Текст книги "Очерки о Вселенной"

Автор книги: Борис Воронцов-Вельяминов

сообщить о нарушении

Текущая страница: 27 (всего у книги 36 страниц)

«В первый год периода Чи-хо, в пятую Луну, в день Чи-Чу появилась звезда-гостья к юго-востоку от звезды Тиен-Куан и исчезла более чем через год». Собрат же Мин-Туань-Линя записал: «Она была видна днем, как Венера, лучи света исходили из нее во все стороны, и цвет ее был красновато-белый. Так была видна она 23 дня». Подобные скупые записи сделали также японские летописцы и. арабские очевидцы. Эти записи были разысканы и прочитаны в 1942 г.

Немало подобных записей, хотя и не о столь ярких звездах-гостьях, т. е., по-видимому, о новых звездах, найдено в старых летописях. Но вот почти через тысячу лет после смерти Мин-Туань-Линя астрономы изучили подробно необычную туманность, видимую в телескоп к юго-востоку от китайской звезды Тиен-Куан. Мы называем ее Дзетой Тельца, а туманность за ее своеобразную форму наблюдатели прозвали Крабовидной. Как краб туманных очертаний в синеватой глубине моря, мерцает это слабое пятнышко света в синеватой бездне ночного неба, и в его центре на фотографиях видны две звездочки 16-й величины, т. е. в 10 000 раз более слабые, чем звезды, едва видимые невооруженным глазом в темную, безлунную ночь.

От обычных туманных пятен, десятками тысяч видимых на небе, Крабовидную туманность отличают две особенности. Во-первых, сравнение фотографий ее, сделанных с промежутком времени в 30 лет, позволило в 1942 г. подтвердить обнаруженный ранее факт: туманность заметно расширяется во все стороны от своего центра, занятого двумя звездочками. Во-вторых, спектр туманности необычен тем, что в нем на фоне яркого непрерывного спектра видны широкие и раздвоенные яркие линии химических элементов, среди которых водорода, не в пример другим газовым туманностям, очень мало. Вид спектральных линий показывает, что туманность расширяется со скоростью 1300 км/сек, т. е. раз в сто большей, чем у других газовых туманностей, также обнаруживающих расширение.

Рис. 163. Крабовидная туманность в лучах красной линии водорода (вверху) и в непрерывном спектре

Сопоставляя видимую угловую скорость расширения туманности с его линейной скоростью, определенной по спектру, мы узнаем расстояние до туманности (5000 световых лет), а отсюда и светимость двух звездочек в ее центре (она та же, что у Солнца). Туманность огромна, свет от одного ее края до другого идет 6 лет, тогда как диаметр орбиты Плутона в Солнечной системе он пересекает за 11 часов.

Зная скорость видимого, углового расширения туманности, можно подсчитать, когда же все ее вещество было сосредоточено в одном месте – там, в центре, где видны две звездочки. И что же оказывается: это было около 800-900 лет назад, т. е. примерно в то время, когда китайские летописцы видели вблизи этого же места свою звезду-гостью!

Может ли это быть простым совпадением?! Может ли быть, чтобы такая исключительная туманность случайно возникла в то время и в том месте, где сияла исключительная новая звезда?

Да, после вспышки эта звезда оставила вместо себя Крабовидную туманность. Для создания такой колоссальной туманности должна была произойти катастрофа, по своей грандиозности далеко превышающая вспышки обычных новых звезд.

Сверхновая, сверхзвезда – из чего ты возникла и во что ты превращаешься, когда угасаешь? – задаемся вопросом мы, но он безответен... Если таким блеском могут засверкать солнца, подобные нашему, или если в звезды, подобные Солнцу, превращается сверхновая звезда, бывшая раньше чем-то другим, то увидеть их пока что безнадежно, – другие звездные системы, в которых также наблюдаются вспышки сверхновых звезд, слишком далеки от нас, чтобы можно было обнаружить в них звезду типа Солнца. Солнце, если бы оно находилось даже в ближайшей к нам звездной системе, светилось бы в несколько сотен раз слабее, чем самые слабые звезды, различимые в ней в настоящее время.

