О
KOSMOS.OF.BY - это первый Белорусский сайт о космосе.
Будь вы мужчиной или женщиной, мальчишкой или девчонкой, молодым или пожилым, вам будет интересно почитать о том, что творится за тысячи километров у нас над головами.
На сайте вы можете найти огромное количество последних новостей и интересной информации о космосе. Вы так же можете скачивать программы, смотреть и скачивать картинки и обои космоса. Мы собрали все космические камеры воедино. А помимо всего - погода, игры, форум, фотоальбомы, планетарии и многое другое.
Познавайте космос - это интересно!
Войти
Сообщить о новости
Опубликовал kosmos 11-08-2013, 10:52, прочитали 4 003 раз

Айзек Азимов - Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых

Айзек Азимов - Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых

Глава 1. Новые звезды

Небо, которое не меняется

Вглядываясь в небо звездной безлунной ночью, мы проникаемся впечатлением его полнейшей постоянности. Звезды в своих неизменных узорах сияют с неизменной яркостью. Изо дня в день они медленно кружат по небу, совершая полный оборот за 24 часа вокруг центра близ Полярной звезды (если мы в Северном полушарии).

Каждую ночь картина неба слегка смещается, как если бы Солнце двигалось относительно звезд, но гораздо медленнее, чем их суточное вращение. Солнце завершает это более медленное смещение за 365 ¼ дня. Оба движения — солнечное и земное — совершенно правильны, и поэтому рисунок звезд не меняется.

Греческий философ Аристотель (384–322 до н. э.) воспринимал это постоянство неба как закон природы. На Земле, считал он, все вещи изменяются: они возникают, развиваются, потом разрушаются; на небе все иначе: там все неизменно, постоянно и совершенно. Все, что есть на Земле неживого, стремится к сохранению покоя или падению, все, что на небе, никогда не знает покоя, но кружится в постоянном нескончаемом хороводе. Аристотель считал, что Земля и небо по своему строению в корне отличны друг от друга. Все земное состоит из четырех основных видов материи — земли, воды, воздуха и огня.

Небо и все, что на небе, состоит из пятого элемента — совершеннейшей, лучезарной материи, которую Аристотель назвал эфиром (от греч. aither — лучезарный).

Были, конечно, и другие древние мыслители, верившие в неизменность небес, но Аристотель был самый знаменитый; его сочинения пережили века, и именно он всегда считался высшим авторитетом в этом вопросе.

Взгляд Аристотеля, впрочем, это вполне разумный взгляд на вещи, потому что он сходится с нашими привычными наблюдениями. Ежедневно каждый из нас видит собственными глазами, как все на Земле возникает, меняется, стареет, разрушается и гибнет. Солнце, как и другие небесные тела, кажется нам существующим вечно, никогда не меняющимся.

Существуют, однако, явления, готовые поспорить с Аристотелем относительно неизменности небес, и если мы будем тщательны в наших наблюдениях, мы их заметим. В небесах есть изменения, и даже весьма заметные. Например, облака приходят и уходят, то сгущаясь в сплошную завесу, то совершенно тая в воздухе. С неба на Землю низвергаются дождь, снег и другие осадки. Однако облака и осадки — это явления, происходящие в воздухе, а воздух — одни из четырех аристотелевых элементов, т. е. все-таки часть Земли. Так рассуждал Аристотель, и современные астрономы в этом с ним абсолютно согласны. Аристотель считал, что атмосфера простирается до Луны — ближайшего к нам небесного тела. Эфир неба и свойство неизменности начинаются за Луной и включают все, что выше ее, и не включают ничего, что ниже.

Однако на небе бывают и другие перемены, не считая перемен погоды. Наблюдая небо в ночное время, вы можете порой заметить искру света, стремительно прочерчивающую темный небосклон, угасающую на лету и скоро пропадающую из виду. Люди думают, что звезда скатилась с неба и, скользнув по нему, упала на Землю. Мы назовем это «падающими звездами», на самом же деле это, конечно, не звезды, потому что, сколько их ни падало, в итоге с небосвода не пропала еще ни одна звезда.

Для Аристотеля падающие звезды тоже были явлениями, происходящими внутри воздушной оболочки Земли, внутри ее атмосферы. Поэтому мы и называем их метеорами, т. е. с греческого «предметы в воздухе». Этот термин, собственно, относится только к полоске света, оставленной метеором, и в этом смысле Аристотель был прав, так как эта блестящая полоса — след метеора — появляется действительно в атмосфере. Она вызывается небольшими объектами, размером от валуна до булавочной головки, которые проносятся в космосе и, бывает, сталкиваются с Землей. Пересекая атмосферу Земли с очень большой скоростью, они испытывают сопротивление воздуха, который нагревает их до белого каления.

Сами эти объекты называются теперь метеороидами или метеорными телами. Мелкие метеороиды полностью испаряются, еще не достигнув поверхности Земли, и тихо опадают вниз в виде тончайшей пыли. Крупные выдерживают это испытание огнем, по крайней мере частично, и один или несколько обломков могут удариться о Землю. Вот эти уцелевшие обломки и называются метеоритами. (Еще в начале прошлого века ученые противились мысли, что с неба могут падать твердые тела.) Время от времени в небе могут появляться и исчезать кометы, имеющие странную неправильную (и потому несовершенную) форму. Иногда они каждую ночь меняют свой вид. Но для Аристотеля кометы были областью светящихся паров в верхних слоях атмосферы и поэтому принадлежали Земле, а не небу. (Здесь он сильно ошибался; его ошибка не была выявлена вплоть до XVI в.)

Если мы исключим погоду, метеоры и кометы, то все, что остается для рассмотрения, — это Луна и небесные объекты за ней.

Сама Луна, безусловно, выказывает перемены. Она меняет свою форму каждую ночь в соответствии с последовательностью лунных фаз (от греч. phasis — появление). Даже в период полнолуния, когда Луна напоминает гладкий светлый круг (являя тем самым совершенство формы, которого ждут от небесного тела), на ней все же имеются пятна и тени, которые суть явные несовершенства.

Это отступление от правила объяснялось двояко. Мудрецы древности и средневековья считали, что поскольку из всех небесных тел Луна ближе всех к Земле, то она больше всех других испытывает влияние несовершенной, «испорченной» Земли. Лунные пятна, стало быть, — это вредоносные земные испарения.

Другое толкование изменений Луны звучало так. В совершенном небе изменение допустимо, если само это изменение циклично, т. е. повторяется бесконечно снова и снова. К тому же неправильность не обязательно должна быть несовершенством, коль скоро эта неправильность никогда не меняется. Так, лунные пятна никогда не меняются, а фазы Луны повторяются настолько регулярно, что можно предсказать заранее, какой будет лунная фаза в любую из ночей на годы вперед.

Еще одна загадка Луны заключалась в следующем. Хотя Луна восходит на востоке, движется по небу в западном направлении и заходит на западе, как Солнце и звезды, она все-таки не совсем точна в их сопровождении по небу.

Каждую ночь Луна относительно звезд оказывается в разных частях небосклона, и более тщательные наблюдения показывали, что она постоянно смещается с запада на восток относительно этого звездного фона, совершая полный обход неба за неполных 28 дней.

Солнце относительно звезд тоже постоянно смещается с запада на восток, как было сказано выше. Только движение Солнца значительно медленнее, чем лунное, ибо для совершения полного круга ему нужно 365 ¼ Дня. Движение Луны и Солнца относительно звезд в глазах древних было не совсем правомочно, но еще более странным был тот факт, что пять из числа самых ярких звезд тоже перемещались относительно звездного фона! Этим звездам древние наблюдатели присвоили имена богов, и мы до сих пор пользуемся этими римскими именами.

Эта пятерка — Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Они не движутся постоянно с запада на восток в направлении, обратном движению звезд, как Луна и Солнце. Они вдруг замедляют свое движение, затем поворачивают и двигаются «задним ходом» с востока на запад. Затем они поворачивают и опять какое-то время двигаются обычным порядком, повторяя этот процесс снова и снова. Они позволяют себе обратное движение от одного раза (Марс) до двадцати девяти раз (Сатурн) в год.

Эти семь объектов — Луну, Солнце, Меркурий, Венеру, Марс, Юпитер и Сатурн — греки назвали планетами (по-гречески planetes — блуждающий), потому что они блуждают среди звезд.

Чтобы объяснить себе особенность необычного движения планет, греки предположили, что каждая из планет соединена с отдельной сферой, окружающей Землю, а эти сферы входят одна в другую. Чем быстрее планета движется по небу, рассуждали греки, тем ближе она к Земле. Поэтому Луна вставлена в самую внутреннюю сферу, в следующую — Меркурий, далее по порядку Венера, Солнце, Марс, Юпитер и Сатурн. Каждая сфера была абсолютно прозрачной («хрустальной») и потому невидимой. (Еще и поныне благодаря грекам и их сферам мы говорим небеса во множественном числе.) Предполагалось, что сферы вращались, и этим вращением объяснялось движение планет по небу.

