И. С. Шкловский "Вселенная, жизнь, разум"

К оглавлению

Часть первая

АСТРОНОМИЧЕСКИИ АСПЕКТ ПРОБЛЕМЫ

И страшным, страшным креном
К другим каким-нибудь
Неведомым вселенным
Повернут Млечный Путь...
Б. Пастернак

1. Масштабы Вселенной и ее строение

Если бы астрономы-профессионалы постоянно и ощутимо представляли себе чудовищную величину космических расстояний и интервалов времени эволюции небесных светил, вряд ли они могли успешно развивать науку, которой посвятили свою жизнь. Привычные нам с детства пространственно-временные масштабы настолько ничтожны по сравнению с космическими, что когда это доходит до сознания, то буквально захватывает дух. Занимаясь какой-нибудь проблемой космоса, астроном либо решает некую математическую задачу (это чаще всего делают специалисты по небесной механике и астрофизики-теоретики), либо занимается усовершенствованием приборов и методов наблюдений, либо же строит в своем воображении, сознательно или бессознательно, некоторую небольшую модель исследуемой космической системы. При этом основное значение имеет правильное понимание относительных размеров изучаемой системы (например, отношение размеров деталей данной космической системы, отношение размеров этой системы и других, похожих или непохожих на нее, и т. д.) и интервалов времени (например, отношение скорости протекания данного процесса к скорости протекания какого-либо другого).

Автор этой книги довольно много занимался, например, солнечной короной и Галактикой. И всегда они представлялись ему неправильной формы сфероидальными телами примерно одинаковых размеров - что-нибудь около 10 см... Почему 10 см? Этот образ возник подсознательно, просто потому, что слишком часто, раздумывая над тем или иным вопросом солнечной или галактической физики, автор чертил в обыкновенной тетради (в клеточку) очертания предметов своих размышлений. Чертил, стараясь придерживаться масштабов явлений. По одному очень любопытному вопросу, например, можно было провести интересную аналогию между солнечной короной и Галактикой (вернее, так называемой "галактической короной"). Конечно, автор этой книги очень хорошо, так сказать, "умом" знал, что размеры галактической короны в сотни миллиардов раз больше, чем размеры солнечной. Но он спокойно забывал об этом. А если в ряде случаев большие размеры галактической короны приобретали некоторое принципиальное значение (бывало и так), это учитывалось формально-математически. И все равно зрительно обе "короны" представлялись одинаково маленькими...

Если бы автор в процессе этой работы предавался философским размышлениям о чудовищности размеров Галактики, о невообразимой разреженности газа, из которого состоит галактическая корона, о ничтожности нашей малютки-планеты и собственного бытия и о прочих других не менее правильных предметах, работа над проблемами солнечной и галактической корон прекратилась бы автоматически...

Пусть простит мне читатель это "лирическое отступление". Я не сомневаюсь, что и у других астрономов возникали такие же мысли, когда они работали над своими проблемами. Мне кажется, что иногда полезно поближе познакомиться с "кухней" научной работы...

Если мы хотим на страницах этой книги обсуждать волнующие вопросы о возможности разумной жизни во Вселенной, то, прежде всего, нужно будет составить правильное представление о ее пространственно-временных масштабах. Еще сравнительно недавно земной шар представлялся человеку огромным. Свыше трех лет потребовалось отважным сподвижникам Магеллана, чтобы 465 лет тому назад ценой неимоверных лишений совершить первое кругосветное путешествие. Немногим более 100 лет прошло с того времени, когда находчивый герой фантастического романа Жюля Верна совершил, пользуясь последними достижениями техники того времени, путешествие вокруг света за 80 суток. И прошло всего лишь 26 лет с тех памятных для всего человечества дней, когда первый советский космонавт Гагарин облетел на легендарном космическом корабле "Восток" земной шар за 89 мин. И мысли людей невольно обратились к огромным пространствам космоса, в которых затерялась небольшая планета Земля...

Наша Земля - одна из планет Солнечной системы. По сравнению с другими планетами она расположена довольно близко к Солнцу, хотя и не является самой близкой. Среднее расстояние от Солнца до Плутона - самой далекой планеты Солнечной системы - в 40 раз больше среднего расстояния от Земли до Солнца. В настоящее время неизвестно, имеются ли в Солнечной системе планеты, еще более удаленные от Солнца, чем Плутон. Можно только утверждать, что если такие планеты и есть, они сравнительно невелики. Условно размеры Солнечной системы можно принять равными 50-100 астрономическим единицам *), или около 10 млрд км.

По нашим земным масштабам это очень большая величина, примерно в 1 миллион превосходящая диаметр Земли.

Рис. 1. Планеты Солнечной системы

Мы можем более наглядно представить относительные масштабы Солнечной системы следующим образом. Пусть Солнце изображается биллиардным шаром диаметром 7 см. Тогда ближайшая к Солнцу планета - Меркурий находится от него в этом масштабе на расстоянии 280 см. Земля - на расстоянии 760 см, гигант - планета Юпитер удалена на расстояние около 40 м, а самая дальняя планета - во многих отношениях пока еще загадочный Плутон - на расстояние около 300м. Размеры земного шара в этом масштабе несколько больше 0,5 мм, лунный диаметр - немногим больше 0,1 мм, а орбита Луны имеет диаметр около 3 см. Даже самая близкая к нам звезда - Проксима Центавра удалена от нас на такое большое расстояние, что по сравнению с ним межпланетные расстояния в пределах Солнечной системы кажутся сущими пустяками. Читатели, конечно, знают, что для измерения межзвездных расстояний такой единицей длины, как километр, никогда не пользуются **).

*) Астрономическая единица - среднее расстояние от Земли до Солнца, равное 149600 тыс. км.
**) Пожалуй, только скорости звезд и планет в астрономии выражаются в единицах "километр в секунду".

Эта единица измерений (так же как сантиметр, дюйм и пр.) возникла из потребностей практической деятельности человечества на Земле. Она совершенно непригодна для оценки космических расстояний, слишком больших по сравнению с километром.

В популярной литературе, а иногда и в научной, для оценки межзвездных и межгалактических расстояний как единицу измерения употребляют "световой год". Это такое расстояние, которое свет, двигаясь со скоростью 300 тыс. км/с, проходит за год. Легко убедиться, что световой год равен 9,46·1012 км, или около 10000 млрд км.

В научной литературе для измерения межзвездных и межгалактических расстояний обычно применяется особая единица, получившая название "парсек"; 1 парсек (пк) равен 3,26 светового года. Парсек определяется как такое расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в 1 сек. дуги. Это очень маленький угол. Достаточно сказать, что под таким углом монета в одну копейку видна с расстояния в 3 км.

Рис. 2. Шаровое скопление 47 Тукана

Ни одна из звезд - ближайших соседок Солнечной системы - не находится к нам ближе, чем на 1 пк. Например, упомянутая Проксима Центавра удалена от нас на расстояние около 1,3 пк. В том масштабе, в котором мы изобразили Солнечную систему, это соответствует 2 тыс. км. Все это хорошо иллюстрирует большую изолированность нашей Солнечной системы от окружающих звездных систем, некоторые из этих систем, возможно, имеют с ней много сходства.

Но окружающие Солнце звезды и само Солнце составляют лишь ничтожно малую часть гигантского коллектива звезд и туманностей, который называется "Галактикой". Это скопление звезд мы видим в ясные безлунные ночи как пересекающую небо полосу Млечного Пути. Галактика имеет довольно сложную структуру. В первом, самом грубом приближении мы можем считать, что звезды и туманности, из которых она состоит, заполняют объем, имеющий форму сильно сжатого эллипсоида вращения. Часто в популярной литературе форму Галактики сравнивают с двояковыпуклой линзой. На самом деле все обстоит значительно сложнее, и нарисованная картина является слишком грубой. В действительности оказывается, что разные типы звезд совершенно по-разному концентрируются к центру Галактики и к ее "экваториальной плоскости". Например, газовые туманности, а также очень горячие массивные звезды сильно концентрируются к экваториальной плоскости Галактики (на небе этой плоскости соответствует большой круг, проходящий через центральные части Млечного Пути). Вместе с тем они не обнаруживают значительной концентрации к галактическому центру. С другой стороны, некоторые типы звезд и звездных скоплений (так называемые "шаровые скопления", рис. 2) почти никакой концентрации к экваториальной плоскости Галактики не обнаруживают, но зато характеризуются огромной концентрацией по направлению к ее центру. Между этими двумя крайними типами пространственного распределения (которое астрономы называют "плоское" и "сферическое") находятся все промежуточные случаи. Все же оказывается, что основная часть звезд в Галактике находится в гигантском диске, диаметр которого около 100 тыс. световых лет, а толщина около 1500 световых лет. В этом диске насчитывается несколько больше 150 млрд звезд самых различных типов. Наше Солнце - одна из этих звезд, находящаяся на периферии Галактики вблизи от ее экваториальной плоскости (точнее, "всего лишь" на расстоянии около 30 световых лет - величина достаточно малая по сравнению с толщиной звездного диска).

Расстояние от Солнца до ядра Галактики (или ее центра) составляет около 30 тыс. световых лет. Звездная плотность в Галактике весьма неравномерна. Выше всего она в области галактического ядра, где, по последним данным, достигает 2 тыс. звезд на кубический парсек, что почти в 20 тыс. раз больше средней звездной плотности в окрестностях Солнца *). Кроме того, звезды имеют тенденцию образовывать отдельные группы или скопления. Хорошим примером такого скопления являются Плеяды, которые видны на нашем зимнем небе (рис. 3).

В Галактике имеются и структурные детали гораздо больших масштабов.

Исследованиями последних лет доказано, что туманности, а также горячие массивные звезды распределены вдоль ветвей спирали. Особенно хорошо спиральная структура видна у других звездных систем - галактик (с маленькой буквы, в отличие от нашей звездной системы - Галактики). Одна из таких галактик изображена на рис. 4. Установить спиральную структуру Галактики, в которой мы сами находимся, оказалось в высшей степени трудно.

Рис. 3. Фотография звездного скопления Плеяд

Рис. 4. Спиральная галактика NGC 5364

Звезды и туманности в пределах Галактики движутся довольно сложным образом. Прежде всего, они участвуют во вращении Галактики вокруг оси, перпендикулярной к ее экваториальной плоскости. Это вращение не такое, как у твердого тела: различные участки Галактики имеют различные периоды вращения. Так, Солнце и окружающие его в огромной области размерами в несколько сотен световых лет звезды совершают полный оборот за время около 200 млн лет. Так как Солнце вместе с семьей планет существует, по-видимому, около 5 млрд лет, то за время своей эволюции (от рождения из газовой туманности до нынешнего состояния) оно совершило примерно 25 оборотов вокруг оси вращения Галактики. Мы можем сказать, что возраст Солнца - всего лишь 25 "галактических лет", скажем прямо - возраст цветущий...

*) В самом центре галактического ядра в области поперечником в 1 пк находится, по-видимому, несколько миллионов звезд.

Скорость движения Солнца и соседних с ним звезд по их почти круговым галактическим орбитам достигает 250 км/с *). На это регулярное движение вокруг галактического ядра накладываются хаотические, беспорядочные движения звезд. Скорости таких движений значительно меньше - порядка 10-50 км/с, причем у объектов разных типов они различны. Меньше всего скорости у горячих массивных звезд (6-8 км/с), у звезд солнечного типа они около 20 км/с. Чем меньше эти скорости, тем более "плоским" является распределение данного типа звезд.

В том масштабе, которым мы пользовались для наглядного представления Солнечной системы, размеры Галактики будут составлять 60 млн км - величина, уже довольно близкая к расстоянию от Земли до Солнца. Отсюда ясно, что по мере проникновения во все более удаленные области Вселенной этот масштаб уже не годится, так как теряет наглядность. Поэтому мы примем другой масштаб. Мысленно уменьшим земную орбиту до размеров самой внутренней орбиты атома водорода в классической модели Бора. Напомним, что радиус этой орбиты равен 0,53x10-8 см. Тогда ближайшая звезда будет находиться на расстоянии приблизительно 0,014 мм, центр Галактики - на расстоянии около 10 см, а размеры нашей звездной системы будут около 35 см. Диаметр Солнца будет иметь микроскопические размеры: 0,0046 А (ангстрем-единица длины, равная 10-8 см). Мы уже подчеркивали, что звезды удалены друг от друга на огромные расстояния, и тем самым практически изолированы. В частности, это означает, что звезды почти никогда не сталкиваются друг с другом, хотя движение каждой из них определяется полем силы тяготения, создаваемым всеми звездами в Галактике. Если мы будем рассматривать Галактику как некоторую область, наполненную газом, причем роль газовых молекул и атомов играют звезды, то мы должны считать этот газ крайне разреженным. В окрестностях Солнца среднее расстояние между звездами примерно в 10 млн раз больше, чем средний диаметр звезд. Между тем при нормальных условиях в обычном воздухе среднее расстояние между молекулами всего лишь в несколько десятков раз больше размеров последних. Чтобы достигнуть такой же степени относительного разрежения, плотность воздуха следовало бы уменьшить по крайней мере в 1018 раз! Заметим, однако, что в центральной области Галактики, где звездная плотность относительно высока, столкновения между звездами время от времени будут происходить. Здесь следует ожидать приблизительно одно столкновение каждый миллион лет, в то время как в "нормальных" областях Галактики за всю историю эволюции нашей звездной системы, насчитывающую, по крайней мере, 10 млрд лет, столкновений между звездами практически не было (см. гл. 9).

Мы кратко обрисовали масштаб и самую общую структуру той звездной системы, к которой принадлежит наше Солнце. При этом совершенно не рассматривались те методы, при помощи которых в течение многих лет несколько поколений астрономов шаг за шагом воссоздавали величественную картину строения Галактики. Этой важной проблеме посвящены другие книги, к которым мы отсылаем интересующихся читателей (например, Б.А.Воронцов-Вельяминов "Очерки о Вселенной", Ю.Н. Ефремов "В глубины Вселенной"). Наша задача - дать только самую общую картину строения и развития отдельных объектов Вселенной. Такая картина совершенно необходима для понимания этой книги.

*) Полезно запомнить простое правило: скорость в 1 пк за 1 млн лет почти равна скорости в 1 км/с. Предоставляем читателю убедиться в этом.

Рис. 5. Туманность Андромеды со спутниками

Уже несколько десятилетий астрономы настойчиво, изучают другие звездные системы, в той или иной степени сходные с нашей. Эта область исследований получила название "внегалактической астрономии". Она сейчас играет едва ли не ведущую роль в астрономии. В течение последних трех десятилетий внегалактическая астрономия добилась поразительных успехов. Понемногу стали вырисовываться грандиозные контуры Метагалактики, в состав которой наша звездная система входит как малая частица. Мы еще далеко не все знаем о Метагалактике. Огромная удаленность объектов создает совершенно специфические трудности, которые разрешаются путем применения самых мощных средств наблюдения в сочетании с глубокими теоретическими исследованиями. Все же общая структура Метагалактики в последние годы в основном стала ясной.

Мы можем определить Метагалактику как совокупность звездных систем - галактик, движущихся в огромных пространствах наблюдаемой нами части Вселенной. Ближайшие к нашей звездной системе галактики - знаменитые Магеллановы Облака, хорошо видные на небе южного полушария как два больших пятна примерно такой же поверхностной яркости, как и Млечный Путь. Расстояние до Магеллановых Облаков "всего лишь" около 200 тыс. световых лет, что вполне сравнимо с общей протяженностью нашей Галактики. Другая "близкая" к нам галактика - это туманность в созвездии Андромеды. Она видна невооруженным глазом как слабое световое пятнышко 5-й звездной величины *).

На самом деле это огромный звездный мир, по количеству звезд и полной массе раза в три превышающей нашу Галактику, которая в свою очередь является гигантом среди галактик. Расстояние до туманности Андромеды, или, как ее называют астрономы, М 31 (это означает, что в известном каталоге туманностей Мессье она занесена под № 31), около 1800 тыс. световых лет, что примерно в 20 раз превышает размеры Галактики. Туманность М 31 имеет явно выраженную спиральную структуру и по многим своим характеристикам весьма напоминает нашу Галактику. Рядом с ней находятся ее небольшие спутники эллипсоидальной формы (рис. 5). На рис. 6 приведены фотографии нескольких сравнительно близких к нам галактик. Обращает на себя внимание большое разнообразие их форм. Наряду со спиральными системами (такие галактики обозначаются символами Sа, Sb и Sс в зависимости от характера развития спиральной структуры; при наличии проходящей через ядро "перемычки" (рис. 6а) после буквы S ставится буква В) встречаются сфероидальные и эллипсоидальные, лишенные всяких следов спиральной структуры, а также "неправильные" галактики, хорошим примером которых могут служить Магеллановы Облака.