Надо, чтобы сверхновая вспыхнула к нам поближе, в нашей Галактике. К сожалению, за то время, как астрономы стали этим интересоваться, ни одного такого случая не было. Так как «звезда-гостья» 1054 г. была причиной возникновения Крабовидной туманности и, следовательно, находилась на том же расстоянии от нас, то получается, что ее блеск был такой же, как у сверхновых звезд. Это была «наша собственная», «домашняя» сверхновая звезда. Крабовидная туманность особенно сильно излучает красные лучи, обязанные некоторым линиям азота. Это внушило мысль поискать подтверждения тому, что яркая новая звезда, наблюдавшаяся в 1604 г. в созвездии Змеедержца, тоже была сверхновой. Окрестности этого места в 1943 г. сфотографировали на пластинках, чувствительных к красным лучам, и на снимке обнаружили невидимую ранее слабую расширяющуюся туманность. Спектр ее оказался похожим на спектр Крабовидной туманности, и центр ее совпал с местом вспышки новой звезды Кеплера. В центре туманности нет звезд ярче 18 1/2 звездной величины.

Новая звезда, бывшая ярче Венеры и наблюдавшаяся даже днем в 1572 г. в созвездии Кассиопеи, была тоже сверхновой звездой, вспыхнувшей в нашей Галактике и на ее месте тоже найдена расширяющаяся туманность. Все туманности, появляющиеся в результате вспышек сверхновых звезд, являются источниками мощного радиоизлучения, в особенности Крабовидная туманность. Это излучение создается тем, что магнитное поле, существующее в них, тормозит движение очень быстро движущихся электронов. Таких электронов, носящихся со скоростью, близкой к скорости света, в этих туманностях при взрыве сверхновой возникает очень много.

Такое излучение называется синхротронным и им же обусловлен непрерывный спектр Крабовидной туманности. Его излучает аморфная масса этой туманности, тогда как прожилки в ней дают газовое излучение в ярких линиях спектра. Эти прожилки пронизывают аморфную массу туманности, масса которой примерно равна массе Солнца, т. е. в 104 раз больше чем у оболочек, выброшенных обычными новыми.

Сильное радиоизлучение – характерный признак расширяющихся оболочек, выброшенных сверхновыми звездами. По этому признаку найден еще ряд таких оболочек сверхновых звезд, вспышки которых произошли слишком давно, или же по другим причинам не были замечены. Из них наиболее замечательна туманность Кассиопея А. Она, по-видимому, ближе к нам, чем остальные, так как является самым мощным из всех источников радиоизлучения при их наблюдении с Земли.

Существование сверхновых звезд вообще было выяснено раньше, чем за них в нашей звездной системе в сороковых годах были признаны звезды, вспыхивавшие в 1054, 1572 и 1604 гг. и считавшиеся сначала обычными новыми. Впервые сверхновыми назвали звезды, вспыхивавшие не в нашей Галактике, а в других звездных системах. По фотографиям еще в двадцатых годах были обнаружены вспышки звезд в далеких звездных системах, по размеру и по численности в них звезд сравнимых с нашей Галактикой.

В других, близких галактиках наблюдались вспышки новых звезд, и совершенно такие же, какие описаны в предыдущем разделе. Например, в спиральной галактике М 31 ежегодно вспыхивает около 30 новых звезд. В максимуме блеска они ярче всех остальных звезд галактики. Сверхновые же звезды, вспыхивающие несравненно реже, в максимуме блеска еще в десятки тысяч раз ярче. Их светимость в течение нескольких дней эквивалентна излучению нескольких миллиардов Солнц. Иногда это излучение превосходит излучение всей той звездной системы, в которой звезда вспыхнула. Как ни казалось это явление невероятным из-за мощности вспышки, а пришлось его реальность признать: с фактами, как известно, не спорят. Перед этим явлением совершенно стушевываются грандиозные катастрофы в обычных новых звездах.

Такие явления, более невероятные, чем сказки 1001 ночи, вскрывает перед нами наука!

Неудачно названные сверхновыми звезды вспыхивают крайне редко, в среднем в одной галактике, состоящей из миллиардов солнц, бывает одна такая вспышка за 300-400 лет, но в больших галактиках они бывают в несколько раз чаще, чем в маленьких. Это установил Цвикки, еще в тридцатых годах начавший систематически подстерегать такие вспышки. С 1961 г. по его предложению началась международная «служба сверхновых звезд», в которой участвуют 11 стран, в том числе СССР. В результате к 1967 г. было открыто более полутораста вспышек сверхновых, больше, чем в нашей Галактике было открыто вспышек обычных новых звезд. И это в условиях, когда сверхновые звезды в максимуме не ярче 13-и звездной величины, а открываемые новые обычно намного ярче.

