Общий обзор звездного мира

Прежде чем перейти к описанию отдельных созвездий и их достопримечательностей, кратко охарактеризуем основные типы населения звездного мира. Этот общий взгляд на картину, детали которой предстоит изучить, позволит нам в дальнейшем избавиться от лишних повторений.

С какими же типами объектов нам придется встретиться при наблюдениях?

Прежде всего - звезды. Изучение их спектра показывает, что природа этих небесных тел сходна с природой Солнца. Звезды отличаются друг от друга по размеру, плотности, цвету, температуре. Химический состав звезд примерно одинаков, хотя процентное содержание тех или иных веществ в разных звездах может быть различным. В звездах преобладают водород и гелий. Процентное содержание других химических элементов в звездах невелико.

Спектры звезд отличаются большим разнообразием, причиной которого, однако, служит не различие в химическом составе звезд, а главным образом существенная разница в их температуре.

Наблюдая звезды, можно заметить, что они имеют разные оттенки цвета: одни белы или голубоваты, другие желтоваты и даже красноваты. Разница в цветах звезд связана с их температурой. Наиболее горячими являются белые и голубые^* звезды. Температура их поверхности заключена в пределах от 10 000 до 30 000 К. В виде исключения встречаются даже еще более горячие звезды, с температурой поверхности порядка 100 000 К. Желтые звезды, к числу которых относится и наше Солнце, холоднее - температура их поверхности близка к 6000 К. Самыми холодными являются красные звезды - у некоторых из них температура поверхности не превосходит 2000 К. В глубоких же недрах звезд температуры измеряются многими миллионами Кельвинов.

^* (Строго говоря, голубых звезд в природе нет, а есть голубовато-белые. Интенсивная голубая окраска некоторых звезд вызвана субъективными особенностями нашего зрения.)

Одна из важнейших физических характеристик звезд - это их светимость. Светимостью называется число, которое характеризует силу света звезды по отношению к Солнцу. Например, если светимость звезды равна 1000, это значит, что данная звезда излучает в тысячу раз больше света, чем Солнце. Светимость звезд зависит как от размеров поверхности звезды (при одинаковых температурах звезды больших размеров излучают света больше), так и от ее температуры (при одинаковых размерах звезды с более высокими температурами интенсивнее излучают свет). Светимости звезд весьма различны. Есть звезды, излучающие в сотни тысяч раз больше света, чем Солнце. Но, с другой стороны, открыты звезды, светимость которых в сотни тысяч раз меньше светимости Солнца. Звезды большой светимости называются звездами-гигантами, а звезды малой светимости - звездами-карликами.

По размерам звезды очень сильно отличаются друг от друга. Есть гигантские звезды, поперечники которых в сотни раз больше поперечника Солнца, и, с другой стороны, в мире звезд встречаются звезды-карлики, по размерам схожие с Землей.

Заметим, что при этом массы всех звезд сходны между собой и редко можно встретить звезду, которая была бы в несколько десятков раз "тяжелее" или "легче" Солнца. Но отсюда сразу следует, что средние плотности звезд должны отличаться большим многообразием.

И действительно, вещество звезд-гигантов необычайно разрежено: по своей плотности оно в тысячи раз меньше плотности комнатного воздуха. Зато среди звезд-карликов встречаются так называемые белые карлики (очень горячие маленькие звезды), средняя плотность которых в десятки тысяч раз больше плотности воды.

Современная астрофизика объяснила причины столь высокой плотности звездного вещества. В недрах белых карликов господствуют чудовищные по величине температуры и давления. Благодаря этому атомы веществ полностью ионизованы, то есть их ядра лишены обычных атомных электронов. Покинувшие "свои" ядра электроны вместе с оголенными ядрами атомов образуют сверхплотную смесь - вырожденный газ. В вырожденном газе ядра атомов, несущие в себе основную массу вещества, находятся друг к другу гораздо ближе, чем в обычных земных условиях.

Изучение физической природы звезд имеет большое значение для современной физики. Звезды недаром называют "небесными лабораториями". Наблюдая звезды, мы изучаем вещество в таких состояниях, которые подчас бывают недостижимы в земных лабораториях.

Сравнение физической природы Солнца и звезд доказывает, что Солнце по всем своим характеристикам (спектру, цвету, светимости, размерам и т. д.) является обычной, рядовой звездой.

Как уже говорилось, различия в спектрах звезд вызваны главным образом не особенностями химического состава этих объектов, а различиями в температуре звездных атмосфер. В настоящее время в астрофизике принята единая классификация звездных спектров. По характеру спектров звезды распределены на классы, каждый из которых обозначен определенной буквой латинского алфавита. Вот эти спектральные классы звезд:

От основной группы отходят две ветви - классы R, N и S. К этим классам отнесено сравнительно небольшое число холодных звезд, в спектрах которых наблюдаются полосы молекул углерода и циана и окиси углерода (классы R и N). В спектрах звезд класса S заметны полосы окисей титана и циркония. Спектры некоторых звезд приведены на рис. 2.

Рис.2. Типы звездных спектров

Характерные особенности основных спектральных классов приведены в таблице.

Таблица. Класификация звездных спекров

Для более точной классификации звездных спектров по интенсивности их линий и полос поглощения введены промежуточные спектральные классы, например 05, В7, А2 и т. п. Если при этом звезда принадлежит к звездам-карликам, перед ее спектральным классом добавляют букву "d", если к гигантам - букву "g", если к сверхгигантам - букву "с" (например, dM5, gA2 и т. д.).

Спектры некоторых горячих звезд содержат яркие, как их называют, "эмиссионные", линии и полосы. В этом случае позади обозначения спектрального класса добавляют букву "е". В тех случаях, когда спектр звезды необычен, справа добавляется буква "р" (например, 05е или F3p). Знакомство со всей этой условной символикой совершенно необходимо при использовании таблиц физических характеристик отдельных звезд.

Для того чтобы характеризовать видимую яркость, или, как правильнее говорить, блеск звезд, введены условные единицы, называемые звездными величинами.

Еще в древности наиболее яркие звезды были названы звездами первой величины, а самые слабые, еле доступные невооруженному глазу-звездами шестой величины (обозначаются 1^m, 2^m и т. п.). Последующие уточнения и расширения этой шкалы звездных величин заставили ввести промежуточные дробные, а для особенно ярких объектов - нулевые и отрицательные звездные величины (0^m, - 1^m и т. д.).

Пусть I₁ и I₂ - блеск двух звезд, то есть освещенности, создаваемые этими звездами на приемнике энергии (глаз, фотопластинка и т. п.), a m₁ и m₂ - соответственно их звездные величины. Как показали детальные исследования, эти величины связаны простым соотношением, называемым формулой Погсона:

Как следует из этой формулы, звезды, отличающиеся по видимому блеску на одну звездную величину, создают на Земле освещенности, различающиеся примерно в 2,5 раза.

Для работы с вычислительными машинами эту формулу удобнее представить в логарифмическом виде:

Чтобы охарактеризовать светимость звезды, астрономы вводят понятие абсолютной звездной величины (обозначается буквой М). Под этим термином понимается блеск данной звезды с расстояния 10 пк^*. Например, для Солнца М = 4,8^m. Это значит, что с расстояния в 10 пк Солнце казалось бы звездочкой почти 5-й зв. величины. А вот, например, у Ригеля, самой яркой звезды созвездия Ориона, М =-6,2^m. Можно отсюда подсчитать (по формуле Погсона), что Ригель излучает света почти в 23 000 раз больше, чем Солнце.

^* ("Пк" - парсек, единица расстояния, равная 3,08 *1013 км = 3,26 светового года.)

