III. Звездные системы и туманности

На ночном небе можно наблюдать простым глазом некоторое количество объектов, имеющих вид светлых пятнышек с размытыми краями. Благодаря использованию телескопов и особенно спектроскопических методов наблюдений, о которых мы выше говорили, эти объекты удалось разделить на две категории, резко отличающиеся друг от друга:

1. Звездные системы, которые образованы совокупностью сравнительно близких друг к другу звезд.

2. Туманности в собственном смысле этого слова, представляющие собой нечто вроде гигантских газовых облаков весьма малой плотности; их называют также диффузными туманностями.

Звездные системы

а) Млечный путь. Наиболее известной и имеющей для нас наибольшее значение звездной системой является Млечный путь. Первоначально это название относилось лишь к широкой светлой полосе, которая, как можно видеть в ясную ночь, пересекает все небо от одного до другого края горизонта. Если бы мы могли заглянуть за горизонт, то увидели бы, что эта полоса продолжается далее и образует нечто вроде пояса, делящего все нёбо вокруг Земли на две половины.

Исследование астрономами этого "пояса" показало, что он состоит из очень большого числа звезд. Звезды этого "пояса", а также все звезды, которые видны на небе (за исключением тех, которые принадлежат к так называемым спиральным туманностям - о них мы будем говорить ниже), собраны в единую систему, напоминающую по своей форме двояковыпуклую линзу или гигантскую лепешку, слегка вздутую в центре. Наше Солнце находится внутри этой "звездной лепешки", которую и называют Млечным путем или Галактикой (в научной литературе употребляется обычно последнее название). Солнце находится не в центре Галактики, но располагается примерно в той же плоскости, что и большинство звезд.^* Если наблюдатель, находясь на Земле, смотрит вдоль этой плоскости, где сосредоточена основная масса звезд, то его луч зрения должен встретить большое количество звезд.

^* (Эта плоскость называется экваториальной плоскостью Галактики. (Перев.))

Напротив, в перпендикулярном направлении луч зрения пройдет через сравнительно очень тонкий слой Галактики, и наблюдатель увидит мало звезд.

Этим и объясняется вид Галактики с нашей Земли. Если мы смотрим вдоль экваториальной плоскости Галактики, то видим большую светящуюся дугу, которая, собственно, и получила первоначально название "Млечного пути". В направлении же, перпендикулярном к плоскости Галактики, мы видим лишь отдельные, изолированные друг от друга звезды.

Размеры Галактики колоссальны, хотя надо сказать, что имеющиеся оценки ее размеров довольно сильно колеблются. Не так давно считалось, что свет пересекает Галактику от одного ее края до другого в ее наиболее широкой части за 250 000 лет, а наибольшая толщина Галактики составляет 30 000 световых лет. В настоящее время астрономы стали уже более "скромными" и считают, что первое число следует уменьшить по крайней мере в два раза. Правда, при выводе новой оценки не учитывались некоторые очень удаленные изолированные звездные скопления, относящиеся, однако, к Млечному пути. Более точно известно расстояние Солнца до центра Галактики; оно равно примерно 25 000 световых лет.

Чтобы изобразить Галактику на модели, которую мы рассматривали выше и в которой 1 км соответствует примерно одному световому году, надо было бы "соорудить" звездную лепешку диаметром более чем 100 000 км. В ней поместилось бы около пяти тысяч наших земных шаров, а ведь Солнце все равно изображалось бы в виде пылинки диаметром в одну седьмую миллиметра!

Количество всех звезд, принадлежащих Галактике, оценено примерно в сто миллиардов. Следует, однако, сказать, что это число дает лишь порядок величины и нельзя ручаться за его точность в пределах одного миллиарда или даже десяти миллиардов. Это есть лишь наиболее вероятный результат, полученный при различных оценках. Но, во всяком случае, мы можем быть уверены, что количество звезд в Млечном пути измеряется именно миллиардами, а не миллионами или триллионами.

б) Другие галактики. Среди крупных звездных скоплений были обнаружены так называемые спиральные туманности. Они состоят из очень яркого и плотного центрального ядра, от которого отходят, закручиваясь по спирали в одном и том же направлении, два светящихся рукава. Спиральные туманности представляют собой звездные системы, напоминающие по своей форме, как и Млечный Путь, двояковыпуклую линзу. Спиральные туманности исключительно многочисленны. Согласно имеющимся оценкам мы можем наблюдать сейчас в наиболее мощные телескопы около ста миллионов таких звездных систем. Все они находятся вне нашей Галактики и отделены от нее пространством, лишенным звезд, где плотность вещества исключительно мала; становится понятным поэтому название "острова вселенной", которое присвоил спиральным туманностям Гершель. Наиболее близкая к нам спиральная туманность находится на расстоянии 1 700 000 световых лет. В нашей модели это расстояние соответствовало бы 1 700 000 километров, т. е. величине, превышающей почти в пять раз истинное расстояние Луны от Земли.

