Глава 1 - Вселенная

 

Тропа Астрономическая

 

от Ньютона

 

Ну вот, теперь мы достаточно подкованы, чтобы вернуться на небесную тропку, которую после Ньютона с полным правом можно называть Астрономической. В том месте, где мы ее покинули, она Астрономия еще оставалась “оптической”, то есть наблюдать можно было только видимое излучение звезд приходящий от них свет. Но в непредсказуемых извилинах ЧЧ и этот еле заметный свет освещал все больше и больше…

Во-первых, они теперь уже твердо знали, что все состоит по крайней мере на Земле из элементов-атомов, которых хоть и много, но не слишком, а в Таблице они и вообще удобообозримы и предсказуемы. И, скорее всего, в космосе тоже из этих же элементов все состоит…

Во-вторых, в их руки (извилины?) попал новый инструмент: спектры, а они позволяли понять многое воистину «чтобы понять пуста ли бочка, необязательно в нее нырять».

В-третьих, сами телескопы становились (простите, не “становились” — вездесущие и неугомонные ЧЧ делали их) все лучше и лучше и позволяли заглядывать все дальше.

В-четвертых, теория Ньютона позволяла теперь взяться за старые наблюдения, выполненные великими нашими предками, и пересчитать их заново в поисках «неправильностей», на основе которых можно было бы поискать неоткрытые еще объекты…

 

Сэр Вильям Гершель (Sir William Herschel, 1738-1822)

родился в Ганновере и в то время сэром, естественно, не был. А отправился он 19-летним юношей в 1757 году в Англию изучать музыку и остался там органистом и учителем музыки. Но музыка оказалась лишь “телесным” хлебом, а “духовным” стала астрономия: все свободное от музыки время он мастерил телескопы (и они у него получались много лучше, чем у других современников) и разглядывал небо. С 1774 года он капитально взялся за небо стал подсчитывать звезды в разных его частях с целью определить структуру Вселенной…

В 1781 он попутно открыл Уран (за что его произвели в специально для него созданную должность «астронома при дворе Короля» Георга III тут то он и стал сэром), позднее 4 его спутника, но главное в последующие десяток лет он установил, что Млечный Путь диск; что многие “звездные острова” находятся вне этого диска; что двойные звезды вращаются вокруг общего центра… Ему активно помогала его сестра Каролина Лукреция, сама обнаружившая восемь комет. После его смерти она создала каталог найденных им “звездных островов” и двойных звезд.

Не избежал вируса и его сын сэр Джон Гершель (sir John Frederick William Herschel, 1792-1871). Он продолжил каталог, вторично перемерял открытые отцом двойные звезды и на основе разницы в данных (за счет промежутка времени между наблюдениями) вычислил орбиты многих из них. В 1833 году отправился в Южную Африку наблюдать южное небо, через пять лет вернулся с 5000 звездных скоплений и 10 000 двойных звезд в обоих полушарих неба (каталог был опубликован уже после смерти, в 1874 году).

 

Открытие Урана потрясло всех, не только астрономов. А астрономы стали настойчиво искать нет ли там еще чего?

В 1843 году молодой математик Джон Адамс (John Couch Adams, 1819-1892) на основе законов Ньютона и “неправильностей” движения Урана вычислил местоположение новой планеты и послал запрос Джорджу Эри (1801-1892) в надежде, что тот обнаружит ее с помощью большого телескопа Королевской обсерватории в Гринвиче. Но Эри не придал значения работе столь молодого человека... В 1846 году математик Урбен Леверье (Urbain Jean Joseph Leverrier, 1811-1877) опубликовал работу с аналогичными результатами и обратился к Иоганну Галле (Johann Galle, 1812-1910) из Берлинской обсерватории с просьбой поискать планету. Галле получил письмо 23 сентября 1846 года… и в эту же ночь нашел ее. Ее назвали Нептун. А сомнения в верности теории Ньютона (если у кого еще и были) отпали окончательно…

 

Жаль, что нельзя привести полный список открытий кто, когда… Это заняло бы слишком много места и времени. Очень жаль. Но придется ограничиться простым перечислением типов объектов, открытых ЧЧ в “оптическом окне” естественно, это были главным образом звезды.

обыкновенные, если так можно сказать о звездах. Очень разные красноватые, голубоватые, белые, желтые, огромные, маленькие… Наиболее обширный слой объектов.

двойные: визуально-двойные (т.е. видно в телескоп, что там две звезды вращаются вокруг общего центра) и спектрально-двойные (т.е. в телескоп двух не видно, но спектра два). Существуют также кратные тройные, четверные…

переменные: периодически меняющие свой блеск (видимую звездную величину). Их известно уже около 30 000, еще 15 000 заподозрены в переменности, но еще не изучены. Подразделяются на 7 подклассов, наиболее известны из которых ŒЦефеиды звезды, меняющие свой блеск довольно сильно, бывает аж до двух звездных величин между максимумом и минимумом (до 2m) и не очень быстро (десятки - сотни суток) “долгопериодические переменные”; типа RR Лиры тоже переменные, только меняющие свой блеск быстро за доли суток “короткопериодические переменные”.

