Текст книги "Сокровища звездного неба"

Автор книги: Феликс Зигель

сообщить о нарушении

Текущая страница: 9 (всего у книги 22 страниц)

Персей

 

На старинных звездных картах Персей изображен в воинственной позе. В правой руке он держит высоко занесенный меч, а в левой – страшную голову Медузы. Наблюдая небо, арабы в средние века заметили, что одни глаз Медузы застыл и неподвижен, а второй... время от времени подмигивает! Пораженные, они назвали мигающий глаз Медузы (он же – звезда  βсозвездия Персея) «дьяволом» или по-арабски «Алголем».

В Европе на переменность Алголя впервые обратил внимание еще в 1667 г. итальянский астроном и математик Монтанари. Ему, правда, не удалось выяснить закономерности изменения блеска Алголя. Сделал это уже известный нам Джон Гудрайк. С 1782 по 1783 г. он каждую ясную ночь оценивал блеск Алголя, и ему удалось установить строгую периодичность в «подмигивании» глаза Медузы.

На протяжении двух с половиной суток Алголь сохраняет неизменным свой блеск звезды 2,2 ^m. Но потом в продолжение почти девяти часов блеск его вначале уменьшается до 3,5 ^m, а затем снова возрастает до прежнего значения. Промежуток времени между двумя последовательными минимумами блеска этой переменной близок к 2 суткам 21 часу (по современным данным, период Алголя равен 2 суткам 20 часам 49 минутам 02,50 секунды).

Гудрайк этим не ограничился. Он дал совершенно правильное объяснение переменности Алголя: «Если бы не было еще слишком рано,– пишет он,– высказывать соображения о причинах переменности, я мог бы предположить существование большого тела, вращающегося вокруг Алголя...».

Около двухсот лет гениальная догадка Гудрайка оставалась лишь гипотезой. Но в 1889 г. в спектре Алголя были замечены периодические смещения спектральных линий, причем период этих смещений в точности равен периоду изменения блеска. Тем самым было окончательно доказано, что Алголь – спектрально-двойная звезда, а колебания блеска вызваны периодическим затмением спутником главной звезды.

Алголь – первая затменная переменная звезда, обнаруженная человеком. Сейчас такого типа звезд известно более четырех тысяч. Вполне естественно, что из них лучше других изучен Алголь. Мы знаем об этой звезде много любопытного.

На рис. 35 представлена кривая изменения блеска «дьявольской» звезды. Для непосвященного в тонкости астрономических исследований она мало о чем расскажет. Астроному же она представляется необычайно красноречивой.

рис. 35

Вы, например, замечаете, что между двумя главными минимумами «глубиной» в 1,27 ^m, есть, гораздо более мелкий вторичный минимум. Для глаза он неощутим (его «глубина» всего 0,06 ^m), но современными методами астрофотометрии вторичный минимум и обнаружен, и промерен. Но если он есть, значит, спутник Алголя не совсем темный, а светящийся лишь менее ярко, чем главная звезда. Тогда на кривой изменения блеска отразятся оба затмения: и когда главная звезда закрыта частично спутником (главный минимум), и когда сам спутник заходит за главную звезду (вторичный минимум). И в том, и в другом случаях, правда, в разной степени, общий блеск системы уменьшается.

Всмотритесь внимательнее в рис. 35. От главного до вторичного минимума и обратно блеск Алголя несколько меняется: кривая блеска сначала идет вверх, а потом, после вторичного минимума,– вниз. Этот тонкий эффект называется «эффектом фазы». Да, аналогия с фазами Луны или, еще полнее, с фазами внутренних планет здесь налицо. Главная звезда освещает более темный спутник, и на нем (несмотря на его свеченне!) возникают непрерывно меняющиеся фазы. Из-за этого, строго говоря, непрерывно меняется и блеск Алголя.

Ограниченные рамки этой книги не позволяют нам остановиться на других тонких эффектах, отражающихся в кривой изменения блеска затменных переменных. Заметим лишь, что для звезд типа Алголя удается определить не только орбиты компонентов, но и их размеры, массу, плотность и многие другие свойства. Вот, например, только некоторые подробности об Алголе: главная звезда – голубовато-белый гигант с температурой поверхности около 15 000 К. Ее поперечник равен 5 800000 км (у Солнца —1391000 км). Спутник несколько меньше (диаметр около 4 млн. км) и холоднее. Но это – самая настоящая желтоватая звезда с температурой поверхности около 7000 К, что на 1000 К горячее температуры поверхности нашего Солнца. Неправда ли, поразительно, что на такой ослепительной поверхности проявляется «эффект фазы»?