В большие телескопы наблюдается огромное количество галактик. Если галактик ярче видимой 12-й величины насчитывается около 250, то ярче 16-й - уже около 50 тыс. Самые слабые объекты, которые на пределе может сфотографировать телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 5 м, имеют 24,5-ю величину. Оказывается, что среди миллиардов таких слабейших объектов большинство составляют галактики. Многие из них удалены от нас на расстояния, которые свет проходит за миллиарды лет. Это означает, что свет, вызвавший почернение пластинки, был излучен такой удаленной галактикой еще задолго до архейского периода геологической истории Земли!.

*) Поток излучения от звезд измеряется так называемыми "звездными величинами". По определению, поток от звезды (i+1)-й величины в 2,512 раза меньше, чем от звезды i-й величины. Звезды слабее 6-й величины невооруженным глазом не видны. Самые яркие звезды имеют отрицательную звездную величину (например, у Сириуса она равна -1,5).

Рис. 6а. Галактика типа "пересеченной спирали"

Рис. 6б. Галактика NGC 4594

Рис. 6с. Галактики Магеллановы облака

Иногда среди галактик попадаются удивительные объекты, например "радиогалактики". Это такие звездные системы, которые излучают огромное количество энергии в радиодиапазоне. У некоторых радиогалактик поток радиоизлучения в несколько раз превышает поток оптического излучения, хотя в оптическом диапазоне их светимость очень велика ~ в несколько раз превосходит полную светимость нашей Галактики. Напомним, что последняя складывается из излучения сотен миллиардов звезд, многие из которых в свою очередь излучают значительно сильнее Солнца. Классический пример такой радиогалактики - знаменитый объект Лебедь А. В оптическом диапазоне это два ничтожных световых пятнышка 17-й звездной величины (рис. 7). На самом деле их светимость очень велика, примерно в 10 раз больше, чем у нашей Галактики. Слабой эта система кажется потому, что она удалена от нас на огромное расстояние - 600 млн световых лет. Однако поток радиоизлучения от Лебедя А на метровых волнах настолько велик, что превышает даже поток радиоизлучения от Солнца (в периоды, когда на Солнце нет пятен). Но ведь Солнце очень близко - расстояние до него "всего лишь" 8 световых минут; 600 млн лет - и 8 мин! А ведь потоки излучения, как известно, обратно пропорциональны квадратам расстояний!

Спектры большинства галактик напоминают солнечный; в обоих случаях наблюдаются отдельные темные линии поглощения на довольно ярком фоне. В этом нет ничего неожиданного, так как излучение галактик - это излучение миллиардов входящих в их состав звезд, более или менее похожих на Солнце. Внимательное изучение спектров галактик много лет назад позволило сделать одно открытие фундаментальной важности. Дело в том, что по характеру смещения длины волны какой-либо спектральной линии по отношению к лабораторному стандарту можно определить скорость движения излучающего источника по лучу зрения. Иными словами, можно установить, с какой скоростью источник приближается или удаляется.

Рис. 7. Радиогалактика Лебедь А

Если источник света приближается, спектральные линии смещаются в сторону более коротких волн, если удаляется - в сторону более длинных. Это явление называется "эффектом Доплера". Оказалось, что у галактик (за исключением немногих, самых близких к нам) спектральные линии всегда смещены в длинноволновую часть спектра ("красное смещение" линий), причем величина этого смещения тем больше, чем более удалена от нас галактика.

Это означает, что все галактики удаляются от нас, причем скорость "разлета" по мере удаления галактик растет. Она достигает огромных значений. Так, например, найденная по красному смещению скорость удаления радиогалактики Лебедь А близка к 17 тыс. км/с. Еще двадцать пять лет назад рекорд принадлежал очень слабой (в оптических лучах 20-й величины) радиогалактике ЗС 295. В 1960 г. был получен ее спектр. Оказалось, что известная ультрафиолетовая спектральная линия, принадлежащая ионизованному кислороду, смещена в оранжевую область спектра! Отсюда легко найти, что скорость удаления этой удивительной звездной системы составляет 138 тыс. км/с, или почти половину скорости света! Радио галактика ЗС 295 удалена от нас на расстояние, которое свет проходит за 5 млрд лет. Таким образом, астрономы исследовали свет, который был излучен тогда, когда образовывались Солнце и планеты, а может быть, даже "немного" раньше... С тех пор открыты еще более удаленные объекты (гл. 6).

Причины расширения системы, состоящей из огромного количества галактик, мы здесь касаться не будем. Этот сложный вопрос является предметом современной космологии. Однако сам факт расширения Вселенной имеет большое значение для анализа развития жизни в ней (гл. 7).

На общее расширение системы галактик накладываются беспорядочные скорости отдельных галактик, обычно равные нескольким сотням километров в секунду. Именно поэтому ближайшие к нам галактики не обнаруживают систематического красного смещения. Ведь скорости беспорядочных (так называемых "пекулярных") движений для этих галактик больше регулярной скорости красного смещения. Последняя растет по мере удаления галактик приблизительно на 50 км/с, на каждый миллион парсек. Поэтому для галактик, расстояния до которых не превосходят нескольких миллионов парсек, беспорядочные скорости превышают скорость удаления, обусловленную красном смещением. Среди близких галактик наблюдаются и такие, которые приближаются к нам (например, туманность Андромеды М 31).

Галактики не распределены в метагалактическом пространстве равномерно, т.е. с постоянной плотностью. Они обнаруживают ярко выраженную тенденцию образовывать отдельные группы или скопления. В частности, группа из примерно 20 близких к нам галактик (включая нашу Галактику) образует так называемую "местную систему". В свою очередь местная система входит в большое скопление галактик, центр которого находится в той части неба, на которую проектируется созвездие Девы. Это скопление насчитывает несколько тысяч членов и принадлежит к числу самых больших. На рис. 8 приведена фотография известного скопления галактик в созвездии Северной Короны, насчитывающего сотни галактик. В пространстве между скоплениями плотность галактик в десятки раз меньше, чем внутри скоплений.

Рис. 8. Скопление галактик в созвездии Северной Короны

Обращает на себя внимание разница между скоплениями звезд, образующими галактики, и скоплениями галактик. В первом случае расстояния между членами скопления огромны по сравнению с размерами звезд, в то время как средние расстояния между галактиками в скоплениях галактик всего лишь в несколько раз больше, чем размеры галактик. С другой стороны, число галактик в скоплениях не идет ни в какое сравнение с числом звезд в галактиках. Если рассматривать совокупность галактик как некоторый газ, где роль молекул - играют отдельные галактики, то мы должны считать эту среду чрезвычайно вязкой.


Таблица 1

Большой Взрыв

1 января 0ч 0м 0с

Образование галактик (z~10)

10 января

Образование Солнечной системы

9 сентября

Образование Земли

14 сентября

Возникновение жизни на Земле

25 сентября

Образование древнейших скал на Земле

2 октября

Появление бактерий и сине-зеленых водорослей

9 октября

Возникновение фотосинтеза

12 ноября

Первые клетки с ядром

15 ноября

Декабрь

Воскресенье Понедельник Вторник Среда Четверг Пятница Суббота

 

1

Возникновение кислородной атмосферы на Земле

2

3

4

5

Мощная вулканическая деятельность на Марсе

6

7

8

9

10

11

12

13

14

15

16

Первые черви

17

18

Океанский планктон Трилобиты

19 Ордовик

Первые рыбы

20 Силур

Растения колонизируют сушу

21 Девон

Первые насекомые Животные колонизируют сушу

22

Первые амфибии и крылатые насекомые

23 Карбон

Первые деревья Первые рептилии

24 Пермь

Первые динозавры

25 Начало мезозоя

26 Триас

Первые млекопитающие

27 Юра

Первые птицы

28 Мел

Первые цветы

29 Третич-ный период

Первые приматы

30

Первые гоминиды

31Чет-вертичный период

Первые люди (~22:30)

 

 

 

Как же выглядит Метагалактика в нашей модели, где земная орбита уменьшена до размеров первой орбиты атома Бора? В этом масштабе расстояние до туманности Андромеды будет несколько больше 6 м, расстояние до центральной части скопления галактик в Деве, куда входит и наша местная система галактик, будет порядка 120 м, причем такого же порядка будет размер самого скопления. Радиогалактика Лебедь А будет теперь удалена на расстояние - 2,5 км, а расстояние до радиогалактики ЗС 295 достигнет 25 км...

Мы познакомились в самом общем виде с основными структурными особенностями и с масштабами Вселенной. Это как бы застывший кадр ее развития. Не всегда она была такой, какой мы теперь ее наблюдаем. Все во Вселенной меняется: появляются, развиваются и "умирают" звезды и туманности, развивается закономерным образом Галактика, меняются сама структура и масштабы Метагалактики (хотя бы по причине красного смещения). Поэтому нарисованную статическую картину Вселенной необходимо дополнить динамической картиной эволюции отдельных космических объектов, из которых она образована, и всей Вселенной как целого.

Что касается эволюции отдельных звезд и туманностей, образующих галактики, то об этом речь будет в гл. 4. Здесь мы только скажем, что звезды рождаются из межзвездной газопылевой среды, некоторое время (в зависимости от массы) спокойно излучают, после чего более или менее драматическим образом "умирают".

Открытие в 1965 г. "реликтового" излучения (см. гл. 7) со всей наглядностью показало, что на самых ранних этапах эволюции Вселенная качественно отличалась от своего современного состояния. Главное - это то, что тогда не было ни звезд, ни галактик, ни тяжелых элементов. И, конечно, не было жизни. Мы наблюдаем грандиозный процесс эволюции Вселенной от простого к сложному. Такое же направление эволюции имеет и развитие жизни на Земле. Во Вселенной скорость эволюции вначале была значительно выше, чем в современную эпоху. Похоже, однако, что в развитии жизни на Земле наблюдается обратная картина. Это наглядно видно из модели "космической хронологии", представленной в таблице 1, предложенной американским планетологом Саганом. Выше мы довольно подробно развили пространственную модель Вселенной, основывающуюся на выборе того или иного линейного масштаба. В сущности говоря, тот же метод используется в табл. 1. Все время существования Вселенной (которое для определенности принимается равным 15 миллиардам реальных "земных" годов, причем здесь возможна ошибка в несколько десятков процентов) моделируется некоторым воображаемым "космическим годом". Нетрудно убедиться, что одна секунда "космического" года равна 500 вполне реальным годам. При таком масштабе каждой эпохе развития Вселенной ставится в соответствие определенная дата (и время "суток") "космического" года.

Легко видеть, что эта таблица в своей основной части сугубо "антропоцентрична": даты и моменты космического календаря после "сентября" и, особенно, всего специально выделенного "декабря", отражают определенные этапы развития жизни на Земле. Этот календарь совершенно иначе выглядел бы для обитателей какой-нибудь планеты, обращающейся вокруг "своей" звезды в какой-нибудь удаленной галактике. Тем не менее, само сопоставление темпа космической и земной эволюции в высшей степени впечатляюще.

2. Основные характеристики звезд

В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то степени это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд, находящихся на различных стадиях эволюции, в то время как непосредственно наблюдать другие планетные системы мы пока не можем.

Мы упомянули о “характеристиках” звезд. Под этим понимаются такие их основные свойства, как масса, полное количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени (эта величина называется “светимостью” и обычно обозначается буквой L), радиус и температура поверхностных слоев. Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды 3 — 4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6 — 7 тыс. К — желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10—12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым “показателем цвета”, равным разности фотографической и визуальной звездной величины*). Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СН, Н2О и др.). По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии ионизованных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К — линии ионизованного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой частей спектра. Заметим, что такой вид имеет спектр нашего Солнца.

Последовательность спектров звезд, получающихся при непрерывном изменении температуры их поверхностных слоев, обозначается следующими буквами: О, В, A, F, G, К, М, от самых горячих к очень холодным. Каждая такая буква описывает спектральный класс . Спектры звезд настолько чувствительны к изменению температуры их поверхностных слоев, что оказалось целесообразным ввести в пределах каждого класса 10 подклассов. Например, если говорят, что звезда имеет спектр В9, то это означает, что он ближе к спектру А2, чем, например, к спектру В1.

Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца. Последняя равна 4·1033 эрг/с. По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Есть звезды (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Огромное большинство звезд составляют “карлики”, светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая “абсолютная величина” звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой — от расстояния до нее.

*) Так как обычная несенсибилизированная фотографическая пластинка чувствительна к синему свету, а глаз — к желтому и зеленому, то фотографические и визуальные величины неодинаковы. Например, для красных звезд показатель цвета может достигать 1,5 звездной величины и даже больше, в то время как для голубоватых он бывает, отрицательным.

Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10 пк, то ее величина будет называться “абсолютной”. Поясним это примером. Если видимая звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна — 26,8, то на расстоянии 10 пк (которое приблизительно в 2 млн раз больше ис-тинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около + 5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например + 10, +12 и т. д.

Важной характеристикой звезды является ее масса. В отличие от светимости массы звезд меняются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. Масса Солнца равна 2 · 1033 г, что превышает массу Земли в 330 тыс. раз.

Еще одна существенная характеристика звезды — ее радиус. Радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие земной шар (так называемые “белые карлики”), есть огромные “пузыри”, внутри которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы не случайно назвали такие гигантские звезды “пузырями”. Из того факта, что по своим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1,4 г/см3, то у таких “пузырей” он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен тысяч граммов на кубический сантиметр.

Большое значение имеет исследование химического состава звезд путем тщательного анализа их спектров. При этом необходимо учитывать температуру и давление в поверхностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, господствующих в звездных атмосферах.

По химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы *). Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно незначительных “загрязнений”. Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода, 0,3 атома железа. Относительное содержание других элементов еще меньше. Хотя по числу атомов так называемые “тяжелые элементы” (т. е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего они в значительной степени определяют характер эволюции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излучения существенно зависит от содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как оказывается, тоже зависит от ее непрозрачности. Мы здесь на этих вопросах не имеем возможности остановиться. Об этом подробно написано в нашей книге “Звезды: их рождение, жизнь и смерть”, к которой мы и отсылаем читателей.

Наличие во Вселенной (в частности, в звездах) тяжелых элементов имеет решающее значение для проблемы, которой посвящена эта книга. Совершенно очевидно, что живая субстанция может быть построена только при наличии тяжелых элементов и их соединений. Общеизвестна роль углерода в структуре живой материи.

*) Плазмой называется ионизованный газ, в каждом элементе объема которого находится одинаковое количество электронов и положительных ионов.

Не менее важны и другие элементы, например железо, фосфор. Царство живого — это сложнейшие сцепления тяжелых элементов. Мы можем поэтому со всей определенностью сформулировать следующее положение: если бы не было тяжелых элементов, не было бы и жизни. Поэтому проблема химического состава космических объектов (звезд, туманностей, планет) имеет первостепенное значение для анализа условий возникновения жизни в тех или иных областях Вселенной. Всегда ли во Вселенной были тяжелые элементы? Ниже мы будем обсуждать этот важный вопрос. Оказывается, что в далеком прошлом во Вселенной тяжелых элементов было значительно меньше, чем сейчас. Может быть, их совсем не было. Поэтому крупнейшей научной проблемой является происхождение тяжелых элементов. Эта проблема столь же важна, как проблемы происхождения звезд, планет и даже жизни.

Спектроскопические исследования показали, что имеются удивительные различия в химическом составе звезд. Так, например, горячие массивные звезды, концентрирующиеся к галактической плоскости, сравнительно богаты тяжелыми элементами, между тем как у звезд, входящих в состав шаровых скоплений (см. рис. 2), относительное содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше. Этот важный факт находит обоснование в современных теориях эволюции звезд и звездных систем, о которых речь будет идти ниже.

Исследования последних десятилетий позволили сделать вывод, что звезды вращаются вокруг своих осей. Выяснилось, что звезды различных спектральных классов вращаются с разной скоростью. Этому очень важному для космогонии вопросу будет посвящена гл. 10.

Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей доходит до 3 — 4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что то же самое справедливо и для звездных атмосфер. Казалось бы, к проблеме происхождения и развития жизни во Вселенной звездный магнетизм совершенно не имеет отношения. Но это только так кажется. В действительности причинная цепь явлений, приводящих в итоге к возникновению жизни на какой-нибудь планете, заброшенной в просторах Вселенной, необыкновенно слож-на. В частности, существенным звеном в этой цепи должно быть само возникновение планет. И вот оказывается, что магнитные эффекты при образовании планетных систем могут иметь решающее значение. Об этом речь будет идти в гл. 10.

Мы перечислили основные характеристики звезд. Возникает вопрос: существует ли между этими характеристиками какая-нибудь связь? Такая связь, оказывается, существует. Она была обнаружена свыше 70 лет назад.