Физические особенности звезд станут особенно наглядными, если мы воспользуемся так называемой диаграммой спектр - светимость. По ее горизонтальной оси (рис. 3, 4) отложены спектральные классы, по вертикальной - абсолютные звездные величины, характеризующие светимость звезды. Каждая звезда, в том числе и Солнце, может быть помещена только в одну определенную точку диаграммы. Изучение нескольких тысяч звезд показало, что на диаграмме спектр - светимость звезды располагаются в виде цепочек, групп, или, как их называют, "последовательностей". Каждой из последовательностей присвоено определенное обозначение, указанное в подписи под диаграммой. Солнце, например, лежит на главной последовательности (V), а почти горизонтальная прямая в верхней части диаграммы (в области больших светимостей) отмечает ветвь звезд-сверхгигантов (Iа-0). Принадлежность звезды к той или иной последовательности вместе с ее светимостью и спектром полностью характеризует физические свойства звезды^*.

^* (Подробнее см. в кн.: Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии. - М.: Наука, 1971, с. 114 (в дальнейшем при ссылках на эту книгу мы будем давать только фамилию автора и указывать страницы) и Астрономический календарь: Постоянная часть. - М.: Наука, 1981, с. 198.)

Рис.3. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. Последовательности :Iа - ярчайших сверхгигантов, Iаb - ярких свергигантов, Iab - средних свергигантов, Ib - слабых свергигантов, II - ярких гигантов, III - слабых гигантов, IV - субгигантов, V - главная последовательность, VI - субкарликов, VII - белых карликов

Рис.4. Расположение некоторых звезд на диаграмме спектр - светимость

В древности звезды считались неподвижными, а фигуры созвездий - неизменными. Однако в начале XVIII в. было обнаружено, что некоторые звезды со времен Гиппарха (II в. до н. э.) явно сместились по отношению к другим звездам.

В настоящее время движение звезд в пространстве является строго доказанным фактом. Это движение можно обнаружить двумя способами: во-первых, по видимому смещению одних звезд по отношению к другим и, во-вторых, по спектру звезды.

Так как звезды чрезвычайно далеки от Земли, видимые смещения звезд на небесной сфере ничтожно малы и измеряются в лучшем случае секундами дуги за год. Поэтому, хотя взаимное расположение звезд на небе медленно изменяется, искажения знакомых фигур созвездий станут заметными только через десятки тысяч лет. Перемещение звезд на небесной сфере обнаруживается при сравнении фотографий звездного неба, сделанных с интервалом в несколько лет. По измерениям таких фотоснимков можно вычислить, зная расстояние до звезды, ее тангенциальную скорость, то есть скорость в направлении, перпендикулярном к лучу зрения.

Спектральный анализ позволяет найти скорость звезды вдоль луча зрения. По принципу Доплера - Физо линии в спектре приближающейся звезды смещаются к фиолетовому концу, а в спектре удаляющейся - к красному. По величине этого смещения легко вычислить лучевую скорость звезды (то есть ее скорость вдоль луча зрения).

Зная тангенциальную V_t и лучевую V_r скорости звезды, можно вычислить полную скорость V звезды при ее движении в пространстве. Очевидно, что

Полные скорости звезд измеряются, как правило, десятками километров в секунду. Наше Солнце и в этом отношении не является исключением. Вместе с планетами и другими членами Солнечной системы оно движется относительно близких звезд со скоростью около 20 км/с, пролетая в пространстве за сутки свыше миллиона километров. Путь Земли в межзвездном пространстве, таким образом, изображается сложной кривой.

В той стороне неба, куда "летит" Солнечная система, звезды медленно как бы раздвигаются перед нами. Подобное явление можно наблюдать, приближаясь к лесу, деревья которого издали кажутся образующими сплошную стену.

Хотя скорости звезд весьма велики, о взаимном катастрофическом столкновении звезд говорить не приходится - слишком далеки взаимные расстояния звезд по сравнению с их поперечниками. Для этих расстояний километр - слишком малая единица длины. Вместо нее в звездной астрономии употребляют: световой год, равный расстоянию, которое луч света проходит за год (9,46*10¹² км), парсек (пк), в 3,26 раза больший светового года, и килопарсек (кпк), равный тысяче парсеков. Если звезды уменьшить до размеров булавочных головок, то в таком масштабе одну звезду от другой надо удалить на десятки километров. В этом же масштабе смещение звезд за год будет измеряться всего десятками сантиметров.

Астрономы установили, что, кроме поступательного движения в пространстве, звезды также вращаются вокруг своих осей.

Многие звезды при наблюдении в телескоп распадаются на две, сливающиеся для невооруженного глаза в одну звезду. Такие звезды называются двойными звездами. Некоторые из них видны с Земли почти точно по одному направлению, но при этом находятся от нас на весьма различных расстояниях и физически не связаны друг с другом. Их называют оптическими двойными звездами.

Однако многие из двойных звезд и на самом деле расположены в пространстве по соседству друг с другом. Будучи связанными взаимным тяготением, они обращаются вокруг своего общего центра тяжести (или, точнее, центра масс). Такие физически взаимосвязанные звездные пары называются физическими двойными звездами.

При наблюдениях в телескоп разноцветные двойные звезды иногда удивительно красивы. Надо, однако, иметь в виду, что яркие цвета двойных звезд вызваны в основном не реальным различием в цветовом составе их излучения, а сложными субъективными ошибками, связанными с физиологическими особенностями зрения наблюдателя. (Список разноцветных двойных звезд приведен в Приложении III.)

Чем ближе звезды друг к другу при одних и тех же массах, тем короче периоды их обращения вокруг общего центра масс. В некоторых случаях эти периоды измеряются часами, в других - столетиями.

Если двойная звезда обладает планетной системой, с поверхности таких планет можно сразу наблюдать на небе поразительное зрелище - два солнца! Есть ли, однако, планеты вокруг звезд?

В настоящее время на этот вопрос можно дать утвердительный ответ. Некоторые звезды движутся в пространстве по сложным волнообразным кривым. Эти звезды притягивают к себе их невидимые спутники, заставляя звезду обращаться вокруг общего с ними центра масс. Среди невидимых спутников звезд найдены тела, массы которых сравнимы с массой планет-гигантов Солнечной системы. Можно думать, что в этих случаях вокруг ряда звезд обнаружены планетные системы.

Некоторые двойные звезды состоят из таких близких друг к другу звезд, что различить их в отдельности не удается даже с помощью телескопа. В этом случае приходит на помощь спектральный анализ.

Если звезда двойная, составляющие ее звезды, обращаясь вокруг общего центра масс, то приближаются к нам (по лучу зрения), то удаляются от нас. При этом, по принципу Доплера - Физо, в их спектрах, накладывающихся друг на друга, периодически раздваиваются спектральные линии, так как при приближении к нам одной звезды другая от нас удаляется. Разумеется, у одиночной звезды подобное явление не наблюдается. Звезды, двойственность которых обнаруживается спектральным путем, называются спектрально-двойными звездами.

Кроме двойных звезд, есть тройные и вообще кратные звезды. И в таких системах движение звезд совершается вокруг общего центра масс.

Если в системе двойной звезды плоскости орбит близки к лучу зрения, то могут наступать моменты, когда при движении вокруг общего центра масс одна звезда закроет собой другую. Для земного наблюдателя это "звездное затмение" выразится в общем уменьшении блеска двойной звезды. Очевидно, такие изменения блеска будут периодически повторяться, что можно изобразить на графике (см. рис. 41). Звезды подобного типа называются затменно-двойными или затменными переменными звездами.

Известны переменные звезды и других типов.

В затменных переменных звездах изменение блеска вызвано оптическими причинами (затмениями). У других переменных звезд их светимость, а следовательно, и блеск, не остаются неизменными по причинам физического характера. Следует сказать, что переменность блеска звезд не следует путать с их мерцанием, которое вызвано чисто земными причинами (движением воздушных масс).

К числу физических переменных звезд относятся прежде всего так называемые цефеиды. Звезды этого типа периодически то раздуваются - при этом их температура понижается, - то сжимаются, несколько при этом разогреваясь. В связи с этим изменяется и их видимый блеск.

Периоды изменения блеска цефеид тесно связаны с их светимостью. Найдя по периоду светимость цефеиды и зная ее видимый блеск, легко вычислить расстояние до этой переменной звезды и, главное, до объекта, в котором цефеида находится. Подобный способ определения расстояния до звезд весьма распространен. Цефеиды иногда называют "маяками Вселенной", так как с их помощью можно выяснить распределение звезд в пространстве.