Обратите внимание и на другой факт: разница температур в не-сколько тысяч кельвинов вполне достаточна для создания такого «эффекта затмения», который легко обнаруживается даже глазом, без каких-либо дополнительных фотометрических приборов.

Расстояние между центром Алголя и его более холодного спутника составляет почти 10400000 км (для сравнения напомним читателю, что радиус орбиты Меркурия близок к 58 млн. км). С помощью обобщенного закона Кеплера вычислены массы обеих звезд. Спутник имеет такую же массу, как Солнце, а главная звезда – в 4,6 раза массивнее. И та и другая звезда весьма разрежены. Средние плотности Алголя и его спутника (по отношению к средней плотности Солнца, принятой за единицу) равны соответственно 0,07 и 0,04.

Давно уже было подмечено, что период изменения блеска Алголя непостоянен. Меняется он хотя и в небольших пределах, но довольно сложным образом. Только недавно установлена причина этого явления: оказывается, удивительная «дьявольская» звезда не двойная, а тройная! У Алголя есть еще один, более далекий спутник, завершающий оборот вокруг главной звезды за 1,87 земного года. Плоскость его орбиты расположена так, что затмений он не вызывает. Но в движении Алголя и его первого спутника второй спутник вызывает возмущения, которые и сказываются в колебаниях периода. Вот как необычен подмигивающий глаз Медузы – спектрально-тройная и затменная переменная звезда Алголь, расстояние от Солнца до которой составляет 32 пк.

Из ярких переменных созвездия Персея упомянем еще звезду ρ. Эта красная холодная звезда – полуправильная переменная. Блеск ее колеблется в пределах от 3,2 ^mдо 3,8 ^m. Довольно четко намечается период в 33—35 суток, на который, быть может, накладываются долгопериодические колебания блеска с периодом около 1100 дней.

На полпути между звездами  αПерсея и  δКассиопеи находится одно из красивейших рассеянных звездных скоплений. Глаз здесь видит продолговатое, неправильных очертаний светлое пятнышко. Направьте сюда телескоп и при малом увеличении вы увидите изумительный по красоте рой звезд. Сотни искрящихся точек беспорядочно усеивают поле зрения телескопа. Сразу видно, что скопление двойное, в нем есть два центра сгущения звезд. Поэтому оно и обозначается двумя буквами:  χи hПерсея (рис. 36).

рис. 36

Хотя оба скопления кажутся одинаково удаленными от Земли, на самом деле это не так. До скопления h1900 пк, до скопления  χ2000 пк. Линейные поперечники их почти одинаковы: у h17 пк, у  χ14 пк. Из ярких рассеянных звездных скоплений эти два – самые многочисленные. В скопление  hвходит около 300 звезд, в скопление  χ– около 200. Как уже отмечалось, звездные скопления представляют собой не случайно встретившиеся в ограниченной области пространства группы звезд (вероятность подобного события близка к нулю), а сообщество объектов, образовавшихся совместно из каких-то дозвездных форм материи.

Известный советский астроном академик В.А.Амбарцумян еще в 1947 г. доказал, что некоторые из звездных групп, так называемые звездные ассоциации, имеют в космических масштабах очень малый возраст, то есть, иначе говоря, что процесс звездообразования продолжается и в настоящую эпоху.

Замечательно, что как раз скопления χи hПерсея являются центральной частью, своеобразным «ядром» одной из наиболее известных звездных ассоциаций. В космических окрестностях этих скоплений на расстояниях, доходящих до десятка диаметров каждого из них, открыто сравнительно много (75) сверхгигантских горячих звезд. Такие звезды вообще редкость, а объединение их в сравнительно небольшом объеме пространства никак не может считаться игрой случая. Случайная встреча 75 звезд в этом месте нашего звездного города с его населением в 150 миллиардов солнц столь же невероятна, как случайная одновременная встреча 75 знакомых на улицах Москвы или другого подобного города.