новые и сверхновые: яркость которых увеличивается внезапно на 10-12 звездных величин (для сверхновых на десятки звездных величин), держится на максимуме несколько дней, а затем плавно спадает в течение многих лет или десятилетий.

  кометы; спутники планет; сами планеты.

Черная Дыра. Ее, конечно, в оптическом окне не открывали, но обсуждали уже тогда. Это гипотетическая звезда (или область пространства), поле тяготения которой настолько сильно, что даже скорость света оказывается меньше “2-й космической” то есть скорости отрыва от нее. И, следовательно, ее не может покинуть даже свет: она ничего не излучает…

 

И все-таки не могу не упомянуть одного имени.

Цефеиды получили свое название от d Цефея. В 1784 году 18-летний юноша Джон Гудрайк открыл первую короткопериодическую звезду (Алголь - b Персея), объяснил (правильно!) причины изменения ее блеска, потом открыл переменные d Цефея и b Лиры. В 19 лет награжден золотой медалью Королевского Общества, в 21(!) год избран его действительным членом (это возраст совершеннолетия в Англии, раньше нельзя было избрать). А через две недели после избрания скончался… Всего 21 год провел на нашей Земле этот глухонемой от рождения парень…

Но имя его вы найдете легко — в любой книжке о звездах.

 

Даже этот сверхкраткий перечень невольно приводит к мысли о срочной необходимости какой-то систематизации. Пока все эти мириады звезд представляли собой неорганизованную кучу. А это удручало.

Надо было что-то делать.

 

Вселенная тем временем стала несколько побольше.

Но самое главное всем исследователям постепенно становилось ясно, что называть вот это все Вселенной как-то неудобно: все это тут недалеко, а там, дальше, столько звезд…во всех направлениях, всех цветов, гиганты и карлики, двойные и кратные, и целые скопления…

К началу XX века считалось, что Солнце находится в центре Млечного Пути (к этому времени его чаще стали называть просто Галактикой, с большой буквы в отличие от прочих галактик), хотя большинство астрономов в этом сомневалось: урок Коперника не был забыт, да и Солнце наше во всех отношениях самая обычная средняя звезда, почему же она должна быть в центре Вселенной?

Однако истина не находится большинством голосов.

Истиное положение Солнца в Галактике окончательно установил астроном Харлоу Шепли (1885-1972)... 26 апреля 1920 года в Национальной Академии Наук в Вашингтоне состоялся знаменитый диспут Шепли — Хебер Кертис (1872-1942) по двум пунктам: Œнаходится ли Солнце в центре Галактики и тождествен ли Млечный Путь всей Вселенной или он является только одним из “островков”. Кертис считал, что Солнце находится в центре Млечного Пути, а сам он лишь одна из галактик, заполняющих Вселенную. Шепли утверждал, что Солнце расположено на окраине Млечного Пути и что он заключает в себе всю Вселенную. Победителя на диспуте не было…

Итак, картина уже очень сильно отличалась от предыдущих: бывшая Вселенная окончательно оторвалась от звезд, несколько скукожилась и стала Солнечной системой, то есть нашим близким и более-менее понятным подворьем; звезды оторвались от своей “сферы” и остались где-то там, не очень понятно где, поскольку уже стало ясно, что все они на разных расстояниях; непонятно стало что же теперь считать Вселенной до куда “вверх”? А как только этот вопрос сформировался, немедленно возник и “зеркальный” а “вниз” до куда? К примеру, атомы они часть Вселенной или как?.. Что все ко всему притягивается ясно, но до каких расстояний? Беспредельно? И как это оно притягивается мгновенно и всегда?.. Солнце горящий шар, другие звезды, видимо, тоже. Что за дрова горят в этих печках? Так мощно и так долго?.. Некоторые звезды, похоже, гораздо больше Солнца, есть и поменьше они отличаются только размерами? Или есть и другие, принципиальные различия?..

Вопросов стало так много, что, строго говоря, картина и картиной-то быть перестала. Ведь картина нечто цельное, воспринимаемое как единый образ. Старый образ Вселенной рассыпался. Новый пока не возник: имелись многочисленные фрагменты разной степени в основном очень низкой понятности

Изложенное выше состояние принято считать знаменующим конец первых двух эр в познании Вселенной геоцентрической и гелиоцентрической и благополучное прибытие нас в новую эру (бесцентрическую?), третью, в которой мы нынче и пребываем. Некоторые исследователи, правда, отсчитывают начало третьей эры от появления радиоастрономии, то есть примерно на полвека позже.

Но суть от этого не меняется а суть-то в том, что надо было переосмысливать устройство мира.

Кардинально.

 

 

Диаграмма

 

Давно замечено, что после взбирания на очередную ступеньку познания с ее высоты удается очень многое объяснить зачастую такое, которое до того взаимосвязанным и не считалось, как лунно-солнечные приливы, к примеру, после появления теории тяготения Ньютона. Но тут же возникает и очень много новых вопросов зачастую таких, о которых раньше и не подозревали.

«Время разбрасывать камни и время собирать камни...»