Будем изображать звезды точками на диаграмме Герцшпрунга — Рессела, где по оси абсцисс отложены спектральные классы (или соответствующие им показатели цвета), а по оси ординат — абсолютные величины, являющиеся мерой светимости соответствующих звезд (рис. 9). Из рисунка видно, что звезды лежат на этой диаграмме не беспорядочно, а образуют явно выраженные последовательности. Большинство звезд находится в пределах сравнительно узкой полосы, идущей от левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему. Это так называемая “главная последовательность” звезд. В верхнем правом углу группируются звезды в виде довольно беспорядочной кучи. Их спектральные классы — G, К и М, а абсолютные величины находятся в пределах (+2) -- (—6). Они называются “красными гигантами”, хотя среди них есть и желтые звезды. Наконец, в нижней левой части диаграммы мы видим небольшое количество звезд. Их абсолютные величины слабее +10, а спектральные классы лежат в пределах от В до F. Следовательно, это очень горячие звезды с низкой светимостью. Но низкая светимость при высокой поверх-ностной температуре может быть, очевидно, только тогда, когда радиусы звезд достаточно малы. Таким образом, в этой части диаграммы “спектр — светимость” находятся очень маленькие горячие звезды. Такие звезды называются “белыми карликами”. Именно о них речь шла в начале этой главы.

Количество точек на диаграмме “спектр — светимость”, приведенной на рис. 9, не дает правильного представления об относительном количестве звезд различных классов в Галактике. Так, например, звезд-гигантов с высокой светимостью на этой диаграмме непропорционально много по сравнению с “карликами” низкой светимости. Это объясняется условиями наблюдений: благодаря высокой светимости гиганты видны с очень больших расстояний, между тем как значительно более многочисленные карлики на таких расстояниях очень трудно наблюдать (если говорить о спектральных наблюдениях).

Некоторое представление об относительном количестве звезд разных последовательностей можно получить, если откладывать на диаграмме “спектр — светимость” все без исключения звезды, находящиеся от Солнца на расстоянии, не превышающем 5 пк (16,3 светового года). Такая диаграмма приведена на рис. 10. Обращает на себя внимание отсутствие хотя бы одного гиганта. Зато нижняя правая часть главной последовательности очень отчетливо выражена. Мы видим, что в этом сферическом объеме радиусом 5 пк, (довольно типичном для Галактики) подавляющее большинство звезд слабее и холоднее Солнца. Это так называемые “красные карлики”, лежащие на нижней правой части главной последовательности. На этой же диаграмме нанесено наше Солнце. Только три звезды (из примерно 50, находящихся в этом объеме) излучают сильнее Солнца. Это Сириус — самая яркая из звезд, видимых на небе, Альтаир и Процион. Зато на рис. 10 мы видим пять белых карликов. Из того простого факта, что в малом объеме радиусом 5 пк наблюдается столь заметное число белых карликов, следует, что число их во всей Галактике очень велико. Подсчеты показывают, что число белых карликов в нашей звездной системе по крайней мере равно нескольким миллиардам, а может быть, даже больше 10 млрд (напомним, что полное количество звезд всех типов во всей Галактике около 150 млрд). Число белых карликов в десятки тысяч раз больше, чем гигантов высокой светимости, столь обильно представленных на диаграмме, изображенной на рис. 9. Этот пример убедительно показывает, какую заметную роль в астрономии (так же как и в других науках о природе) играет наблюдательная селекция.

На диаграмме “спектр — светимость” (или “цвет — светимость”), кроме отмеченных главной последовательности и группировок красных гигантов и белых карликов, существуют и некоторые другие последовательности. Уже на рис. 9 намечается последовательность звезд, расположенная несколько ниже главной. Это так называемые “субкарлики”. Хотя в окрестностях Солнца эти звезды сравнительно малочисленны, в центральных областях Галактики, а также в шаровых скоплениях количество их огромно. Субкарлики довольно слабо концентрируются к галактической плоскости, но зато очень сильно — к центру нашей звездной системы. По-видимому, они — самый многочисленный тип звезд в Галактике. Субкарлики отличаются от звезд главной последовательности сравнительно низким содержанием тяжелых элементов. Разница в химическом составе является причиной различия в светимостях при одинаковой температуре поверхностных слоев *).

*) Радиусы звезд главной последовательности и последовательности субкарликов с одинаковой поверхностной температурой неодинаковы.

То, что диаграмма “спектр — светимость” теснейшим образом связана с проблемой эволюции звезд, интуитивно чувствовалось астрономами сразу же после открытия этой диаграммы. Сначала считалось, что звезды в основном эволюционируют вдоль главной последовательности. По этим наивным представлениям первоначально образовавшаяся звезда представляет собой красный гигант, который, сжимаясь, увеличивает температуру, пока не превратится в “голубой гигант”, находящийся в верхнем левом углу диаграммы “спектр — светимость”. Эволюционируя вдоль главной последовательности, она становится “холоднее” и излучает меньше. Отголоском этих представлений является существующая и поныне у астрономов терминология: спектральные классы О, В, А и частично F называются “ранними”, a G, К, М — “поздними”. Если идти вдоль главной последовательности от спектральных классов О —В до К —М, то массы звезд непрерывно уменьшаются. Например, у звезд класса О массы достигают нескольких десятков солнечной, у звезд В — около 10.

Солнце имеет спектральный класс G2 (см. рис. 10). У звезд более поздних классов, чем Солнце, массы меньше солнечной. У карликов спектрального класса М массы примерно в 10 раз меньше, чем у Солнца. Так как вдоль главной последовательности и масса и светимость непрерывно меняются, между ними существует эмпирическое соотношение. На рис. 11 приведена зависимость между массой и светимостью для звезд главной последовательности.

Если считать, что звезды каким-то образом эволюционируют вдоль главной последовательности, то необходимо сделать вывод, что они непрерывно теряют значительную часть своей первоначальной массы. Такие представления сталкиваются с непреодолимыми трудностями. Хотя делались попытки построить теорию эволюции звезд вдоль главной последовательности на основе представлений о непрерывной потере ими массы, они оказались совершенно неудачными*). Правильная теория звездной эволюции, основанная на современных представлениях об источниках звездной энергии и на богатом наблюдательном материале, была развита в пятидесятых годах. Эта теория, успешно объяснившая диаграмму “спектр — светимость”, будет обсуждаться в гл. 4.

*) Разумеется, в отдельных случаях наблюдается выбрасывание вещества из поверхностных слоев звезд (например, при вспышках новых и сверхновых, а также в виде спокойного истечения, так называемого “звездного ветра”). Речь идет о невозможности объяснения эволюции звезд вдоль главной последовательности таким способом.

3. Межзвездная среда

Согласно современным представлениям, звезды образуются путем конденсации весьма разреженной межзвездной газопылевой среды. Поэтому, прежде чем рассказать о путях эволюции звезд, нам придется остановиться на свойствах межзвездной среды. Этот вопрос имеет также самостоятельное значение для интересующей нас проблемы. В частности, решение вопроса об установлении различных типов связи между цивилизациями, находящимися на различных планетных системах, зависит от свойств среды, заполняющей межзвездное пространство, разделяющее эти цивилизации.

Межзвездный газ был обнаружен в самом начале текущего столетия благодаря поглощению в линиях ионизованного кальция, которое он производит в спектрах удаленных горячих звезд*). С тех пор методы изучения межзвездного газа непрерывно улучшались и достигли высокой степени совершенства. В итоге большой многолетней работы, проделанной астрономами, сейчас свойства межзвездного газа можно считать достаточно хорошо известными. Плотность межзвездной газовой среды ничтожна. В среднем в областях межзвездного пространства, расположенных недалеко от галактической плоскости, в 1 см3 находится примерно 1 атом.

Напомним, что в таком же объеме воздуха находится 2,7·1019 молекул. Даже в самых совершенных вакуумных камерах концентрация атомов не меньше чем 103 см 3. И все же межзвездную среду нельзя рассматривать как вакуум! Дело в том, что вакуумом, как известно, называется такая система, в которой длина свободного пробега атомов или молекул превышает характерные размеры этой системы. Однако в межзвездном пространстве средняя длина свободного пробега атомов в сотни раз меньше, чем расстояния между звездами. Поэтому мы вправе рассматривать межзвездный газ как сплошную , сжимаемую среду и применять к этой среде законы газовой динамики.

Химический состав межзвездного газа довольно хорошо исследован. Он сходен с химическим составом наружных слоев звезд главной последовательности. Преобладают атомы водорода и гелия, атомов металлов сравнительно немного. В довольно заметных количествах присутствуют простейшие молекулярные соединения (например, СО, CN). Возможно, что значительная часть межзвездного газа находится в форме молекулярного водорода. Развитие внеатмосферной астрономии открыло возможность наблюдения линий молекулярного водорода в далекой ультрафиолетовой части спектра.

Физические свойства межзвездного газа существенно зависят от того, находится ли он в сравнительной близости от горячих звезд или, напротив, достаточно удален от них. Дело в том, что ультрафиолетовое излучение горячих звезд, полностью ионизует водород на огромных расстояниях. Так, звезда класса О5 ионизует вокруг себя водород в гигантской области радиусом около 100 пк.

Температура межзвездного газа в таких областях (определяемая как характеристика беспорядочных тепловых движений частиц) достигает 10 тыс. К. При этих условиях межзвездная среда излучает отдельные линии в видимой части спектра, в частности красную водородную линию. Эти области межзвездной среды носят название “зоны НII”. Однако большая часть межзвездной среды достаточно удалена от горячих звезд. Водород там не ионизован. Температура газа низкая, около 100 К или ниже. Именно здесь имеется значительное количество молекул водорода.

*) Собственные линии поглощения ионизованного кальция у таких звезд отсутствуют, так как температуры их поверхностных слоев слишком высоки.

Кроме газа, в состав межзвездной среды входит космическая пыль. Размеры таких пылинок составляют 10-4 —10-5 см. Они являются причиной поглощения света в межзвездном пространстве, из-за которого мы не можем наблюдать объекты, находящиеся в галактической плоскости на расстояниях, больших 2 — 3 тыс. пк. К счастью, космическая пыль, так же как и связанный с ней межзвездный газ, сильно концентрируется к галактической плоскости. Толщина газопылевого слоя составляет всего лишь около 250 пк. Поэтому излучение от космических объектов, направления на которые составляют значительные углы с галактической плоскостью, поглощается незначительно.

Межзвездные газ и пыль перемешаны. Отношение средних плотностей газа и пыли в межзвездном пространстве равно приблизительно 100 : 1. Наблюдения показывают, что пространственная плотность газопылевой межзвездной среды меняется весьма нерегулярно. Для этой среды характерно резко выраженное “клочковатое” распределение. Она существует в виде облаков (в которых плотность раз в 10 больше средней), разделенных областями, где плотность ничтожно мала. Эти газопылевые облака сосредоточены преимущественно в спиральных ветвях Галактики и участвуют в галактическом вращении. Отдельные облака имеют скорости в 6 —8 км/с, о чем уже говорилось. Наиболее плотные из таких облаков наблю-даются как темные или светлые туманности .

Значительное количество сведений о природе межзвездного газа было получено за последние три десятилетия благодаря весьма эффективному применению радиоастрономических методов. Особенно плодотворными были исследования межзвездного газа на волне 21 см. Что это за волна? Еще в сороковых годах теоретически было предсказано, что нейтральные атомы водорода в условиях межзвездного пространства должны излучать спектральную линию с длиной волны 21 см. Дело в том, что основное, самое “глубокое” квантовое состояние атома водорода состоит из двух очень близких уровней. Эти уровни различаются ориентациями магнитных моментов ядра атома водорода (протона) и вращающегося вокруг него электрона. Если моменты ориентированы параллельно, получается один уровень, если антипараллельно — другой. Энергия одного из этих уровней несколько больше другого (на величину, равную удвоенному значению энергии взаимодействия магнитных моментов электрона и протона). Согласно законам квантовой физики, время от времени должны самопроизвольно происходить переходы с уровня большей энергии на уровень меньшей энергии. При этом будет излучаться квант с частотой, пропорциональной разности энергий уровней. Так как последняя в нашем случае очень мала, то и частота излучения будет низкой. Соответствующая длина волны будет равна 21 см.

Расчеты показывают, что такие переходы между уровнями атома водорода происходят чрезвычайно редко: в среднем для одного атома имеет место один переход в 11 млн лет! Чтобы почувствовать ничтожную величину вероятности таких процессов, достаточно сказать, что при излучении спектральных линий в оптическом диапазоне переходы происходят каждую стомиллионную долю секунды. И все же оказывается, что эта линия, излучаемая межзвездными атомами, имеет вполне наблюдаемую интенсивность.

Так как межзвездные атомы имеют различные скорости по лучу зрения, то из-за эффекта Доплера излучение в линии 21 см будет “размазано” в некоторой полосе частот около 1420 МГц (эта частота соответствует длине волны 21 см). По распределению интенсивности в этой полосе (так называемому “профилю линии”) можно изучить все движения, в которых участвуют межзвездные атомы водорода. Таким путем удалось исследовать особенности галактического вращения межзвездного газа, беспорядочные движения отдельных его облаков, а также его температуру. Кроме того, из этих наблюдений определяется количество атомов водорода в межзвездном пространстве. Мы видим, таким образом, что радиоастрономические исследования на волне 21 см являются мощнейшим методом изучения межзвездной среды и динамики Галактики. В последние годы этим методом изучаются другие галактики, например туманность Андромеды. По мере увеличения размеров радиотелескопов будут открываться все новые возможности изучения более удаленных галактик при помощи радиолинии водорода.

В конце 1963 г. была обнаружена еще одна межзвездная радиолиния, принадлежащая молекулам гидроксила ОН, с длиной волны 18 см. Существование этой линии было теоретически предсказано автором этой книги еще в 1949 г. В направлении на галактический центр интенсивность этой линии (которая наблюдается в поглощении) оказалась очень высокой *). Это подтверждает сделанный выше вывод, что в отдельных областях межзвездного пространства газ находится преимущественно в молекулярном состоянии.

В 1967 г. была открыта радиолиния воды Н2О с длиной волны 1,35 см. Исследования газовых туманностей в линиях ОН и Н2О привели к открытию космических мазеров (см. следующую главу).

За последние 20 лет, протекшие после открытия межзвездной радиолинии ОН, было открыто много других радиолиний межзвездного происхождения, принадлежащих различным молекулам. Полное число обнаруженных таким образом молекул уже превышает 50. Среди них особенно большое значение имеет молекула СО, радиолиния которой с длиной волны 2,64 мм наблюдается почти во всех областях межзвездной среды. Есть молекулы, радиолинии от которых наблюдаются исключительно в плотных, холодных облаках межзвездной среды. Довольно неожиданным было обнаружение в таких облаках радиолиний весьма сложных многоатомных молекул, например, СН3НСО, CH3CN и др. Это открытие, возможно, имеет отношение к волнующей нас проблеме происхождения жизни во Вселенной. Если открытия будут и дальше делаться в таком темпе, кто знает, не будут ли обнаружены нашими приборами межзвездные молекулы ДНК и РНК? (см. гл. 12).

Весьма полезным является то обстоятельство, что соответствующие радиолинии, принадлежащие различным изотопам одной и той же молекулы, имеют довольно заметно различающиеся длины волн. Это позволяет исследовать изотопны й соста в межзвездной среды, что имеет большое значение для изучения проблемы эволюции вещества во Вселенной. В частности, раздельно наблюдаются такие изотопные комбинации окиси углерода: 12С16О, 13С16О и 12C18O.

Области межзвездной среды, окружающей горячие звезды, где водород полностью ионизован (“зоны НII”), весьма успешно исследуются при помощи так называемых “рекомбинационных” радиолиний, существование которых было теоретически предсказано еще до их открытия советским астрономом Н. С. Кардашевым, много занимавшимся также проблемой связи с внеземными цивилизациями (см. гл. 26). “Рекомбинационные” линии возникают при переходах между весьма высоко возбужденными атомами (например, между 108 и 107 уровнями атома водорода). Столь “высокие” уровни могут существовать в межзвездной среде только по причине ее чрезвычайно низкой плотности. Заметим, например, что в солнечной атмосфере могут существовать только первые 28 уровней атома водорода; более высокие уровни разрушаются благодаря взаимодействию с частицами окружающей плазмы.

Уже сравнительно давно астрономы получили ряд косвенных доказательств наличия межзвездных магнитных полей. Эти магнитные поля связаны с облаками межзвездного газа и движутся вместе с ними.

*) Линия ОН состоит из четырех близких по частотам компонент (1612, 1665, 1667 и 1720 МГц).

Напряженность таких полей около 10-5 Э, т. е. в 100 тыс. раз меньше напряженности земного магнитного поля на поверхности нашей планеты. Общее направление магнитных силовых линий совпадает с направлением ветвей спиральной структуры Галактики. Можно сказать, что сами спиральные ветви представляют собой гигантских размеров магнитные силовые трубки.