Значит, ассоциация в Персее (как и другие звездные ассоциации)– это группа совместно образовавшихся звезд. Если ассоциация состоит в основном из сверхгигантских очень горячих звезд, она называется О-ассоциацией. Для О-ассоциаций характерно, что в своем составе они имеют одно или несколько «ядер», причем роль последних часто исполняют рассеянные звездные скопления из горячих звезд. Как раз такими «горячими» скоплениями и являются  χи  hПерсея. В Персее есть еще одна О-ассоциация, группирующаяся вокруг сверхгигантской горячей звезды ζ. В состав ассоциации входит и сама эта звезда, и небольшое рассеянное звездное скопление, расположенное вблизи этой звезды.

Вторая О-ассоциация в Персее, или Персей II, как ее условно обозначают, малочисленнее первой. В нее входят всего 12 звезд, в том числе и очень горячая белая звезда  ξ(температура ее поверхности близка к 30 000 К). Из звездных ассоциаций – это самая близкая. Расстояние до нее всего 290 пк. Размеры (в картинной плоскости) 50 пк на ЗО пк.

В 1953 г. голландский астроном Блаау открыл, что звезды, составляющие ассоциацию Персей II, разбегаются во все стороны от ее центральной части. Посмотрите на рис. 37. Здесь показана ассоциация Персеи II. Направление движений звезд указано стрелками, а длина этих стрелок соответствует пути, который пройдут эти звезды на небе за ближайшие 500 000 лет.

рис. 37

По оценке Блаау, средняя скорость расширения ассоциации Персей II близка к 12 км/с. Но тогда нетрудно подсчитать, что 1,3 миллиона лет назад звезды ассоциации были сосредоточены в очень малом, практически в «точечном» объеме пространства. Иначе говоря, ассоциация Персей II возникла примерно 1,3 миллиона лет назад. Для звезд это срок очень малый. Если считать, что продолжительность жизни звезд измеряется десятками миллиардов лет, то звезды ассоциации Персей II – буквально новорожденные младенцы. В масштабе средней продолжительности человеческой жизни (70 лет) возраст звезд ассоциации соответствует возрасту однодневного младенца!

Направьте бинокль на этот участок неба, посмотрите на эти недавно возникшие звезды! Мы не видим ни в один телескоп тех тел, которые могли бы считаться «родителями» звездных ассоциаций. В.А.Амбарцумян приводит серьезные аргументы в пользу того, что эти пока неведомые и не наблюдаемые нами «дозвездные тела» при малых размерах должны обладать колоссальными запасами энергии и чудовищной плотностью. По некоторым расчетам кусочек «дозвездного вещества» объемом с булавочную головку должен иметь массу в сотни тысяч тонн! Вот какие необычные объекты, быть может, таит в себе созвездие Персея.

Овен

 

Созвездие Овна бедно интересными объектами. Но и здесь есть нечто, безусловно заслуживающее внимания.

Для созвездия Овна характерна тройка звезд α, β,  γ ,выделяющаяся на окружающем, бедном яркими звездами фоне. Звезда  γ– физическая двойная звезда. Обе составляющие похожи друг на друга. Это – горячие бело-голубые звезды с температурой поверхности около 11000 К. Угловое расстояние между ними равно 8", и потому эта пара – легкий объект даже для школьных телескопов.

Примечательно, что  γОвна – первая обнаруженная в телескоп двойная звезда. Открыл ее двойственность еще в 1664 г. знаменитый английский физик Роберт Гук. Любопытна его запись по этому поводу: «Я заметил, что она состоит из двух маленьких звезд, очень близких между собой. Подобного явления я ни разу еще не замечал на всем небе».

Интересна также двойная звезда  λОвна, состоящая из звезд 5 ^mи 7 ^m, разделенных промежутком в 38". С 1781 г., когда впервые было измерено взаимное расположение этих звезд, они остаются неподвижными одна относительно другой. Но обе они летят в пространстве в одном направлении и с одной скоростью, что вряд ли является простым совпадением. В таких случаях принято считать, что орбитальное движение звезд незаметно из-за колоссальной продолжительности периода обращения.

Треугольник

 

В этом маленьком созвездии, насчитывающем всего 15 видимых невооруженным глазом звезд, видна одна из самых близких к нам и наиболее изученных галактик (МЗЗ). Искать ее нужно правее  αТреугольника в направлении почти к  βАндромеды – звезде Мирах.

Предупреждаем читателя, что галактику М33 увидеть нелегко. Хотя после туманности Андромеды это самая яркая галактика (ее суммарный «интегральный» блеск равен блеску звезды 6,2 ^mповерхностная яркость МЗЗ мала и наблюдать ее стоит только в самые темные звездные ночи.