Платон (427–347 до н. э.), который был учителем Аристотеля, считал, что совершенны только правильные круговые движения. Что же касается неправильных движений, то их следует понимать как совокупность комбинаций правильных круговоротов движений, если небеса принимать как совершенные. Аристотель и его последователи даже пытались разработать сложные комбинации круговых движений, согласно которым планеты двигались бы неправильно, т. е. как они наблюдались, и в то же время не выглядели бы несовершенными.

Теперь мы знаем, что метеороиды, кометы и семь планет — все это вместе с нашей Землей есть часть того, что мы называем Солнечной системой. Разные члены Солнечной системы (включая Землю) кружатся вокруг Солнца (римляне называли его «соль»). Солнце — это звезда, которая отличается от других звезд только тем, что она к нам очень близка.

Если мы отбросим Солнечную систему и будем рассматривать только звезды за ее пределами, тогда представление Аристотеля о неизменности неба будет казаться верным.

Мы можем наблюдать звезды ночь за ночью и год за годом невооруженным глазом (как, собственно, наблюдали и древние) и не увидеть никаких перемен.

Изменения в звездах

Глазам древних (и нашим собственным, если бы мы знали не больше древних) звезды — около 6000 — казались прикрепленными к самой внешней сфере, лежащей за сферой Сатурна. (Эти звезды, поэтому назывались «неподвижными звездами» в отличие от «блуждающих звезд», или планет, двигавшихся независимо от названной сферы.)

Самая внешняя звездная сфера была не прозрачной, а черной, и звезды сияли на ней как крошечные искрящиеся бусинки. Регулярно раз в сутки черное небо поворачивалось, вместе поворачивались и все звезды, не меняя своего положения относительно друг друга. Когда поднималось Солнце, небо становилось голубым, звезды исчезали, поскольку яркие лучи Солнца затмевали их слабое сияние.

Понятно, что аристотелево представление о совершенстве неба подходило к неподвижным звездам, как говорится, без сучка, без задоринки.

Теперь мы обратимся к другому астроному — Гиппарху (190–125 до н. э.), величайшему из всех греческих астрономов. (Учитывая, что он не имел инструментов, за исключением нескольких очень простых, им же изобретенных, и располагал очень немногими записями предшественников, то он сделал достаточно, чтобы поставить его в ряд с величайшими астрономами всех времен.) Гиппарх жил и работал на острове Родос, близ юго-западного побережья земли, называемой теперь Турцией.

Для того чтобы объяснить видимые движения планет, он разработал систему комбинаций кругов, лучшую из всех созданных в течение двух веков после смерти Платона. (Система Гиппарха просуществовала 1700 лет).

Другой, более поздний греческий астроном — Клавдий Птолемей (100–170), живший почти три века спустя после Гиппарха, свел его систему, внеся некоторые изменения, в отдельную книгу («Альмагест», около 150 г. — примеч. ред.), которая дошла до наших дней (хотя ничего не сохранилось из записей, самого Гиппарха.)

В результате мы обращаемся к астрономической системе, где Земля поставлена в центр Вселенной, а все остальные небесные тела вращаются вокруг нее, как к «системе Птолемея», что очень несправедливо по отношению к предшествующему астроному.

В 134 г. до н. э. Гиппарх создал первый в истории каталог звезд, самый ранний из всех звездных каталогов. В него он поместил 850 наиболее ярких звезд. (Птолемей включил эту карту в свою книгу, добавив еще 170 звезд.) Гиппарх расположил каждую звезду согласно системе долгот и широт и дал им яркость согласно системе величин, изобретенной им же. По этой системе все звезды делились на шесть классов. Первая звездная величина включала 20 самых ярких звезд неба, а шестая величина — 200 звезд, которые в безлунную ночь едва различимы людьми с острым зрением; остальные звездные величины лежали между этими крайними классами.

Удивительно, что Гиппарх взял на себя этот труд. Ведь звезды для древних астрономов не имели никакого значения: они были всего лишь фоном, на котором двигались планеты. Важны были только планеты, и ранние астрономы уделяли им львиную долю внимания. Многие верили, что планеты в своем движении влияют на Землю и человека, и если создать систему, позволяющую в точности предсказывать их путь, то можно будет знать, как повлияют они на будущие судьбы людей. Совершенствование такой системы — астрологии (т. е. чтение планет) составляло, чуть ли не главный интерес жизни звездочетов.

Солнце, Луна и пять звездоподобных планет — все двигались вдоль узкой полосы неба, поделенной на двенадцать отрезков; каждый отрезок занимала определенная группа звезд, в которой живое воображение древних усматривало фигуры каких-то знакомых вещей, чаще всего животных. Кстати, почему в Зодиаке двенадцать созвездий? Потому что Солнце остается в каждом созвездии в течение одного месяца, т. е. времени одного полного прохождения Зодиака Луной.

Позднее астрономы поделили на созвездия и все остальное небо. Затем, когда астрономы стали путешествовать в Южном полушарии и могли наблюдать звезды на дальнем юге (звезды, никогда не виденные в северных широтах, где размещалось большинство древних цивилизаций), эта часть неба также была разбита на созвездия.

В настоящее время вся небесная сфера разбита на 88 созвездий, но по-прежнему именно 12 созвездий Зодиака остаются самыми притягательными для части легковерных людей.

Гиппарх, из ночи в ночь наблюдавший звездное небо и следивший за положением планет, чтобы познать систему их движения, должен был так или иначе видеть неподвижные звезды, расположенные поблизости. Возможно, он запомнил положение всех наиболее ярких звезд, и особенно звезд зодиакальных созвездий.

Согласно римскому ученому и писателю Плинию Старшему (23–79), автору целого свода человеческих знаний, жившему 200 лет спустя, Гиппарх создал звездный каталог под впечатлением «новой звезды», появившейся в одном из созвездий Зодиака, — в созвездии Скорпиона.

Можно представить себе изумление Гиппарха, когда однажды ночью он обнаружил звезду, которой еще вчера не было на этом месте. Изумление? Не то слово! Потрясение! Потрясение невероятным!.. Как?! Откуда взялась еще одна звезда в этом совершенном, законченном, неизменном небе?!

Из ночи в ночь он недоверчиво следил за этой новой звездой, видя ее постепенное угасание, пока наконец она совсем не исчезла.

Составив звездную карту истинных (т. е. постоянных) звезд, Гиппарх дал возможность другим и всем последующим астрономам распознать новую звезду в случае ее появления. Для этого сомнительный объект достаточно было сравнить с картой. Уже одно это обстоятельство делало карту Гиппарха неоценимым приобретением.

Как легенда Гиппарх и его новая звезда безусловно могут заинтересовать любого, но вот вопрос: насколько она верна?

Плиний, поведавший эту историю, был чрезвычайно плодовитым автором, писавшим обо всем на свете, и стремился передать все, что где-либо слышал. Поэтому мы не можем ручаться за надежность его источника. Если он нашел это в одной из записей Гиппарха, которые тогда еще могли существовать, тогда этот факт можно считать достоверным. Но ведь он мог воспользоваться и чьим-то неточным пересказом, который показался ему чем-то интересным…

Следующим лицом, обратившимся к «новой звезде» Гиппарха, был некий римский историк двухсотых годов н. э. Через двести лет после Плиния он ссылался на нее как на комету. Последнее обстоятельство, впрочем, ни о чем не говорит: любой неотождествленный объект в то время мог быть истолкован как комета (как сегодня, например, он может быть назван НЛО — неопознанным летающим объектом).

И все же ни в одном из дошедших до нас памятников греческой или вавилонской астрономии нет упоминания о новой, временной звезде, появившейся там, где ее не должно быть, за исключением упомянутого смутного намека на новую звезду Гиппарха.

Сегодня мы совершенно четко знаем, что новые звезды действительно бывают, при том очень часто, а некоторые из них даже вызывающе ярки.

Как я уже сказал, новую звезду нелегко распознать: случайный наблюдатель видит несметное множество звезд, рассыпанных как попало по небу. Добавьте сюда еще одну звезду, даже очень яркую звезду, и никто ее не заметит, кроме, может быть, посвященного в мир звезд астронома. Даже и астроном может не заметить.

Астрономы Вавилона и Древней Греции чаще всего наблюдали планеты и те звезды Зодиака, которые были в непосредственной близости от планетных маршрутов. Они могли легко проглядеть новую звезду, лежащую вне зодиакального пояса. Даже Гиппарх, видимо, заметил свою новую звезду только потому, что она находилась в одном из созвездий Зодиака.

Астрономы, обуреваемые idee fixe о том, что в совершенных аристотелевых небесах нет и быть не может изменений, очень неохотно сообщали о каких бы то ни было переменах на небе. Боялись, что их не поймут и они только испортят себе репутацию. Может быть, бормоча что-то под нос, они внушали себе, что их подводит зрение и начинают возникать оптические иллюзии. Наивные, они старались избежать риска непопулярных, непонятных в то время сообщений.