Есть звезды, подобно цефеидам периодически изменяющие свой блеск, но только в гораздо более медленном темпе. Такие звезды называют долгопериодическими переменными, так как периоды изменения их блеска подчас измеряются сотнями суток.

У некоторых переменных звезд пульсации совершаются довольно хаотично, без явных признаков периодичности. Их называют неправильными и полуправильными переменными звездами.

В настоящее время известно более 30 000 переменных звезд. Их изучение раскрывает перед нами многие стороны физической природы звезд.

Есть звезды, которые очень быстро и резко увеличивают свой блеск - дня за два в десятки и сотни тысяч раз. Затем блеск такой звезды начинает уменьшаться, сначала довольно быстро, а затем очень медленно. Спустя несколько лет звезда становится опять такой же, какой она была до вспышки или даже слабее. Подобные звезды получили название новых звезд. Раньше думали, что это действительно вновь появившиеся, то есть "зародившиеся" звезды. На самом деле все "новые" звезды существовали и до своей вспышки. Более того, подобные вспышки в течение жизни некоторых звезд повторяются, по-видимому, много раз. При вспышке "новой" наружные газовые слои звезды со скоростью в тысячи километров в секунду извергаются в пространство. С течением времени эти газы рассеиваются в межзвездном пространстве.

Наше Солнце принадлежит к числу устойчивых звезд, которым не угрожают взрывы, свойственные новым звездам.

После вспышек особенно ярких новых звезд (так называемых сверхновых звезд) образуются исполинские разреженные газовые облака ("туманности"), которые расширяются со скоростью до 2000 км/с и интенсивно излучают радиоволны.

Новые и сверхновые звезды в настоящее время относят к числу взрывных переменных звезд (в отличие от пульсирующих переменных - цефеид, долгопериодических, неправильных и полуправильных). По-видимому, взрывные процессы свойственны многим звездам. В частности, они происходят и на нашем Солнце, на поверхности и в атмосфере которого время от времени наблюдаются солнечные вспышки - наиболее заметное проявление солнечной активности. У некоторых звезд (например, типа звезды UV Кита) вспышки настолько мощны, что при этом общий блеск звезды заметно меняется за несколько десятков секунд. Причины этих взрывных явлений пока не ясны, но установлено, что "звездные взрывы" могут быть весьма различны по энерговыделению - от взрывов типа солнечных вспышек, при которых общий блеск звезды практически не меняется, до вспышек новых и сверхновых звезд, при которых выделяется энергия до 10³⁸ Дж. Все звезды, заметно меняющие общий блеск в момент происходящих в их атмосферах взрывов, объединяют в класс взрывных переменных звезд.

При вспышке сверхновой звезды за несколько месяцев она излучает столько же энергии, сколько Солнце за несколько миллиардов лет! По современным представлениям источником такого сверхмощного энерговыделения служит катастрофическое сжатие звезды. Расчеты показывают, что в процессе эволюции некоторых звезд в их недрах могут возникнуть (но необязательно возникают!) условия, нарушающие равновесие звезды. Видимо, основную роль при этом играют потери энергии звездой на излучение нейтрино - мельчайших элементарных частиц вещества, не несущих в себе электрического заряда. Перед вспышкой ядро сверхновой звезды имеет плотность 10⁷ г/см³ и температуру в несколько миллиардов Кельвинов. В этот момент в результате особых ядерных реакций и начинается резкая утечка нейтрино. Звезда спадает внутрь себя подобно карточному домику, причем этот процесс спада или взрыва занимает всего несколько сотых долей секунды.

Когда, сжавшись, ядро звезды достигает плотности 10¹⁴ г/см³ и температуры 200 миллиардов кельвинов в оболочке, окружающей ядро, возникает взрывная реакция выгорания кислорода и углерода. Сверхмощная ударная взрывная волна увлекает за собой часть оболочки звезды, и в этот момент мы наблюдаем с Земли вспышку сверхновой.

Возможны два варианта. Если масса ядра звезды меньше 2,5 массы Солнца, то в результате взрыва сверхновой ядра железа и других тяжелых элементов распадаются на протоны и нейтроны с последующим превращением (за счет реакции с электронами) всех протонов в нейтроны. Так возникают нейтронные звезды, существование которых было предсказано еще в 1934 г.

Если же масса ядра звезды больше 2,5 массы Солнца, то взрыв звезды приводит к образованию так называемой "черной дыры". Эти теоретические схемы подтверждаются фактами.

В августе 1967 г. неожиданно с помощью радиотелескопов были открыты странные источники радиоизлучения, названные пульсарами. Интенсивность их излучения колеблется с очень небольшим периодом, в среднем близким к 0,75 с. При этом самый большой из известных периодов равен 4,8 с, а наименьший - 0,033 с. Характерно, что в некоторых случаях колебания излучения захватывают и ультрафиолетовый и видимый глазом участки электромагнитного спектра. Расстояния до пульсаров (их ныне известно более 350) лежат в пределах от 100 до 25 000 световых лет, то есть все известные ныне пульсары находятся в пределах нашей звездной системы - Галактики.

Поразительна стабильность периодов пульсаров: на протяжении, например, полугода они сохраняются с точностью до 10^-8 с. Заметим, что амплитуда колебаний излучения пульсаров и их блеск не остаются постоянными. Они меняются, причем неправильным образом. Иногда на несколько месяцев пульсар исчезает для земных наблюдателей, чтобы затем вновь появиться в поле зрения радиотелескопов или других приемников излучения. В некоторых случаях зарегистрировано систематическое постепенное уменьшение среднего блеска пульсара, что, вероятно, связано с какими-то его эволюционными изменениями. Зато периоды пульсаров со временем увеличиваются, хотя и очень медленно.

Судя по ряду признаков, срок пребывания звезды в состоянии пульсара не превышает нескольких миллионов лет. Отсюда следует, что наблюдаемые ныне пульсары - объекты молодые. Каждое тысячелетие в Галактике образуются от одного до десяти пульсаров. "Бывших", или "застывших", пульсаров в Галактике должно быть в тысячи раз больше, чем пульсаров активных, ныне действующих.

По современным представлениям пульсары - это нейтронные звезды, поперечники которых близки к 20-40 км, а плотность невообразимо велика (порядка 10¹² г/см³). Теоретические расчеты показывают, что нейтронные звезды должны очень быстро (несколько оборотов в секунду) вращаться вокруг оси и обладать мощным собственным магнитным полем (напряженность порядка миллиарда эрстед!).

Не подумайте, что колебания невидимого излучения нейтронных звезд вызвано, как у цефеид, их пульсациями. Причина тут несколько сложнее.

Представьте себе, что магнитная ось нейтронной звезды (т. е. прямая, проходящая через ее магнитные полюсы) не совпадает с осью ее вращения, а, скажем, перпендикулярна к ней. По некоторым теоретическим соображениям, основной поток радиоизлучения звезды заключен внутри некоторой конической поверхности с центром в центре звезды и осью, совпадающей с ее магнитной осью. Иначе говоря, на экваторе нейтронной звезды есть активная область ("горячее пятно"), которая, подобно прожектору, посылает радиолуч в пространство. Если земной наблюдатель расположен в экваториальной плоскости нейтронной звезды, то при ее вращении радиолуч, подобно лучу вращающегося маяка, периодически будет "освещать" наблюдателя. В такие моменты радиоизлучение нейтронной звезды выглядит максимальным, а период колебаний ее излучения, очевидно, совпадает с периодом вращения звезды вокруг оси.

Хотя описанная "маяковая" модель пульсара ныне весьма популярна, многое в ней остается неясным. В частности, для объяснения "рентгеновских" пульсаров (т. е. тех пульсаров, у которых периодически меняется их рентгеновское излучение) приходится предполагать, что на протяжении миллионов лет нейтронная звезда работает как мощный ускоритель элементарных частиц, а это в свою очередь нуждается в объяснении. Есть и другие трудности, пока не преодоленные теоретиками. Возможно, что процессы в пульсарах гораздо сложнее, чем мы их себе сегодня представляем.