Рис. 164. Сверхновая звезда, вспыхнувшая в далекой галактике, светит как сотни миллионов солнц, вместе взятых. Слева – еще нет, на правой фотографии – она уже сияет. (Дано воспрои ведение негативов.)

Ввиду большой удаленности и слабости видимого света даже в максимуме блеска изучить подробно сверхновые звезды других галактик тоже трудно. Все же удалось получить много важных сведении. Будучи сопоставлены с данными о радиоизлучающих расширяющихся туманностях (выброшенных сверхновыми нашей Галактики еще до изобретения телескопа), эти сведения подводят нас к изучению рассматриваемых явлений в целом.

Минковский, изучивший кривые блеска и спектры сверхновых при помощи крупнейшего телескопа, установил существование двух типов сверхновых, различающихся кривыми блеска, спектрами и изменениями. Спектры сверхновых I типа не содержат явных линий и не расшифрованы. Спектры сверхновых II типа сходны со спектрами обычных новых и меняются сходным образом, только яркие пол в них шире и говорят о выбросе газов со скоростями в несколько тысяч километров в секунду. Сверхновые нашей Галактики в Тельце, Кассиопее и Змеедержце были, по-видимому, сверхновыми I типа. Они ного ярче сверхновых II типа, вспыхивают гораздо оеже но зато в любой части звездных систем, тогда как более частые сверхновые II типа вспыхивают только вблизи плоского слоя тех галактик, у которых такой слой есть. Поскольку звездное население плс ских слоев галактик отличается от населения 4 рического компонента их, звезды, вспыхивают» как сверхновые I и II типа, различны. Недавно Цвикки пришел к выводу, что существует не два, а пожалуй, даже пять типов сверхновых звезд, что еще больше осложняет проблему.

При вспышке сверхновой звезды выделяете; довищная энергия порядка 1050 эрг или больше.

В 1971 г. впервые было обнаружено теоретически давно ожидавшееся радиоизлучение при вспышке сверхновой звезды. Со времени изобретения телескопа ни одна вспышка сверхновой звезды не наблюдалась в нашей звездной системе – Галактике. Мы наблюдаем их пока оптически только в других неимоверно далеких звездных системах, столь далек, что даже в мощнейший телескоп звезду, подооную нашему Солнцу, нельзя было бы увидеть. Радиопоток в 1971 г удалось обнаружить от замеченной перед этим сверхновой звезды в спиральной звездной систе не, обозначаемой М 101. Свет от нее идет к нам сколько миллионов лет, и в ней звезд, даже в тысячу раз более ярких, чем Солнце, с такого расстояния видеть невозможно. Однако сверхновая звезда вблизи ее максимума блеска была видна на фотографиях, полученных мощным телескопом. Радиопоток от нее на длине волны 21 см составил около 10-28 вт/м2•гц. Излучение это, по-видимому, нетепловое.

Цвикки предполагал, что освобождение энергии в виде тепла и света, наблюдаемое при вспышке сверхновой звезды, нельзя объяснить на основе обычно принимаемых источников звездной энергии. Он допускал, что в данном случае энергия освобождается при превращении звезды, состоящей в основном из атомных ядер, в спавшуюся звезду, состоящую из нейтронов. Когда весь водород превратился в гелий, у звезд вполне определенной массы вследствие чрезмерной плотности и температуры происходит, так сказать, втискивание свободных электронов в ядра атомов под действием высокого давления. Электроны, втискиваясь в ядра, нейтрализуют их заряд и превращают их в нейтроны. Нейтроны, обладая размерами атомных ядер, но не имея электрического заряда, препятствующего их сближению, могут быть сближены гораздо больше, чем электрически заряженные ядра штомов. Внешнее давление сжимает звезду с большой скоростью, и сразу же бурно освобождается энергия тяготения. Избыток излучения в недрах звезды срывает в пространство ее внешние слои, а остаток звезды спадает к центру, как карточный домик, и утрамбовывается до плотности нейтронов (порядка 1014 г/см3). Диаметр звезды, по мнению Цвикки, уменьшается до 10 км!

Такая звезда по величине была бы подстать астероидам. Наперсток с нейтронами весил бы сто миллионов тонн. Вся масса Земли, превращенная в нейтроны, поместилась бы внутри шара диаметром полтораста метров. Отсюда уже недалеко и до узелка, в котором была заключена вся земная тяжесть и который пытался поднять былинный богатырь Святогор.