В средние века сообщить о каком-то изменении на небесах означало бы даже затронуть Священное писание. Средневековые астрономы, как христиане, так и мусульмане, видели в совершенстве неба (особенно Солнца) свидетельство совершенства Бога. Найти какой-то изъян в этом совершенстве значило бы усомниться в высшем мастерстве божьем, а это уже было бы последним делом… В то время они еще думали, что даже Земля была несовершенной лишь потому, что Адам и Ева отведали запретный плод в саду Эдема. Не сделай они этого. Земля могла бы быть столь же безупречной, как и небо.

Поэтому вполне могло статься, что на протяжении ранней истории астрономии новые звезды действительно иногда появлялись, но астрономы либо не замечали их, либо не верили глазам своим, либо благоразумно помалкивали.

«Гостящие звезды» Китая

Европа и Средний Восток были не единственными оазисами цивилизации. В течение 2000 лет (с 500-х годов до н. э. и до 1500-х годов) Китай был далеко впереди Европы в науке и технологии. С древних времен и в продолжение всего средневековья китайские астрономы пристально следили за небом, отмечая все необычное, что в нем замечали. Китайцы не были стеснены догматической верой в совершенство мира, и общество их было относительно светским, в котором страх перед сверхъестественным не слишком сдерживал мышление.

Например, они отметили комету в 134 г. до н. э., и это подтверждает рассказ неизвестного римского историка о том, что комета в конечном счете была, очевидно, тем, что видел Гиппарх.

По правде, говоря, китайцы изучали небо не только в чисто интеллектуальных целях. Они, подобно вавилонянам и грекам, тоже интересовались астрологией. Для всего, что происходило в небе, они выработали свои толкования и употребляли их для предсказания событий, могущих произойти на Земле.

Поскольку небесные знамения часто не предвещали ничего хорошего (астрологические наблюдения предсказывали войну, чуму, смерть), страна, особенно высшие сановники и сам император, должна была принять меры, которые отведут или преуменьшат беду. Если случалась какая-нибудь напасть и на ее счет не было предупреждения, то казнь придворных астрономов была нередким делом.

Как следствие, китайские астрономы очень старательно следили за небом и аккуратно отмечали любую звезду, обретавшую «временную прописку», как бы «гостящую» среди звезд — постоянных жилиц неба. Более 50 звезд было отмечено в их анналах, звезд, которые не заметили западные коллеги. Корейские и японские астрономы, перенявшие у китайцев науку и способы производства, тоже отметили некоторые из них.

Несколько новых звезд, зафиксированных китайцами, были очень ярки, оставаясь на небе в течение шести и более месяцев. Пять таких особенно ярких звезд было отмечено в древние и средние века. Например, в 183 г. китайцы обнаружили очень яркую новую звезду в созвездии Центавра, а в 393 г. — менее яркую в созвездии Скорпиона.

Однако неудивительно, что эти звезды не были замечены в Европе. В то время греческая астрономия уже приходила в упадок, и после Птолемея значительных фигур в астрономии больше не было. Римляне никогда всерьез не интересовались наукой.

Новая звезда в Скорпионе была, вероятно, не ярче Сириуса, и так как не нашлось человека, изучавшего небо профессионально (помнившего этот участок неба или имевшего для сравнения звездную карту), то не приходится удивляться, что звезду эту никто не увидел.

Есть одна деталь. Хотя новая звезда в Скорпионе оставалась на виду в течение восьми месяцев (по данным китайцев), в яркости Сириуса она была всего несколько ночей.

Затем она начала угасать, и, чем бледнее она становилась, тем меньше шансов оставалось, что ее откроет кто-то менее внимательный, чем китайский астроном.

Новая звезда 183 г. в созвездии Центавра, по китайским источникам, была много ярче, чем новая, которой суждено было вспыхнуть в Скорпионе 200 лет спустя. В продолжение нескольких недель новая Центавра, видимо, блестела ярче всего, что есть в небе, за исключением разве Луны и Солнца. Казалось, ее просто невозможно не заметить, но она горела далеко за южным горизонтом, и это увеличивало трудность наблюдения даже очень яркого объекта, каким она, несомненно, была. (С китайской обсерватории в Лю Янге новая звезда наблюдалась не выше 3° над южным горизонтом.)

Для Европы она была полностью скрыта (из любой части Франции, Германии и Италии; наблюдаемая из Сицилии или Афин, она пришлась бы как раз на линию горизонта). Ее можно было увидеть с более южной широты Александрии, бывшей тогда центром греческой науки. Увы! В греческой астрономии о ней никакого упоминания.

С другой стороны, если бы кто-то из александрийцев и заметил блестящую звезду на южном горизонте, то уважение к Аристотелю и его канонам просто не позволило бы сообщить об этом. Впрочем, если б он об этом и сообщил, мир античной науки все равно не принял бы этого всерьез. Так это сообщение никогда не состоялось.

В течение шести столетий после звезды 393 г. в созвездии Скорпиона в китайских анналах нет упоминаний о новых звездах.

Затем в 1006 г. появляется запись о новой звезде в созвездии Волка, расположенном по соседству с Центавром, тоже далеко на южном небе.

Несмотря на это, звезда была зарегистрирована и китайскими, и японскими астрономами. На западе в то время плодотворнее других астрономией занимались арабы (они были тогда в зените своего научного превосходства), оставившие по крайней мере три ссылки на новую звезду в созвездии Волка.

Тот факт, что новая звезда была повсеместно замечена, не удивляет: все сообщения о ней сходятся в одном — в ее яркости. Эта яркость некоторыми современными астрономами оценивается величиной, превосходящей в 200 раз яркость Венеры в максимуме ее блеска и поэтому равной примерно одной десятой блеска полной Луны.

Судя по всему, ее можно было наблюдать целых три года (хотя ярче Венеры она была не более нескольких недель).

Эта новая звезда сияла довольно высоко в южном небе, так что ее можно было видеть в южных районах Европы, и можно себе представить толпы народа в Италии, Испании, Южной Франции, которые по ночам с изумлением и любопытством глядели в сторону юга.

На самом деле ничего подобного не было. По крайней мере об этом нет никаких свидетельств. Правда, в хрониках, которые велись в двух монастырях (один в Швейцарии, другой в Италии), в тот год была ссылка на нечто такое, что можно было, пожалуй, истолковать как яркую звезду.

Но это и все.

Поскольку звезда появилась в 1006 г., можно предположить, что европейцы тотчас же увидят в ней свидетельство приближения конца света (многие тогда думали, что такой конец наступит по прошествии тысячи лет после рождения Христа). Но даже такая жуткая возможность не привлекла к звезде должного внимания.

В 1054 г. (4 июля по некоторым расчетам) загорелась еще одна новая звезда, на этот раз в созвездии Тельца, далеко к северу от экватора. В отличие от южных новых 183 и 1006 гг. она была отчетливо видна во всем Северном полушарии. Более того, она находилась в Зодиаке, где ее просто нельзя было не заметить.

Эта новая была не только ярка, как Сириус или как новая 393 г. (тоже бывшая в Зодиаке), — новая в созвездии Тельца была в два-три раза ярче Венеры в максимуме ее блеска. На протяжении трех недель она блестела настолько ярко, что ее видно было даже днем (если знали, куда смотреть), а ночью она отбрасывала слабую тень (как Венера при определенных условиях). Она оставалась видной почти два года и была, наверное, самой яркой новой звездой за все историческое время, не считая звезды 1006 г.

Впоследствии было установлено, что только китайские и японские астрономы заметили этот яркий, прекрасно видимый небесный объект. Ни у европейцев, ни у арабов о нем нет никаких упоминаний.

Как же такое могло случиться? Ведь в течение целого месяца, в июле 1054 г., когда новая звезда была в максимуме своего блеска, она была чрезвычайно заметна в предутренние часы! Может быть, европейцы в то время спали или была густая облачность? Или, если звезду можно было видеть, те немногие, кто бодрствовал, видели, но просто приняли ее за Венеру? А может быть, те, кто сказал себе: «Нет, это не Венера», подумали об Аристотеле и совершенстве неба и заставили себя отвернуться?

И все же за последние несколько лет удалось обнаружить арабский источник, который ссылается на яркую новую звезду 1054 г., и даже найдена итальянская рукопись, ссылающаяся на нее же.

Это снимает проблему: среди многих нас, людей западной традиции, живет такое мнение, что если звезду не заметили в Европе, то ее вообще не существовало. Ведь легче поверить, что какие-то далекие чужестранцы нафантазировали, чем согласиться с тем, что европейцы проглядели звезду, висевшую у них перед носом.

И все-таки, как я объясню в дальнейшем, даже если бы о звезде совсем не упоминалось на Западе, мы имеем твердое свидетельство тому, что китайские и японские астрономы были абсолютно точны.

В 1181 г. появилась еще одна новая звезда, отмеченная китайцами и японцами, на сей раз в созвездии Кассиопеи. Эта позиция делала ее прекрасно видимой во всем пространстве Северного полушария. Светила она, однако, не ярче Веги, второй по яркости звезды северного неба, и в Европе ее не заметили.

Затем в течение четырех столетий новых звезд не было.

К тому времени, когда появилась следующая новая, обстановка изменилась: китайские и японские астрономы были искусны, как и прежде, но в Европе началась новая эпоха — Возрождение.