Начало “нашей эры” в познании Вселенной ознаменовалось жгучей необходимостью начать «собирать камни» упомянутые фрагменты снова в подобие хоть какой-то картины. А самыми “жгучими” камнями-вопросами представлялись следующие.

 

 

 

Структура Вселенной.

Что она такое? Просто неупорядоченная куча звезд? Или там есть какой-то порядок, какая-то иерархия объектов главные, второстепенные, третьестепенные (наподобие прежних богов)? Каков порядок их расположения как попало? Или кучками? Или в виде некой “кристаллической решетки”, как атомы в алмазе? Или еще как? А сами звезды они все примерно одинаковы? Или есть принципиально отличные друг от друга? А что еще там есть, кроме звезд?..

Нужно было попытаться понять каково “население” Вселенной…

Размеры Вселенной.

Что включать в это понятие в сторону “вверх” макро и “вниз” микро? Где и есть ли ее границы (помните, «что будет, если дойти до края Земли и взглянуть дальше»)? Как расположены представители “населения” по расстояниям от нас? Равномерно-беспорядочно или какие-то из них к нам ближе, а другие дальше?.. А может, их несколько Вселенных? Или вообще неисчислимо много, а наша лишь одна из них?..

Нужно было попытаться оценить размеры нашего мира и его положение по отношению к другим мирам, если таковые обнаружатся…

Энергетика звезд.

Что и как горит в звездах? Как и почему оно разгорается? Когда-нибудь оно сгорит? Когда? А потом что?..

Нужно было придумывать подходящий источник энергии…

История Вселенной.

Когда и как она возникла? А ее объекты звезды и прочие тоже тогда? Или они и сейчас появляются? Из чего? Она рождается и потом гибнет, или она вечна? Или циклична?..

Нужно было придумывать “модель развития”, да не абы как, а на основании ответов на предыдущие вопросы. Найден новый ответ приходится изменять и модель…

 

Ох, тяжелая это работа — из незнания вытянуть что-то… И — хоть и не очень хочется — придется «углупиться» в некоторые технические термины.

Первое, что приходит в голову в смысле классификации звезд — распределить их по яркости. Первый шаг на этом пути сделал еще Гиппарх: ввел шкалу “звездных величин”, самые яркие (разумеется, из видимых невооруженным глазом) он назвал звездами “1-й величины”, самые слабые 6-ой. Потом постепенно уточняли шкалу для “промежуточных” звезд и в 1856 году английский астроном Н.Погсон предложил ныне действующую логарифмическую шкалу, в основе которой лежит соотношение: разница в 5 звездных величин означает разницу в освещенности, создаваемой звездой, в 100 раз (зависимость называется формулой Погсона). Это видимая звездная величина (обозначается английской буквой m), зависящая, разумеется, от расстояния до звезды: чем звезда ближе, тем она выглядит ярче и ее m больше. При таком делении пришлось ввести десятичную разбивку и отрицательные значения для звезд, оказавшихся ярче 1m.

Чтобы сравнивать разные звезды, ввели понятие абсолютной звездной величины (англ.буква M): это видимая звездная величина, если звезду установить на расстоянии 10 пс. К примеру, Солнце имеет видимую звездную величину -26m.8, а абсолютную всего +5m то есть на пределе видимости, поскольку +6m самые слабые звезды. И по этой самой абсолютной звездной величине удалось хоть как-то классифицировать вселенские объекты:

 

класс

название

M

I

сверхгиганты

-10    -4.7

II

яркие гиганты

- 2.2

III

гиганты

+ 1.2

IV

субгиганты

+ 2.7

V

карлики

+ 4

VI

субкарлики

+5    +6

VII

белые карлики

+13    +15

 

Звездная величина это, конечно, хорошо. Но нужно было оценивать и всю энергию, которую звезда реально излучает (а не только часть, идущую к Земле), чтобы можно было посравнивать звезды между собой. Договорились, что светимостью называется полная энергия, излучаемая объектом в единицу времени (обычно в секунду) и выраженная либо в единицах энергии (эрг), либо в единицах светимости Солнца L.

 

Другая часть ЧЧ продолжала разглядывать спектры звезд.

В 1863-68 годах астрофизик Анджело Секки, изучив (визуально!) спектры около 4000(!) звезд и тщательно сравнив их зарисовки, разделил звезды на 4 типа эта классификация, хотя и несовершенная, применялась около 30 лет...

В 1872 году Генри Дрэпер (Henry Draper, 1837-1882), врач по образованию и основной деятельности, занимавшийся астрономией сугубо в виде хобби, сумел сфотографировать спектр звезды это, конечно, была принципиально новая ступенька в изучении спектров, не чета зарисовкам... В 1882 году Дрэпер умер, успев сделать фотографии спектров всего 50 звезд. Велико было бы его удивление, наверное, проснись он на минутку через 8 лет: в свет вышел «Каталог Генри Дрэпера» (Henry Draper Catalogue), содержащий фотографии спектров 10 000 звезд. А еще через два десятка лет (1918-1924) был издан 9-томный обновленный Henry Draper Catalogue с 225 000 спектров звезд он используется и поныне (на 1986 год в нем было более 500 тыс. спектров).