Наиболее далекие из известных нам спиральных туманностей находятся на расстоянии многих сотен миллионов световых лет. Согласно самым последним оценкам некоторые расстояния достигают миллиарда световых лет.

Долгое время считалось, что эти звездные системы гораздо меньше по своим размерам, чем наша Галактика. Но как выяснилось около десяти лет Назад, астрономы допускали двойную ошибку. С одной стороны, они преувеличивали размеры нашей Галактики; с другой стороны, как показали точные измерения, спиральным туманностям приписывались размеры в два и даже три раза меньшие тех, которые они имеют на самом деле. В настоящее время мы можем утверждать, что размеры Млечного Пути сравнимы с размерами самых больших спиральных туманностей.

Аналогия между Млечным Путем и спиральными туманностями подтверждается рядом других факторов. Например, в спиральных туманностях наблюдаются такие же появления "новых" звезд, как и в нашей Галактике. Все астрономы в настоящее время считают, что наша Галактика представляет собой лишь одну из спиральных туманностей. Если предположить, что каждая из ста миллионов спиральных туманностей, доступных наблюдениям, содержит также многие миллиарды звезд, то общее число звезд в той части вселенной, которую мы можем исследовать, должно оцениваться многими сотнями миллионов миллиардов.

Следует заметить, что спиральные туманности обладают собственным вращением, хотя и очень медленным. На их полный оборот уходит очень много времени - сотни миллионов лет.^* Однако вследствие больших размеров спиральных туманностей скорости областей, достаточно удаленных от центра, весьма значительны: они могут достигать сотен километров в секунду. Между прочим, это относится и к тому местному скоплению звезд, к которому принадлежит наше Солнце.

^* (Заметим, что туманности вращаются не как твердые тела. (Перев.))

Рис. 4. Малое Магелланово облако, представляющее собой галактику неправильной формы. Наблюдается в южном полушарии

Необходимо также отметить, что наряду со скоплениями, имеющими вид спиральных туманностей, существуют другие скопления, также богатые звездами и имеющие разнообразные формы. Встречаются сферические и эллиптические скопления, лишенные спиральных рукавов; встречаются скопления, имеющие совсем неправильные контуры, как, например, так называемые Магеллановы облака, находящиеся на расстоянии 160 000 световых лет от Солнца.

Все эти небесные объекты - как спиральные туманности, так и другие скопления, содержащие миллиарды звезд каждое, - носят общее название галактик.

При изучении распределения галактик в пространстве можно заметить, что они располагаются далеко не равномерно. Некоторые галактики являются изолированными, но большинство их образует группы. Местное скопление галактик, к которому принадлежит наш Млечный путь, насчитывает 19 галактик; его размеры (в наиболее широкой части) оцениваются в два миллиона световых лет. Среди этих 19 галактик три принадлежат к спиральным туманностям, причем одна из них превышает по своим размерам нашу Галактику. Другие члены этого местного скопления имеют меньшие размеры и принадлежат к сферическим, эллиптическим или к галактикам неправильной формы.

Разумеется, ставился вопрос о том, не являются ли группировки галактик в свою очередь элементами гораздо более обширной группы, т. е. "скопления скоплений", которому можно дать название Метагалактики.^*

^* (Таков, во всяком случае, точный смысл, вкладываемый в это понятие советскими учеными. Некоторые ученые подразумевают под Метагалактикой лишь совокупность известных уже галактик.)

Если бы это имело место, то при исследовании небесных глубин все более и более мощными телескопами пришлось бы констатировать, что, начиная с некоторого расстояния, число наблюдаемых галактик определенно уменьшается и даже стремится к нулю.

Наблюдения Хаббла и Шепли показали, что галактики не распределены равномерно в пространстве: по одну сторону от экваториальной плоскости Млечного пути их гораздо больше, чем по другую сторону. Можно, очевидно, предположить, что речь идет о нерегулярности местного характера: наиболее близкие скопления галактик в одной области более богаты галактиками, чем в другой. Если бы, однако, позднейшие наблюдения подтвердили существование этой асимметрии на более далеких расстояниях и показали, что она увеличивается, то можно было бы истолковать этот результат таким образом, что в том направлении, где галактики становятся все менее я менее многочисленными, мы приближаемся к границе гигантской группировки скоплений галактик. Тогда Метагалактика стала бы реальностью. Но, несомненно, пройдет еще очень много времени, прежде чем мы сможем с уверенностью сказать о существовании Метагалактики и вычислить ее размеры; еще больше времени понадобится для открытия других метагалактик, которые могут населять бесконечное пространство.