Первая новая

В 1543 г. польский астроном Николай Коперник (1473–1543) опубликовал книгу, описывающую математический способ предсказания положения планет при допущении, что Земля вместе с Марсом, Венерой, Меркурием, Юпитером и Сатурном обращается вокруг Солнца. (Луна изображалась вращающейся вокруг Земли.) Это допущение значительно упрощало дело и вместе с тем улучшало планетарные таблицы, хотя Коперник все еще держался мнения, что планеты движутся по круговым орбитам.

Книга, вышедшая почти в самый день смерти Коперника (свежеотпечатанный экземпляр, по преданию, ему вручили на смертном одре), вызвала бурю споров. Люди не могли поверить, что тяжелая громадная Земля летит в пространстве с огромной скоростью: ведь ощущения движения никто не чувствует. Лишь полвека спустя астрономы приняли гелиоцентрическую теорию, хотя надо сказать, что ко времени Коперника картина неба, созданная Гиппархом и Птолемеем, была сильно поколеблена.

Через три года после выхода книги Коперника в южной провинции Швеции, бывшей тогда частью Дании, родился Тихо Браге (1546–1601). Вначале в юности он изучал право, но когда ему было 14 лет, он наблюдал эклиптику Солнца, и это склонило его в пользу астрономии (к счастью для него и астрономии).

Успех пришел к нему в 1572 г., когда ему было 26 лет, и никто в Европе о нем еще не слышал. В то время европейцы, включая самих астрономов, ничего не знали о новых звездах. Ходила, правда, смутная легенда о новой звезде Гиппарха, но ее можно было отвергнуть как старую сказку, коль скоро Птолемей ни словом о ней не обмолвился.

(Несколько упоминаний о новых звездах 1006 и 1054 гг. в одной-двух западных хрониках были настолько сбивчивы и туманны, что вряд ли хоть один астроном 1500-х годов знал о них. И конечно, ни один европеец не знал о сообщениях, оставленных китайцами, корейцами и японцами.)

И вот 11 ноября 1572 г., когда Тихо Браге вышел из химической лаборатории своего дяди, он увидел вдруг звезду, которой прежде никогда не замечал. Она красовалась высоко в небе в созвездии Кассиопеи и сияла ярче всех звезд этого хорошо известного созвездия. Всякий, кто знал карту неба так же хорошо, как Тихо, просто не мог ее не заметить. Как и в 1054 г., новая звезда в Кассиопее была гораздо ярче Венеры в период ее наибольшего блеска. Но никто не принял бы ее за Венеру, так как она была далеко за пределами пояса Зодиака и, следовательно, вдали от мест, где когда-либо находились планеты.

В большом волнении Тихо упрашивал всех, кого догонял по пути, взглянуть на звезду и сказать, видели ли они ее там раньше. Все, кого он спрашивал, отвечали, что они звезду видят, поэтому с глазами у Тихо было все в порядке. Однако никто не мог поручиться, была ли эта звезда тут раньше, и если была, то когда она загорелась. Звезда на диво яркая, спору нет, но что до остального… Кто знает?.. Может быть, она всегда тут была.

Сам Тихо был убежден, что, когда он прошлый раз смотрел на небо, ничего похожего он здесь не видел. Правда, в последние дни он с головой ушел в химические опыты и какое-то время не наблюдал неба. И теперь он не был уверен, что эта звезда не горела здесь вчера или в предыдущие несколько ночей. (Интересно, что эту звезду заметил, кажется, еще один человек. Это был немецкий астроном Вольфганг Шулер, увидевший новую звезду перед рассветом 6 ноября, за пять дней до того, как ее заметил Тихо Браге.)

Теперь Тихо сделал то, что до него не делал ни один астроном. Он начал серию ночных наблюдений. В бытность свою в Германии он изготовил отличные инструменты и теперь не замедлил воспользоваться одним из них. Это был большой секстант. С его помощью он измерил в угловых величинах расстояние новой звезды от других звезд Кассиопеи. Браге тщательно откалибровал свои инструменты, чтобы исправить ошибки, которые могли возникнуть из-за несовершенства их изготовления, и даже сделал поправку на рефракцию (преломление) света. (Он был первым астрономом, сделавшим это.) Аккуратно записывал результаты каждого наблюдения и все условия, при которых оно проводилось.

Браге не имел телескопа (этот инструмент будет изобретен через 36 лет), тем не менее он заслужил репутацию лучшего дотелескопного наблюдателя в истории астрономии. Ведь это ему принадлежат наблюдения новой звезды, которые, вероятно, в большей степени, чем новая теория Коперника, означали начало современной астрономии.

Новая звезда находилась так близко от Полярной звезды и потому кружилась вокруг нее такими маленькими кругами, что никогда не опускалась за горизонт, оставаясь все время в небе. Поэтому Тихо Браге мог наблюдать за ней в любой час ночи. Он было даже испугался, обнаружив, что сияние ее так велико, что можно видеть ее среди бела дня. Однако звезда была такой яркой сравнительно недолго, с каждой ночью она становилась все слабее и слабее. К декабрю 1572 г. она была уже не ярче Юпитера, к февралю 1573 г. едва заметна, а к марту 1574 г. исчезла вовсе. По наблюдениям Браге, она оставалась видимой 485 дней.

Китайские и корейские астрономы тоже заметили новую звезду, но они не сделали точных измерений ее положения, как это сделал Браге. (Они начали отставать от европейцев.)

Что же такое была эта новая звезда? Была ли она атмосферным явлением, каким она должна была быть, если аристотелев закон о совершенстве и неизменности небес был верен? Но могло ли атмосферное явление оставаться неподвижным в течение 485 дней? Именно неподвижным, так как самые тщательные измерения Браге не могли обнаружить никакого его смещения относительно звезд в течение всего этого времени.

Браге попытался даже определить расстояние до этого «атмосферного явления». Это можно сделать путем измерения параллакса астрономического тела, т. е. засекая величину, на которую оно смещает свое кажущееся положение относительно других, более дальних тел, если смотреть на него с разных точек.

Луна, ближайшее к нам небесное тело, имеет совсем незначительный параллакс, но все-таки достаточно большой, чтобы его можно было измерить без телескопа. Со времен Гиппарха расстояние до Луны известно как 30 диаметров Земли, так что в современных единицах Луна находится на расстоянии 380 000 км.

Любое тело, имевшее параллакс меньший, чем параллакс Луны, должно было находиться дальше Луны и быть частью неба.

Новая звезда имела такой «микроскопический» параллакс, что он совсем не поддавался замеру, несмотря на все усилия Браге. А раз так, это НЕ БЫЛО атмосферным явлением, а было звездой, такой же звездой, как другие.

Открытие это было настолько серьезным, что Тихо Браге после значительных колебаний решился написать книгу.

Он был дворянин, а дворяне в те времена не опускались до общения, пусть книжного, с простыми людьми. Только абсолютная важность открытия убедила его, что он должен это сделать.

Книга, написанная по-латыни, как тогда было принято для ученых книг, вышла в 1573 г. Внешне она была весьма внушительных размеров, но совсем не длинная — 52 страницы, имела очень длинное название, но стала больше известна под сокращенным вариантом названия — «De Nova Stella» («О новой звезде»).

В книге много места уделялось астрологическому значению новой звезды, так как Браге, подобно большинству астрономов того времени, твердо верил в астрологию. Затем, отступая от астрологии, Браге описывает яркость новой звезды и как она с каждой неделей тускнела. Приводит ее небесные координаты и даже дает зарисовку окружающих звезд с отметкой положения новой звезды, чтобы представить то, что воочию видел сам Тихо Браге.

Самым важным в книге было то, что положение новой звезды не менялось и что она не имела параллакса. Отсюда вытекало, что это была звезда, новая звезда! Другими словами, в небе, как и везде, тоже бывают перемены.

Книга Браге стала сенсацией: она означала конец греческой астрономии. Все догмы относительно постоянства и совершенства неба нужно было теперь отставить.

В 1577 г. появилась в небе яркая комета, которая перемещалась относительно звезд, но Браге показал, что она тоже не имеет параллакса, отсюда стало очевидно, что даже кометы находятся дальше Луны и какой-то части неба, а потому не являются атмосферным явлением.

С выходом книги Браге сразу же сделался самым знаменитым астрономом Европы, а латинское «nova» (означающее «новая»), стоящее в заглавии книги, вошло в научный обиход для обозначения новой звезды и всех последующих новых.

С того дня новая звезда, появляющаяся на небе, называется nova.
 
Другие новые
После того как была открыта Новая Тихо Браге, астрономы, вместо того чтобы концентрировать внимание на планетах, стали более внимательно наблюдать звезды. Открытие новой звезды может прославить! С другой стороны, стало ясно, что изменение в «неподвижных» звездах, даже при жизни одного поколения, оказывается нередким делом.

В 1596 г. немецкий астроном Давид Фабрициус (1564–1617), друг Тихо Браге, обнаружил звезду в созвездии Кита, которой никогда там не бывало. Звезда третьей величины, она имела весьма умеренную яркость. Но астрономы теперь ничего не хотели пропускать мимо. Новая или не новая? Ответить на этот вопрос теперь было нетрудно: надо было только продолжать наблюдения и ждать.

