и лопается». Телеграмма была направлена в связи с очередной вспышкой новой. Мы помним, что при вспышке светимость новой в сотни тысяч раз может превышать светимость Солнца. А может ли звезда светить так же, как миллиарды Солнц?
На первый взгляд подобный вопрос кажется абсурдным. И тем не менее во Вселенной происходят поражающие воображение человека явления поистине циклопических масштабов, когда одна звезда вдруг становится почти столь же яркой, как гигантская, содержащая сотни миллиардов звезд галактика.
В 1885 году в астрономической обсерватории в Тарту была обнаружена новая звездочка. Располагалась она поблизости от центра туманности Андромеды и имела блеск примерно 6,5 звездной величины. А это значит, что, обладая хорошим зрением, ее можно было наблюдать и без оптических инструментов. Поскольку сама туманность Андромеды имеет блеск 4,4m, сразу становится ясно, что в этом случае блеск отдельной звезды лишь в четыре с небольшим раза слабее блеска гигантской галактики, превышающей по своим размерам нашу.
Однако в то время мало что было известно о структуре галактик и расстоянии до них. Поэтому открытию 1885 года не было придано никакого значения. А ведь знай тартуские астрономы о том, что туманность Андромеды находится от нас на расстоянии свыше 2 миллионов световых лет и содержит сотни миллиардов звезд, они, бесспорно, смогли бы оценить всю грандиозность открытого ими явления, когда одна-единственная звезда светила ярче многих миллиардов звезд.
В 1895 году в NGC 5253 вспыхнула звезда, блеск которой превышал блеск всей галактики в 100 раз! Конечно, NGC 5253 гораздо меньше туманности Андромеды, но тем не менее и в ней есть несколько миллиардов звезд. В 1972 году в NGC 5253 снова зарегистрировали чудовищный взрыв. За последние 90 лет астрономы наблюдали около 100 подобных катаклизмов. Для того чтобы отличить эти вспышки от вспышек обычных новых, в 1934 году американские астрономы Ф. Цвикки и В. Бааде предложили называть новый класс объектов «сверхновыми».
Нельзя, конечно же, говорить о том, что лишь в первой половине XX века люди смогли оценить грандиозный масштаб этого явления. В записях китайских и японских астрономов мы находим описание неожиданно появившейся на небе звезды — «звезды-гостьи». Она вспыхнула в 1054 году и была много ярче Венеры. За последнюю тысячу лет в нашей Галактике наблюдалось пять сверхновых: в 1006, 1054, 1572, 1604, 1667 годах. Остальные вспышки происходили в других галактиках.
Изучая зависимость блеска сверхновых от времени, астрономы установили, что существует два типа «кривых блеска» у сверхновых. В первом случае имеется ярко выраженный и достаточно продолжительный максимум блеска (до месяца), после которого блеск звезды линейно спадает. Во втором случае максимумы блеска выражены гораздо хуже, а спад блеска существенно круче.
Выделение двух групп кривых блеска и исследование спектров при вспышках позволило подразделить сверхновые на два типа — сверхновые I типа и сверхновые II типа. Очень скоро выяснилось весьма интересное и довольно загадочное обстоятельство. Оказалось, что в эллиптических галактиках вспыхивают только сверхновые I типа, в то время как в спиралях возгораются сверхновые как II, так и I типов. Этот наблюдательный факт чрезвычайной важности сразу позволил связать теорию звездной эволюции с характеристиками сверхновых.