В конце 1962 г. факт существования межзвездных магнитных полей был установлен английскими радиоастрономами путем прямых наблюдений. С этой целью исследовались весьма тонкие поляризационные эффекты в радиолинии 21 см, наблюдаемой в поглощении в спектре мощного источника радиоизлучения — Крабовидной туманности (об этом источнике см. гл. 5)*). Если межзвездный газ находится в магнитном поле, можно ожидать расщепления линии 21 см на несколько компонент, отличающихся поляризацией. Так как величина магнитного поля очень мала, это расщепление будет совершенно ничтожным. Кроме того, ширина линии поглощения 21 см довольно значительна. Единственное, что можно ожидать в такой ситуации,— это небольшие систематические различия поляризации в пределах профиля линий поглощения. Поэтому уверенное обнаружение этого тонкого эффекта — замечательное достижение современной науки. Измеренное значение межзвездного магнитного поля оказалось в полном соответствии с теоретически ожидаемым согласно косвенным данным.

Для исследований межзвездных магнитных полей применяется и радиоастрономический метод, основанный на изучении вращения плоскости поляризации радиоизлучения внегалактических источников**) при его прохождении через “намагниченную” межзвездную среду (“явление Фарадея”). Этим методом уже сейчас удалось получить ряд важных данных о структуре межзвездных магнитных полей. В последние годы в качестве источников поляризованного излучения для измерения межзвездного магнитного поля таким методом используются пульсары (см. гл. 5).

Межзвездные магнитные поля играют решающую роль при образовании плотных холодных газопылевых облаков межзвездной среды, из которых конденсируются звезды (см. гл. 4).

С межзвездными магнитными полями тесно связаны первичные космические лучи, заполняющие межзвездное пространство. Это частицы (протоны, ядра более тяжелых элементов, а также электроны), энергии которых превышают сотни миллионов электронвольт, доходя до 1020—1021 эВ. Они движутся вдоль силовых линий магнитных полей по винтовым траекториям. Электроны первичных космических лучей, двигаясь в межзвездных магнитных полях, излучают радиоволны. Это излучение наблюдается нами как радиоизлучение Галактики (так называемое “синхротронное излучение”). Таким образом, радиоастрономия открыла возможность изучать космические лучи в глубинах Галактики и даже далеко за ее пределами. Она впервые поставила проблему происхождения космических лучей на прочный научный фундамент.

Исследователи, работавшие над проблемой происхождения жизни, до недавнего времени оставляли без внимания вопрос о первичных космических лучах. Между тем уровень жесткой радиации, вызывающей мутации, является, на наш взгляд, весьма существенным эволюционным фактором. Имеются все основания полагать, что ход эволюции жизни был бы совсем другим, если бы уровень жесткой радиации (который сейчас в значительной степени обусловлен первичными космическими лучами) был бы в десятки раз выше современного значения.

*) Линия поглощения 21 см, обусловленная межзвездным водородом, образуется в радиоспектре какого-либо источника совершенно таким же образом, как линии межзвездного кальция в спектрах удаленных горячих звезд.

**) Радиоизлучение от метагалактических источников линейно поляризовано, причем степень поляризации обычно порядка нескольких процентов. Поляризация этого радиоизлучения объясняется его синхротронной природой (см. ниже).

Отсюда возникает важный вопрос: остается ли постоянным уровень космической радиации на какой-нибудь планете, на которой развивается жизнь? Речь идет о сроках, исчисляемых многими сотнями миллионов лет. Мы увидим в следующих главах этой книги, как современная астрофизика и радиоастрономия отвечают на этот вопрос.

Масса межзвездного газа в нашей Галактике близка к миллиарду солнечных масс, что составляет немногим больше 1 % от полной массы Галактики, обусловленной в основном звездами. В других звездных системах относительное содержание межзвездного газа меняется в довольно широких пределах. У эллиптических галактик оно очень мало, около 10-4 и даже меньше, в то время как у неправильных звездных систем (типа Магеллановых Облаков) содержание межзвездного газа доходит до 20 и даже 50%. Это обстоятельство тесно связано с вопросом об эволюции звездных систем, о чем речь будет идти в гл. 6.

4. Эволюция звезд

Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газопылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газопылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд (так называемых “ассоциаций”) в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ, концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике, Более того, из детальных “радиоизображений” некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь останавливаться не можем. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии “зоны НII”, т. е. облака ионизованного межзвездного газа. В гл. 3 уже говорилось, что причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд — объектов заведомо молодых (см. ниже).

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В самом деле, откуда, например, берется огромное количество энергии, необходимой для поддержания излучения Солнца примерно на наблюдаемом уровне в течение нескольких миллиардов лет? Ежесекундно Солнце излучает 4 · 1033 эрг, а за 3 млрд лет оно излучило 4 · 1050 эрг. Несомненно, что возраст Солнца около 5 млрд лет. Это следует хотя бы из современных оценок возраста Земли различными радиоактивными методами. Вряд ли Солнце “моложе” Земли.

В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеорных тел, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца. Освобождающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях, перейти в излучение. Как мы увидим ниже, этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.

Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов Кельвинов).

В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно “просачивается” сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 1052 эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце “израсходовало” не свыше 10% своего первоначального запаса водорода. Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газопылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие “протозвезды” наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул (рис. 12). Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения (см. ниже). Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты (см. гл. 9).

При сжатии протозвезды температура ее повышается и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным. Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефана — Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой. Поэтому на диаграмме “спектр — светимость” такие звезды расположатся вправо от главной последовательности, т. е. попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс.

В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет, вследствие чего спектр становится все более “ранним”. Таким образом, двигаясь по диаграмме “спектр — светимость”, протозвезда довольно быстро “сядет” на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.

Чтобы пройти эту самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше — несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции прогозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности.

В 1966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции. Мы уже упоминали в третьей главе этой книги об открытии методом радиоастрономии ряда молекул в межзвездной среде, прежде всего гидроксила ОН и паров воды Н2О. Велико же было удивление радиоастрономов, когда при обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии ОН, были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные (т. е. имеющие малые угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что первое время отказывались даже верить, что столь яркие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат какой-то неизвестной субстанции, которой сразу же дали “подходящее” имя “мистериум”. Однако “мистериум” очень скоро разделил судьбу своих оптических “братьев” — “небулия” и “корония”. Дело в том, что многие десятилетия яркие линии туманностей и солнечной короны не поддавались отождествлению с какими бы то ни было известными спектральными линиями. Поэтому их приписывали неким, неизвестным на земле, гипотетическим элементам — “небулию” и “коронию”. Не будем снисходительно улыбаться над невежеством астрономов начала нашего века: ведь теории атома тогда еще не было! Развитие физики не оставило в периодической системе Менделеева места для экзотических “небожителей”: в 1927 г. был развенчан “небулий”, линии которого с полной надежностью были отождествлены с “запрещенными” линиями ионизованных кислорода и азота, а в 1939 —1941 гг. было убедительно показано, что загадочные линии “корония” принадлежат многократно ионизованным атомам железа, никеля и кальция.

Если для “развенчания” “небулия” и “корония” потребовались десятилетия, то уже через несколько недель после открытия стало ясно, что линии “мистериума” принадлежат обыкновенному гидроксилу, но только находящемуся в необыкновенных условиях.

Дальнейшие наблюдения, прежде всего, выявили, что источники “мистериума” имеют исключительно малые угловые размеры. Это было показано с помощью тогда еще нового, весьма эффективного метода исследований, получившего название “радиоинтерферометрия на сверхдлинных базах”. Суть метода сводится к одновременным наблюдениям источников на двух радиотелескопах, удаленных друг от друга на расстояния в несколько тысяч км. Как оказывается, угловое разрешение при этом определяется отношением длины волны к расстоянию между радиотелескопами. В нашем случае эта величина может быть ~3-10 -8 рад или несколько тысячных секунды дуги! Заметим, что в оптической астрономии такое угловое разрешение пока совершенно недостижимо.

Такие наблюдения показали, что существуют по крайней мере три класса источников “мистериума”. Нас здесь будут интересовать источники 1 класса. Все они находятся внутри газовых ионизованных туманностей, например в знаменитой туманности Ориона. Как уже говорилось, их размеры чрезвычайно малы, во много тысяч раз меньше размеров туманности. Всего интереснее, что они обладают сложной пространственной структурой. Рассмотрим, например, источник, находящийся в туманности, получившей название W3.

На рис. 13 приведен профиль линии ОН, излучаемый этим источником. Как видим, он состоит из большого количества узких ярких линий. Каждой линии соответствует определенная скорость движения по лучу зрения излучающего эту линию облака. Величина этой скорости определяется эффектом Доплера. Различие скоростей (по лучу зрения) между различными облаками достигает ~10 км/с. Упомянутые выше интерферометрические наблюдения показали, что облака, излучающие каждую линию, пространственно не совпадают. Картина получается такая: внутри области размером приблизительно 1,5 секунды дуги движутся с разными скоростями около 10 компактных облаков. Каждое облако излучает одну определенную (по частоте) линию. Угловые размеры облаков очень малы, порядка нескольких тысячных секунды дуги. Так как расстояние до туманности W3 известно (около 2000 пк), то угловые размеры легко могут быть переведены в линейные. Оказывается, что линейные размеры области, в которой движутся облака, порядка 10-2 пк, а размеры каждого облака всего лишь на порядок величины больше расстояния от Земли до Солнца.

Возникают вопросы: что это за облака и почему они так сильно излучают в радиолиниях гидроксила? На второй вопрос ответ был получен довольно скоро. Оказалось, что механизм излучения вполне подобен тому, который наблюдался в лабораторных мазерах и лазерах.

Итак, источники “мистериума” — это гигантские, природные космические мазеры, работающие на волне линии гидроксила, длина которой 18 см. Именно в мазерах (а на оптических и инфракрасных частотах — в лазерах) достигается огромная яркость в линии, причем спектральная ширина ее мала. Как известно, усиление излучения в линиях благодаря такому эффекту возможно тогда, когда среда, в которой распространяется излучение, каким-либо способом “активирована”. Это означает, что некоторый “сторонний” источник энергии (так называемая “накачка”) делает концентрацию атомов или молекул на исходном (верхнем) уровне аномально высокой. Без постоянно действующей “накачки” мазер или лазер невозможны. Вопрос о природе механизма “накачки” космических мазеров пока еще окончательно не решен. Однако скорее всего “накачкой” служит достаточно мощное инфракрасное излучение. Другим возможным механизмом “накачки” могут быть некоторые химические реакции.

Стоит прервать наш рассказ о космических мазерах для того, чтобы подумать, с какими удивительными явлениями сталкиваются астрономы в космосе. Одно из величайших технических изобретений нашего бурного века, играющее немалую роль в переживаемой нами теперь научно-технической революции, запросто реализуется в естественных условиях и притом — в громадном масштабе!

Поток радиоизлучения от некоторых космических мазеров настолько велик, что мог бы быть обнаружен даже при техническом уровне радиоастрономии лет 35 тому назад, т.е. еще до изобретения мазеров и лазеров! Для этого надо было “только” знать точную длину волны радиолинии ОН и заинтересоваться проблемой. Кстати, это не первый случай, когда в естественных условиях реализуются важнейшие научно-технические проблемы, стоящие перед человечеством. Термоядерные реакции, поддерживающие излучение Солнца и звезд (см. ниже), стимулировали разработку и осуществление проектов получения на Земле ядерного “горючего”, которое в будущем должно решить все наши энергетические проблемы. Увы, мы пока еще далеки от решения этой важнейшей задачи, которую природа решила “запросто”. Полтора века тому назад основатель волновой теории света Френель заметил (по другому поводу, конечно): “Природа смеется над нашими трудностями”. Как видим, замечание Френеля еще более справедливо в наши дни.

Вернемся, однако, к космическим мазерам. Хотя механизм “накачки” этих мазеров пока еще не совсем ясен, все же можно составить себе грубое представление о физических условиях в облаках, излучающих мазерным механизмом линию 18 см. Прежде всего, оказывается, что эти облака довольно плотны: в кубическом сантиметре там имеется по крайней мере 108 —109 частиц, причем существенная (а может быть и большая) часть их — молекулы. Температура вряд ли превышает две тысячи кельвинов, скорее всего она порядка 1000 Кельвинов. Эти свойства резко отличны от свойств даже самых плотных облаков межзвездного газа. Учитывая еще сравнительно небольшие размеры облаков, мы невольно приходим к выводу, что они скорее напоминают протяженные, довольно холодные атмосферы звезд — сверхгигантов. Очень похоже, что эти облака есть не что иное, как ранняя стадия развития протозвезд, следующая сразу за их конденсацией из межзвездной среды. В пользу этого утверждения (которое автор этой книги высказал еще в 1966 г.) говорят и другие факты. В туманностях, где наблюдаются космические мазеры, видны молодые горячие звезды (см. ниже). Следовательно, там недавно закончился и, скорее всего, продолжается и в настоящее время, процесс звездообразования. Пожалуй, самое любопытное это то, что, как показывают радиоастрономические наблюдения, космические мазеры этого типа как бы “погружены” в небольшие, очень плотные облака ионизованного водорода. В этих облаках имеется много космической пыли, что делает их ненаблюдаемыми в оптическом диапазоне. Такие “коконы” ионизуются молодой, горячей звездой, находящейся внутри них. При исследовании процессов звездообразования весьма полезной оказалась инфракрасная астрономия. Ведь для инфракрасных лучей межзвездное поглощение света не так существенно.

Мы можем теперь представить следующую картину: из облака межзвездной среды, путем его конденсации, образуется несколько сгустков разной массы, эволюционирующих в протозвезды. Скорость эволюции различна: для более массивных сгустков она будет больше (см. дальше табл. 2). Поэтому раньше всего превратится в горячую звезду наиболее массивной сгусток, между тем как. остальные будут более или менее долго задерживаться на стадии протозвезды. Их-то мы и наблюдаем как источники мазерного излучения в непосредственной близости от “новорожденной” горячей звезды, ионизующей не сконденсировавший в сгустки водород “кокона”. Разумеется, эта грубая схема будет в дальнейшем уточняться, причем, конечно, в нее будут внесены существенные изменения. Но факт остается фактом: неожиданно оказалось, что некоторое время (скорее всего — сравнительно короткое) новорожденные протозвезды, образно выражаясь, “кричат” о своем появлении на свет, пользуясь новейшими методами квантовой радиофизики (т. е. мазерами)...

Спустя 2 года после открытия космических мазеров на гидроксиле (линия 18 см) - было установлено, что те же источники одновременно излучают (также мазерным механизмом) линию водяных паров, длина волны которой 1,35 см. Интенсивность “водяного” мазера даже больше, чем “гидроксильного”. Облака, излучающие линию Н2О, хотя и находятся в том же малом объеме, что и “гидроксильные” облака, движутся с другими скоростями и значительно более компактны. Нельзя исключать, что в близком будущем будут обнаружены и другие мазерные линии *). Таким образом, совершенно неожиданно радиоастрономия превратила классическую проблему звездообразования в ветвь наблюдательной астрономии**).

Оказавшись на главной последовательности и перестав сжиматься, звезда длительно излучает практически не меняя своего положения на диаграмме “спектр — светимость”. Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях.

*) Недавно были обнаружены мазерные линии молекулы SiH.
**) Более подробно о звездообразовании см. книгу автора: “Звезды: их рождение, жизнь и смерть” (М.: Наука, 1984).

Таким образом, главная последовательность представляет собой как бы геометрическое место точек на диаграмме “спектр — светимость”, где звезда (в зависимости от ее массы) может длительно и устойчиво излучать благодаря термоядерным реакциям. Место звезды на главной последовательности определяется ее массой. Следует заметить, что имеется еще один параметр, определяющий положение равновесной излучающей звезды на диаграмме “спектр — светимость”. Таким параметром является первоначальный химический состав звезды. Если относительное содержание тяжелых элементов уменьшится, звезда “ляжет” на диаграмме ниже. Именно этим обстоятельством объясняется наличие последовательности субкарликов. Как уже говорилось выше, относительное содержание тяжелых элементов у этих звезд в десятки раз меньше, чем у звезд главной последовательности.

Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного “горючего”. Так, например, звезды главной последовательности с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности 10—15 млрд лет. Ниже приводится табл. 2, дающая вычисленную продолжительность гравитационного сжатия и пребывания на главной последовательности для звезд разных спектральных классов. В этой же таблице приведены значения масс, радиусов и светимостей звезд в солнечных единицах.

Таблица 2

Спектральный класс

Масса

Радиус

Светимость

Время, лет

гравитационного сжатия

пребывания на главной после-довательности

В0

17,0

9,0

30000

1,2·105

8·106

В5

6,3

4,2

1000

1,1·106

8·107

А0

3,2

2,8

100

4,1·106

4·108

А5

1.9

1.5

12

2,2·107

2·109

F0

1,5

1.25

4,8

4,2·107

4·109

F5

1,3

1,24

2.7

5,6·107

6·109

G0

1,02

1.02

1.2

9,4·107

11·109

G2 (Солнце)

1,00

1,00

1,0

1,1·108

13·109

G5

0,91

0,92

0,72

1,1·108

17·109

К0

0,74

0,74

0,32

2,3·108

28·109

К5

0,54

0,54

0,10

6,0·108

70·109

Из таблицы следует, что время пребывания на главной последовательности звезд, более “поздних”, чем КО, значительно больше возраста Галактики, который по существующим оценкам близок к 15 — 20 млрд лет.