Спустя некоторое время звезда потускнела и исчезла, и Фабрициус облегченно вздохнул, чувствуя, что не зря объявил об открытии новой звезды.

Следующая новая связана с именем немецкого астронома Иоганна Кеплера (1571–1630). Кеплер работал совместно с Браге в последние годы жизни первооткрывателя новых. Много лет подряд измерявший положения Марса относительно звезд, Браге надеялся, что с помощью этих данных ему удастся продемонстрировать правильность той компромиссной позиции, которую он занял по отношению к планетарным орбитам. Он хотел показать, что Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн — все вращаются вокруг Солнца, а Солнце со всеми вращающимися вокруг него планетами обращается вокруг Земли.

Перед смертью Тихо Браге передал все свои вычисления Кеплеру в надежде, что его помощник использует их для подтверждения «Системы Тихо Браге». Кеплер, конечно, не мог это подтвердить. Что он действительно подтвердил, так это тот факт, что Марс не вращается вокруг Солнца по кругам или комбинациям кругов, как мыслили Платон и все западные астрономы, включая Коперника. Марс движется вокруг Солнца по эллиптической орбите, причем Солнце находится в одном из ее фокусов. Идя дальше, Кеплер доказал, что все планеты движутся по эллиптическим орбитам. Сделав это, Кеплер создал действительную картину Солнечной системы.

Именно его (Кеплера) система, а не Коперника удовлетворяет действительности. В последующие четыреста лет астрономам не пришлось внести в нее существенные поправки.

Были разработаны другие всеобъемлющие теории и открыты новые планеты, но эллиптические орбиты остаются и, судя по всему, такими и останутся.

В 1604 г., еще до того, как Кеплер полностью закончил свою систему, в созвездии Змееносца вспыхнула новая звезда. Она была ярче, чем Новая Фабрициуса, но не ярче звезды Браге. Новая 1604 г. обладала яркостью Юпитера, хотя была в пять раз слабее Венеры в максимуме ее блеска. И все же это было потрясающим небесным событием, за которым астрономы теперь следили самозабвенно. Кеплер и Фабрициус сделали измерения положения новой 1604 г. и еженедельно фиксировали изменения ее блеска. Звезда исчезла только через год. Так, между 1572 и 1604 годом в течение 32 лет, т. е. на протяжении жизни одного поколения, в небе появились три новые звезды, две из них исключительно яркие. Все три были очень заметным, даже вызывающе заметным, небесным явлением и, как могло тогда казаться их наблюдателям, не таким уж редким.

Глава 2. Звезды меняются

Видя невидимое

В 1604 г., когда горела Новая Кеплера, человеческое видение звезд оставалось в целом таким, каким было всегда. Небо по-прежнему казалось сферой из твердого вещества, а звезды были светящимися, прикрепленными к небу бусинками. Временами чьим-то неведомым промыслом в небе, словно маленький сияющий пришелец, загоралась новая звезда. Эти светящиеся знаки загорались, но всегда потом пропадали. Чем ярче светили они, тем дольше угасали, но рано или поздно все они исчезали.

Но после того как новая звезда исчезала, не продолжала ли она жить и дальше, только будучи слишком тусклой, чтобы быть заметной человеческому глазу? И не существуют ли звезды, которые всегда были слишком тусклы? Иными словами, не могло ли быть звезд, существовавших с самого начала Вселенной, которые, когда бы ни было это начало, были слишком слабы для зрения и потому их никто никогда не видел?

Некоторые ученые размышляли именно так. Немецкий богослов Николай Кузанский (1401–1464) считал, что в мире существует бесконечное число звезд, рассеянных по безграничному пространству. Все звезды такие же солнца, как наше, но кажутся слабыми точками света (если они вообще видны) благодаря огромному до них расстоянию. Вокруг каждой звезды есть планеты, и по крайней мере некоторые из них заселены разумными существами. И если звезд бесконечное множество, а человек видит только несколько тысяч, то это означает, что громадное большинство звезд просто слишком слабы, чтобы их можно было увидеть.

Как видим, взгляды Кузанского звучат очень современно, можно лишь диву даваться, как он пришел к таким выводам. Понятно, убедить людей в правоте своей жуткой идеи он не мог, так как не имел никаких осязаемых доказательств.

Полтора века спустя идеями Николая Кузанского проникся итальянский ученый Джордано Бруно (1548–1600). Однако ко времени Джордано уже произошла протестантская Реформация, церковники по всей Европе стали мнительными, подозрительными, идеи, непривычно звучащие для уха, высказывать стало опасно. К несчастью, одержимый своей идеей, Бруно был вызывающе прямым человеком. Ему, казалось, доставляло истинное удовольствие дразнить и ставить в тупик своих оппонентов. В конце концов он был сожжен инквизицией.

Бруно тоже не имел доказательств в пользу своих идей. Ко времени его смерти никто не верил в звезды, которых не видно (потому что они слишком тусклы). Зачем вообще существовать таким звездам? Для чего они созданы Богом? Для иных было кощунством даже подумать, что Бог мог создать нечто столь бесполезное.

В 1609 г. другой итальянский ученый — Галилео Галилей (1564–1642) услышал, что в Нидерландах изобрели трубку с линзами на ее концах, которая, если смотреть через нее на предметы, делает их ближе и крупнее в размерах. Он тут же начал экспериментировать и скоро имел то, что мы теперь называем телескопом. И Галилей дерзко обратил телескоп к небу.

Конечно, телескоп Галилея был очень мал и примитивен, зато человек впервые рассматривал небо чем-то более сильным, чем просто человеческий глаз. Телескоп собирал больше света и фокусировал увеличенное количество света на сетчатке глаза. В результате все объекты казались крупнее или светлее (или то и другое вместе). Луна выглядела гораздо крупнее и обнаруживала больше подробностей. То же и Солнце, только, разглядывая его, надо было остерегаться ослепления. Планеты казались более крупными и напоминали маленькие кружочки света. Звезды были по-прежнему настолько малы, что даже в увеличенном виде казались лишь светящимися точками, хотя эти точки света стали теперь ярче.

Куда бы теперь ни смотрел Галилей, с помощью своего телескопа он видел новые удивительные вещи. На Луне он увидел горы и кратеры, а также ровные области, которые он назвал «морями». На Солнце заметил пятна. У Юпитера обнаружил четыре спутника. Он увидел, что Венера, подобно Луне, имеет свои фазы. Все, что показывал телескоп, наводило на мысль, что планеты такие же миры, как и Земля, и, наверное, такие же изменчивые и несовершенные. Даже найденные пятна на Солнце свидетельствовали о его несовершенстве. Что же касается Венеры, то ее фазы, какими их наблюдал Галилей, не могли существовать в системе Птолемея, а только в системе Коперника.

Телескоп Галилея явился сильным подкреплением взгляда Коперника на Солнечную систему. У Галилея были большие неприятности с инквизицией, которая принудила его отказаться от идеи Коперника. Последнее обстоятельство, впрочем, не принесло консервативным силам религии никакого облегчения, так как вся ученая Европа быстро усвоила мысль Коперника, что в центре планетной системы находится Солнце, а вдобавок еще и эллипсы Кеплера.

И все-таки первое открытие, сделанное Галилеем с помощью телескопа, с Солнечной системой не имело ничего общего. Когда впервые он поднял свой телескоп к небу и навел его на Млечный Путь, обнаружил, что это не просто светящийся туман, а немыслимое скопление звезд — звезд, недоступных простому человеческому глазу. Куда бы ни передвигал свою трубу Галилей, везде он видел тучи звезд, о которых прежде не мог и помыслить.

Стало ясно, существует великое множество звезд, которые слишком слабы, чтобы их можно было различить глазом, но которые становятся явью, как только просветляются телескопом.

Отсюда следовало, что, когда новая тускнела и пропадала из виду, это не означало, что она пропадала совсем. Просто-напросто она становилась слишком тусклой и незаметной. В сущности, новая могла быть вовсе и не новой звездой, а просто очень бледной, незаметной в обычном состоянии звездочкой, которая внезапно загоралась, становилась яркой, видимой, а затем опять тускнела и отступала в темноту.

В 1638 г. голландский астроном Хольварда Франекер (1618–1651) отметил звезду точно в том же районе неба, где Фабрициус нашел свою новую 42 года назад. Хольварда наблюдал, как она постепенно бледнела, исчезала совсем, но потом вернулась на свое место. Оказалось, что ее яркость нарастает, потом слабеет каждые 11 месяцев; в телескоп она оставалась заметной даже в период наименьшего свечения. В этой фазе она была звездой 9-й величины (принимая самые слабые для зрения звезды за 6-ю и продолжая таблицу Гиппарха до наименьших яркостей, достижимых телескопом).

В максимуме своего блеска звезда Фабрициуса светила в 250 раз ярче, чем в минимуме. Точнее говоря, она не являлась новой звездой, но даже и такая она служила прекрасным опровержением неизменности небес. Ведь звезда, которая меняет свою яркость, могла столь же красноречиво свидетельствовать против аристотелевой догмы постоянства, как и «настоящая» новая.