Примером этого могут служить "сбои" в строго периодических колебаниях излучения пульсаров. Такие скачкообразные изменения периода весьма невелики и составляют миллионные его доли, но они существуют и требуют объяснения. Пришлось придумать необычную гипотезу о "звездотрясениях". Ее авторы предполагают, что нейтронные звезды имеют твердую кору, которая, как и сама звезда при ее быстром вращении, приобретает форму сплюснутого шара (сфероида). Говоря точнее, строение нейтронной звезды слоистое. Самый внешний слой, ответственный за излучение звезды, состоит из плотной плазмы. Глубже расположена еще более плотная твердая оболочка, прочность которой гораздо больше прочности любой стали. Как это ни удивительно, но при плотности электронно-ядерной плазмы выше 10¹⁰ г/см³ она переходит в особое кристаллическое состояние с очень высокой температурой плавления.

Под твердой корой находится слой, где вещество нейтронной звезды напоминает сверхтекучую и сверхпроводящую жидкость. Наконец, самые глубинные, центральные области нейтронной звезды имеют плотность 10¹⁵ г/см³ и температуру порядка миллиарда Кельвинов. Кроме нейтронов и электронов здесь присутствуют также и такие тяжелые элементарные частицы, как гипероны. Когда с уменьшением периода вращения пульсара уменьшается его сплюснутость, на такого рода изменения твердая кора реагирует не постепенно, а скачкообразно. Распрямляясь рывками, твердая кора пульсара порождает "звездотрясения", которые и сказываются в "сбоях" периода пульсаров.

Заметим, что если земной наблюдатель не находится вблизи экваториальной плоскости вращающейся нейтронной звезды, то такая звезда и не проявит себя как пульсар. Действительно, известны, остатки бывших сверхновых звезд (газовые облака), в которых пульсары не найдены. Этот факт свидетельствует в пользу "маяковой" гипотезы, которая при всех своих недостатках все же, вероятно, отразила главные реальные особенности пульсаров.

Какова бы ни была истинная природа пульсаров, они проявляют себя как исключительно точные "космические часы", своеобразные датчики времени. Астрономы уже воспользовались этим свойством пульсаров, используя их для изучения вращения Земли, ее орбитального движения, проверки различных эталонов времени.

Рассмотрим теперь случай, когда взрывается весьма тяжелая звезда с массой, более чем в 2,5 раза превышающей массу Солнца. В этом случае при нарушении равновесия звезда будет как бы раздавлена массой своих верхних слоев. Произойдет катастрофическое гравитационное сжатие или, как говорят астрофизики, "гравитационный коллапс". При этом произойдут события, истолкование которых дает теория относительности. Поясним кратко, о чем идет речь.

Для каждого космического тела существует так называемая вторая космическая скорость, определяемая формулой v_u = √l/2aR, где а - ускорение силы тяжести на поверхности тела и R - его радиус. Для Земли v_II = 11,2 км/с. Это та минимальная, "параболическая" скорость, при достижении которой космический летательный аппарат сможет оторваться от Земли и отправиться в межпланетный полет. При меньшей скорости (от 7,9 до 11,2 км/с) он неизбежно останется искусственным спутником Земли. Заметим, что для Солнца v_II = 700 км/с.

Представим себе теперь, что, сохраняя массу М, звезда катастрофически сжимается. Тогда ускорение на поверхности звезды

(где f - постоянная тяготения) стремительно растет,а вместе с ним растет и вторая космическая скорость

. Теоретически говоря, может наступить момент когда v_II станет равной скорости света с (300 000 км/с). Как показывают расчеты, это наступит тогда, когда радиус сжимающегося тела (звезды) станет равным его так называемому гравитационному радиусу

Для Солнца r_g = 3 км, и при этом средняя плотность Солнца должна составлять 10¹⁶ г/см³, что в 10 раз превосходит плотность атомного ядра.

Продолжая сжиматься далее, звезда, как говорят, уйдет под свой гравитационный радиус, т. е. ее радиус станет меньше r_g. Для описания дальнейших событий классическая нерелятивистская физика не годится. Теория же относительности приводит к выводам столь же достоверным, сколь и парадоксальным. Главные из них заключаются в следующем.

Как известно, с точки зрения теории относительности не существует какого-то единого для всех точек Вселенной одинакового "мирового" времени. В каждой системе координат время течет по-своему. Если представить себе наблюдателя, находящегося на поверхности спадающейся, "коллапсирующей" звезды, то сжатие ее почти в "точку" произойдет за какие-нибудь несколько секунд. Но так события будут развиваться лишь в его, как говорят, "сопутствующей" системе координат. Внешний же, скажем, земной, наблюдатель увидит совсем иное.

Для него коллапс звезды будет происходить сначала быстро, а затем все медленнее и медленнее, асимптотически приближаясь к тому роковому моменту, когда радиус звезды станет равным r_g. Собственно, этого момента воображаемый земной наблюдатель никогда не увидит, так как от начала коллапса до достижения гравитационного радиуса должна по его часам пройти вечность!

Спавшаяся внутрь себя массивная взорвавшаяся звезда превращается в черную дыру, или коллапсар. Когда она "уйдет под гравитационный радиус", ее излучение до нас дойти не сможет: ведь тогда v_II становится больше с, а сверхсветовых скоростей по теории относительности не существует. Единственно, чем черная дыра сможет проявить себя, - это своим гравитационным (или электростатическим) полем. Если при этом вблизи нее находится газовое вращающееся облако и его частицы падают на черную дыру, как бы засасываясь ею, то такое облако (так показывают расчеты) приобретает форму диска и начинает достаточно мощно излучать в рентгеновском диапазоне волн.

Отсюда следует, что по крайней мере некоторые из космических рентгеновских источников излучения могут быть газовыми облаками, испытывающими аккрецию ("падение") на рядом расположенную черную дыру. Кстати сказать, температура газового диска, засасываемого черной дырой, очень высока - порядка нескольких десятков миллионов кельвинов.

Кроме массы (а следовательно, и собственного гравитационного поля), черная дыра должна сохранить электрический заряд и вращательный момент сжавшейся звезды (если, конечно, она этими качествами обладала). Для случая электрически заряженной коллапсирующей массы произведены расчеты, приводящие к совершенно фантастическим выводам. Оказывается, в этом случае ушедшая под гравитационный радиус звезда сжимается не до нуля, а до некоторого предела, немного меньшего r_g, а затем снова начинает расширяться, но... в другой Вселенной! Сторонники такой теоретической схемы полагают, что, кроме "нашей" Вселенной, есть множество других пространств, отделенных друг от друга бесконечно большими промежутками времени. Исчезнув из нашей Вселенной навсегда, сжавшаяся до предела электрически заряженная звезда может появиться в пространстве другой Вселенной как "белая дыра", т. е. как необычный расширяющийся объект.

Все эти новые идеи трудно усваиваются при первом и беглом знакомстве. Поэтому я рекомендую тем, кто ими заинтересовался, прочитать интересную книгу: Шкловский И. С. Звезды: Их рождение, жизнь и смерть. - М.: Наука, 1984, а также выступления Н. С. Кардашева на дискуссии о внеземных цивилизациях в Бюракане (Сборник "Проблема СЕТЬ. - М.: Мир, 1975, с. 166-173).

В темные зимние ночи в созвездии Тельца легко заметить маленькую тесную группу из шести слабо светящихся звездочек. Это - звездное скопление Плеяды, иногда называемое у нас в стране Стожарами. В телескоп скопление выглядит более многочисленным и включает в себя более сотни звезд. Все эти звезды не только на небе, но и в пространстве близки друг к другу и связаны между собой силами взаимного притяжения.

Таким образом, в отличие от созвездий, представляющих собой видимые на небе группировки на самом деле весьма далеких друг от друга звезд, звездные явления являются физически связанными взаимным тяготением объединениями звезд.