“Выгорание” водорода (т. е. превращение его в гелий при термоядерных реакциях) происходит только в центральных областях звезды. Это объясняется тем, что звездное вещество перемешивается лишь в центральных областях звезды, где идут ядерные реакции, в то время как наружные слои сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограниченно, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там практически весь “выгорит”. Расчеты показывают, что масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещается, на диаграмме “спектр - светимость” вправо. Этот процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд. Если представить себе группу одновременно образовавшихся эволюционирующих звезд, то с течением времени главная последовательность на диаграмме “спектр — светимость”, построенная для этой группы, будет как бы загибаться вправо.

Что же произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре “выгорит”? Так как выделение энергии в центральных областях звезды прекращается, температура и давление не могут поддерживаться там на уровне, необходимом для противодействия силе тяготения, сжимающей звезду. Ядро звезды начнет сжиматься, а температура его будет повышаться. Образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия (в который превратился водород) с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в таком состоянии носит название “вырожденного”. Он обладает рядом интересных свойств, на которых мы здесь останавливаться не можем. В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Вычисления показывают, что светимость звезды и ее размеры начнут расти. Звезда как бы “разбухает”, и начнет “сходить” с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. Далее, оказывается, что звезды-гиганты с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость.

На рис. 14 приведены теоретически рассчитанные эволюционные треки на диаграмме “светимость — температура поверхности” для звезд разной массы. При переходе звезды в стадию красного гиганта скорость ее эволюции значительно увеличивается.

Для проверки теории большое значение имеет построение диаграммы “спектр — светимость” для отдельных звездных скоплений. Дело в том, что звезды одного и того же скопления (например, Плеяды) имеют, очевидно, одинаковый возраст. Сравнивая диаграммы “спектр — светимость” для разных скоплений — “старых” и “молодых”, можно выяснить, как эволюционируют звезды. На рис. 15 и 16 приведены диаграммы “показатель цвета — светимость” для двух различных звездных скоплении. Скопление NGC 2254 - сравнительно молодое образование.

На соответствующей диаграмме отчетливо видна вся главная последовательность, в том числе ее верхняя левая часть, где расположены горячие массивные звезды (показателю цвета — 0,2 соответствует температура 20 тыс. К, т. е. спектр класса В).

Шаровое скопление М 3 — “старый” объект. Ясно видно, что в верхней части главной последовательности диаграммы, построенной для этого скопления, звезд почти нет. Зато ветвь красных гигантов у М 3 представлена весьма богато, в то время как у NGC 2254 красных гигантов очень мало. Это и понятно: у старого скопления М 3 большое число звезд уже успело “сойти” с главной последовательности, в то время как у молодого скопления NGC 2254 это произошло только с небольшим числом сравнительно массивных, быстро эволюционирующих звезд. Обращает на себя внимание, что ветвь гигантов для М 3 идет довольно круто вверх, а у NGC 2254 она почти горизонтальна. G точки зрения теории это можно объяснить значительно более низким содержанием тяжелых элементов у М 3. И действительно, у звезд шаровых скоплений (так же как и у других звезд, концентрирующихся не столько к галактической плоскости, сколько к галактическому центру) относительное содержание тяжелых элементов незначительно.

На диаграмме “показатель цвета — светимость” для М 3 видна еще одна почти горизонтальная ветвь. Аналогичной ветви на диаграмме, построенной для NGC 2254, нет. Теория объясняет появление этой ветви следующим образом. После того как температура сжимающегося плотного гелиевого ядра звезды — красного гиганта — достигнет 100 — 150 млн К, там начнет идти новая ядерная реакция. Эта реакция состоит в образовании ядра углерода из трех ядер гелия. Как только начнется эта реакция, сжатие ядра прекратится. В дальнейшем поверхностные слои звезды увеличивают свою температуру и звезда на диаграмме “спектр — светимость” будет перемещаться влево. Именно из таких звезд образуется третья горизонтальная ветвь диаграммы для М 3.

Рис. 17. Сводная диаграмма Герцшпрунга - Рессела для 11 звездных скоплений

На рис. 17 схематически приведена сводная диаграмма “цвет — светимость” для 11 скоплений, из которых два (М 3 и М 92) шаровые. Ясно видно, как “загибаются” вправо и вверх главные последовательности у разных скоплений в полном согласии с теоретическими представлениями, о которых уже шла речь. Из рис. 17 можно сразу определить, какие скопления являются молодыми и какие старыми. Например, “двойное” скопление К и h Персея молодое. Оно “сохранило” значительную часть главной последовательности. Скопление М 41 старше, еще старше скопление Гиады и совсем старым является скопление М 67, диаграмма “цвет — светимость” для которого очень похожа на аналогичную диаграмму для шаровых скоплений М 3 и М 92. Только ветвь гигантов у шаровых скоплений находится выше в согласии с различиями в химическом составе, о которых говорилось раньше.

Таким образом, данные наблюдений полностью подтверждают и обосновывают выводы теории. Казалось бы, трудно ожидать наблюдательной проверки теории процессов в звездных недрах, которые закрыты от нас огромной толщей звездного вещества. И все же теория и здесь постоянно контролируется практикой астрономических наблюдений. Нужно отметить, что составление большого количества диаграмм "цвет - светимость" потребовало огромного труда астрономов-наблюдателей и коренного усовершенствования методов наблюдений. С другой стороны, успехи теории внутреннего строения и эволюции звезд были бы невозможны без современной вычислительной техники, основанной на применении быстродействующих электронных счетных машин. Неоценимую услугу теории оказали также исследования в области ядерной физики, позволившие получить количественные характеристики тех ядерных реакций, которые протекают в звездных недрах. Без преувеличения можно сказать, что разработка теории строения и эволюции звезд является одним из крупнейших достижений астрономии второй половины XX столетия.

Развитие современной физики открывает возможность прямой наблюдательной проверки теории внутреннего строения звезд, и в частности Солнца. Речь идет о возможности обнаружения мощного потока нейтрино, который должно испускать Солнце, если в его недрах имеют место ядерные реакции. Хорошо известно, что нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействует с другими элементарными частицами. Так, например, нейтрино может почти без поглощения пролететь через всю толщу Солнца, в то время как рентгеновское излучение может пройти без поглощения только через несколько миллиметров вещества солнечных недр. Если представить себе, что через Солнце проходит мощный пучок нейтрино с энергией каждой частицы в 10 млн эВ, то из нескольких десятков миллионов нейтрино поглотится только одно. Отсюда ясно, что обнаружить поток солнечных нейтрино чрезвычайно трудно. Вместе с тем это представляется весьма заманчивым, так как обнаруженные каким-либо способом солнечные нейтрино приходят к нам непосредственно из его глубин. Следовательно; изучая эти нейтрино, можно, получить достаточно подробную информацию о физических условиях в центральных областях Солнца.

Каков же ожидаемый поток нейтрино от Солнца? Если, например, в его недрах идет углеродно-азотная реакция, то, как оказывается при превращении четырех ядер водорода в одно ядро гелия образуются два нейтрино. При “протон-протонной” реакции выход нейтрино будет другой. Энергетический спектр солнечных нейтрино сильно зависит от температуры центральных областей Солнца. Ожидаемая величина потока энергии от Солнца в форме нейтрино составляет несколько процентов от всего потока солнечного излучения. Это очень много.

Как же обнаружить поток солнечных нейтрино? Идею такого эксперимента впервые предложил много лет тому назад академик Б.М.Понтекорво. Солнечное нейтрино, взаимодействуя с ядром изотопа хлора - 37Cl, захватывается последним. При этом изотоп хлора превращается в радиоактивный изотоп аргона 37Аr и испускается электрон. По причине исключительно слабого взаимодействия нейтрино с веществом такие процессы будут происходить чрезвычайно редко. Поэтому установка для обнаружения солнечных нейтрино выглядит весьма необычно. Представьте себе большое количество специальных цистерн, наполненных прозрачной жидкостью перхлорэтиленом (С2Сl4). Количества этой жидкости достаточно, чтобы, например, заполнить большой бассейн для плавания. В таком гигантском количестве перхлорэтилена можно ожидать образования около десятка изотопов аргона ежедневно из-за захвата солнечных нейтрино ядрами 37Cl, входящими в состав жидкости.

Оказывается, что средства современной экспериментальной физики позволяют обнаружить это ничтожно малое количество вновь образовавшихся изотопов аргона. Эту установку можно рассматривать как своеобразный гигантский термометр для измерения температуры центральных областей Солнца, ибо количество вновь образовавшихся изотопов аргона сильно зависит от энергетического спектра солнечных нейтрино, который, как уже упоминалось выше, чувствительно зависит от температуры солнечных недр. Приходится только удивляться возможностям человеческого разума. Такой эксперимент был выполнен в США. Оказывается, что солнечных нейтрино раз в десять меньше, чем можно было ожидать. Возможно, это объясняется несовершенством существующих моделей солнечных недр, хотя причины могут быть и более глубокими (см. книгу автора "Звезды:...").

Вернемся, однако, к вопросу о дальнейшей эволюции звезд. Что с ними произойдет, когда реакция “гелий — углерод” в центральных областях исчерпает себя, так же как и водородная реакция в тонком слое, окружающем горячее плотное ядро? Какая стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта? Совокупность данных наблюдений, а также ряд теоретических соображений говорят о том, что на этом этапе эволюции звезды, масса которых меньше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку, “сбрасывают”. Такой процесс мы наблюдаем, по-видимому, как образование так называемых “планетарных туманностей” (рис. 18). После того как от звезды отделится со сравнительно небольшой скоростью наружная оболочка, “обнажатся” ее внутренние, очень горячие слои. При этом отделившаяся оболочка будет расширяться, все дальше и дальше отходя от звезды.

Мощное ультрафиолетовое излучение звезды — ядра планетарной туманности — будет ионизовать атомы в оболочке, возбуждая их свечение. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется только небольшая очень горячая плотная звезда. Постепенно, довольно медленно остывая, она превратится в белый карлик.

Таким образом, белые карлики как бы “вызревают” внутри звезд — красных гигантов — и “появляются на свет” после отделения наружных слоев гигантских звезд. В других случаях сбрасывание наружных слоев может происходить не путем образования планетарных туманностей, а путем постепенного истечения атомов. Так или иначе белые карлики, в которых весь водород “выгорел” и ядерные реакции прекратились, по-видимому, представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд. Логическим выводом отсюда является признание генетической связи между самыми поздними этапами эволюции звезд и белыми карликами. Постепенно остывая, они все меньше и меньше излучают, переходя в невидимые “черные” карлики. Это мертвые, холодные звезды очень большой плотности, в миллионы раз плотнее воды. Их размеры меньше размеров земного шара, хотя массы сравнимы с солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое существование большинство звезд. Однако финал жизни сравнительно массивных звезд может быть значительно более драматическим. Об этом будет идти речь в главе 5.

Мы неоднократно подчеркивали, что скорость эволюции звезд определяется их первоначальной массой. Так как по ряду признаков со времени образования нашей звездной системы — Галактики — прошло около 15 — 20 млрд лет, то за это конечное (хотя и огромное) время весь описанный эволюционный путь прошли только те звезды, массы которых превышают некоторую величину. По-видимому, эта “критическая” масса всего лишь на 10—12% превышает массу Солнца. С другой стороны, как уже подчеркивалось, процесс образования звезд из межзвездной газопылевой среды происходил в нашей Галактике непрерывно. Он происходит и сейчас. Именно поэтому мы наблюдаем горячие массивные звезды в верхней левой части главной последовательности. Но даже звезды, образовавшиеся в самом начале формирования Галактики, если масса их меньше чем 1,2 солнечной, еще не успели сойти с главной последовательности. Заметим, кстати, что темп звездообразования в настоящее время значительно ниже, чем много миллиардов лет назад. Солнце образовалось около 5 млрд лет назад, когда Галактика уже давно сформировалась и в основных чертах была сходна с “современной”. Вот уже по крайней мере 4,5 млрд лет оно “сидит” на главной последовательности, устойчиво излучая благодаря ядерным реакциям превращения водорода в гелий, протекающим в его центральных областях. Сколько еще времени это будет продолжаться? Расчеты показывают, что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд лет. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус — в десятки. Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько сот миллионов лет*). Наконец, тем или иным способом разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик. Вообще говоря, нам, конечно, небезразлична судьба Солнца, так как с нею тесно связано развитие жизни на Земле.

*) Удивительно, что такую эволюцию Солнца предсказал Уэллс задолго до возникновения теоретической астрофизики. Его путешественник по времени, как, может быть, помнит читатель, увидел в далеком будущем над пустынным океаном огромное красное Солнце... Правда, Уэллс не учел, что температура Земли при этом была бы очень высокой, порядка 300 —500°С. Ведь светимость такого Солнца — красного гиганта, очень велика... Но не будем мелочно придираться к великому провидцу...

5. Сверхновые звезды, пульсары и черные дыры

В предыдущей главе была набросана картина эволюции “нормальной” звезды от момента ее зарождения в виде сгустка сжимающейся газопылевой туманности до глубокой “старости” — сверхплотного холодного “черного” карлика. Однако не все звезды проходят такой “спокойный” путь развития. Некоторые на заключительном этапе своей эволюции взрываются, вспыхивая могучим космическим фей-ерверком. В таких случаях говорят о вспышке “сверхновой” звезды. От “сверхновых” звезд следует отличать “обычные” новые звезды. Мощность вспышки у этих звезд в тысячи раз меньше, чем у сверхновых. Вспыхивают новые звезды сравнительно часто (в нашей Галактике — около ста вспышек в год). Для новых звезд характерна повторяемость вспышек. При каждой такой вспышке звезда выбрасывает с большой скоростью 10-3 — 10-5 своей массы. Доказано, что все новые звезды являются очень тесными двойными системами (см. гл. 8). Вспышки новых не приводят к существенному изменению структуры звезд. Напротив, вспышка сверхновой — это радикальное изменение, и даже частичное разрушение структуры звезды.

Пока нам еще не известны катастрофы, по своим масштабам более грандиозные, чем вспышки сверхновых *). За какие-нибудь несколько суток вспыхнувшая звезда увеличивает свою светимость иногда в сотни миллионов раз. Бывает так, что в течение короткого времени одна звезда излучает света больше, чем миллиарды звезд той галактики, в которой произошла вспышка.

В отличие от вспышек “обыкновенных” новых звезд, это явление принадлежит к числу весьма редких. В больших звездных системах, подобных нашей Галактике, вспышки сверхновых происходят в среднем раз в столетие или несколько чаще. Поэтому такие вспышки изредка наблюдаются в других галактиках (рис. 19). Если держать систематически “под наблюдением” несколько сот галактик, то можно с большой вероятностью утверждать, что в течение одного года хотя бы в одной из таких галактик вспыхнет сверхновая звезда. Во всяком случае, такой способ наблюдений гораздо более целесообразен, чем ожидание в собственной Галактике вспышки в течение нескольких столетий... Сейчас ежегодно открывают около 20 внегалактических сверхновых. Полное их число достигает почти 600.

Тем не менее история сохранила довольно значительное число хроник и даже научных трактатов, содержащих описание вспышек сверхновых в нашей Галактике. Так, например, сохранился ряд китайских хроник, в которых рассказывается о появлении на небе в июле 1054 г. “звезды-гостьи”. Эта звезда была настолько ярка, что ее видели даже днем; по своему блеску она превосходила Венеру,— самое яркое светило неба после Солнца и Луны. Несколько месяцев звезда была видна невооруженным глазом, а потом постепенно погасла.

Через семь с половиной веков французский астроном Шарль Мессье, составляя знаменитый каталог туманностей, под N 1 поместил объект необычайной формы. Впоследствии этот объект получил название “Крабовидная туманность”. Фотография этой туманности в красных лучах приведена на рис. 20 (вверху). Дальнейшие наблюдения показали, что Крабовидная туманность медленно расширяется, как бы “расползаясь” по небу. Так как расстояние до этой туманности равно 2000 пк, то заметное, хотя и медленное, увеличение ее размеров на небе означает, что скорость разлета образующих ее газов огромна. Эта скорость достигает 1500 км/с, т. е. больше, чем в сто раз превосходит скорости искусственных спутников Земли.

*) В последнее время, по-видимому, обнаружены удивительные объекты — взрывающиеся ядра галактик, явление несравненно более грандиозное, чем вспышка сверхновых (см. гл. 6).