Согласно расчетам нейтронная звезда должна была бы излучать мощный поток рентгеновских лучей, по которому такую крошку только и можно было бы обнаружить. В середине шестидесятых годов на небе впервые было обнаружено несколько самых мощных источников рентгеновских лучей. Один из них совпал с упоминавшейся выше туманностью Кассиопея А, а другой – с Крабовидной туманностью. Но рентгеновское излучение внутренних областей туманностей, оставленных сверхновыми звездами, относится к самим туманностям и, по-видимому, также имеет синхротронную природу.

«Оставим все это на суд будущего...» – так писал я в предыдущем издании этой книги. Но уже вскоре открытие радиопульсаров, из которых один оказался внутри Крабовидной туманности («по совместительству» он является также оптическим пульсаром и, наконец, рентгенопульсаром), блестяще оправдало предсказание моего покойного друга Фрица Цвикки. Нейтронные звезды, а затем и так называемые «черные дыры» оказались реальностью.

Звездные волчки-пульсары и «черные дыры»

Первый пульсар был открыт английским радиоастрономом Э. Хьюишем и его сотрудниками в конце 1967 г. ... Это была крупнейшая, неожиданная «новинка». С «пустого» как будто места неба обнаружили идущие в Космос короткие радиоимпульсы, повторяющиеся с исключительной стабильностью с периодом не менее секунды. В начале можно было подумать, не искусственные ли это сигналы какой-нибудь внеземной цивилизации! Стабильность импульсов у известных нам пульсаров, число которых теперь перешло за сотню, сочетается с большими вариациями интенсивности их импульсов и степени поляризации их излучения. Периоды их пульсации от 4 до 1/50 секунды, т. е. довольно однообразны. Однако периоды обычно увеличиваются, реже уменьшаются и иногда скачками. Замечательно, что наряду с пульсацией радиоизлучения обнаружилось и пульсирующее рентгеновское излучение. Наконец, у пульсара, обозначаемого NP 0532, обнаружилась и оптическая пульсация – после того как он оказался тождественным со слабой звездочкой, которая является остатком сверхновой звезды, породившей при вспышке Крабовидную туманность в созвездии Тельца, о которой мы уже рассказывали. Но это пока единственный пульсар, который виден. У пульсаров иногда наблюдаются резкие, скачкообразные изменения периодов. Это может происходить от «звездотрясений», вызывающих быструю и резкую перестройку строения нейтронной звезды-карлика, либо от мощного выброса плазмы наружу. Пульсары заметно концентрируются к Млечному Пути,– следовательно, они находятся внутри нашей Галактики. Расстояния до них можно оценить лишь очень грубо, косвенными методами. Они составляют сотни, чаще несколько тысяч световых лет, и пульсары, кроме одного, пока невидимы потому, что их световое излучение, вероятно, очень – очень слабо. Большинство специалистов убеждены в том, что пульсары – это крохотные нейтронные звезды с диаметром в несколько километров, вращающиеся с периодами в доли секунды. Их вполне можно назвать «звездными волчками». Массы пульсаров должны быть сравнимы с массой Солнца, но при плотности в центре около 1015 г/см3 и сильнейшей намагниченности. (Магнитное поле пульсара может достигать напряжения 1013 эрстед.) Наблюдаемые нами пульсации излучения должны происходить от существования радиоизлучающих областей на поверхности, вращающихся вместе со звездой по отношению к нам. Вместе с тем вращается и магнитное поле. Модели пульсаров и механизмов излучения ими энергии изучаются теоретически.

Общая теория относительности допускает, что под действием силы тяжести, когда давление газа становится меньше гравитационного, сжатие происходит катастрофически – быстро наступает коллапс. Если масса звезды больше чем 1,2 массы Солнца, но меньше двух масс Солнца, сжатие приводит к превращению звезды в нейтронную. Но если масса звезды больше указанной, то сжатие происходит дальше, минуя так называемый радиус Шварцшильда. Ни луч света, ни вещество не могут из нее выйти наружу, она становится невидимой. Мы говорили выше о кометах – «видимом ничто», а здесь мы имеем невидимое «что-то» – принципиально невидимое, ничтожного размера, но с большой массой. Это «что-то» даже и звездой назвать неудобно. Это вначале чисто теоретическое образование стали называть «черной дырой» (не смешивать с понятием о «черном теле» в физике!), – «черной дырой» потому, что она не светится и потому что она представляет собой «особую точку» в пространстве. Обсуждение возможных свойств «черных дыр» и их поиски являются сейчас модной темой для физиков и астрономов.