Звездные скопления, не имеющие правильных очертаний, называют рассеянными звездными скоплениями. Составляющие их десятки или сотни звезд беспорядочно разбросаны на небольшом участке неба. Именно к такому типу звездных скоплений относятся Плеяды.

Иной внешний вид имеют шаровые звездные скопления. Они содержат сотни тысяч звезд. К центру шарового звездного скопления количество звезд увеличивается настолько, что они сливаются в сплошное сияние.

По своим действительным размерам шаровые звездные скопления во много раз превосходят рассеянные звездные скопления. Диаметры многих шаровых звездных скоплений измеряются двумя-тремя сотнями световых лет, тогда как средние поперечники рассеянных звездных скоплений составляют всего лишь один-два десятка световых лет.

В настоящее время открыто и изучено более 1200 рассеянных и более 130 шаровых звездных скоплений. И те и другие звездные скопления перемещаются в пространстве как единое целое.

Пространство между звездами не абсолютно пусто. Оно заполнено чрезвычайно разреженными облаками пыли и газа, образующими, по терминологии астрономов, межзвездную диффузную материю.

Огромные межзвездные облака из светящихся разреженных газов и пыли получили название светлых диффузных туманностей. Их типичным представителем является яркая туманность в созвездии Ориона, хорошо видимая даже в бинокль. Газы, ее образующие, светятся холодным светом, переизлучая свет соседних горячих звезд. Таким образом, свечение газовых туманностей есть люминесценция, проявление которой наблюдается и в кометах.

В состав светлых диффузных газовых туманностей входят главным образом водород, кислород, гелий и азот. Поперечники туманностей измеряются десятками, а иногда и сотнями световых лет. Подобно кометам - и даже с еще большим правом - межзвездные газовые туманности могут быть названы "видимым ничто", так как плотность их вещества в миллиарды раз меньше плотности комнатного воздуха. Такая высокая степень разреженности для земной техники пока недостижима.

В межзвездном пространстве наблюдаются также диффузные пылевые туманности. Эти облака состоят из мельчайших твердых пылинок, средний поперечник которых близок к 0,1 микрометра. Если вблизи пылевой туманности окажется какая-нибудь яркая звезда, ее свет рассеивается туманностью и пылевая туманность становится непосредственно наблюдаемой. Во многих случаях пылевые туманности относятся к числу темных туманностей. В этом случае они наблюдаются как черные зияющие "провалы" па фоне Млечного Пути.

Между газовыми и пылевыми туманностями, как светлыми, так и темными, нет непроходимой грани. Часто они наблюдаются совместно, как газопылевые туманности. Возможно, что в некоторых случаях свечение туманностей вызывается взаимопроникновением (то есть столкновением) двух или нескольких облаков.

Туманности являются, по-видимому, лишь уплотнениями в той непрерывной крайне разреженной межзвездной диффузной материи, которая получила название межзвездного газа. Эта среда обнаруживает себя лишь при наблюдениях спектров далеких звезд, вызывая в них дополнительные линии поглощения. Тончайшая межзвездная газовая "вуаль" по своей плотности (10^-30 г/см³) в сотни раз уступает самым разреженным из газовых туманностей. Она состоит из атомов водорода, кальция и некоторых других элементов.

Несмотря на свою разреженность, межзвездная диффузная материя (газы и пыль) вызывает заметное поглощение света звезд. Оно было заподозрено еще в 1847 г. основателем Пулковской обсерватории В. Струве, но лишь в XX в. поглощение света в межзвездном пространстве окончательно стало доказанным фактом.

Межзвездные газы и пыль двояко искажают свет далеких звезд. Они ослабляют их общий блеск (общее поглощение) и делают цвет звезд более красным (избирательное поглощение). При вычислении расстояний до звезд оба эти эффекта необходимо учитывать, без чего можно впасть в грубые ошибки.

Особое место занимают так называемые планетарные туманности. Многие из них внешне похожи на колечки дыма, которые пускают искусные курильщики. При наблюдении в телескоп некоторые планетарные туманности напоминают зеленоватые диски далеких планет - Урана и Нептуна. Отсюда и произошло их наименование.

Размеры планетарных туманностей невелики и редко превосходят два-три световых года. В центре планетарной туманности всегда видна очень горячая центральная звезда, свет которой переизлучается туманностью. Следовательно, по характеру своего свечения планетарные туманности относятся к типу светлых диффузных газовых туманностей. Однако природа их весьма своеобразна. Планетарные туманности расширяются во все стороны от центральной звезды, которая и образовала туманность.

Кроме газа и пыли, межзвездное пространство заполнено быстро летящими протонами и ядрами различных элементов, образующими так называемое космическое излучение, а также потоками мельчайших "порций света" - фотонов, то есть, иначе говоря, излучением звезд.

В темные осенние ночи через все небо от горизонта к горизонту проходит беловатая слабо светящаяся неправильных очертаний полоса, называемая Млечным Путем. Эта полоса, уходя под горизонт, опоясывает все небо, имея в разных своих частях различную ширину и яркость.

В телескоп Млечный Путь распадается на множество слабо светящихся звезд, которые для невооруженного глаза сливаются в сплошное сияние.

Млечный Путь - это основная, главная часть звезд, образующих Галактику - исполинскую звездную систему, к которой принадлежит и наше Солнце в качестве рядовой звезды.

Рассматриваемая со стороны и, так сказать, "сбоку" наша Галактика имела бы некоторое сходство с чечевицей. В центре этой "чечевицы" есть плотное шаровидное скопление массивных звезд, образующее ядро Галактики. К сожалению, при наблюдении с Земли оно невидимо, так как скрыто от земного наблюдателя мощными облаками темной космической пыли. Однако эта пыль, задерживая видимый глазом свет, пропускает невидимое инфракрасное излучение, которое может быть уловлено специальным прибором (электронно-оптическим преобразователем). Таким способом астрономы изучают, правда, с очень большими трудностями, ядро нашей звездной системы.

В состав Галактики входит около 200 миллиардов звезд, всех тех, которые мы наблюдаем на небе, в том числе и в Млечном Пути. Наша Солнечная система расположена вблизи экваториальной плоскости Галактики.

Расстояние от центра Галактики до Солнца равно 34 000 световых лет, тогда как поперечник Галактики близок к 100 000 световых лет. Заметим, что резко очерченных границ Галактика не имеет, а постепенно "сходит на нет".

Нетрудно сообразить, что наличие на земном небе Млечного Пути вызвано особенностью нашего расположения внутри Галактики. При наблюдениях с Земли наибольшее количество звезд видно в направлении экваториальной плоскости Галактики, а наименьшее - в направлениях, к ней перпендикулярных. Поэтому, в частности, ядро Галактики находится на небе внутри Млечного Пути и при отсутствии космической пыли могло бы наблюдаться в созвездии Стрельца.

В состав Галактики, кроме звезд одиночных, двойных, переменных, входят звездные скопления и туманности. Замечено, что межзвездная диффузная материя сконцентрирована сравнительно тонким слоем к экваториальной плоскости нашей звездной системы. Что же касается, например, шаровых звездных скоплений, то они встречаются на самых различных расстояниях от этой плоскости.

Строение Галактики весьма сложно. Рассматриваемая издали, "сверху" она выглядела бы исполинской спиралью с выходящими из ядра "ветвями". Установлено, что Галактика состоит из ряда проникающих друг в друга подсистем однородных объектов (звезд, звездных скоплений, туманностей). Некоторые из этих подсистем (например, подсистема шаровых звездных скоплений) охватывают со всех сторон нашу Галактику в виде исполинского шарообразного роя. Другие подсистемы, например, подсистема планетарных туманностей или белых карликов, "сплющены" к экваториальной плоскости Галактики. Таким образом, только "костяк", то есть основное количество звезд Галактики, образует в пространстве сплюснутую звездную спираль.

Все звезды нашей Галактики обращаются вокруг ее центра.