Между тем скорость движения обычных газовых туманностей в Галактике редко превышает 20 — 30 км/с. Только гигантских масштабов взрыв мог сообщить такой большой массе газа столь высокую скорость.

Из наблюдаемой скорости расплывания Крабовидной туманности следует, что приблизительно 900 лет назад вся туманность была сосредоточена в очень малом объеме. В сочетании с тем, что Крабовидная туманность находится как раз в той области неба, где некогда вспыхнула удивительная “звезда-гостья”, наблюдаемая скорость расширения доказывает, что эта туманность не что иное, как остаток грандиозной космической катастрофы — вспышки сверхновой, которая произошла в 1054 г.

В истории астрофизики последних двух десятилетий Крабовидная туманность сыграла особенно важную роль. И это не случайно. Ведь эта туманность — один из ближайших и поэтому лучше других исследовавшихся остатков взрыва звезды. Тут и там по небу разбросаны удивительные, характерной формы туманности — остатки некогда вспыхивавших в нашей звездной системе сверхновых. Две такие туманности приведены на рис. 21 и 22. Все они (за немногими исключениями) “старше” Крабовидной. Так, возраст туманностей на рис. 21 и 22 исчисляется несколькими десятками тысячелетий. Казалось бы, очень легко спутать такие объекты с обыкновенными газовыми, так называемыми “диффузными” туманностями, подобными приведенной на рис. 23. Есть, однако, два обстоятельства, которые безошибочно позволяют отличить туманности — остатки вспышек сверхновых звезд — от обыкновенных туманностей.

В 1949 г. было обнаружено, что Крабовидная туманность является мощным источником радиоизлучения. Вскоре удалось объяснить природу этого явления: излучают сверхэнергичные электроны, движущиеся в магнитных полях, находящихся в этой туманности. Раньше мы уже упоминали, что та же причина объясняет общее радиоизлучение Галактики. Таким образом, при вспышке сверхновой звезды каким-то способом (пока еще до конца не понятным) образуется огромное количество частиц сверхвысоких энергий — космических лучей. Применяя теорию “синхротронного” излучения релятивистских электронов, по измеренному потоку радиоизлучения и известным расстояниям и размерам туманности удалось оценить полное количество находящихся в ней космических лучей.

Рис. 20. Крабовидная туманность

Рис. 21. Туманность IC 443

Рис. 22. Волокнистые туманности в созвездии Лебедя

Рис. 23. Диффузная туманность

По мере расширения и рассеяния туманности заключенные в ней космические лучи выходят в межзвездное пространство. Если учесть, как часто вспыхивают сверхновые звезды в Галактике, то образующихся при этих вспышках космических лучей оказывается достаточно для заполнения ими всей Галактики с наблюдаемой плотностью.

Таким образом, впервые со всей очевидностью удалось доказать, что вспышки сверхновых звезд являются одним из основных источников пополнения Галактики космическими лучами; кроме того, они обогащают межзвездную среду тяжелыми элементами. Это имеет огромное значение для эволюции звезд и всей Галактики в целом.

Крабовидная туманность обладает еще одной удивительной особенностью. Как показал автор этой книги в 1953 г., ее оптическое излучение, по крайней мере на 95%, обусловлено также сверхэнергичными электронами, т. е. имеет “синхротронную” природу. Энергия электронов, излучающих в оптическом диапазоне длин волн, в сотни раз больше энергии электронов, излучающих радиоволны, она достигает 1011—101 2 эВ. На основе новой теории оптического излучения Крабовидной туманности удалось предсказать, что это излучение должно быть поляризованным. Советские и американские наблюдения полностью подтвердили этот вывод теории.

Тем самым все теоретические выводы, касающиеся природы радиоизлучения и оценок количества космических частиц, нашли полное подтверждение. В настоящее время синхротронное оптическо е излучение обнаружено еще у нескольких объектов, преимущественно радиогалактик. Его исследование имеет очень большое значение для астрономии и физики.

В 1963 г. при помощи ракеты с установленными на ней приборами удалось обнаружить довольно мощное рентгеновское излучение от Крабовидной туманности. В следующем, 1964 г., во время покрытия этой туманности Луной удалось показать, что этот источник рентгеновского излучения протяженен, хотя его угловые размеры в 5 раз меньше угловых размеров “Краба”. Следовательно, рентгеновское излучение испускает не звезда, некогда вспыхнувшая как сверхновая, а сама туманность. Было доказано, что рентгеновское излучение Крабовидной туманности имеет также синхротронную природу и обусловлено сверхэнергичными релятивистскими электронами с энергией порядка 1013— 1014 эВ.

Дальнейшие наблюдения показали, что все без исключения туманности — остатки вспышек сверхновых звезд — оказываются более или менее мощными источниками радиоизлучения, имеющего ту же природу, что и у Крабовидной туманности. Особенно мощным источником радиоизлучения является туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи. На метровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовидной туманности, хотя она дальше последней. В оптических лучах эта быстро расширяющаяся туманность очень слаба. Как сейчас доказано, туманность в Кассиопее — остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад. Не совсем ясно, почему вспыхнувшую звезду тогда не заметили. Ведь уровень развития астрономии в Европе был тогда довольно высок.

Туманности — остатки вспышек сверхновых звезд, случившихся даже десятки тысяч лет назад, выделяются среди других туманностей своим мощным радиоизлучением. В частности, источниками радиоизлучения, правда, раз в 10 менее мощными, чем Крабовидная туманность, являются туманности, показанные на рис. 21 и 22.

Другим отличительным признаком туманностей, — остатков вспышек сверхновых звезд,— является испускаемое ими рентгеновское излучение. Это излучение полностью поглощается земной атмосферой и может наблюдаться только с помощью аппаратуры, установленной на ракетах и спутниках. Особенно ценные результаты были получены в последние годы на специализированном спутнике “Эйнштейн”, запущенном в ознаменование столетия со дня рождения великого ученого. На рис. 24 приведена схема структуры рентгеновского изображения сверхновой, которую наблюдал Тихо Браге в 1572 г. Рентгеновское излучение в таких туманностях вызвано нагревом межзвездного газа до температуры в несколько миллионов градусов движущимися через него с большими скоростями наружными слоями взорвавшейся звезды. Как в радио, так и в рентгеновских лучах структура таких источников носит “оболочечный” характер. В противоположность этому, Крабовидная туманность и несколько сходных с ней объектов в рентгеновских лучах не имеют оболочек (см. рис. 20).

До сих пор речь шла преимущественно о туманностях, образующихся при вспышках сверхновых звезд. Что же можно сказать о самих вспыхивающих звездах? Как уже упоминалось, данные наблюдений относятся к сверхновым, вспыхивающим в других звездных системах. В нашей Галактике последняя такая вспышка наблюдалась в 1604 г. Эту звезду, в частности, наблюдал Кеплер. Тогда еще не был изобретен телескоп, а спектральный анализ — этот мощнейший метод астрономических исследований — стал применяться только спустя два с половиной столетия...

По наблюдениям вспышек в других галактиках удалось установить, - что сверхновые бывают двух типов. Сверхновые I типа — это довольно старые звезды с массой, лишь немного превосходящей солнечную. Такие сверхновые вспыхивают в эллиптических галактиках, а также в спиральных звездных системах. Мощность излучения у таких сверхновых особенно велика, хотя массы выброшенных газовых оболочек не превышают нескольких десятых массы Солнца.

Так называемые сверхновые II типа вспыхивают в спиральных галактиках. Они никогда не вспыхивают в эллиптических звездных системах. Сверхновые этого типа, как принято думать, массивные молодые звезды. Именно по этой причине они, как правило, наблюдаются в спиральных ветвях, где еще продолжает идти процесс звездообразования. Не исключено, что если не большая, то по крайней мере значительная часть горячих массивных звезд спектрального класса О кончает свое существование вспышкой сверхновой этого типа.

Существует несколько гипотез о причине взрывов звезд, наблюдаемых как сверхновые. Однако общепризнанной теории, основывающейся на известных фактах и могущей предсказать новые явления, пока нет. Можно, однако, не сомневаться, что такая теория будет создана в самом ближайшем времени. По всей вероятности, причиной взрыва является катастрофически быстрое выделение потенциаль-ной энергии тяготения при “спаде” внутренних слоев звезды к ее центру.

Мы сейчас остановимся на этой важной для всей современной астрофизики проблеме более подробно. В предыдущей главе была нарисована общая картина образования звезд из межзвездной среды. Решающим фактором в этом процессе является сила всемирного тяготения, которая всегда стремится сблизить отдельные части вещества и тем самым образовать более компактные тела. Можно сразу же задать “детский” вопрос: “А есть ли предел уплотнения вещества под воздействием силы тяжести? Не может ли звезда в конце концов сжаться в точку?” Хорошо известно, что многие из так называемых “детских” вопросов самым глубоким образом затрагивают коренные проблемы мироздания и бытия. Может быть, именно поэтому они и называются детскими... Сформулированный выше вопрос как раз относится к этой категории.

Как же отвечает на него современная наука? Когда протозвезда сожмется до таких размеров, что температура в ее недрах станет достаточно высокой и пойдут ядерные реакции, она перестанет сжиматься и будет долгое время находиться в равновесном состоянии. Это равновесие осуществляется в каждом элементе ее объема под действием двух равных и противоположно направленных сил: гравита-ции и разности газового давления. Первая сила стремится сжать звезду, вторая — расширить.

Звезда в таком равновесном состоянии находится на главной последовательности, о чем речь шла в предыдущей главе. Но равновесие не будет продолжаться вечно. Когда ядерное горючее — водород в недрах звезды — будет исчерпано, наступят радикальные и довольно быстрые перемены в ее жизни. В предыдущей главе мы писали, что после исчерпания водородного горючего из центральной части звезды образуется весьма горячее и плотное ядро, сама звезда превращается в красный гигант, а затем, после “сброса” оболочки — в белый карлик.

Но такой путь эволюции могут проделать только звезды, у которых массы, оставшиеся после сброса оболочки, не слишком велики, например не больше 1,2 солнечной массы. Звезды, у которых оставшаяся масса находилась в пределах 1,2 — 2,5 солнечных масс, как показывают надежные теоретические расчеты, не могут образовать устойчивую конфигурацию белого карлика. Они катастрофически быстро сжимаются до ничтожных размеров порядка 10 км, причем их средняя плотность достигает 1015 г/см3, что превышает плотность атомного ядра. Как показывают специальные теоретические исследования, вещество таких звезд состоит из чрезвычайно плотно “упакованных” нейтронов, ибо свободные электроны как бы “вдавливаются” в протоны. Именно поэтому такие объекты получили название “нейтронных звезд”. Расчеты показывают, что первоначальная температура поверхности у нейтронных звезд около миллиарда Кельвинов. В дальнейшем нейтронная звезда будет быстро остывать, а температура ее поверхности быстро падать.

Открытые теоретически “на кончике пера” нейтронные звезды должны были представлять собой объекты, чрезвычайно трудные для наблюдений. В самом деле, совершенно безнадежно обнаружить тепловое оптическое излучение такой звезды по причине ничтожно малой излучательной поверхности. Если, например, температура поверхности нейтронной звезды около 6000 К (т. е. такая же, как у Солнца), а радиус равен 6 км (т. е. примерно в 100000 раз меньше солнечного), то светимость ее будет в десять миллиардов раз меньше, чем у Солнца. Это означает, что ее абсолютная величина будет близка к 30. Если бы даже такая звезда находилась от нас на расстоянии всего лишь 1 пк (т. е. ближе любой другой звезды), ее блеск соответствовал бы объекту 25-й величины.

Высокая температура поверхности образовавшихся после взрыва сверхновых нейтронных звезд позволяла надеяться, что можно будет обнаружить их рентгеновское излучение.

В самом деле, если температура поверхности такой звезды миллиард кельвинов, то, согласно известному закону Стефана — Больцмана, поток излучения с единицы поверхности нагретого непрозрачного тела пропорционален четвертой степени его температуры; наша крохотная нейтронная звезда будет излучать ~ 1045 эрг/с, т. е. больше, чем вся наша Галактика. Однако совершенно очевидно, что такую огромную мощность нейтронная звезда будет излучать только очень короткий промежуток времени. Остывание будет происходить главным образом за счет излучения нейтрино, которые в больших количествах образуются во всем ее объеме при столь высокой температуре. Но даже если температура поверхности была бы “всего лишь” 10 млн Кельвинов, мощность ее рентгеновского излучения была бы ~ 1037 эрг/с, что в несколько тысяч раз больше мощности всего излучения Солнца.

Еще в 1963 г. в созвездии Скорпиона был открыт с помощью счетчика фотонов, установленного на борту ракеты, первый рентгеновский источник, находящийся за пределами Солнечной системы. Вскоре было открыто рентгеновское излучение от Крабовидной туманности (см. выше). В настоящее время известно уже несколько сотен рентгеновских источников, причем многие из них отождествляются с туманностями — остатками вспышек сверхновых. Большая часть рентгеновских источников — звездообразные объекты. Сразу же после открытия в 1964—1965 гг. многие астрономы и физики решили, что наконец-то долгожданные нейтронные звезды обнаружены... Увы, их ликование, как это часто бывало в истории астрономии, оказалось преждевременным. Понадобилось еще 20 лет, чтобы обсерватория “Эйнштейн” обнаружила в некоторых остатках вспышек сверхновых точечные рентгеновские источники, которые можно интерпретировать как излучение поверхности нейтронной звезды. Теоретики подсчитали, что остывание нейтронных звезд происходит даже быстрее, чем считали раньше: всего лишь за несколько месяцев температура поверхности нейтронной звезды упадет значительно ниже десяти миллионов Кельвинов, а такой объект методами современной рентгеновской астрономии уже не сможет быть обнаружен. Столь быстрый срок остывания нейтронных звезд, во всяком случае за время, много меньшее, чем средний промежуток между вспышками сверхновых, как будто бы означает, что среди наблюдаемых космических рентгеновских источников нейтронных звезд быть не может*).

Таким образом, надежда обнаружить нейтронные звезды по их тепловому рентгеновскому излучению оказалась вроде бы преждевременной.

И вдруг, буквально “как гром среди ясного неба”, было сделано открытие, превратившее таинственные нейтронные звезды в наблюдаемые объекты. Речь идет об открытии пульсаров, едва ли не самом впечатляющем открытии в астрономии за несколько последних десятилетий.

Мы слишком часто злоупотребляем словом “открытие”, отчего оно постепенно “стирается”. Между тем в истории науки количество подлинных открытий очень невелико...

Даже по самым строжайшим критериям обнаружение пульсаров действительно является подлинным открытием. Это открытие, как это всегда бывает с настоящим открытием, произошло случайно. Летом 1967 г. аспирантка известного английского радиоастронома Хьюиша мисс Бэлл неожиданно обнаружила на небе совершенно необычный радиоисточник. Этот источник излучал кратковременные радиоимпульсы, которые строго периодически, через каждые 1,33 секунды, повторялись. Вскоре были обнаружены еще три таких же источника с другими также “почти секундными” периодами.

Это открытие настолько ошеломило исследователей, что они, заподозрив, что эти сигналы имеют искусственное происхождение и посылаются некими “сверхцивилизациями” (см. часть 3 нашей книги), засекретили эти наблюдения и в течение почти полугода никто об этом не знал — случай беспрецедентный в истории астрономии... Только после того, как они убедились, что эти сигналы — не результат активности внеземных разумных цивилизаций, результаты наблюдений были опубликованы.

Не сразу было понято, что причиной строгой периодичности радиоимпульсов от этих новых источников (получивших название “пульсары”) является быстрое вращение звездообразных объектов. Только вращение массивного тела может объяснить удивительное постоянство (с точностью до стомиллионной доли) периодов пульсаров. Более тщательные наблюдения показали, что на самом деле периоды не строго постоянны, а медленно растут. Представим себе, что излучение радиоволн не равномерно по всем направлениям, а сосредоточено внутри некоторого конуса, ось которого образует определенный угол с осью вращения. Теперь вообразим себе наблюдателя, который в какой-то момент времени находится на продолжении оси конуса. Ясно, что он сможет наблюдать радиоизлучение. Это будет возможно в течение некоторого времени до тех пор, пока из-за вращения звезды ось конуса уйдет достаточно далеко. Однако через промежуток времени, равный периоду вращения звезды, радиоизлучение снова можно будет наблюдать. Эта простая модель пульсара изображена на рис. 25.

*) И все же оказалось, что рентгеновские звезды — это нейтронные звезды в двойных системах (см. гл. 8). Но это стало ясно только после 1970 г.