в) Типы звездного населения Бааде. Мы уже видели, что галактики можно прежде всего классифицировать по форме. Имели место также исследования с целью определить, в какой пропорции распределяется в различных галактиках распыленная материя и звезды. В течение долгого времени полагали, что в галактиках со спиральными рукавами гораздо больше звезд, чем распыленной материи, а сферические или эллипсоидальные галактики, наоборот, состоят в основном из рассеянной газо-пылевой материи. Но в 1945 г. американскому астроному Бааде удалось установить, что эллиптические галактики также состоят из звезд, причем в них не наблюдается никаких следов распыленной материи.

Продолжая развивать свои исследования, Бааде пришел к разделению всех звезд, входящих в состав галактик,^* на два типа: а) звезды типа II, из которых целиком образованы сферические или эллиптические галактики и шаровые скопления; они встречаются также в ядрах спиральных галактик; б) звезды типа I, которые обнаруживаются лишь в спиральных рукавах галактик; звезды этого типа никогда не встречаются отдельно, но всегда перемешаны со звездами, принадлежащими к типу II.

^* ( Как говорят, звездного населения галактик. (Перев.))

Уточняя это деление, отметим, что среди звезд типа II,, наиболее многочисленных во вселенной, не встречаются голубые пли белые сверхгиганты очень большой светимости. Системы, состоящие из звезд этого типа, лишены также распыленной материи. Самыми большими звездами этого типа являются красные гиганты. Напротив, белые и голубые сверхгиганты, а также звезды главной последовательности, принадлежат к звездам типа I. В тех областях, где имеются звезды этого типа, присутствует также распыленная материя.

Ниже мы увидим, что эта классификация представляет большой интерес с точки зрения воссоздания эволюции галактик, так как продолжительность жизни звезд типа I гораздо меньше, чем звезд типа II.

Следует, однако, указать, что такое разделение звезд лишь на два типа рассматривается некоторыми астрономами (в частности, советскими) как слишком схематичное.

г) Звездные скопления (входящие в состав Галактики).Скопления звезд можно наблюдать также внутри нашей Галактики и в ее "окрестностях". Одни скопления имеют почти сферическую форму; это - так называемые шаровые звездные скопления. Их насчитывают в Галактике около сотни, и каждое шаровое скопление содержит несколько десятков тысяч звезд, причем в центральной части скопления звезды расположены гораздо теснее, чем в окрестностях Солнца. Другие скопления содержат гораздо меньше звезд и имеют неправильную форму; это так называемые рассеянные звездные скопления.

В центральных областях Галактики шаровых скоплений нет. Ближайшее скопление удалено на 18 000 световых лет от центра. Наиболее удаленное от центра шаровое скопление находится почти в десять раз дальше. Некоторые астрономы полагаю!, что под воздействием притяжения центральных областей, наиболее богатых звездами, шаровые скопления, находящиеся вне этих областей, могли когда-то приблизиться к центру Галактики, а затем распасться и превратиться в рассеянные скопления (которые гораздо менее удалены от центра).

Туманности в собственном смысле этого слова

В настоящее время мы имеем данные о сравнительно небольшом числе (нескольких сотнях) таких туманностей; большинство их принадлежит нашей Галактике.

Их можно разбить на две категории:

а) Планетарные туманности, названные так потому, что при наблюдении в небольшой телескоп они имеют подобно планетам вид светящихся дисков, в центре которых находится звезда.

Рис. 5. Планетарная туманность в созвездии Лиры

б) Диффузные туманности, т. е. туманности, не имеющие определенной формы. По своим размерам эти туманности больше планетарных; некоторые из них светятся, другие же являются темными. Последние были обнаружены благодаря тому, что они образуют на фотографиях некоторых участков звездного неба ясно очерченные темные пятна. Темные туманности располагаются вблизи плоскости Галактики и образуют на небе как бы пояс, проходящий вдоль светлой полосы Млечного пути. Присутствие аналогичного темного "пояса" обнаруживается и при наблюдениях других галактик. Возможно, что здесь речь идет об остатках вещества, из которого формировались звезды. Но возможно также, что материалом для образования некоторых диффузных туманностей послужило вещество, извергаемое в пространство некоторыми неустойчивыми звездами, в частности сверхновыми, в момент их взрывов.

Рис. 6. Газовая туманность М8 в созвездии Стрельца

Все диффузные туманности имеют низкую температуру и должны быть, вообще говоря, темными. Если среди них все же имеются светящиеся, то это либо вследствие того, что они попросту отражают свет других звезд, либо вследствие "возбуждения" атомов составляющего их газа излучением какой-либо соседней очень горячей звезды.

Интересно отметить тот факт, что вопреки мнению, существовавшему несколько лет назад, спектроскопические исследования не обнаружили в туманностях присутствие каких-либо химических элементов, не имеющихся на Земле. Знаменитый "пебулпй" не существует.