В школьный телескоп вы увидите маленькое круглое светящееся пятнышко. Запомните, что в этот момент ваш глаз воспринял свет, посланный этой далекой (хотя и соседней) звездной системой 2300 000 лет назад!

На хороших фотографиях (рис. 38) галактика М33 очень эффектна. Мы ее наблюдаем почти «плашмя», и нам хорошо доступны для обозрения ее спиральные ветви. Они развиты гораздо полнее, чем в туманности Андромеды или у нашей Галактики. Соответственно меньший объем занимает и ядро М33.

рис. 38

Галактика в Треугольнике по своему поперечнику почти втрое меньше туманности Андромеды. Она насчитывает в своем составе примерно в 100 раз меньшее количество звезд. Среди них открыто полсотни переменных, главным образом цефеид. Есть там газовые туманности, по спектру вполне напоминающие наши «галактические». В ядре, по-видимому, сосредоточены главным образом горячие звезды, что отличает М33 от туманности Андромеды и нашего Млечного Пути.

Интересно, что на фотографиях, снятых с красным фильтром, галактика М33 кажется «размазанной», совершенно потерявшей свою спиральную структуру. Это и не удивительно – спирали состоят из горячих звезд, излучающих «голубоватые» лучи с малой длиной волны, а сферический «ореол» вокруг спиральных галактик (в том числе и М33) включает в себя множество красных гигантов. Они-то и создали сплошную вуаль на фотоснимках с красным фильтром, затушевав этим спиральный силуэт М33.

В галактике М33 много космической пыли, которая часто имеет облик темных «каналов». Эти «каналы» в некоторых районах М33 (как и в М31) распадаются на цепочки небольших шаровидных туманностей, причем многие сгущения сверхгигантских звезд и пыли имеют сходные формы и размеры. Невольно приходит на ум аналогия со скоплениями глобул, которые видны в нашей Галактике. Но происходит ли и в М33 почти на наших глазах возникновение исполинских «протозвезд» при сгущении газопылевой материи?

Любопытно, что в центре М33 (как и во многих других спиральных галактиках) найден керн диаметром 5", что соответствует его линейному поперечнику 20 пк.

Рыбы

 

Главная звезда  αэтого созвездия одновременно и его главная достопримечательность. В бинокль хорошо видно, что  αРыб – голубая горячая звезда с температурой поверхности около 10 000 К. Ее блеск 4,3 ^m. На расстоянии 2,03" от главной звезды есть спутник – такая же горячая, но чуть меньших размеров звезда 5,2 ^m. Разделить эту пару в большой школьный рефрактор трудно, но при благоприятных условиях наблюдение все же возможно.

Пара эта – физическая, причем период обращения звезд вокруг их общего центра масс равен 720 годам. С помощью спектрального анализа доказано, что каждый из компонентов в свою очередь является спектрально-двойной звездой. Здесь мы снова встречаемся с «четвертой» или, лучше сказать, кратной звездой. Четыре солнца, физически взаимосвязанных друг с другом, разбившись на две нары, водят хоровод вокруг математической точки, называемой центром масс системы! И в этой далекой от нас группе из четырех солнц (расстояние до нее 40 пк) действуют те же законы небесной механики, что и в Солнечной системе.

Кит

 

Созвездие Кита – одно из самых крупных на небосводе. Оно включает в себя ровно 100 звезд, доступных невооруженному глазу. Какая из них самая яркая? Вопрос, казалось бы, очень простой, но ответ на него не совсем обычен – «смотря когда». Да, в разные моменты времени поставленный вопрос допускает разные ответы. И секрет этого странного положения заключается в том, что самая яркая (иногда) звезда созвездия Кита одновременно является переменной звездой.

Впервые заметил это современник Галилея и один из лучших наблюдателей той эпохи немец Давид Фабрициус. Открытие произошло совершенно случайно. Утром 13 августа 1596 г. Фабрициус занимался наблюдениями Меркурия. Телескопов тогда еще не было, и Фабрициус собирался измерить угловое расстояние от планеты до звезды 3 ^mиз созвездия Кита. Раньше он эту звезду никогда не видел, не нашел он ее и на звездных картах и на звездных глобусах того времени. Впрочем, и те и другие были неточны, и пропуск какой-нибудь не очень яркой звезды не являлся исключением.