Что же это за звезды, быстрое вращение которых есть причина наблюдаемого явления пульсаров? В 1967 г. был открыт пульсар с рекордно коротким периодом в 0,033 с (об этом замечательном пульсаре речь пойдет дальше). Так быстро вра-щаться может только очень маленькое тело. Ведь линейная скорость вращения на экваторе определяется школьной формулой: v = 2 R / T, где R- радиус вращающегося тела, Т - период его вращения. Из этой формулы следует, что при T= 1/30 с, учитывая, что скорость вращения никак не может превышать скорость света, радиус тела не превышает 1500 км, что в 4 раза меньше Земли. Но это является очень грубой оценкой верхней границы размеров вращающегося тела. Так как линейная экваториальная скорость вращения по простым причинам должна быть в десятки раз меньше скорости света, непосредственно ясно, что линейные размеры пульсаров не могут превышать несколько десятков километров. Но если это так, то пульсары — это не что иное, как нейтронные звезды!

Имеется и другое доказательство этого важнейшего вывода. Упомянутый выше рекордно-короткопериодический пульсар (получивший название NP 0532) расположен... в центре Крабовидной туманности! Другой пульсар, период которого всего лишь в три раза длиннее (0,089 с), также находится внутри туманности, являющейся более старым остатком вспышки сверхновой. Итак, пульсары находятся там, где положено находиться нейтронным звездам, которые должны образоваться при вспышках сверхновых! То обстоятельство, что не во всех остатках вспышек сверхновых наблюдаются пульсары и только малая часть пульсаров (их сейчас известно свыше трехсот) находится в, остатках сверхновых, не должно нас смущать. Дело в том, что пульсар может быть обнаружен только при “благоприятной” по отношению к нам ориентации его оси вращения. Это ясно из рис. 25. Если учесть это, оказывается, что едва ли 5 % всех пульсаров можно хотя бы в принципе наблюдать. Поразительно, что Крабовидная туманность, помимо тех замечательных особенностей, о которых говорилось выше, еще имеет и пульсар, “удачно” ориентированный по отношению к Земле...

С другой стороны, легко понять, почему большинство пульсаров не связано с туманностями — остатками вспышек сверхновых. Дело в том, что последние представляют собой подобно планетарным туманностям сравнительно короткоживущие образования. Благодаря расширению образующих их газовых волокон и находящихся там космических лучей они “расплываются” и через сотню тысяч лет перестают быть наблюдаемыми. Между тем возраст большинства пульсаров исчисляется миллионами и десятками миллионов лет. Это следует из наблюдаемого очень медленного замедления их вращения. Ясно, например, что если за год период какого-нибудь пульсара изменится на одну десятимиллионную долю, то его возраст должен быть близок к десяти миллионам лет. Итак, пульсары “переживают” туманности, в которые они были “погружены” при рождении.

На основании наблюдений пульсаров можно нарисовать такую картину развития нейтронной звезды. Она образуется при вспышке сверхновой как быстро вращающийся объект огромной плотности. Причину быстрого вращения понять легко: это следствие одного из основных законов механики — сохранение момента количества движения. Проиллюстрируем этот закон на примере воображаемой звезды, являющейся “двойником” нашего Солнца. Период ее вращения вокруг оси очень велик - около месяца (о вращении звезд подробнее см. гл. 10).

Допустим теперь, что по каким-то причинам эта звезда катастрофически сжалась, причем ее радиус R стал равным 10 км, т. е. уменьшился почти в 100000 раз. Если ее масса М при этом не изменилась, то из закона сохранения момента количества движения
vMR = const
следует, что экваториальная скорость увеличится в 100000 раз и составит почти половину скорости света! Период-же вращения уменьшится почти в десять миллиардов раз и будет меньше, чем тысячная доля секунды.

На самом деле, так как часть момента количества движения уносится выброшенным во время вспышки сверхновой веществом, экваториальная скорость вращения образовавшейся при этой катастрофе нейтронной звезды будет немного меньше, а период вращения длинней, но суть дела от этого не меняется: только что образовавшаяся нейтронная звезда должна вращаться с огромной скоростью.

Теперь обратим наше внимание на другое обстоятельство. Как уже упоминалось в гл. 2, на звездах имеются магнитные поля. Допустим, что на поверхности звезды, которая должна вспыхнуть как сверхновая, магнитное поле невелико, скажем ~100 Э (это все же больше, чем на поверхности нашего Солнца). При катастрофическом сжатии звезды должен остаться неизменным поток магнитных силовых линий через ее поверхность, т. е.
НR2= const,
и если радиус R уменьшается в 100000 раз, то магнитное поле Н обязано увеличиться в 10 миллиардов раз, достигнув чудовищного значения 1012 Э! Чтобы почувствовать силу этого магнитного поля, приведем такой пример. Плотность магнитной энергии WM связана с величиной магнитного поля формулой
Wm = H2 / 8

При Н = 1012Э Wm будет равно 4·1022 эрг/см3. Величина согласно принципу эквивалентности массы и энергии, есть плотность вещества, соответствующего плотности энергии WM. Оказывается, что   что плотнее всех известных на Земле веществ. Плотность же “обычного” вещества в атмосфере нейтронной звезды на много порядков меньше. Такая ситуация нигде в космосе не встречается.

Итак, нейтронная звезда не только быстро вращается, но и сильнейшим образом намагничена, причем ее магнитная ось не совпадает с осью вращения. Оказывается, что магнитная ось нейтронной звезды как раз и является осью того конуса, в пределах которого направлено радиоизлучение (см. рис. 25). Однако истинная причина столь мощного радиоизлучения давно уже остывшей и, казалось бы, мертвой нейтронной звезды пока остается неясной, хотя в разного рода остроумных гипотезах недостатка нет. Несомненно только одно: механизм радиоизлучения должен быть каким-то образом связан с магнетизмом и быстрым вращением нейтронных звезд. Именно высокая “активность” нейтронных звезд оказалась совершенно неожиданной и непредсказуемой. Только поэтому нейтронные звезды были обнаружены совсем не там, где их искали... Это и дает нам право называть обнаружение нейтронных звезд подлинным открытием.

Как уже говорилось выше, период вращения пульсаров — нейтронных звезд непрерывно растет. Так как кинетическая энергия вращающегося тела обратно пропорциональна квадрату периода, то налицо непрерывное уменьшение кинетической энергии вращения пульсаров, обусловленное их торможением. Каковы же причины торможения? По-видимому, основной причиной торможения является излучение этими сильно намагниченными вращающимися объектами сверхдлинных электромагнитных волн, частота которых равна частоте вращения пульсаров. Если, например, эта частота равна 1 “обратной секунде” (“герцу”) (типичное значение для пульсаров) длина волны будет 300000 км. Существуют и другие причины торможения, например выбрасывание из пульсаров струй вещества. Для очень молодых пульсаров, у которых период вращения меньше одной сотой секунды, основную роль в торможении может играть излучение так называемых “гравитационных волн” — процесс, являющийся следствием общей теории относительности Эйнштейна. Заметим, однако, что пока еще гравитационные волны прямыми наблюдениями не обнаружены, что объясняется огромными экспериментальными трудностями. Автор, однако, не будет удивлен, если первым космическим объектом, от которого будут обнаружены гравитационные волны, будет все та же Крабовидная туманность, вернее, находящийся там пульсар NP 0532.

Об этом замечательном пульсаре стоит еще сказать пару фраз отдельно. Это — самый молодой и быстрее всех вращающийся пульсар. Его период растет (относительно) значительно быстрее, чем у других пульсаров, что естественно объясняется его “молодостью”. Но, пожалуй, его самым замечательным свойством является то, что он наряду с радиоимпульсами посылает к нам оптические и рентгеновские импульсы. На рис. 20 в центральной части Крабовидной туманности видна слабая звездочка 16-й величины. Это и есть пульсар, который излучает в оптических лучах короткими импульсами с периодом в 1/30 с. Выяснилось это в начале 1969 г. сразу же после открытия пульсара в Крабовидной туманности. Уже давно астрономы подозревали, что эта слабая звездочка должна быть как-то связана со “звездным” остатком вспышки Сверхновой 1054 г., приведшей к образованию Крабовидной туманности. Когда был открыт “радиопульсар”, возникла смелая идея: а не является ли объект, который на протяжении почти 100 лет всеми считался обыкновенной звездочкой, совсем не тем, за кого его принимали? Проверка этого предположения была сделана с большим остроумием и предельной наглядностью. В телескоп был вставлен вращающийся непрозрачный диск, на периферии которого было просверлено восемь отверстий, причем расстояние между отверстиями равнялось их диаметрам. Если представить себе, что во время экспозиции какой-нибудь звезды диск вращается, то для получения негатива такой же плотности, что и без диска, нужно экспозицию примерно удвоить. Теперь представьте себе, что фотографируется не обыкновенная звезда, а импульсный источник света, причем импульсы периодически повторяются. Тогда, если период вращения диска равен периоду повторяемости световых импульсов от источника, можно, меняя фазу вращения диска, в одном случае добиться полного “погашения” источника, а в другом — полностью без потерь на поглощение в диске, использовать излучение источника. Такое устройство сходно с детской игрушкой, называемой “стробоскоп”.

Вблизи центральной звездочки в Крабовидной туманности находится другая, вполне заурядная, ничего общего с туманностью не имеющая и случайно на нее проектирующаяся. На рис. 26 приведены фотографии центральной части Крабовидной туманности, снятые через описанный выше вращающийся диск. Диск вращается со скоростью 30 оборотов в секунду (что соответствует периоду пульсара NP 0532), но с разными фазами. Снимок этот поразителен в своей наглядности: в одном случае яркость центральной звездочки гораздо больше, чем у “соседки” (нормальной звезды!), а во втором — центральная звезда совсем не видна. Заметим, что на обоих снимках нормальная звезда выглядит одинаково. Эти снимки с полной очевидностью демон-стрируют, что давно известная центральная “звезда” Крабовидной туманности — это пульсар. На рис. 27 приведена “кривая блеска” этого пульсара, полученная обычным фотоэлектрическим методом.

Оптическое излучение пульсара NP 0532 ни в коем случае не является тепловым — в противном случае он никогда бы не наблюдался. Автор этой книги показал, что это излучение является синхротронным, т. е. обусловлено релятивистскими электронами, движущимися в магнитном поле. Излучает, конечно, не поверхность нейтронной звезды, а ее “атмосфера”, вернее -“магнитосфера”, размеры которой в сотню раз больше размеров нейтронной звезды.

Таким образом, в пульсарах имеет место ускорение заряженных частиц до огромных энергий. Похоже на то, что эти частицы попадают из магнитосферы пульсара в Крабовидную туманность и обеспечивают свечение последней.

Можно было бы еще много говорить о замечательных свойствах пульсаров. Например, изучая поляризацию их радиоизлучения, как оказывается, можно определить напряженность межзвездного магнитного поля. Это, пожалуй, лучший из существующих методов определения этой важнейшей характеристики межзвездной среды. Сложнейшие вопросы ставят пульсары и перед теоретиками. Так, внутренние слои пульсара должны находиться в сверхпроводящем и в сверхтекучем состоянии. Для двух самых молодых пульсаров, находящихся в оболочках сверхновых, наблюдались внезапные “сбои” в периодах, что неизбежно должно быть связано с изменением периода вращения. Эти так называемые “звездотрясения”, по-видимому, связаны с какой-то перестройкой внутренней структуры пульсаров. Их природа, как и многое другое, касающееся пульсаров, пока неизвестна. Почему, например, оптические кванты излучает только самый молодой пульсар NP 0532, находящийся в “Крабе”? Похоже на то, что генерация заряженных частиц сверхвысоких энергий должна быстро затухать со временем, но почему? В гл. 8 мы немного коснемся еще одного интересного аспекта, связанного с пульсаром в Крабовидной туманности. О другом недавно появившемся методе изучения нейтронных звезд речь будет также идти в гл. 8. А теперь мы перейдем к другой, не менее волнующей проблеме.

Еще в конце тридцатых годов была доказана теорема, согласно которой давление газа в недрах звезды, лишенной источников энергии (например, внутри нейтронной звезды), не может уравновесить гравитационное притяжение наружных слоев звезды, если масса последней превышает некоторый предел. Этот предел не так уж велик и только немногим превышает 2,5 солнечной массы.

Но ведь масса первоначально образовавшейся из облака межзвездного газа протозвезды может значительно превосходить этот предел. Что же будет тогда? До последнего времени неявно принималось, что звезда в стадии красного гиганта “сбрасывает” излишек массы тем или иным способом (см. гл. 4). Но ведь это совершенно необязательно! Звезда не живое существо, и поэтому она не может точно “помнить”, сколько же именно ей надо сбросить с себя вещества, чтобы не попасть в “неприятное положение”...

А положение такой звезды, выражаясь образно, мы вполне можем назвать незавидным. Так как перепад газового давления уже не может противодействовать силе притяжения, наступит катастрофа: звезда начнет с огромной скоростью сжиматься, одновременно уплотняясь. Она будет как бы раздавлена собственным весом. За каких-нибудь несколько секунд звезда может превратиться в сверхплотную “точку”. Это явление, которое уже давно занимает умы теоретиков, получило на-звание “гравитационный коллапс”.

Но сожмется ли “коллапсирующая” звезда до точечных размеров? То, что будет написано ниже, неподготовленному читателю может показаться фантастикой. И тем не менее это актуальнейшая, строго научная задача современной физики и астрофизики. Итак, звезда будет быстро сжиматься, причем ее масса будет оставаться неизменной. Очевидно, что при этом так называемая “параболическая”, или, как многие говорят в последние годы, “вторая космическая”, скорость будет непрерывно расти по закону

где r — радиус звезды. Для поверхности Солнца параболическая скорость примерно 700 км/с. Если бы наше Солнце сжалось до таких размеров, что его радиус стал равным 3 км (при этом его средняя плотность была бы около 1016 г/см3, что в 10 раз превышает плотность атомного ядра), то параболическая скорость стала бы равной скорости света с. Вот тут-то и начинаются чудеса! Вступают в действие законы общей теории относительности, причем в сильнейшей степени. Прежде всего, в очень сильном гравитационном поле, как известно, течение времени замедляется. Поэтому те несколько секунд, которые требуются для катастрофического спада звезды в точку, отсчитал бы воображаемый наблюдатель, находящийся на сжимающейся звезде. Между тем при подходе к упомянутому выше критическому радиусу, для которого

(этот радиус, пропорциональный массе тела, называется “шварцшильдовским”), время по часам “земного наблюдателя” будет протекать все медленнее и медленнее и, наконец, остановится, когда звезда сожмется до этого критического радиуса.

Поясним это важное обстоятельство следующим примером. Вообразим себе астронавта, который летит в глубинах Галактики на звездолете. Улетая в космос, он обязался каждую секунду посылать на Землю радиосигнал, который принимают его оставшиеся друзья. Теперь представим себе, что он подлетает к затерявшейся в просторах Галактики “спавшейся” звезде, радиус которой равен критическому шварцшильдовскому радиусу. Он уже совсем близок к этому телу, и земные наблюдатели с удивлением и страхом замечают, что радиосигналы следуют один за другим не через секунду, а реже. Вот уже между ними проходят минуты, затем часы, годы, века. Наконец, сигналы перестают поступать совсем... А между тем астронавт по свои м часа м аккуратно, каждую секунду посылал сигналы!

Из этого примера, в частности, следует, что посторонний (например, земной) наблюдатель никогда не увидит, что сжимающееся тело достигло своего шварцшильдовского радиуса. Из такого тела вообще не могут выходить ни излучение, ни какие-либо частицы. Оно взаимодействует с окружающим миром только через гравитационное притяжение. Очень образно академик Я. Б. Зельдович называл такую “сколлапсировавшуюся” звезду “гравитационной могилой”. В последние годы такие объекты получили не менее образное название — “черные дыры”.

Живая наука дает, как мы видим, сюжеты для фантастических романов, с которыми не может сравняться самая пылкая фантазия романиста. Например, пресловутая “железная звезда” из “Туманности Андромеды” И. А. Ефремова выглядит весьма наивно рядом с вполне реальной звездой, оказавшейся в “гравитационной могиле”.

Интересную аналогию можно провести между переходом от жизни к смерти для каждого индивидуума и прохождением какого-либо объекта через шварцшильдовский радиус внутрь некоторой черной дыры. Подобно тому, как с точки зрения внешнег о наблюдателя последнее событие никогд а не произойдет, с точки зрения индивидуума, вернее сказать, его “я”, собственная смерть непредставима и в этом смысле тоже никогд а не произойдет . Следует отметить, что в этой аналогии понятия “внутренний” и “внешний” как бы меняются местами. Если в “астрономическом” случае мир с его пространственно-временными соотношениями определяется вн е окружающих черные дыры шварцшильдовских сфер, то в “психобиологическом” реальное сознание индивидуума находится внутр и него, будучи неразрывно связанным с его “я”. Автор был бы рад, если бы философы-профессионалы развили эту аналогию с позиций диалектико-материалистического учения о единстве противоположностей. Может быть, это прояснило бы некоторые до сих пор нерешенные проблемы взаимоотношения индивидуума и окружающего мира, частью которого он является. А пока как не вспомнить стихи Сельвинского, написанные лет тридцать назад, в которых развивается близкая идея:

“... Подумайте: как это хорошо...
Нам только жить! Нигде и никогда
мы не увидим собственного трупа.
Мы умираем только для других,
но для себя мы умереть не можем —...”