При более близком рассмотрении оказалось, что спектры звезд не так уж и разнообразны, многие из них похожи друг на друга и мисс Энн Кеннон удалось свести их в некую систему теперь это называется спектральные классы звезд. Окончательно она сложилась в 1924 году. Классы были обозначены буквами O-B-A-F-G-K-M. Шутники тут же придумали “мнемоническое правило” для запоминания: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! Кратко эта классификация приведена в таблице.

 

Кл.

t (1000К)

типичные звезды

O

40  -  28

l Ориона, l Цефея, x Персея

B

28  -  10

a Девы (Спика), e Ориона

A

10  -  7

a Б.Пса (Сириус), a Лиры (Вега)

F

7  -  6

a М.Пса (Процион), a Персея

G

6  -  5

Солнце, a Возничего (Капелла)

K

5  -  3.5

a Волопаса (Арктур), b Близнецов (Поллукс), a Тельца (Альдебаран)

M

3.5  -  2.5

a Ориона (Бетельгейзе), a Скорпиона (Антарес)

 

По существу она оказалась температурной классификацией. Звезды первых трех классов О,В,А называют горячими или ранними; F и G солнечными; К и М холодными или поздними. Позднее были добавлены еще подклассы N, R и S “ответвления” от основных классов:

 

 

 

 

 

 

 

R¾

N

 

 

 

 

 

Ö

 

 

 

O¾

B¾

A¾

F¾

G¾

K¾

M

 

 

 

 

 

 

Ø

 

 

 

 

 

 

 

 

S

 

Более подробно:

O - горячие голубые звезды с сильными линиями ионизованного гелия.

B - бело-голубые звезды с преобладающими линиями нейтрального гелия.

A - белые звезды с интенсивными линиями водорода.

F - беловато-желтые звезды, появляются линии металлов.

G - желтые звезды с многочисленными линиями металлов.

K - оранжевые звезды с сильными линиями ионизованного кальция.

M - красные звезды с линиями окиси титана.

N,R,S - очень красные звезды с линиями молекул окиси углерода и циана (R,N) и окиси циркония (S). Звезды таких подклассов очень редки. Температура около 2000К.

 

Для дальнейшего уточнения ввели десятичное подразделение классов, которое обозначается добавлением цифры к букве соответствующего класса например, B2, A3, G5…

В 1897 году мисс Мори заметила, что у одних звезд поздних спектральных классов линии некоторых элементов выглядят широкими, а у других узкими, но усиленными (она назвала их с-линиями). Почему же у различных звезд с одинаковой температурой атомы либо сильно ионизованы, либо нейтральны?

 

И наконец, в 1905 году астроном Эйнар Герцшпрунг (Einar Hertzsprung, 1873-1967) сделал важный шаг вперед: впервые сопоставил особенности спектров звезд с их светимостью. И выяснил, что звезды поздних классов (от G до M) резко разделяются на две группы: с очень большой и очень малой светимостью он назвал их гигантами и карликами. А с-звезды мисс Мори оказались еще больше их назвали сверхгигантами (ну и названьице!).

В 1913 году Генри Рессел (Henry Norris Russel, 1877-1957) на основе выкладок Герцшпрунга построил диаграмму «спектр-светимость», отложив на ней по вертикали абсолютную звездную величину, а по горизонтали спектральный класс. Получилось то, что теперь называется «диаграмма Герцшпрунга-Рессела (д.Г-Р)».

 

Взгляните на нее, она того стоит (хотя и невзрачна на вид; первая попытка редко сразу бывает красивой…)

Прежде всего в глаза бросалось неслучайное распределение звезд на ней звезды “лежали” тремя четкими группами. Большая шла слева-вниз-направо (ее назвали «главной последовательностью»), поменьше почти горизонтально слева направо в правой части диаграммы (ее назвали «ветвь гигантов») и еще слабенькая слева внизу, ее назвали «белые карлики».

Почему звезды расположились так? Что отражает такое распределение, каков смысл? Все это еще надо было осмысливать дальше… Но одно было ясно “с первого взгляда”: раз уж звезды на диаграмме расположились в каком-то порядке, значит и в “натуре” они составляют какую-то систему, Творец не рассыпал их небрежным жестом из мешка… Это было уже что-то. Возможные следствия оного были еще расплывчаты и скрыты туманом будущего, но с самым многочисленным представителем вселенского населения звездами удалось зацепиться хоть за какую-то систему. Теперь можно “копать”. Начинать “копать” подсказывала интуиция нужно, видимо, с типов звезд.