Все же, будучи очень аккуратным наблюдателем, Фабрициус принялся следить за незнакомой звездой. К концу августа ее блеск возрос до 2 ^m, но потом в сентябре звезда поблекла, а в середине октября и вовсе исчезла. В полной уверенности, что это – новая звезда, подобная той, которую наблюдал Тихо Браге в 1572 г., Фабрициус прекратил наблюдения. Каково же было удивление Фабрициуса, когда спустя тринадцать лет, в 1609 г., он снова увидел удивительную звезду!

К середине XVII в. было окончательно установлено, что загадочная звезда из созвездия Кита – переменная звезда с очень длинным периодом изменения блеска и большой амплитудой. Так была впервые в Европе открыта в полном смысле слова переменная звезда, возглавившая собой особый класс долгопериодическихпеременных звезд. Еще Гевелий назвал необыкновенную звезду из созвездия Кита «Удивительной» или «Дивной» (по-латыни «Мира»). Можно с уверенностью сказать, что физические свойства Миры вполне оправдывают ее название.

Мира Кита ( оКита) меняет свой блеск в пределах от 3,4 ^mдо 9,3 ^m. Иначе говоря, в максимуме блеска она одна из самых ярких звезд созвездия, а в минимуме недоступна даже хорошему биноклю (рис. 39).

рис. 39

Оговоримся, что мы указали средние значения блеска Миры в моменты максимума и минимума. Иногда же Мира становится звездой 2,0 ^m, то есть ярчайшей звездой созвездия Кита. Бывает и так, что в минимуме блеска она ослабевает до 10,1 ^m. Не остается постоянным и период – лишь в среднем он равен 331,62 суток. От периода к периоду заметно меняется и форма кривой изменения блеска. Этой изменчивостью Мира и другие долгопериодические переменные отличаются от цефеид с их почти стабильными периодами и кривыми блеска.

Как Мира, так и все другие без исключения переменные того же типа – холодные красные гиганты с очень низкой температурой поверхности (около 2300 К). Атмосферы их настолько холодны, что в спектрах долгопериодических переменных звезд в изобилии встречаются полосы поглощения различных химических соединений (в частности, окиси титана и циркония). Эти соединения весьма чувствительны даже к небольшим колебаниям температуры, которые сразу же сказываются в колебаниях интенсивности полос. Именно по этой причине колебания блеска долгопериодических переменных в видимом диапазоне спектра имеют очень большую амплитуду, тогда как общее излучение звезды меняется в значительно меньших пределах.

В спектре Миры и ей подобных звезд в периоды максимума блеска появляются яркие линии излучения, принадлежащие водороду и некоторым металлам. В минимуме блеска они превращаются в линии поглощения. Долгопериодические переменные пульсируют, как и цефеиды,– об этом совершенно явно свидетельствуют периодические смещения линий в их спектрах (рис .40)

рис .40

Как можно объяснить переменность Миры и других звезд этого класса? Когда красные гиганты пульсируют, меняется и температура их поверхности, что сразу сказывается (этого нет у более горячих цефеид) на оптических свойствах атмосфер. При повышении температуры химические соединения разлагаются и атмосфера становится более прозрачной, с похолоданием наступает обратное. Известная роль принадлежит и тем горячим водородным массам, которые в эпохи максимума блеска извергаются в атмосферу и дополнительно увеличивают яркость звезды (именно они и дают яркие «эмиссионные» линии в спектре). Таково наиболее правдоподобное объяснение удивительных изменений, регулярно происходящих с Мирой Кита. В 1919 г. заметили, что на спектр Миры накладывается второй спектр, принадлежащий какой-то очень горячей белой звезде: Четыре года спустя совсем рядом с Мирой, на расстоянии всего 0,9", был открыт спутник – горячая звезда 10 ^m. Главную звезду он обходит, по-видимому, за несколько сотен лет. Есть подозрение, что этот спутник в свою очередь является переменной звездой неизвестного типа. Тесное, в буквальном смысле слова, содружество двух совершенно различных по физическим характеристикам звезд, к тому же переменных, весьма любопытно.

Можно только радоваться, что наше Солнце не принадлежит к классу долгопериодических переменных. Излучение Миры (в видимом диапазоне спектра) меняется от максимума к минимуму в сотни раз! Если бы столь резко колебалось солнечное излучение, это сказалось бы самым губительным образом на органическом мире Земли. Вряд ли поэтому вокруг Миры и похожих на нее звезд вращаются обитаемые планеты.