Пока еще детальная теория гравитационного коллапса звезды не создана. Эта теория должна учитывать и такие важные факторы, как, например, вращение звезды и, наличие на ней магнитного поля. Это очень трудная задача, но уже сейчас, например, ясно, что вращение звезды вокруг своей оси при некоторых условиях может предупредить коллапс сжимающейся звезды. По причине сохранения вращательного момента экваториальная скорость будет быстро расти, а это может привести к сплющиванию сжимающейся звезды и разрыву ее (из-за действия центробежной силы) на отдельные куски до того, как она достигнет шварцшильдовского радиуса. Поэтому достигнуть критических размеров сжимающаяся звезда может только в том случае, если ее первоначальная вращательная скорость была малой.

В принципе гравитационный коллапс может произойти не только со звездой достаточно большой массы, но и с галактическими ядрами. Об этом речь будет идти в следующей главе.

Таким образом, финальная стадия эволюции звезд, которая наступает после “выгорания” в их центральных областях ядерного горючего, существенным образом зависит от их массы. Однако при этом необходимо учитывать неизбежную потерю массы в процессе эволюции, а также вращение звезд.

Если масса звезды меньше некоторого предельного значения (которое немного больше массы Солнца), конечным этапом эволюции будет образование белых карликов, превращающихся после остывания в “черные карлики”. В действительности, однако, в белые карлики могут превратиться и звезды со значительной массой. Хорошим примером сказанному является знаменитый спутник Сириуса — исторически первый открытый белый карлик. Так как сам Сириус представляет собой довольно массивную звезду спектрального класса А, то его спутник, который успел сильно проэволюционировать, превратившись в белый карлик, должен был вначале обладать еще большей массой, по крайней мере в три раза превышающей массу Солнца. Ибо время пребывания на главной последовательности тем короче, чем больше масса звезды (см. табл. 2). Так как масса белого карлика — спутника Сириуса -равна 0,9 солнечной, это может означать только одно: прежде чем превратиться в белый карлик, спутник Сириуса потерял по крайней мере 70% своей массы.

Если первоначальная масса звезды находилась в пределах 1,2 — 2,5 солнечной массы, “чистая” теория утверждает, что конечным результатом эволюции должно быть образование нейтронной звезды. И здесь, однако, как, впрочем, и всегда, реальная действительность оказалась богаче “чистой” теории. Один из двух пульсаров, отождествляемых с остатками вспышек сверхновых, несомненно образовался после вспышки сверхновой II типа. Это видно по туманности, с которой он отождествляется. Но звезды, вспыхивающие как сверхновые II типа, имеют массу, значительно превышающую 2,5 солнечной! Как же быть? Похоже на то, что здесь решающую роль играет быстрое вращение вспыхнувшей звезды. По этой причине при катастрофическом сжатии только самые внутренние области звезды, линейная скорость вращения которых незначительна, превратились в нейтронную звезду, между тем как основная масса в конце концов была выброшена в межзвездное пространство.

Ну, а как быть с финальной стадией эволюции массивных звезд? Могут ли они действительно превратиться в черные дыры? Так ли уж обязательно образование нейтронных звезд после взрывов? Ведь при гравитационном коллапсе выделяется огромная энергия, которая вполне может быть израсходована на выбрасывание вещества с большой скоростью и на его нагрев? Другими словами, могут ли в результате вспышки сверхновых в некоторых случаях образовываться черные дыры? Общее количество пульсаров в нашей Галактике таково, что позволяет сделать вывод, что почти все вспышки сверхновых приводят к образованию нейтронных звезд. Тогда возникает вопрос: а как все-таки быть с черными дырами? Где их искать?

Белые карлики были обнаружены астрономами свыше полувека назад. Нейтронные звезды (пульсары) были обнаружены около 20 лет назад. На очереди — последняя и, может быть, важнейшая проблема заключительной стадии звездной эволюции — обнаружение черных дыр. Похоже на то, что черные дыры (по крайней мере одна) уже обнаружены (см. дальше, гл. 8).

Мы теперь перейдем к совершенно другому вопросу: может ли наше Солнце вспыхнуть как сверхновая звезда? Разумеется, для проблемы дальнейшего развития жизни на Земле этот вопрос имеет очень серьезное значение: ведь такая вспышка испарит все планеты земной группы. Как же отвечает на этот вопрос современная астрофизика? Прежде всего, Солнце не может вспыхнуть как сверхновая II типа: для этого у нее слишком мала масса. Речь может идти только о вспышке Солнца как сверхновой I типа. Однако и эта участь не грозит Солнцу. Надежные расчеты показывают, что для такого взрыва масса Солнца недостаточна.

Вспышки сверхновых — довольно редкое явление. Но Галактика существует так долго, что за время ее эволюции подобных вспышек было достаточно много. Возникает интересный вопрос: были ли в течение геологической истории Земли такие эпохи, когда сверхновая вспыхивала сравнительно близко, например на расстоянии ближайших к нам звезд? Другими словами, какова вероятность того, что одна из ближайших к Солнцу звезд вспыхнет как сверхновая? Чтобы ответить на этот вопрос, мы сейчас проделаем несложный расчет.

Примем, что одна сверхновая II типа вспыхивает где-нибудь в Галактике один раз в 100 лет. Как уже говорилось, сверхновые этого типа вспыхивают в довольно тонком слое около галактической плоскости. Толщина такого слоя не превышает сотни парсек. С другой стороны, галактическая орбита Солнца целиком находится (и в прошлом находилась) в пределах этого слоя. Введем в рассмотрение сферическую область радиуса R, окружающую Солнце. Отношение объема этой области к объему всего галактического пространства, где вспыхивают сверхновые II типа, составит

где r - радиус галактического диска, в пределах которого происходят вспышки, d - его толщина. Это отношение объемов представляет собой вероятность того, что при случайной вспышке одной сверхновой Солнце окажется от нее на расстоянии, меньшем R, причем R должно быть меньше d.

Если одна вспышка сверхновой происходит в среднем за Т лет, то следует ожидать “близкую” вспышку один раз в течение промежутка времени

Полагая г = 10 тыс. пк, d = 100 пк, R = 10 пк и Т= 100 лет, найдем, что t1 = 750 млн лет. Время t1 может быть и в несколько раз меньше, если учесть, что значительная часть галактической орбиты Солнца находится в пределах спиральных ветвей, где преимущественно вспыхивают сверхновые II типа. Проделанный только что расчет показывает, что за всю историю Земли, насчитывающую около 5 млрд лет, Солнце несколько раз находилось ближе, чем на расстоянии 10 пк, от вспыхнувшей сверхновой. Что же при этом произойдет? Если бы в такие эпохи на Земле жили разумные существа, они прежде всего увидели бы на небе необыкновенно яркую звезду. Поток излучения от нее был бы в миллионы раз больше, чем от Сириуса — самой яркой из звезд. Все же он был бы в 10 тыс. раз меньше, чем поток излучения от Солнца. Тем не менее освещенность, созданная такой звездой ночью, была бы в сотню раз больше, чем от полной Луны, и эта звезда ярко освещала бы ночной ландшафт нашей планеты.

Следует, однако, заметить, что поток излучения от вспыхнувшей звезды в ультрафиолетовой области спектра в десятки раз превосходил бы солнечный. Это вызвало бы значительную ионизацию верхних слоев земной атмосферы, однако не привело бы к катастрофическим последствиям. Дело в том, что вся ультрафиолетовая радиация сверхновой была бы полностью поглощена земной атмосферой и до поверхности Земли не дошла бы. Такая необыкновенной яркости звезда горела бы на небе несколько месяцев, постепенно угасая. Вокруг звезды образовалась бы туманность, которая, расширяясь, со скоростью несколько тысяч километров в 1 с, захватила бы через несколько сот лет значительную часть неба. Ночное небо светилось бы в линиях спектра, характерных для таких туманностей. Впрочем, это свечение было бы довольно слабым, едва видимым невооруженным глазом. Через тысячелетия скорость расширения туманности значительно замедлилась бы из-за постепенного торможения ее межзвездной средой. Солнечной системы расширяющаяся туманность достигла бы примерно через 10 тыс. лет. После этого в течение нескольких десятков тысяч лет Солнце и окружающие его планеты находились бы внутри туманности — остатка вспышки сверхновой. Одна из таких туманностей в созвездии Близнецов показана на рис. 21.

Какие можно ожидать эффекты при “погружении” Солнечной системы на столь длительное время в “радиотуманность” — остаток вспышки сверхновой? Прежде всего, плотность первичных космических лучей в окрестностях Земли увеличится во много десятков раз, так как “радиотуманности” “начинены” сверхэнергичными частицами. Космические лучи в пределах радиотуманности распределены довольно неравномерно и в отдельные периоды, длящиеся столетия, плотность космических лучей в сотни раз будет превосходить современную.

К каким же последствиям может привести существенное увеличение плотности первичных космических лучей, длящееся десятки тысяч лет? Безусловно, такое изменение окружающих земной шар условий должно иметь серьезные биологические (точнее, генетические) последствия для ряда видов животных и растений, населяющих нашу планету. Как известно, эволюция видов регулируется естественным отбором под влиянием различных физических условий окружающей среды. Однако до сих пор при анализе такой эволюции совершенно не учитывались возможные изменения со временем уровня жесткой радиации. Между тем естественный уровень радиоактивности в приземном слое воздуха и в воде является одной из причин так называемых “спонтанных мутаций” — внезапных, скачкообразных изменений различных биологических характеристик данного вида, передающихся затем по наследству. Увеличение частоты таких мутаций хотя бы в два раза может повлечь за собой для некоторых видов животных и растений серьезные генетические последствия. Из радиационной биологии известно, что частота мутаций растет при облучении животных и растений жесткой радиацией. Однако различные виды по-разному реагируют на такое облучение. Так, например, для видов с коротким временем цикла размножения в ряде случаев для возрастания частоты мутации вдвое требуется увеличение дозы облучения в сотни и даже тысячи раз. Однако для долгоживущих форм удвоение частоты мутаций требует увеличения дозы лишь в 3— 10 раз.

Согласно существующим данным, средняя для Земли радиоактивность воздуха в приземном слое составляет 0,12 Р (рентген) в год. На две трети эта радиоактивность обусловлена “земными” факторами, прежде всего радиоактивностью земной коры. Однако 0,04 Р в год дают космические лучи.

Отсюда следует, что если, например, интенсивность космических лучей повысится раз в 30, то средний уровень ионизации в приземном слое увеличится приблизительно в 10 раз. А это уже может иметь серьезные генетические последствия для различных долгоживущих видов. Особенно уязвимы высокоорганизованные, сильно специализировавшиеся виды животных со сравнительно незначительным количеством особей. Для таких видов длительное, продолжающееся десятки тысяч лет повышение уровня ионизации в окружающей среде в десятки раз может повлечь за собой катастрофические последствия.

В 1957 г. автор совместно с В. И. Красовским высказал гипотезу, объясняющую хорошо известное вымирание рептилий в конце мелового периода стойким увеличением уровня космических лучей в десятки, а может быть, и сотни раз. Это могло произойти, если “рядом”, на расстоянии 5—10 пк от Солнца, какая-либо из звезд вспыхнула как сверхновая.

Позже мы рассмотрим другие гипотезы о причинах массового вымирания рептилий за Земле (см. конец гл. 14).

Не для всех видов живых существ длительное увеличение уровня жесткой радиации должно быть губительным. Вполне могло случиться, что такое облучение для ряда видов оказалось бы фактором, благоприятствующим эволюции. Высокий уровень радиоактивности, обусловленный попаданием Солнечной системы в радиотуманность — остаток достаточно близко вспыхнувшей сверхновой, мог быть мощным фактором, стимулирующим само возникновение жизни из неживой материи. Хотя изучение вопроса о происхождении жизни на Земле в последние годы значительно продвинулось, окончательного решения этой важнейшей и вместе с тем труднейшей проблемы пока еще нет. В такой обстановке привлечение новых идей и представлений может принести только пользу.

Представляется возможным, что вызванный космическими обстоятельствами высокий уровень радиоактивности, имевший место в эпоху, отделенную от нас несколькими миллиардами лет, мог стимулировать образование из простых органических соединений сложных комплексов, из которых могла развиться жизнь на Земле.

Таким образом, вспышки сверхновых звезд не только играют огромную роль для возникновения и эволюции жизни во Вселенной (образование тяжелых элементов, уровень жесткой радиации, обусловливающий мутации), но и могут быть первопричиной образования живой субстанции из мертвой. Приходится только удивляться, от какого сложнейшего сплетения различных независимых обстоятельств может зависеть возникновение и развитие жизни во Вселенной.

В связи с затронутым вопросом остановимся еще на одном любопытном обстоятельстве. Уже свыше 30 лет в наблюдаемой картине распределения по небу яркости космического радиоизлучения имеется одна пока необъяснимая деталь. Яркость неба в радиолучах имеет явно выраженную тенденцию концентрироваться к центральной линии Млечного Пути и к галактическому ядру (в созвездии Стрельца). Однако это правило нарушает огромный, яркий (в радиолучах, разумеется) “язык”, тянущийся по небу почти перпендикулярно к Млечному Пути. Он начинается в области Млечного Пути, удаленной от галактического центра прибли-зительно на 30°, и простирается почти до северного галактического полюса. На рис. 28 схематически приведена карта неба, на которой нанесены кривые, соединяющие точки небосвода, где “радиояркость” одинакова. Такие кривые (называемые “изофотами”) дают наглядное представление о распределении яркости радиоизлучения по небу. 75 На рисунке отчетливо видна концентрация яркости к полосе Млечного Пути. В то же время видно, что левее галактического центра изофоты радиоизлучения круто поднимаются вверх. Это и есть описанный “язык”.

Среди гипотез, которыми в разное время пытались объяснить природу этой аномалии в распределении яркости радиоизлучения, особого внимания заслуживает гипотеза видного английского радиоастронома Брауна. Согласно этой гипотезе, “язык” — это радиоизлучающая оболочка сверхновой, вспыхнувшей очень близко от нас несколько десятков тысяч лет назад. Так как эта оболочка удалена на расстояние всего лишь 30 — 40 пк, то при ее линейных размерах 30—40 пк она должна занимать огромную часть небосклона. Сказанное поясняет схема, приведенная на рис. 29. Эта гипотеза сталкивается с трудностью: никаких следов оптически наблюдаемой туманности, которой должна быть расширяющаяся оболочка сверхновой, в этой части неба нет. Кроме того, недавно в южной части неба как будто бы была обнаружена деталь радиоизлучения Галактики, весьма напоминающая “язык”. Присутствие в близких окрестностях Солнца нескольких остатков вспышек сверхновых, вспыхнувших за последние несколько десятков тысяч лет, представляется весьма маловероятным. Если, несмотря на все указанные выше трудности, дальнейшие исследования подтвердят гипотезу Брауна, то через несколько тысяч лет плотность космических лучей в пределах Солнечной системы увеличится раз в 10. Может быть, даже и нынешняя плотность космических лучей у Земли является аномально высокой, нетипичной для “средних” периодов эволюции жизни на Земле...

Можно надеяться, что в ближайшем будущем эта увлекательная загадка космической физики будет решена методами рентгеновской, радио- и оптической астрономии *).

< > Частота вспышек сверхновых по соседству с данной звездой может заметно увеличиться, если звезда проходит через спиральный рукав Галактики. Спиральные рукава представляют собой области повышенной концентрации звезд и межзвездной среды. Они вращаются вокруг центра Галактики с постоянной угловой скоростью, не зависящей от расстояния до него. В то же время угловая скорость орбитального движения звезд в Галактике меняется jc расстоянием R от центра приблизительно обратно пропорционально R. В Галактике имеется коротационная окружность, на которой обе скорости равны. Интересно, что Солнце находится как раз на этой окружности. По-видимому, за время существования Галактики оно не более чем один раз прошло через спиральный рукав. Солнце, так же как и другие звезды, находящиеся вблизи коротационной окружности и расположенные вне спиральных рукавов, относительно более свободно от катастрофического воздействия вспышек сверхновых. Л. С. Марочник и Л. М. Мухин выдвинули гипотезу, что коротационная окружность может быть своего рода “поясом жизни” в нашей и других галактиках, в котором наиболее вероятно встретить обитаемые, планеты, похожие на нашу Землю < >.

*) Недавно было показано, что в области “языка” наблюдается мягкое рентгеновское излучение повышенной интенсивности. Так как такое излучение характерно для старых оболочек сверхновых звезд, то гипотеза Брауна тем самым получила серьезное обоснование.


К главе 6
Советуется там http://detsadburatino.ru/ - бесплатно в онлайн режиме слот книга ра.
Хостинг от uCoz