Звезды с изменяющейся яркостью называют теперь «переменными звездами», и Хольварда открыл первую из них. Тем не менее переменные звезды, вспыхивающие вдруг и всегда неожиданно и неспособные к регулярным изменениям, долгое время продолжали называть «nova», хотя это латинское слово означает «новая». Звезда Фабрициуса, которая загоралась и затухала по своему особому четкому графику, уже не считалась новой, она была просто переменной звездой.

Немецкий астроном Иоганн Байер (1572–1625) предложил систему, по которой каждой звезде присваивались греческая буква и название созвездия, в котором она находилась. Звезде Фабрициуса, отметив ее положение в один из периодов ее видимости, он дал имя «Омикрон Кита». (Он не догадывался, что это была новая, открытая Фабрициусом.) Когда была выявлена ее переменная природа, немецкий астроном Ян Гевелий (1611–1687) назвал ее Мира, что по-латыни означает «чудесная».

Мира стала «чудесной», потому что переменность ко времени ее открытия была совершенно новым, загадочным, необычным свойством. Эта переменность, однако, не долго оставалась загадкой: к концу XVII в. были обнаружены еще три переменные звезды. Одной из них был хорошо известный Алголь — вторая по яркости звезда в созвездии Персея (отчего ее иногда называют Бета Персея).

В 1687 г. итальянский астроном Джеминиано Монтанари (1663–1687) заметил, что Алголь имеет колебания блеска. Это было не похоже на Миру, так как колебания были не экстремальны. Алголь в пике блеска имел звездную величину 2,2, а в минимуме 3,5, т. е. в пике блеска он светил примерно в три раза ярче, чем в минимуме.

Все это, видимо, еще раньше заметили арабы. Мифический герой Персей обычно изображается с головой убитой им Медузы. И вот голова Медузы — страшного чудовища, при взгляде на которое люди превращались в камень, — представлена звездой Алголь; это название дали арабы, и по-арабски оно звучит «аль голь», т. е. дьявол.

Случилось ли это потому, что звезда напоминала Медузу, или потому, что она меняла свою яркость и в этом смысле была вызовом священному закону неизменности неба? Любопытно, замечали ли сами греки эти изменения и не потому ли они скрепя сердце заставили эти звезду играть зловещую роль Медузы?

В 1782 г. семнадцатилетний англичанин, глухонемой Джон Гудрайк (1764–1786) тщательно изучил Алголь и установил, что изменения его блеска абсолютно регулярны. Весь цикл усиления и ослабления блеска протекал за 69 часов. Гудрайк предположил, что Алголь — это двойная звезда, причем одна из двух звезд темнее, чем другая. Обе звезды обращаются друг около друга, и каждые 69 часов темная звезда проходит перед своим более светлым компаньоном, отчего временно и затухает свет Алголя. Гудрайк оказался прав: сегодня насчитывается около двухсот таких «затменно-переменных».

Итак, Алголь не настоящая переменная, так как каждая звезда этой пары обладает совершенно ровной светимостью, и казалась бы абсолютно постоянной, если б одна из двух периодически не заслоняла другую.

В 1784 г. Гудрайк открыл, что звезда из созвездия Цефея — Дельта Цефея — тоже переменная, хотя и с менее выраженной переменностью, чем у Алголя: в максимуме блеска звезда всего в два раза ярче, чем при минимуме. Дельта Цефея также имеет очень правильный период, разгораясь и тускнея каждые 5 1/3 дня. Закономерность, по которой нарастает и слабеет ее яркость, не может быть объяснима простым затмением. Она тускнеет медленнее, чем загорается, тогда как затменная переменная должна тускнеть и светлеть с одинаковой силой.

В последующие два века было открыто много других переменных звезд с кривыми просветления и потемнения такими же, как у Дельты Цефея, хотя и с периодами от двух до сорока пяти дней. Их назвали «цефеидными переменными». Только в 20-х годах нашего века английскому астрофизику Артуру Эддингтону (1882–1944) удалось показать, что названные выше кривые могут быть объяснены пульсацией звезд, т. е. регулярным увеличением и сокращением их объема.

Большинство переменных звезд являются именно такими «пульсирующими переменными»; одни из них короткопериодные, другие — долгопериодные, одни — правильные, другие — неправильные. Сегодня нам известны многие тысячи звезд самого разного характера.

Новые теперь тоже причислены к разряду переменных звезд на том основании, что их яркость изменяется во времени. Что их резко отличает от настоящих переменных, так это изменение их блеска: новые увеличивают свой блеск в десятки тысяч раз, тогда как обычные переменные всего в два-три раза. К тому же их затухание продолжается гораздо дольше по времени и в гораздо более глубокой степени. Наконец, прочие переменные — это звезды циклические, т. е. постоянно, снова и снова повторяющие периоды яркости и потемнения. Новые же — это так сказать переменные «одноразовые»; если им суждено пережить повторную вспышку, то это случается с ними через очень долгие, совершенно непредсказуемые интервалы времени.

Движение и расстояние

После эффективных очень ярких новых, которые наблюдали Браге и Кеплер, и полного осознания изменчивости неба прошло полтора века, в течение которых о новых звездах не было ни одного упоминания. Звезда, принятая Фабрициусом за новую, в действительности ею не оказалась. Нельзя утверждать, что новые в тот период не появлялись. Вовсе нет. Просто те, что появлялись, не были крупными, заметными звездами, и потому их не видели. Хотя наблюдателей неба становилось все больше и больше, все же не хватало настоящих астрономов, чтобы методично изучать каждый клочок ночного неба с целью отличить неприметную новую в сгустке обычных звезд, возникших из небытия благодаря новым, более мощным телескопам. Даже сегодня, когда астрономия обладает прекрасными звездными картами в сочетании с новейшей фотографической техникой, новую могут не сразу заметить и опознать лишь тогда, когда она уже прошла первоначальный максимум блеска. Новая может оставаться и вовсе неузнанной до тех пор, пока не будут изучены фотографии, сделанные ранее.

И все-таки полтора столетия, в течение которых не было новых, для изучения звезд не пропали даром.

Даже после ста лет телескопного наблюдения неба все еще можно было думать, что небо — это твердая сфера, расположенная сразу за орбитой Сатурна (считавшегося в 1700-х годах, как и в древности, самой дальней планетой), а звезды — мелкие, разбросанные по ней светящиеся точки. Правда, телескоп изрядно приумножил количество этих светлячков, но в огромном небе хватало места для всех.

И вот английский астроном Эдмунд Галлей (1656–1742) обнаруживает, что вокруг Солнца движется комета, которая имеет постоянную орбиту и периодически приближается к Земле. (Комета, открытая Галлеем, с тех пор называется его именем.)

Позднее Галлей занялся проблемой измерения точного положения различных звезд. По мере совершенствования телескопов повышалась и точность измерений. Сравнивая полученные данные с более ранними, Галлей был очень удивлен, заметив, что греки расположили некоторые звезды неправильно. Даже учитывая, что греки не имели телескопов, ошибки в положениях звезд у них были слишком уж разительны. Это особенно бросалось в глаза, поскольку смещены были несколько самых крупных звезд.

Галлей понял, что объяснение здесь только одно. Греки не ошибались: это звезды изменили свое положение за прошедшие шестнадцать веков. В 1718 г. Галлей объявил, что три наиболее ярких светила — Сириус, Процион и Арктур заметно сдвинулись в небе со времен древних греков и слегка сместились уже после того, как 150 лет назад их координаты зафиксировал Браге.

Галлей предположил, что звезды вовсе не прикованы к своему месту, а бродят в огромных пространствах космоса как вздумается, подобно пчелиному рою. Звезды так далеки от нас, что расстояние, пройденное ими, ничтожно сравнительно с расстоянием до Земли, поэтому обнаружить их движение от ночи к ночи или от года к году было невозможно, пока телескопы не стали достаточно чувствительны для измерения чрезвычайно малых смещений. Если же положение звезд фиксировалось в течение столетий и даже поколений, то смещение их становилось заметным, особенно смещение ближайших звезд. Сириус, Процион и Арктур должны быть именно такими звездами, рассуждал Галлей, об этом говорит как их яркость, так и их очевидное «собственное движение».

По каковы же расстояния до них? На этот вопрос можно было бы ответить, если б удалось определить параллакс некоторых звезд. Близкая звезда должна менять свою позицию относительно более дальней по мере того, как Земля, совершая свой бег по орбите, переходит с одной стороны Солнца на противоположную (смещение, равное 300 млн. км). Однако кажущееся ответное движение даже ближайших звезд было столь ничтожным, что телескопы времен Галлея (и даже телескопы, служившие веком позже) были недостаточно чувствительны для его регистрации.

Только в 1838 г. немецкому астроному Фридриху Бесселю (1784–1846) удалось измерить крошечный параллакс звезды, называемой Лебедь 61, фактически пары звезд, обращающихся одна вокруг другой. Обе половины, даже наблюдаемые вместе, не слишком ярки, но эта звезда имеет необычно большое собственное движение — вот почему Бессель выбрал ее объектом для изучения. Оказалось, что звезда удалена от Земли на 106 триллионов километров. Свет проходит за год 9,46 триллиона километров, и это расстояние составляет «световой год», таким образом звезда Лебедь 61 находится от нас на расстоянии 11,2 светового года.