Появились соображения, что при падении газа на «черную дыру» этот газ может излучать достаточно много энергии для того, чтобы быть видимым, и что «черная дыра», обращающаяся с коротким периодом в паре с видимой звездой, может быть обнаружена по ее движению. В случае некоторых затменных переменных звезд было обнаружено рентгеновское излучение, как у пульсара. При этом полагают, что вокруг звезды обычного типа обращается по орбите на близком расстоянии «черная дыра». Она излучает подобно пульсару, в который превращается звезда неизвестного типа, вспыхнувшая как сверхновая. Излучает здесь в рентгеновском диапазоне собственно диск горячего газа – плазмы, перетекающей к «черной дыре» от звезды видимой. Массы объектов, считаемых предварительно «черными дырами» (они входят в пары), определяются по периоду обращения и скорости движения – эти величины зависят от масс компонент. Оценки давали для «черных дыр» несколько масс Солнца. В 1974 г. был обнаружен радиопульсар с частотой излучения, меняющейся вследствие его орбитального движения. Изучение его движения приводит к массе, равной солнечной. Это согласуется с представлением о том, что «черные дыры» суть коллапсировавшие звезды, как бы мертвые звезды – последняя стадия их существования.

На Международном астрономическом съезде в Варшаве в 1973 г. специалисты сообщили, что по расчетам при начальной массе звезды более 10 масс Солнца термоядерный синтез в их ядрах приводит к образованию железного ядра внутри них с плотностью 8 г/см3. Цри повышении температуры свыше 5•109 градусов происходит гравитационный коллапс в форме вспышки сверхновой звезды и образования нейтронного пульсара, если масса железного ядра меньше двух солнечных масс, и «черной дыры» при большей массе. Наблюдения пока ничего не могут сказать о том, что представляют собой звезды перед своей вспышкой как сверхновые.

Сказанное здесь сопоставьте с тем, что рассказывается об эволюции звезд вообще в главе 11. Для лучшего же ознакомления со сверхновыми звездами прочитайте книгу Ю. П. Псковского «Новые и сверхновые звезды» («Наука», 1974).

Глава 9. Мир звездных скоплении и рассеянных газов

Рассеянные и шаровые звездные скопления и ассоциации

Рассеянные и шаровые звездные скопления отличаются друг от друга по виду примерно так же, как неорганизованные толпы людей отличаются от дивизий солдат, построенных в строгом порядке.

Рассеянные скопления находятся внутри нашей звездной системы – Галактики и расположены в ней вперемежку с одиночными звездами: они как бы крупные населенные пункты внутри страны. За их положение в пространстве их иногда и называют галактическими, а за слабую концентрацию звезд к центру скопления их и назвали рассеянными. Звезд в них бывает тысячи, и разбросаны они в пространстве без особой правильности, как палатки цыганского табора.

Примером рассеянных скоплений являются Плеяды. В народе их называют где Стожарами, где – Утиным гнездышком, а где Волосожаром. Осенью они восходят вечером, а зимой вечером стоят уже высоко в небе. Невооруженный глаз средней зоркости видит в этой кучке шесть звезд, а зоркий глаз – от семи до одиннадцати. В поле же зрения телескопа здесь мерцают сотни звезд всевозможного блеска. Принадлежность звезд к данному скоплению обнаруживается из общности их движения в пространстве. Так можно бывает выделить звезды, более к нам близкие или далекие, случайно проектирующиеся на звездное скопление.

Измеряя видимые звездные величины звезд в скоплениях и их спектры или определяя цвета, что доступнее и проще, можно составить для них подобие диаграммы светимостей – спектров. Она чаще всего похожа на такую же диаграмму, составленную для ближайших окрестностей Солнца. Диаграмма эта обычно оказывается неполной из-за отсутствия ветви гигантов (и, конечно, из-за невозможности увидеть в далеких скоплениях белые карлики).

Рис. 165. Фотография рассеянного (галактического) звездного скопления Плеяды

Сравнивая ее с диаграммой для окрестностей Солнца и, так сказать, приравнивая их друг к другу, можно определить разность m – М, т. е. разность между видимой звездной величиной звезд каждого спектрального класса в скоплении и их абсолютной

звездной величиной, а по этой разности, как мы видели, легко подсчитать расстояние до скопления. Зная же расстояние и измерив видимый угловой диаметр скопления, легко определить линейный диаметр скопления в световых годах. Например, Плеяды отстоят от нас на 320 световых лет, и диаметр этой группы звезд – около 30 световых лет.