 

 

Вальтер Бааде (Walter Wilhelm Heinrich Baade, 1893-1960) родился Шреттингхаузене, Вестфалия, и в 1919 получил докторскую степень в Геттингенском университете. С 1932 года работал в США на обсерватории Маунт Вильсон (но подданство сохранял немецкое). Во время войны его объявили «союзником врага» и запретили покидать обсерваторию, но работать не запрещали. В 1944 году ему удалось разложить на звезды эллиптические галактики (до того числившиеся туманностями), а позже и ядро галактики в Андромеде (Туманность Андромеды). Проделывая все это, он заметил резкое различие между видом диаграммы Г-Р для звезд в ядрах спиральных галактик и для звезд в окрестностях Солнца. И предложил как сам термин «звездное население», так и деление этого населения на 2 типа:

Население I типа объекты, образующие плоскую подсистему галактик и наиболее часто встречающиеся в спиральных ветвях: звезды классов О и В; сверхгиганты; цефеиды; звезды молодых скоплений.

Население II типа звезды эллитических галактик; субкарлики; переменные типа RR Лиры; шаровые звездные скопления.

Впоследствии выяснилось, что такое деление хорошо согласуется и с разделением звезд по другим признакам кинематике; химическому составу; возрасту.

Но само такое деление, разумеется, условно как и вообще всякое деление: это ж мы пытаемся проводить границы, в природе-то как все шло, так и идет взаимосвязанно, взаимозависяще, но без границ, во всяком случае четких. Поэтому в составе населения-I, к примеру, различают еще “молодое”, “промежуточное” и “старое” населения, а в населении II “экстремальное” и “промежуточное”.

Итак, на астрономической тропе случился трудами Герцшпрунга и Рессела, а также множества других ЧЧ — привал. Может, и не такой большой, как после Ньютона, но все же.

Диаграмма Г-Р открыла (ну, приоткрыла) несколько дверей, в которые можно было бы сунуться. И, пожалуй, главная из таких дверей связаны ли ветви на диаграмме между собой? Не переходят ли звезды с одной ветви на другую? Может, эти ветви отражают жизнь звезды, ее рождение, развитие… Короче, эволюцию звезд?

 

 

Радиоастрономия

 

К этому времени ЧЧ от физики, как вы помните, свели воедино свет и прочие виды излучений. Вот это получилось окно, так окно! Старое-то, оптическое, на нем чуть видно… Как бы его использовать!?

В 1939 году началась вторая мировая война: шесть следующих лет одни ЧР убивали других ЧР, стараясь сделать это как можно поэффективнее (то есть убить как можно быстрее и как можно больше, а также разрушить и сломать все построенное и достигнутое). При этом обе группы продолжали относить себя именно к ЧР, то есть существам разумным. Как это выглядит с точки зрения наблюдателей из какой-нибудь Туманности Андромеды, наглядно и доходчиво показал Айзек Азимов (Isaak Asimov, родился в 1920 г., крупный американский ученый-биохимик, у нас более известен как автор прекрасной научной фантастики) в своей работе. Здесь она приведена полностью.

 

 

«Они не прилетят»

(перевод с английского А.Шарова.)

 

Нарон был представителем четвертого поколения галактических летописцев. На его столе лежали две книги. В одну, широкую и пухлую, заносились расы разумных существ, в другую, значительно меньшего размера,— лишь те, что уже достигли поры зрелости и мастерства и могли быть приняты в Галактическую Федерацию. Ряд записей в большой книге был вычеркнут: в силу разных причин некоторым расам так и не довелось выжить, развиться. Несчастья, биохимические и биофизические несовершенства, социальные антагонизмы — все это порой губило нарождавшуюся цивилизацию. Зато в меньшей книге не был вычеркнут ни один номер.

Немыслимо древний Нарон поднял глаза на подошедшего гонца.

— О, Единственный Великий...— начал тот.

— Ну, ну, поменьше церемоний. Что там такое?

— Еще одна группа организмов вступила в пору зрелости!

— Прекрасно, прекрасно… Нынче они растут не по дням, а по часам. Года не проходит без новичков. Кто на сей раз?

Гонец назвал код галактики и внутригалактический номер планеты.

— Я ее знаю,— проговорил Нарон и округлым почерком занес название планеты сначала в первую, а потом и во вторую книгу. По традиции он воспользовался тем именем планеты, под которым она была известна большинству аборигенов. Он написал: «Эрона».

— Эти создания побили все рекорды,— сказал Нарон.— Ни одна другая цивилизация не проходила путь от зарождения разума до возмужания так быстро. Если верить твоим данным, эронцы обгоняют многие расы. Надеюсь, сведения точные?

— Да, Единственный,— отвечал гонец.

— Они овладели термоядерной энергией, не так ли?

— Овладели.

— Что ж, это серьезный критерий…— Нарон усмехнулся.— Скоро их корабли пробьются к нам и установят связь с Федерацией.

— Но дело в том,— неохотно сказал гонец,— что, по словам наблюдателей, они еще не проникли в космическое пространство.

— Как, совсем? — изумился Нарон. — Даже межпланетной станции не завели?

— Пока нет, Единственный.

— Но если у них есть термоядерная энергия, как же они ее используют?

— Проводят испытательные взрывы…

Нарон выпрямился во весь свой семиметровый рост и загремел:

— Как? На собственной планете?!

— О да, Великий...

Нарон медленно вытащил свой стилос и перечеркнул последнюю запись в обеих книгах. Такое случалось впервые, но Нарон был мудр, очень мудр и в отличие от иных обитателей Галактической Федерации мог предвидеть неизбежное.