Подсчитано, что Солнце завершает вместе с планетами облет галактического ядра примерно за 200 миллионов лет, а скорость этого орбитального движения Солнечной системы близка к 250 км/с. Кроме того, Солнечная система движется и по отношению к своим соседям - ближайшим звездам. Об этом движении, направленном в настоящую эпоху в сторону созвездий Лиры и Геркулеса, уже говорилось.

Таким образом, движение Солнца и других звезд нашей Галактики весьма сложно.

В созвездии Андромеды можно разглядеть крошечное овальное слабо светящееся пятнышко. При наблюдении в небольшой телескоп его можно принять за обычную светлую газовую туманность. На самом деле природа этого пятнышка, называемого туманностью Андромеды, совершенно отлична от природы газовых туманностей.

При наблюдениях в мощные современные телескопы можно убедиться в том, что туманность Андромеды - это исполинская звездная система, не уступающая ни в чем нашей Галактике. Только благодаря своей чрезвычайной удаленности (луч света от нее летит до Земли почти 2 300 000 лет) туманность Андромеды кажется маленьким светлым пятнышком. На самом деле ее поперечник превосходит поперечник Галактики, и она имеет в своем составе многие десятки миллиардов звезд, звездные скопления и туманности.

Туманность Андромеды повернута к нам почти ребром, но все же легко рассмотреть ее спиралеобразное строение - такое же, как и у нашей Галактики. Туманность Андромеды - соседняя галактика. В настоящее время доступны наблюдению многие миллионы других галактик. Из года в год, из книги в книгу кочуют уже изрядно надоевшие фотографии ближайших галактик. Кто не знает туманность Андромеды (см. рис. 40) или галактику из созвездия Гончих Псов (рис. 5) - другую спираль, видимую плашмя, как бы "сверху", со странным "придатком" на конце одной из спиралей?

Рис.5. Галактика М 51 из созвездия Гончих Псов

Примелькались фотоснимки и других известных спиральных галактик, видимых в разных ракурсах, в том числе и с ребра. В последнем случае у некоторых из них видна широкая темная полоса - пыль, сконцентрированная к экваториальной плоскости галактики.

Скудость этого набора фотографий можно оправдать лишь тем, что детальное изучение поразительного по многообразию мира галактик началось лишь около двух десятков лет назад и многие его результаты еще не вышли за рамки специальных работ и изданий. Прежде галактики мыслились в общем достаточно стандартными, почти однотипными объектами. Только в последние годы это глубокое заблуждение стало очевидным. Во-первых, галактик оказалось необычайно много: в некоторых участках неба на квадратном градусе размещаются сотни тысяч звездных систем! Во-вторых, стало ясно, что огромное большинство этих систем совсем не похоже на нашу Галактику или туманность Андромеды. А некоторые и вовсе "ни на что не похожи", и их формы вряд ли удастся объяснить известными законами физики. Попытки создать новую всеобщую классификацию галактик связаны с большими затруднениями. И все-таки всякое изучение начинается с классификации. Незнакомые объекты стараются сравнить друг с другом, выявить нечто общее, объединить в группы. Удачная классификация - это уже важный шаг в направлении к истине.

Когда-то классификация галактик считалась делом сравнительно простым. Более того - первая перепись галактик была составлена более двух веков назад, когда и понятия "галактика" еще не существовало. Ее опубликовал в 1771 г. французский астроном Шарль Мессье, страстный искатель новых комет. В этих поисках он нередко ошибался и принимал маленькие неподвижные туманные пятна ("туманности") за незнакомые кометы. В конце концов Мессье решил "переписать" все туманности на небе, отметив их расположение среди звезд. Так родился первый каталог туманностей, куда Мессье по неведению занес объекты весьма различной природы: звездные скопления, газопылевые туманности, входящие в состав нашей Галактики, а также другие галактики, о существовании которых в конце XVIII в. даже не подозревали.

Так, в списке досадных помех появились и первые обозначения звездных систем, сохранившиеся до наших дней. Скажем, знаменитая туманность Андромеды имеет обозначение М 31 ("Мессье-31"), а "туманность" в Гончих Псах - обозначение М 51.

Следующий гораздо более полный список "туманных пятен" составил американский астроном Дрейер лишь в 1888-1908 гг. Вместе с дополнениями в каталоге Дрейера "переписаны" 13 223 объекта. Как и каталог Мессье, каталог Дрейера (NGC - New General Catalog, новый общий каталог; дополнения имеют обозначения IС - Index Catalog) содержит описания и координаты не только галактик, но и газовых туманностей и близких звездных скоплений. Несмотря на этот и другие недостатки, каталогом Дрейера широко пользуются до сих пор. Некоторые из описанных ниже галактик имеют индекс NGC и соответствующий порядковый номер.

Совершенно новым этапом не только в переписи галактик, но и в нашем видении мира стал "Морфологический каталог галактик" (MCG), составленный в Московском государственном университете известным советским астрономом Б. А. Воронцовым-Вельяминовым и eго сотрудниками. Он содержит описания и координаты 32 000 галактик (и только галактик!) ярче 15-й звездной величины. Работа началась еще в середине текущего века, после того как Паломарская обсерватория (США) опубликовала подробнейший фотографический атлас неба. Фотографирование производилось с помощью крупнейших телескопов, и чтобы заснять все небо, потребовалось почти 900 снимков. Б. А. Воронцов-Вельяминов был едва ли не единственным астрономом, который сразу же оценил, какие сокровища Природы содержит Паломарский атлас. И не только оценил, но и со свойственным ему редким упорством и трудолюбием, возглавив весьма небольшой коллектив исследователей, стал изучать галактику за галактикой. Изо дня в день, из года в год. На этот титанический труд ушли десятилетия, но зато были не только переписаны галактики, но и подробно описаны внешний вид, цвет, скорости, состав и другие характеристики более трех десятков тысяч звездных систем!

Внешне работа была несколько однообразной и даже, пожалуй, скучноватой. На снимках Паломарского атласа галактики, как правило, выглядят крошечными, невзрачными серыми пятнышками, и подчас нужна сильная лупа или микроскоп, чтобы рассмотреть детали их строения. Но это парадоксальное изучение галактик в микроскоп (!) выявило такое множество новых, неожиданных фактов, что терпение и трудолюбие советских исследователей были с лихвой вознаграждены. "Морфологический каталог галактик" открыл новую эру внегалактической астрономии. Отныне всякий исследователь, пытающийся объяснить происхождение и эволюцию галактик, должен непременно учитывать всю сложность и многообразие их форм.

Исследованию внегалактических далей сильно помог крупнейший в мире 6-метровый советский рефлектор. Многое из того, что в Паломарском атласе различалось плохо, шестиметровый "глаз" рассмотрел детально. Его зоркость лишь усилила загадочность явлений, обнаруженных в далеких звездных системах.

Впрочем, и по соседству с нами, в так называемой Местной системе, встречаются незаурядные объекты.

Когда-то Петр I, подбирая экспонаты для своей Кунсткамеры, интересовался карликами и великанами. Резкие отклонения от средней нормы всегда кажутся чем-то диковинным. По этой же причине вызывают удивление и некоторые из соседних звездных систем.

Наша галактика, туманность Андромеды, спиральная галактика из созвездия Треугольника и еще 31 звездная система образуют сравнительно компактную группу, именуемую Местной системой. Ее поперечник близок к 7 миллионам световых лет, и - увы! - в этой группе наша Галактика не может считаться главной. Она значительно меньше туманности Андромеды, диаметр которой по некоторым данным составляет 300 000 световых лет! Даже с расстояния 2,3 миллиона световых лет эта исполинская звездная система светит настолько ярко, что невооруженный глаз видит ее без особого труда. Галактика в Андромеде, по-видимому, - одна из крупнейших не только в Местной системе, но и во всей изученной нами части Вселенной!