Примерно в то самое время, как Бессель совершал свой научный подвиг, шотландский астроном Томас Хендерсон (1798–1844) измерил расстояние до Альфы Центавра и нашел его равным 4,3 светового года. Альфа Центавра — две звезды, обращающиеся одна вокруг другой относительно третьей, находящейся от них поодаль, — это самая близкая из известных нам звезд.

Для измерения расстояний астрономы теперь все чаще используют парсек. Парсек равен 3,26 светового года, или 31 триллиону километров. Следовательно, Альфа Центавра находится от нас на расстоянии приблизительно 1,3 парсека, а Лебедь — на расстоянии 3,4 парсека.

Другими словами, звезды оказались точно такими, какими представлял их Николай Кузанский за четыре столетия до этого. Хотя и не бесконечные в своем числе, они существуют в огромных количествах. Звезды — это солнца, удаленные от Земли на колоссальные расстояния, щедро рассеянные в необъятных просторах космоса.

Теперь человеческое восприятие неба изменилось бесповоротно. От древней астрономии решительно ничего не осталось.

Новые наших дней

В 1838 г. английский астроном Джон Гершель (1792–1871), изучая в Южной Африке звезды, расположенные у Южного полюса и невидимые с европейских широт, обратил внимание на яркую, первой величины, звезду в созвездии Карины, известную под названием «Эта Карины». (Ранее астрономы, бывавшие в Южном полушарии, наблюдали ее лишь как слабую звезду четвертой величины.)

Неужели Гершель столкнулся с новой? Казалось, так оно и было: с течением времени звезда медленно угасала. Но в 1843 г. она вдруг вспыхнула снова и в короткое время стала звездой первой величины, сравнявшись в яркости с самим Сириусом. Затем она постепенно померкла, угаснув до шестой звездной величины. Судя по всему, новой в полном смысле она не была и не осталась, скорее она являлась очень неправильной переменной какого-то необычного типа. Об этом мы еще поговорим.

Первую по-настоящему новую звезду, открытую после появления телескопа, увидел в 1848 г. в созвездии Змееносца английский астроном Джон Рассел Хайнд (1823–1895). Она помещалась в том же созвездии, что и Новая Кеплера, но располагалась совсем в другом его месте, так что не было никакого повода считать ее повторной вспышкой более ранней звезды. К тому же эта последняя новая (первая после кеплеровской) была не в пример ей звездой совсем неброской. Даже в период наибольшего блеска она не достигала и четвертой величины.

Три или четыре неяркие новые наблюдались в конце 80-х годов прошлого века. Одна из них, зажегшаяся в созвездии Возничего (и потому названная Новой Возничего), была открыта в 1891 г. шотландским пастором Т. Д. Андерсоном. Астроном-любитель Андерсон сделал одно из тех многочисленных открытий, которые стали достоянием астрономии благодаря наблюдениям простых дилетантов. Андерсон выследил Новую Возничего, несмотря на ее очень слабый свет звезды пятой величины. Чтобы распознать новую с такой низкой светимостью, пастор должен был помнить наизусть точное расположение чуть ли не каждой звезды в небе!

К началу XX в. прошло без малого триста лет, а в небе так и не появлялось ни одной новой, которая имела бы яркость звезды первой величины (не считая сомнительного случая Эты Карины).

Но в ночь на 21 февраля 1901 г., возвращаясь домой, Андерсон заметил вторую новую. (Она горела в созвездии Персея и потому была названа Новой Персея.) Пастор немедленно сообщил о своей находке в Гринвичскую обсерваторию, и профессиональные астрономы тут же направили на звезду свои телескопы. Каким-то чудом Андерсон захватил звезду, когда она еще только набирала свой блеск. Через два дня Новая Персея уже достигла максимума своего блеска (звездная величина 0,2) и яркости Веги. К описываемому времени астрономы уже вступили в эру фотографии, которая дала им огромные преимущества сравнительно с их предшественниками. Но была ли сфотографирована область неба, в которой сияла Новая Персея, до ее появления?

Оказывается, была. В Гарвардской обсерватории этот участок неба был сфотографирован буквально за два дня до того, как Андерсон сделал свое новое открытие. В том самом месте, где теперь сияла Новая Персея, гарвардские фотографии показывали очень тусклую звезду 13-й величины, т. е. звезду, имевшую 1/630 часть светимости, необходимой, чтоб стать заметной человеку с острым зрением. За четыре дня Новая Персея выросла на 13 величин, увеличив свой блеск в 160 000 раз. Почти сразу же, неравномерно тускнея, она начала угасать и через семь месяцев стала неразличимой для глаза. В дальнейшем она вновь вернулась к 13-й величине.

Прошло семь месяцев с тех пор, как загорелась Новая Персея, и фотография доказала, что может быть полезной и в другом отношении. Непосредственному взгляду, даже через телескоп, звезда казалась простой звездой. Стоило, однако, вместо глаза поместить в фокус телескопа фотографическую пленку и дать долгую выдержку, как аккумулированный свет выявил вокруг Новой Персея бледное облако светящегося тумана, которое постепенно, неделю за неделей, месяц за месяцем, вырастало в размерах. Это расширяющееся облако было распространением света, излученного звездой во время блестящей взрывной ее фазы, который теперь уходил от звезды со скоростью света во всех направлениях, освещая ее окрестности — облака тончайшей космической пыли и глаза. Еще в 1916 г., через 15 лет, можно было наблюдать вокруг звезды тусклый ореол бледно светящегося газа. Создавалось впечатление, что этот газ был выброшен из звезды во время ее вспышки и теперь расширяется во все стороны, хотя и со скоростью, гораздо меньшей, чем скорость света.

Было очевидно, что звезда пережила колоссальный взрыв, исторгнувший из глубин ее газы и породивший вспышку света, удалявшегося от нее подобно разбегающимся волнам. Увиденное было понятным, хотя астрономия в то время еще ничего не знала ни о процессах, происходивших в недрах звезды, ни о механизме, приведшем к ее извержению.

Но астрономы могли дать название этому явлению, и Новая Персея, таким образом, стала «вулканической», или «взрывной», переменной. Казалось бы, все новые в каком-то смысле «вулканические» переменные и это выразительное точное слово должно было бы заменить слово «новая». Однако от него не так просто было отделаться. «Новая» прочно вошла в обиход с того самого дня, как Браге впервые употребил это выражение, и, вероятно, так оно и останется. Ещё одну, более яркую новую заметили сразу несколько наблюдателей 8 июня 1918 г. в созвездии Орла. Уже в первый момент она сияла как звезда первой величины, а через два дня, когда достигла пика своего блеска, имела звездную величину — 1,1, т. е. почти сравнялась по яркости с Сириусом.

Новая Орла появилась в период первой мировой войны, и, конечно, явись она в предыдущие века, в ней увидели бы некое знамение. Однако многие увидели в ней знамение даже в XX в. Война приближалась к концу, и весной 1918 г. немцы предприняли отчаянное наступление во Франции, делая последнюю ставку на выигрыш. На карту были поставлены последние резервы, и немцы поначалу добились успеха, но этого, увы, было уже недостаточно. В начале июня немцы выпустили последние пары, в то время как Англия и Франция быстро усиливались возрастающими подкреплениями (из Америки). Было ясно, что с Германией все кончено. Действительно, через пять месяцев она сдалась. Союзные солдаты на фронте назвали Новую Орла «Звездой победы».

Фотографии звезды, выполненные Гарвардской обсерваторией перед ее вспышкой, показывали довольно тусклую звезду с абсолютной величиной где-то между десятью и одиннадцатью. За пять дней блеск ее усилился в 50 000 раз, но, как и следовало ожидать, она угасла очень быстро. К сентябрю ее едва удавалось различить невооруженным глазом, через восемь месяцев ее можно было видеть только в телескоп.

Новая Орла — самая яркая звезда, появившаяся в небе после 1604 г., и ничего даже близкого к ней по яркости с тех пор не бывало. Однако яркость не единственный способ, которым новая может заявить о себе.

Росло убеждение в том, что новые всегда возникают из слабых, неразличимых звезд. При обыкновенном рассматривании звезды, которая в дальнейшем станет новой, кажется, что в ней нет ничего из ряда вой выходящего. С другой стороны, можно ведь сделать нечто большее, чем просто смотреть на звезду.

К концу XIX в. астрономы уже располагали спектроскопом, с помощью которого можно разложить световые волны в порядке их длины. При этом появлялась цветная радуга: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой и фиолетовый (в порядке уменьшения длины волны). По распределению света, по характеру недостающих воли, обнаруживающих себя в виде темных линий, прочерчивающих спектр, и по расположению этих линий астрономы могли судить о том, удаляется ли звезда от нас или приближается к нам, насколько она горяча или холодна, каков ее химический состав и т. д.

Но как спектроскопия могла помочь в изучении предновой, т. е. не вспыхнувшей еще звезды?