— Глупцы,— пробормотал он.

 

Грустно.

Очень.

 

Эту войну считают условной границей между “оптической” и “радио” эрами. Она остановила на время практически все астрономические работы. Но она и ускорила развитие других областей знания, в частности электронного оборудования и ракет. Эти-то области и дали впоследствии новый импульс и возможности познания Вселенной.

Как часто бывает, началось со случайности.

В 1931 году лаборатория “Белл телефон” поручила молодому радиоинженеру Карлу Янскому (1905-1950) исследовать источники электрических “атмосферных” помех, мешающих радиосвязи. Янский соединил радиоприемник с антенной, которую можно было поворачивать и направлять в разные участки неба, полагая, что помехи должны возникать в ионосфере... К 1932 году он установил, что действительно есть источник помех на волне 14.6 метра, и находится он в космосе. Он появлялся утром, пересекал небо с востока на запад, и исчезал в сумерках. Сначала он решил, что это Солнце. Однако вскоре обнаружил, что период его обращения 23ч 56мин ясно, что не Солнце. Но что же тогда? Он взялся за изучение астрономии и вскоре узнал: за это время делают оборот по небу звезды. Сам того не подозревая, Янский построил прототип радиотелескопа

Именно радиотелескопы расширили узенькое “оптическое окно”, через которое до того рассматривали небо интересующиеся. Справедливости ради нужно заметить, что не только радиотелескопы они, безусловно, главные герои, но принимают излучение только в радиодиапазоне. А кроме них неугомонные ЧЧ придумали приемники излучения и в других диапазонах: инфракрасном, ультрафиолетовом, рентгеновском, гамма… Теперь окно распахнулось пошире, и в каждой его “форточке” (инфракрасной, радио, рентгеновской…) знакомое казалось бы небо выглядело совершенно по разному, в каждой по-своему.

И совсем незнакомым…

 

Кто хочет — взгляните на радиотелескоп. Это РАТАН-600, Радиотелескоп Академии наук с кольцевой антенной диаметром 600 метров. Он расположен у подножия гор Северного Кавказа, у станицы Зеленчукской. 895 алюминиевых щитов высотой 7.4 и шириной 2 метра каждый стоят плечом к плечу по кругу, каждый щит (элемент – называют его ратановцы) управляется своими электродвигателями, со своего пульта… и все это работает круглые сутки, в жару и мороз, в туман и ливень… Интересно, что подумают о нем археологи, когда раскопают его «останки» через 1000 лет?…

 

Из широкого окна тут же посыпались какие-то незнакомые монстры, которых волей-неволей тоже приходилось признавать жителями Вселенной…

Первыми вывалились Радиогалактики источники мощного излучения в радиодиапазоне, которые довольно скоро отождествили со слабенькими оптическими источниками: далекими галактиками. Их выделили в отдельный класс объектов (1950-е годы), но видимо ошибочно, поскольку позднее выяснилось, что все известные галактики излучают и в радиодиапазоне (правда, с большими различиями в мощности излучения). Есть все основания считать, что квазары тоже галактики, только очень далекие. Характерная особенность излучения, как показывают карты распределения радиояркости (радиоизофоты), наличие двух излучающих облаков, расположенных более или менее симметрично относительно галактики, видимой в оптических лучах, но довольно далеко от нее: в 10-100 килопарсеках.

 

 

За ними последовали вот эти самые Квазары — (quasistellar radio-source, QSR — квазизвездный источник радиоизлучения) мощные внегалактические источники электромагнитного излучения, самые мощные по суммарному излучению объекты во Вселенной. Открыты в 1960 году. Подозревают, что это нестационарные ядра далеких галактик. Квазар PKS 2000-330, открытый австралийскими учеными в 1983 году, считается (на тот момент) самым удаленным: до него 15 млрд св лет.

В 1962 году американские ученые (Б.Росси, Р.Джаккони) пытались обнаружить с помощью обрудования на ракете рентгеновское излучение поверхности Луны и случайно обнаружили сильный рентгеновский источник в Скорпионе и фоновое рентгеновское излучение, видимо не связанное с дискретными источниками. В 1978 году со спутника ХЕАО-Б («Эйнштейновская обсерватория») рентгеновским телескопом было получено несколько тысяч изображений рентгеновских источников и лишь небольшая часть отождествлена с оптическими источниками. Резко делятся на 2 группы: первая галактическая популяция, вторая метагалактическая. Описаны в так называемом Каталоге “Ухуру” (пример обозначения: 4U 1900-40 означает четвертый каталог Ухуру, прямое восхождение 19ч00м, склонение -40о) , мощность излучения измеряется в единицах “ухуру” (1 ухуру=10-3 фотон/см2*сек). Имеются переменные источники рентгеновские пульсары, их известно пока 20 штук.