Тем контрастнее по сравнению с ней выглядят карликовые галактики, составляющие большинство в Местной системе. В созвездиях Льва, Скульптора и Печи, например, открыты почти шарообразные галактики, поперечники которых составляют всего 3000 световых лет. Конечно, всякие размеры и оценки относительны, а выражение "карликовая галактика" для некоторых, вероятно, звучит столь же странно, как "гигантский карлик". И все-таки, согласитесь, что в сравнении с туманностью Андромеды галактики, уступающие ей по диаметру в 100 раз, и в самом деле могут именоваться карликами.

Столь же различны и населенности галактик. В туманности Андромеды несколько биллионов^* звезд! В карликовой же галактике из созвездия Печи звезд не больше нескольких десятков миллионов.

^* (Биллион - это миллион миллионов (1012).)

Судя по Местной системе, карликовых галактик во Вселенной куда больше, чем исполинских. Убедиться в этом, однако, трудно, так как с очень больших расстояний галактики-карлики просто не видны.

Еще в 1925 г. американский астроном Э. Хаббл ввел первую классификацию галактик. Он разделил звездные системы на три типа. Мы дадим здесь их краткое описание.

Галактики типа Е - эллиптические (elliptical) галактики, к которым, в частности, принадлежат и шаровидные звездные системы. В них почти нет пыли и мало газа. Они лишены спиральных ветвей, характерных, например, для нашей Галактики и туманности Андромеды, которые относятся к типу S - спиральным (spiral) звездным системам. Есть, наконец, неправильные галактики типа I (irregular). Они клочковаты, лишены правильной структуры и внешне несколько напоминают обычные земные облака.

В пределах Местной системы и ее ближайших окрестностей есть все типы галактик по классификации Хаббла.

Нашу галактику сопровождают два спутника - неправильные (тип I) галактики, именуемые Магеллановыми Облаками. Некоторые спутники туманности Андромеды принадлежат к типу Е. Наконец, наша Галактика, а также галактики в созвездиях Андромеды (М31) и Треугольника (М ЗЗ) - типичные звездные спирали (тип S). Лишь карликовые галактики несколько портили благополучную картину: они не входили в классификацию Хаббла. Но ни сам Хаббл, ни большинство его современников даже не подозревали, насколько убогой, бедной и неполной окажется общепринятая классификация галактик спустя полвека после ее введения.

Снова взгляните на фотографию галактики М 51 из созвездия Гончих Псов (рис. 5). Долгое время считалось, что странный сгусток на конце одной из ветвей - другая галактика, лишь случайно проектирующая на спираль М 51. Однако среди тысяч изученных им галактик Б. А. Воронцов-Вельяминов нашел 160 своеобразных "двойников" галактики М 51. И они также имеют на концах спиральных ветвей странные сгустки! Пришлось признать, что здесь проявляется не случайность, а закономерность: есть много близких, соседних между собой галактик, ветви которых одновременно играют роль своеобразных "мостов" между галактиками. В этом проявляется взаимосвязь, взаимодействие звездных систем, результат которого иногда создает весьма причудливые формы.

Так, например, в созвездии Рыб есть пара галактик, связанных между собою длиннющим звездным мостом, вдоль которого свет от одной галактики до другой "долетает" лишь за 230 000 лет! Не менее удивителен "хвост" одной из этих галактик, как бы продолжающий "мост" на расстояние, сравнимое с его длиною (рис. 6).

Рис.6. Система из двух галактик с перемычкой и хвостом в созвездии Рыб

Попытки приписать хвостам и перемычкам газовую природу, как показал Б. А. Воронцов-Вельяминов, неубедительны. Эти странные образования (хвосты, мосты и т. п.), нарушая все классические представления о звездных системах и их устройствах, на самом деле состоят из звезд.

А вот еще одна необычная система из двух галактик, названная "Мышками" (рис. 7). И в самом деле эти две явно взаимодействующие системы с их утолщениями и хвостами чем-то напоминают встретившихся мышек. Что придало столь причудливую форму этим галактикам? На приливные выступы "хвосты" совсем непохожи да к тому же приливные горбы должны быть крупнее на тех сторонах галактик, которые обращены друг к другу. Судя по всему, и здесь и в других подобных случаях мы видим проявление каких-то иных, негравитационных сил, незнакомых современной физике. Такой вывод становится, пожалуй, неизбежным при ближайшем знакомстве с теми двумя тысячами взаимодействующих звездных систем, которые описаны в "Морфологическом каталоге галактик" Б. А. Воронцова-Вельяминова. Взгляните лишь на некоторые экспонаты из этого паноптикума галактик (рис. 8; буквы VV с номером - это обозначение по каталогу Воронцова-Вельяминова). Галактика VV 79 несколько напоминает "мышек", но "хвосты" в этом случае тоньше, и потому их принято называть "антеннами". В звездной системе VV243, носящей название "Оса", "хвосты" и "дуги" совсем непохожи на классические спиральные ветви. Отчасти слившиеся галактики VV 245 вместе со своими огромными антеннами имеют, пожалуй, некоторое сходство с греческой буквой "гамма". Система на снимке кажется плоской, но на самом деле отдельные ее части лежат в разных плоскостях.

Рис.7. Взаимодействующие галактики 'Мышки'

Рис.8. Необычайные галактики VV79 (вверху слева), VV 243-'Оса' (вверху справа) и VV 245 (внизу)

Наконец, читателю предоставляется возможность по шести снимкам других взаимодействующих галактик убедиться, на какое великое творческое разнообразие способна Природа. Бессилие приливной гипотезы в объяснении этих случаев очевидно (рис. 9).

Рис.9. Еще несколько систем взаимодействующих галактик

В научной литературе некоторые из галактик называют "пекулярными", что в переводе означает "особенные". У многих из них нет соседей, с которыми бы они явно взаимодействовали, но форма таких звездных систем совершенно необычна.

Долго спорили о том, "закручиваются" ли спиральные ветви галактик при их вращении или, наоборот, "раскручиваются". Дискуссия потеряла смысл после того, как среди пекулярных галактик были открыты звездные системы с ветвями, направленными ("закрученными") в противоположные стороны. Кстати сказать, раскрылось и другое весьма распространенное заблуждение.

Считалось, что в галактиках типа нашей звезды обращаются вокруг ядра галактики подобно планетам вокруг Солнца, то есть подчиняясь законам Кеплера. При этом оставалось неясным, что обеспечивает стабильность спиральных ветвей: ведь на разных расстояниях от центра периоды обращения звезд различны. Противоречие разрешилось очень просто: выяснилось, что по крайней мере в пределах спиральной структуры вращение галактик "твердотельное", то есть и ядро и спирали вращаются с одним и тем же периодом, как части твердого тела. Но тогда родилась другая загадка: откуда берутся, как возникают спиральные ветви?

Ситуация еще более усложнилась, когда среди пекулярных галактик стали попадаться такие, у которых вместо спиралей видно звездное кольцо, окружающее ядро. А некоторые галактики и вовсе оказались кольцами без всякого ядра!

И уж совсем "ни на что не похожа" пекулярная галактика NGC2685. Ее главная, сигарообразная часть вращается вокруг длинной оси! (рис. 10).

Рис.10. Пекулярная галактика NGC 2685

Заметим, что очень многие из пекулярных галактик были открыты совсем недавно советскими астрономами с помощью мощнейшего в мире 6-метрового рефлектора.

На фотоснимке галактики М 82 (см. рис. 35) из созвездия Большой Медведицы бросается в глаза странная клочковатая структура этой звездной системы. Создается впечатление какого-то застывшего (при мгновенной экспозиции) сверхмощного взрыва. Это первое впечатление нас не обманывает. На самом деле в центре галактики М 82 произошел мощнейший взрыв, в результате которого газы из ядра (так показывает спектральный анализ) истекают со скоростью около 1500 км/с! Случилась эта катастрофа примерно 1,5 миллиона лет назад, но и сегодня ее следы мы видим в необычной клочковатости галактики. Подсчитано, что энергия взрыва близка к 10⁵⁷ эрг! Мы не знаем ни одного процесса, который мог бы в принципе быть причиной столь мощного энерговыделения.