В созвездии Кита найдите яркую звезду 3,5 ^m, о которой можно утверждать, пожалуй, совершенно противоположное. Это τКита, получившая в последние годы широкую известность. Найти ее по звездной карте нетрудно.

Тау Кита обладает очень быстрым собственным движением. За год на небосводе она смещается почти на 2". Это верный признак близости звезды к Земле. И действительно,  τКита – одна из ближайших звезд. Расстояние до нее составляет всего 12 световых лет.

Тау Кита – желтая карликовая звезда, похожая на наше Солнце, только чуть меньше его и холоднее. Сходство, хотя и неполное, проявляется по многим характеристикам. Как и Солнце, она, по-видимому, медленно вращается вокруг своей оси (у Солнца этот период в среднем близок к месяцу). Между тем горячие звезды спектрального класса А и более «ранних» вращаются вокруг своих осей очень быстро, примерно в сотни раз быстрее Солнца. Начиная же со звезд спектрального класса F наблюдается резкий скачок в сторону уменьшения скорости вращения. Есть серьезные основания думать, что этот скачок вызван влиянием планет, обращающихся вокруг более холодных звезд. Эти планеты, как и в нашей Солнечной системе, взяли на себя львиную долю общего «запаса движе-ния» (момента количества движения), и потому звезды, вокруг которых они обращаются, обладают очень медленным осевым вращением.

Вот по всем этим причинам и заподозрено, что  τКита не только внешне похожа на Солнце, но, может быть, вокруг нее кружатся обитаемые планеты! Подозрение это настолько серьезно, что одно время радиотелескопы американских астрономов внимательно «подслушивали»  τКита, надеясь принять радиосигналы наших далеких «братьев по разуму». Пока космос безмолвствует, но кто может поручиться, что это безмерно дерзкое предприятие не завершится когда-нибудь блестящим, создающим совершенно новую эпоху открытием?

В созвездии Кита есть еще один примечательный объект – пе-ременная звезда UV Кита, находящаяся недалеко от звезды  αэтого созвездия. Она возглавляет особую группу вспыхивающихзвезд. Эта карликовая красная звездочка спектрального класса М5 иногда за очень короткий срок (несколько десятков секунд!) увеличивает свой блеск с 13-й (обычной) до 7-й звездной величины; после этого ее блеск медленно убывает. Возвращение звезды в обычное ее состояние занимает от 10—20 минут до нескольких часов. Сами же вспышки UV Кита повторяются в среднем через 20 часов. Найдите в бинокль или телескоп UV Кита и посмотрите, в каком состоянии она сейчас находится. А если удастся, проследите изменение ее блеска.

Звезд типа UV Кита в окрестностях Солнца известно уже около 80. Несколько сотен звезд этого типа найдено в соседних звездных скоплениях. Любопытно, что к звездам типа UV Кита принадлежит и ближайшая к нам звезда – Проксима Центавра.

За время вспышки звезды типа UV Кита выделяют энергию порядка 10 ³³эрг. При этом они выбрасывают в окружающее пространство горячие (более 10000 К) облака газов. Видимо, такие вспышки имеют сходную природу с хромосферными вспышками на Солнце, отличаясь от них, правда, гораздо большими масштабами.

Академик В.А.Амбарцумян и его сторонники полагают, что вспышки звезд типа UV Кита связаны с выделением из их недр сравнительно небольших порций «дозвездного вещества». Достоверных знаний в этом вопросе пока слишком мало для окончательных суждений. По ряду признаков звезды типа UV Кита, по-видимому, принадлежат к числу молодых звезд.

Одна из самых трудных проблем современного естествознания – проблема происхождения и эволюции космических тел. Из-за того что скорость света – величина ограниченная (300 000 км/с), Вселенную мы всегда видим в прошлом, причем в тем более отдаленном прошлом, чем дальше от нас находится объект. Для тел Солнечной системы этот эффект существенной роли, конечно, не играет. (Скажем, Солнце мы видим всегда таким, каким оно было 8 минут назад.) Нo для далеких звездных систем «запаздывание» во времени оказывается настолько существенным (миллионы и миллиарды лет), что, продвигаясь в глубь Вселенной, мы одновременно проникаем и в ее отдаленное прошлое. Так, например, квазары представляют собой наверняка одни из самых древних объектов Вселенной. Если и в самом деле 15 миллиардов лет назад с Большого Взрыва началась история нашей Вселенной, то квазары, удаленные от нас на 10—12 миллиардов световых лет являют собой первичные формы космического вещества.