Мазеры (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation – усиление микроволн за счет индуциро-ванного излучения). Открыты в 1965 году Х.Уивером и др., США, по узким и очень интесивным линиям с λ=18 см. Вначале их приняли за излучение какого-то нового вещества (названного “мистериумом”), позднее идентифици-ровали их с линиями гидроокисла ОН, а также обнаружили и другие подобные источники. Обнаружено несколько сотен, подразделяют на два типа: мазеры, ассоциирующиеся с молодыми горячими ОВ-звезами; и с холодными звездами большой светимости.

В этом же году открыто и Реликтовое излучение (микроволновое фоновое излучение) космическое излучение в коротковолновом радиодиапазоне (сантиметровые, миллиметровые и субмиллиметровые волны), имеющее спектр, характерный для “абсолютно черного тела” при температуре ~3К. Чрезвычайно изотропно то есть интенсивность одинакова во всех направлениях. Открыто А.Пензиас и Р.Вильсон США).

Нейтронные звезды вещество которых состоит в основном из нейтронов. Возможность их существования предсакзана в 1934 году, открыты в 1967-68 годах точнее, открыты были пульсары, намагниченные вращающиеся нейтронные звезды, дающие мощное радиоизлучение. Иногда они проявляют себя и как рентгеновские пульсары или вспышечные источники рентгеновского излучения барстеры. Пульсаров известо много сотен...

Ну, а упомянутые Пульсары источники космического импульсного радиоизлучения с очень стабильным периодом. Первый такой обнаружила аспирантка Дж. Белл в обсерватории Кембриджского университета в Англии, где в 1967 году группа ученых под началом Энтони Хьюиша (Antony Hewish, род.1924, нобелевская премия 1974 г. совместно с Мартином Райлом - Martin Ryle, род.1918) начала наблюдения на высокочувствительном радиотелескопе на волне 3.5 метра. Теперь их известно более 400. Пульсар в Крабовидной Туманности дает 30 импульсов в секунду, в созвездии Лисичка (каталожный номер 1937+215) 642 имп/сек (то есть, если механизм излучения состоит во вращении нейтронной звезды, то данная вращается со скоростью 642 об/сек).

 

Тропа чисто астрономическая здесь фактически кончается (не подумайте только, что и астрономия кончается нет, в ней еще трудиться и трудиться…). Дальше пойдут уже ее дети, две новые тропы астрофизическая, на ней ЧЧ пытаются понять физику космических объектов, то есть как они устроены и почему именно так, а не иначе; и космологическая на ней ЧЧ бьются над извечным вопросом как все же устроена Вселенная (ну или хотя бы ее видимая часть), как она могла бы быть устроена (если возможны другие варианты устройства), почему именно так, а не иначе. Вообще-то космология началась не здесь, конечно она все время шла рука об руку с астрономией, они просто не могут существовать друг без друга. Просто здесь интересы и методы работы соответствующих групп ЧЧ стали отличаться уже настолько, что контуры космологии выделились как бы в отдельную тропку.

Ну, а раз начинаются новые тропы, то нужно бы “подбить бабки” освежить в памяти две вещи: кто в этом теремочке Вселенной живет (разумеется, в ее видимой части Метагалактике) и какова картина этого теремочка на текущий момент.

Живут в нем (начиная издалека, то есть с самых удаленных):

реликтовое и рентгеновское излучение;

квазары (похоже, что это галактики, только очень далекие);

квазаги (почти квазары, только излучают сильно в ультрафиолете, а радиоизлучения почти нет);

сверхскопления (облака скоплений) и скопления галактик;

галактики (эллиптические, линзообразные, спиральные, неправильные, пекулярные, сейфертовские, Маркаряна…);

звезды (обыкновенные, кратные, переменные, новые и сверхновые, нейтронные, черные и белые дыры…);

межзвездные пыль и газ;

планеты (плюс их спутники, а также кометы, астероиды…)

молекулы и атомы (химическая основа вещества так сказать, кирпичики для строительства обычного, привычного вещества, в том числе и самих ЧР)

субатомные или элементарные частицы (их легион, это основа физической структуры вещества, то есть кирпичики для строительства атомов, их ядер… и самой вселенной, как все более склонны думать)

 

Ну, а как же устроен этот теремок?

Наш мир бесконечное пространство (т.е. не имеющее конца и края в пространстве и во времени), заполенное сгустками материи, шариками планет, межзвездным газом и пылью. Все в том числе и звезды имеет свой срок жизни, оно рождается, живет и погибает. Однако погибнув в одном месте, нарождается в другом и снова проходит весь путь…

В целом в среднем, так сказать мир неизменен.

Такова была картина к концу прошлого — XIX — началу нашего — XX (ой, теперь тоже уже прошлого) века.

 

 

Парадоксы

 

Как вы уже давно заметили, картина в этой области в набросках Вселенной никак безупречной не получается. Есть «упреки» и этой картине, и весьма серьезные.

Самые серьезные из них в соответствующей литературе принято называть парадоксами (и потому пришлось для них выделить не просто «место в чулане», а целый раздел). Перечислим их в порядке «возникновения» то есть в исторически-хронологическом порядке.