Случай с галактикой М 82 далеко не уникален. Известно около сотни так называемых галактик Сейферта, из ядер которых газы вытекают со скоростями в несколько тысяч километров в секунду! Это означает, что общая кинетическая энергия выбрасываемых из ядра газов достигает 10⁵⁴ эрг. Здесь астрофизики снова вынуждены признать, что в сейфертовских галактиках, видимо, нарушаются известные ныне законы физики.

Не только у таких "сверхэнергичных" галактик, но и у галактик обычных, типа нашей Галактики или туманности Андромеды, ядра представляют собой, пожалуй, самую таинственную их часть. Именно здесь скрыты источники мощнейшей энергии, быть может, оставшиеся от первых мгновений существования Вселенной. Во всяком случае академик В. А. Амбарцумян считает источником энергии галактических ядер некое сверхплотное и насыщенное до предела энергией "дозвездное вещество", деление ("фрагментация") которого и вызывает космические взрывы.

Ныне весьма популярна теория Большого Взрыва, успешно развиваемая академиком Я. Б. Зельдовичем и доктором физ.-мат. наук И. Д. Новиковым^*. Есть много фактов, свидетельствующих о том, что примерно 15-20 миллиардов лет назад вся нынешняя Вселенная была сжата в комочек. Плотность такой "зачаточной" Вселенной была невообразимо велика: 10⁹³ г/см³. По причинам пока что неясным этот "комочек" взорвался и спустя многие миллиарды лет превратился в современное Мироздание. Несмотря на огромные сроки следы взрыва сохранились. Они, в частности, выражаются в "разбегании" галактик (из-за расширения трехмерного пространства) и в реликтовом излучении - своеобразном остатке первичного "жара" Вселенной.

^* (См. подробнее книгу: Новиков И. Д. Эволюция Вселенной. - М.: Наука, 1983.)

Картина расширяющейся Вселенной постепенно становится настолько привычной и общепринятой, что многие забывают о некоторых пекулярных галактиках, нарушающих знаменитый закон "красного смещения" (из-за удаления линии в их спектре смещены к его красному концу, причем смещение тем больше, чем дальше от нас находится галактика).

В пределах изучаемой нами части Вселенной галактики распределены неравномерно. Явно прослеживается тенденция к скучиванию, к объединению звездных систем в сверхсистемы, состоящие подчас из очень большого числа галактик.

Уже пример Местной системы убеждает нас в этом. Но есть не только двойные, тройные, кратные галактики и даже "гнезда" галактик, т. е. их скопления. Открыты облака галактик, насчитывающие в своем составе многие тысячи звездных систем. Таково, например, известное облако галактик в созвездии Волос Вероники, включающее в себя более 30 000 членов. Найден участок неба, где на площади в 36 квадратных градусов сосредоточено 113 облаков галактик, в которых различимо более 120000 звездных систем! Некоторые же из облаков имеют плотность 220 032 галактики на один квадратный градус! Здесь наше воображение уже не в состоянии оценить по достоинству величие картины: ведь речь идет не о звездах, а о галактиках, каждая из которых в свою очередь состоит из миллионов и даже миллиардов отдельных звезд!

Еще в середине текущего века заподозрили, что существует Галактика галактик, несравнимо большая, чем любое из перечисленных только что "облаков". Замечено также, что яркие галактики образуют на небе полосу, или кольцо, вроде Млечного Пути. Этой полосе даже дали название "Млечный Путь галактик".

Если верить расчетам французского астрофизика Ж. Вокулёра, Галактика галактик, или Сверхгалактика, похожа на сплюснутую чечевицу диаметром около 100 миллионов световых лет. Ее центр, видимый в направлении созвездия Девы, отстоит от Местной системы на расстоянии около 30 миллионов световых лет, а период обращения нашей Галактики вокруг центра Сверхгалактики превышает 100 миллиардов лет. Общая же масса Сверхгалактики больше массы Солнца в 1015 раз, то есть она включает в себя около тысячи биллионов звезд!

Далеко не все астрономы разделяют гипотезу Вокулёра: слишком малы мы по сравнению со Сверхгалактикой и слишком несовершенны наши методы исследования столь невообразимо большого объекта. Вопрос о существовании Сверхгалактики и ее структуре пока остается открытым.

Наше общее знакомство с наблюдаемой частью Вселенной будет неполным, если мы хотя бы кратко не упомянем об особом типе внегалактических объектов, называемых квазизвездными радиоисточниками или сокращенно квазарами.

При наблюдениях в телескоп или на фотоснимках большинство квазаров внешне почти неотличимо от звезд. На самом деле, как свидетельствуют их светимости и спектры, эти объекты по мощности излучения и, вероятно, по массе в сотни раз больше обычных галактик. Между тем поперечники квазаров существенно меньше нескольких световых дней, а значит, квазары - сверхплотные объекты, излучающие во всех участках спектра по каким-то до сих пор не выясненным причинам невообразимо огромные количества энергии. В частности, в оптическом, видимом, диапазоне мощность излучения квазаров близка к 10⁴⁶ эрг/с, что в сотни раз больше излучения обычных галактик. За секунду каждый квазар излучает энергию, которой хватило бы для нужд человечества на миллиарды лет!

Из ряда фактов следует, что возраст квазаров вряд ли превосходит несколько миллионов лет. Но за время этой своей относительно короткой жизни квазар излучает энергию порядка 10⁶² эрг! Других примеров столь мощного энерговыделения астрофизика не знает.

Квазары - очень далекие объекты. От ближайшего из них луч света доходит до нас за 1,5 миллиарда лет. Самый же далекий из известных квазаров удален от Земли на 12 миллиардов световых лет. Иначе говоря, наблюдая квазары, мы видим очень далекое прошлое Вселенной, близкое к ее первоначальному взрыву.

Возможно, что квазары - это какая-то ранняя и кратковременная стадия развития галактик, еще сохранивших в своем составе значительные количества первичного сверхплотного и сверхэнергичного "дозвездного вещества". Некоторые из астрономов полагают, что по крайней мере часть энергии квазаров объясняется обилием в них черных дыр, засасывающих в изобилии газопылевое вещество. Возможно, что для объяснения природы квазаров "не хватит" и всей современной теоретической физики.

Пусть беглое знакомство читателя с новыми открытиями внегалактической астрономии приведет его к единственно правильному, хотя, может быть, и тривиальному заключению: мир гораздо сложнее того, что мы о нем думаем. В этом человечество убеждалось не раз, но не всегда неудачи приводили к должным выводам. Увы, слишком часто наши знания, полученные в земных лабораториях, мы без должных оснований распространяем на всю Вселенную - и на галактики, и на атомы. Такая экстраполяция может оказаться неправомерной. Разве в мире атомов не действуют иные силы, чем в обыденной жизни (например, ядерные силы)? Подобно этому новые открытия в мире галактик вряд ли удастся объяснить с помощью известных нам силовых полей и законов физики. Правильнее в такой ситуации ожидать новых фундаментальных открытий, а не втискивать в прокрустово ложе нынешних знаний явно не вмещающиеся в него факты.

Прав академик В. А. Амбарцумян, недавно заявивший:

"Для объяснения фактических данных, не укладывающихся в рамки старых представлений, мы уже не раз оказывались вынужденными обобщать физические законы и теории. Именно такая потребность возникает при изучении нестационарных процессов в ядрах галактик и в квазизвездных объектах... Здесь уже речь идет о превращениях вещества, при которых плотность меняется в миллиарды раз, а напряженность гравитационного поля может достигать неслыханных величии. Нет и не может быть никакой гарантии, что известные нам законы физики соблюдаются и в этих условиях. Поэтому совсем не удивительно, если окажется, что имеющиеся уже сейчас большие трудности теоретического толкования ряда нестационарных процессов могут перерасти с течением времени в прямое противоречие с известными нам законами теоретической физики".

Как бы далеко ни проникал до сих пор взор человека, вооруженного телескопом, всюду он встречал и всегда будет встречать новые миры и новые материальные системы, находящиеся в состоянии непрерывного движения и изменения.

Такова общая картина звездного мира, к более детальному знакомству с которым мы теперь приступаем.