Вокруг красного Альдебарана, самой яркой звезды в созвездии Тельца, легко заметить немногочисленную и более рассеянную, чем Плеяды, группу звезд скопления Гиад. Всего нам известно около 500 рассеянных скоплений, но мы не знаем еще множества более далеких и слабосветящихся или же скрытых от нас темными туманностями.

В. А. Амбарцумян выделил на небе группы звезд, которые он назвал ассоциациями. Звезды в ассоциации имеют одинаковые физические признаки и разбросаны гораздо сильнее, чем звезды рассеянных скоплений. Последние сами часто входят в состав ассоциаций. Амбарцумян назвал О-ассоциациями группы горячих звезд, содержащих звезды класса О или ранние звезды класса В, и Т-ассоциациями – группы, содержащие переменные звезды типа Т Тельца. Ассоциации выделяют на небе по видимому скучи-ванию таких немногочисленных звезд. Реальность такого видимого скучивания звезд классов О и В требует тщательной проверки. Дело в том, что в Млечном Пути много облаков темной материи. В прорывах между ними существуют просветы – «коридоры видимости». В таком коридоре далекие горячие звезды видны среди более близких и получается лишь видимая большая плотность их на данной площади, в то время как в пространстве такого тесного скучивания их нет.

Но даже тогда, когда оно есть, взаимное тяготение между звездами ассоциации мало, так как они далеки друг от друга и звезды из этой области будут постепенно разбредаться. Установить такое их разбегаыие пока трудно и его существование является предметом споров. По мнению В. А. Амбарцумяна, в О-ассоциациях рождаются и горячие звезды и более холодные – это колыбели их, наряду со звездными скоплениями. Размеры ассоциаций являются промежуточными между размерами рассеянных звездных скоплений и больших звездных облаков.

Шаровые звездные скопления, известные в числе около сотни, имеют своего типичного представителя в лице звездного скопления в Геркулесе, видимого в бинокль как туманная звездочка примерно 6-й звездной величины. Лишь сильный телескоп, а в особенности фотография, показывают, что тут существует целое скопление звезд в форме шара, сильно концентрирующихся к его центру. Тут сотни тысяч звезд, из которых мы видим только ярчайшие. Звезды более слабые по блеску, в частности такие, как Солнце, невидимы. Из-за удаленности от нас и многочисленности звёзды, особенно вблизи центра, сливаются в одно сплошное светлое сияние.

Расстояния до шаровых звездных скоплений долго были загадкой, пока среди их населения не были обнаружены цефеиды. Представьте себе, что в крошечной области неба, занятой скоплением, вы открываете одну, вторую, третью, наконец, десяток цефеид, тогда как вокруг скопления на большом расстоянии вы их не находите ни одной. Может ли это быть случайным совпадением?

Рис. 166. Шаровое звездное скопление

Одна цефеида, более близкая к нам, чем скопление, или более далекая, может проектироваться на скопление – это будет «случайность». Если из всех цефеид в этой области и вторая проектируется там же, это можно назвать «совпадением». Но если их проектируется туда десяток и больше, это уже не может быть, как говорят, «привычкой», ибо привычек у звезд нет. Это может означать лишь то, что цефеиды действительно находятся в самом шаровом скоплении, являются его членами. Наличие цефеид дало возможность определить расстояния до ряда шаровых скоплений, а затем и их размеры. До тех из них, в которых цефеид не оказалось, расстояния, по предположению Шепли (США), можно было определить по видимому блеску наиболее ярких звезд. Для наиболее далеких скоплений, представляющихся пятнышками, в которых отдельных звезд не видно, расстояния можно было определить по видиглым угловым размерам и по видимому суммарному блеску, так как истинные линейные размеры и суммарная светимость у всех шаровых скоплений оказались примерно одинаковыми.

Одно из ближайших к нам шаровых скоплений – то, что находится в Геркулесе, отстоит от нас на 20 000 световых лет, его диаметр – сотня световых лет. Наиболее далекие из шаровых скоплений отстоят от нас на 230 000 световых лет.