 

[фотометрический парадокс]

В иностранной литературе его чаще называют парадоксом Чезекса-Ольберса, поскольку сформулировали его суть астрономы Jean Philippe de Cheseaux в 1744 году и Heinrich Olbers в 1826 году, а суть его такова:

«если вселенная представляет собой бесконечную совокупность однородно распространенных по всему пространству звезд, то их суммарное излучение должно быть так велико, что ночное небо светило бы столь же ярко, как и дневное; чего на самом деле нет».

[гравитационный парадокс]

В иностранной литературе его называют парадоксом Зеелигера - его в 1895 году сформулировал астроном Hugo Seeliger. Его суть:

«если вселенная пространственно бесконечна, а теория тяготения Ньютона действительно “всемирна”, то в каждой точке пространства, в том числе и на Земле, гравитационный потенциал должен быть бесконечно большим; чего фактически нет».

[термодинамический парадокс]

«если вселенная существует вечно, и если второй закон термодинамики (утверждающий постоянный рост энтропии — меры необратимого рассеяния энергии) верен, то давным-давно должно было наступить состояние полного статистического равновесия (полного остывания); чего фактически нет».

Снят трудами Эйнштейна-Фридмана: вселенная не является изолированной (замкнутой) физической системой, для которой только и справедливы указанные утверждения.

Однако «снят» — это слишком сильно сказано. Во-первых, нет уверенности в том, что Вселенная не является изолированной системой, поскольку сам термин «Вселенная» четко не определен. Во-вторых, новая тень того же парадокса: в случае “открытой” вселенной ее ожидает неограниченное раширение с полным остыванием…

[скрытая масса - парадокс Цвикки]

Об этом придется чуть подробнее.

В 1933 году американский астроном Ф.Цвикки обнаружил и четко сформулировал проблему, получившую потом его имя (еще ее называют и парадоксом скрытой массы). Дело в том, что массы галактик и их скоплений астрономы определяли главным образом по их светимостям и относились к этому скорее как к чисто технической задаче: много возни, но надо так надо. Но есть еще один способ определения масс галактик и их скоплений по законам Кеплера-Ньютона, то есть по динамике их движения с учетом тяготения всех входящих в данную группу масс (определенные таким образом массы называются «вириальными»). Так вот, определенные этими способами массы не совпадали, причем не на 5-10%, что можно было бы считать ошибкой измерений и вычислений. Вириальные массы были больше в 10-100 раз! А это неизбежно означало, что там есть еще какие-то неучтенные массы, повидимому не излучающие, а потому невидимые если, конечно, не найдется иного объяснения.

А может ли таковое быть?

Ну, прежде всего можно усомниться в точности определения вириальной массы. Усомнились, посчитали ошибка не может быть более, чем в 2, максимум 3 раза. А расхождение в 100 раз. Не годится.

Астроном Хокинс доказал, что Галактика окружена невидимым облаком, в 10 раз более массивным чем все остальное ее вещество. Предполагается, что это либо черные дыры и нейтронные звезды, либо нейтрино. Это снимает парадокс Цвикки для небольших галактик. Для больших скоплений не снимает…

Наконец, еще одна возможность, на которую указал В.А.Амбарцумян в 1953 году: нестационарные явления во Вселенной и рождение космических объектов в результате распада сверхплотных тел. Тогда скорости галактик внутри скоплений не хаотичны, а направлены в стороны от единого “центра разлета”... Но это уже совсем другая динамика, другие уравнения и на их основе скрытой массы просто нет.

[парадокс “Оптического горизонта]:

Поскольку скорость света постоянна, а вселенная в больших масштабах однородна и изотропна (все направления в ней равноправны), то видимая вселенная ограничена — в принципе ограничена, а не в техническом смысле — пространством, откуда луч света (точнее – электромагнитного излучения) мог дойти до нас за время существования вселенной. Это называют «оптическим горизонтом».

И всегда есть такие точки, которые отделены друг от друга расстояниями, превосходящими оптический горизонт иными словами отделены настолько, что никакой причинно-следственной зависимости между ними существовать не может. В частности, лучи, приходящие к нам из окраинных районов вселенной, разделенных по направлению более чем на 30о, исходят как раз из таких точек. Тем не менее, физические параметры материи у границ вселенной везде примерно одинаковы даже в диаметрально противоположных точках. Это загадка, ибо не может существовать (по современным понятиям) механизма, выравнивающего неоднородности на расстояниях, превышающих оптический горизонт.

Этот парадокс весьма и весьма серьезен: ведь если во вселенной даже лишь в видимой ее части есть никак не связанные между собой области, то такую вселенную или даже ее видимую часть нельзя назвать единой системой в физическом смысле слова. Но тогда и понятия “развитие вселенной”, “история вселенной”, “будущее вселенной”... теряют смысл. О чем мы вообще толкуем?!

 

Как видите, вместе с объемом знаний рос и этот мешок с несуразностями и вырос изрядно.

Теперь для успокоения взгляните на полную диаграмму Герцшпрунга-Рессела там показаны жители нашего теремка, и как они в нем расположились.

Ну, а с мешком надо было что-то делать... То есть опять: нужны ЧЧ…

 

 

 

Домой Оглавление Назад Дальше