Диаграмма спектр – светимость для звезд шаровых скоплений значительно отличается от такой диаграммы для рассеянных скоплений и для окрестностей Солнца. Там существуют и несколько иные типы звезд. Сравнение подобных диаграмм для разных звездных систем позволяет сделать важные заключения о жизненном пути звезд и их систем. Об этом мы узнаем из главы 11.

Немецкий астроном Бааде, работавший в США, впервые указал на существование двух типов звездного населения, имеющих различие и в их распределении в пространстве. Исследования советского астронома Б. В. Кукаркина и его сотрудников показали, что объекты с различными физическими характеристиками (например, переменные звезды различных типов, звездные скопления различного вида и т. п.) входят в состав более разнообразных составляющих нашей звездной системы: плоскую, сферическую и промежуточную. Имеются веские основания предполагать, что объекты, входящие в различные составляющие, имеют разное происхождение и возраст.

Так, например, шаровые скопления и короткопериодические цефеиды входят в состав сферической составляющей, заполняя пространство внутри шара с центром в центре нашей звездной системы. Другие небесные тела, например, горячие гиганты, пылевые и газовые туманности, входят в состав плоской составляющей, сосредоточиваясь преимущественно в тонком слое вдоль плоскости Галактики. Определение расстояний до шаровых скоплений говорит нам о том, что шаровые скопления концентрируются к центру Галактики, но простираются до границ нашей звездной системы, за которыми начинается лишенное звезд пространство. Таким образом, размер системы шаровых скоплений определяет внешние размеры Галактики – того звездного дома с многочисленным населением, в котором мы живем.

Что же находится за пределами этого дома? Есть ли там еще другие звездные дома, другие звездные вселенные, другие галактики, сходны ли они с нашей или не похожи на нее? Об этом читайте в главе 10.

Туманный газ

Линии спектра показывают, что газовые туманности состоят из водорода, гелия, азота, кислорода, углерода и некоторых других химических элементов.

Но самыми яркими в спектре являются две зеленые линии, которые более полувека приписывались неизвестному газу, так как ни один химический элемент в лаборатории не обнаруживал этих линий ни при каких условиях. Как неизвестный газ на Солнце был назван «солнечным» или «гелием», так неизвестный газ туманностей был назван «туманным» или «небулием» (от латинского «небула» – туманность).

Рис. 168. Спектры планетарных туманностей

Годы шли, но загадка небулия не разрешалась. Только успехи теории спектров и теории атомов позволили разоблачить незнакомца.

Подобно коронию на Солнце, «туманный газ» вырядился в незнакомую одежду из зеленых линий спектра и под ними скрыл себя. Уже давно было ясно, что небулий – замаскировавшийся знакомец, так как для него не осталось места в периодической системе элементов Д. И. Менделеева.

Маску с небулия сорвал в 1927 г. Боуэн, вычисливший длины волн почти всех линий спектра, какие только могут когда бы то ни было давать химические элементы, уже обнаруженные в туманностях. Зеленые линии оказались «запрещенными» линиями дважды ионизованного кислорода. В туманностях дважды ионизованный кислород излучает как свои «разрешенные» линии, так и «неразрешенные», и последние у него даже ярче первых. В рассказе о разоблачении солнечного «корония» объяснялось, что такое запрещенные линии и отчего они почти не наблюдаются в лабораториях. Для их излучения газ должен быть крайне разрежен, а энергия, падающая на него от звезды, также должна быть крайне разрежена, т. е. газ должен находиться достаточно далеко от звезды, где освещение очень слабо. В лаборатории и до сих пор не удалось с уверенностью вызвать появление зеленых линий дважды ионизованного кислорода, потому что на Земле мы еще не можем предоставить ему для этого нужных условий. Лучшие наши воздушные насосы не в состоянии даже отдаленно создать такое разрежение газа, какое существует в газовых туманностях. А между тем этот газ, который с земной точки зрения гораздо разреженнее, чем то, что мы называем пустотой под колпаком воздушного насоса, ярко светится. Мы его видим на расстояниях в тысячи световых лет, а если говорить о газовых туманностях, обнаруженных в других галактиках, – то и на расстояниях в миллионы световых лет. В лаборатории до сих пор не наблюдаются многочисленные другие линии спектра туманностей, менее яркие, чем зеленые, и также приписывавшиеся все тому же небулию. Они оказались запрещенными линиями того же кислорода, но однажды ионизованного или нейтрального, а также запрещенными линиями других известных химических элементов.