К несчастью, получить спектр слабой звезды чрезвычайно трудное дело, а их, слабых звезд, очень много. Было бы непосильной задачей добыть, даже с помощью компьютера, спектры всех звезд, имеющихся на небе. Практически имеются спектры лишь самого незначительного числа звезд. Заинтересовавшись Новой Орла, астрономы обнаружили, что первоначально звезда, из которой она развилась, ИМЕЛА записанный спектр. (И по сей день Новая Орла — это единственная из звезд, имеющая спектр, снятый до того, как звезда загорелась.) Спектр, однако, не выявил ничего необычного в предновом состоянии Новой Орла, за исключением того обстоятельства, что это была довольно горячая звезда с температурой поверхности около 12 000 °C (температура Солнца 6 000 °C). Из этого сделали вывод, что, даже не зная, что происходит в недрах звезды и каким образом приходит она к взрыву в процессе образования новой, взрыв горячей звезды можно считать более вероятным, чем взрыв холодной.

В декабре 1934 г. засияла новая в созвездии Геркулеса, получившая название Новой Геркулеса. Первоначально это была звезда с чуть выраженной переменностью, затерявшаяся где-то между 12-й и 15-й величинами. Фотографии, изученные позднее, показали, что 12 декабря, во время ее разгорания, она все еще была слишком слаба для наблюдения невооруженным глазом. Но уже 13 декабря она стала звездой третьей величины и тогда же была замечена английским астрономом-любителем.

Для новой такое разгорание было довольно медленным, все же к 22 декабря она достигла пика своей звездной величины, 1,4. Затем ее яркость, то уменьшаясь, то вновь частично усиливаясь, неравномерно пошла на убыль, и к 1 апреля ее едва можно было различить на небе. После этого она быстро исчезла и к 1 мая опустилась до 13-й величины, примерно той, которую имела вначале. Астрономы вздохнули и, видимо, сочли себя вправе обратиться к другим звездам, когда Новая Геркулеса вдруг вспыхнула снова. Ко 2 июня она уже была звездой девятой величины. Так, довольно медленно, она продолжала светлеть до сентября, и тогда ее звездная величина составляла 6,7, т. е. по своей яркости она была на грани различимого человеческим глазом. Затем очень медленно вновь стала уменьшаться и только в 1949 г., через 15 лет после своего первого появления, она вторично вернулась к 13-й величине. Теперь ясно, что новую нельзя рассматривать как звезду, пробуждающуюся раз в жизни. Известно о существовании «повторных», или «возвращающихся», новых. Новая, возникшая в созвездии Северной Короны и достигшая второй звездной величины в 1886 г., сделала то же самое в 1946 г. Есть новые, которые разгорались по три и даже четыре раза. Вполне возможно, что Эта Карины тоже повторная новая, хотя есть у нее, как мы увидим позднее, и более интересные особенности.

Самая недавняя очень яркая новая появилась в созвездии Лебедя 29 августа 1975 г. Новая Лебедя разгорелась до второй звездной величины с необычной стремительностью, перешагнув сразу через девятнадцать величин. В течение одного дня ее блеск усилился в 30 млрд. раз, однако она так же быстро сгорела и пропала из виду уже через три недели. Очевидно, что, чем быстрее и экстремальнее разгорание звезды, тем быстрее и глубже ее потускнение, хотя потускнение ее всегда медленнее, чем предшествующая вспышка.

Светимость новых и частота их появления

Сколько же света в действительности излучает новая? Мы говорим о новых, приближающихся к той или другой величине, обладающих яркостью Сириуса или более ярких, чем Венера, но это еще не раскрывает всей правды. Ведь одна новая может казаться ярче другой потому, что она в самом деле ярче (более светима), или же только потому, что она ближе к нам и оттого кажется ярче, чем есть в действительности.

Так или иначе, сегодня мы уже располагаем возможностью определять расстояние до звезд. Учитывая яркость звезды на ее фактическом расстоянии, нетрудно вычислить, как бы она блестела, будь она на каком-то другом расстоянии. Звезда казалась бы слабее с увеличением расстояния до нее и ярче с уменьшением расстояния согласно простому правилу: яркость звезды меняется обратно квадрату расстояния.

Отсюда наше Солнце далеко не самая яркая звезда. Его величина составляет -26,91 сравнительно с -1,42 — величиной Сириуса, второй ярчайшей звезды неба. Солнце на 25,49 величины ярче Сириуса, и каждая величина представляет увеличение яркости в 2,512 раза. Поэтому наше Солнце светит в 15 млрд. раз более интенсивно, чем Сириус. Солнце несравнимо более близкая к нам звезда. До него расстояние всего лишь 150 млн. км, или 0,000005 парсека. Сириус находится от нас на расстоянии 3,65 парсека, т. е. в 530 000 раз дальше, чем Солнце; Предположим, что мы смотрим на Солнце и Сириус с одного и того же расстояния (10 парсек — стандартное расстояние, выбранное астрономами для сравнения звезд).

Если мысленно удалить Солнце на расстояние 10 парсек, что бы оно оказалось бы от нас в 2 млн. раз дальше, чем теперь, то его яркость в соответствии с обратной зависимостью от квадрата расстояния уменьшилась бы на 2 000 000 X 2 000 000, или в 4 000 000 000 000 раз. Уменьшив звездную величину Солнца делением его яркости на 2,512 (значение каждого уменьшения яркости на одну величину), мы бы нашли, что звездная величина Солнца, учитывая сокращение его яркости в четыре триллиона раз, составляет 4,69. Таким образом, на расстоянии 10 парсек Солнце имело бы величину 4,69. Это и есть его «абсолютная звездная величина». На таком расстоянии наше Солнце казалось бы маленькой звездочкой пятой величины, весьма скромным членом небесного сообщества.

Что касается Сириуса, находящегося на расстоянии 2,65 парсека, то при удалении его от нас на 10 парсек он уменьшился бы всего в 3 3/4 раза. Его яркость снизилась бы, но не очень, и на десяти парсеках он все-таки имел бы абсолютную величину 1,3. На этом расстоянии Сириус по-прежнему оставался бы звездой первой величины, хотя уже не из самых ярких.

Когда мы говорим о «яркости», мы имеем в виду то, как та или иная звезда выглядит в небе. Если мы хотим сравнить блеск двух звезд, каким он был бы при равном от нас удалении, другими словами, их абсолютные величины, то мы говорим о «светимости».

Сравнение яркости двух объектов зависит среди прочего от их удаленности. Спичка, которую мы держим в руке, ярче Сириуса. Сравнение светимости — вещь реальная: оно показывает, какой из объектов излучает больше света и на сколько больше. При равных расстояниях Сириус на 3,4 звездной величины ярче Солнца, а это значит, что его светимость в 23 раза выше солнечной.

Где же на этой шкале располагаться нашим новым? Ведь не всегда удается правильно оценить расстояние до них, часто они находятся слишком далеко. Но из суммарной информации, полученной от нескольких новых, их средняя абсолютная звездная величина до того, как, вспыхнув, они превратились в новую, будет равна третьей величине. Другими словами, первоначальная их светимость, как правило, примерно в пять раз выше, чем у Солнца. В максимуме блеска средняя абсолютная величина их -8, так что при полном своем «накале» новая будет светить примерно в 150 000 раз ярче, чем наше Солнце. Разумеется, это лишь средняя величина.

Некоторые астрономы различают два вида новых — «быстрые» и «медленные». «Быстрые» в течении считанных дней повышают свою светимость в сотни тысяч и более раз. Пик блеска удерживается в них менее недели, а затем — ровное умеренное быстрое угасание. «Медленная» увеличивает свой блеск исподволь и неровно, как бы толчками, и в целом в гораздо меньшей степени, чем «быстрая». После этого она так же медленно и неровно в отличие от «быстрой» идет на убыль. Примеры «быстрых» новых — Новая Персея и Новая Лебедя. Новые Возничего и Геркулеса — «медленные». Повторные новые, по крайней мере те, которые «возвращаются» через каждые несколько десятилетий, дают, как правило, меньшее приращение светимости, чем обыкновенные новые, даже включая «медленные». А как часто появляются новые?

До 1900 г. их почти и не видели, но сейчас их наблюдают гораздо чаще. Это не потому, что число их увеличилось, а потому, что больше людей стали интересоваться небом, да и техника, которой располагает ныне астрономия, стала лучше. И даже несмотря на это, те новые, что мы видим, отнюдь не исчерпывают полного их наличия. Чтобы понять это, зададимся вопросом: а сколько вообще на свете звезд? Невооруженным глазом мы видим около 6000, с помощью телескопа — многие миллионы.

Бесконечно ли их число, как думал Николай Кузанский? В данном случае против их бесконечности свидетельствует наша Галактика Млечный Путь, опоясавшая небо необъятной полосой звездного света, которая при взгляде в телескоп оказывается громадным скоплением чуть видных звезд. Общая масса Галактики — это 100 млрд. масс Солнца. Однако большинство отдельных звезд Галактики значительно меньше Солнца по размерам и массе. Вполне возможно, что в Галактике насчитывается 250 млрд. отдельных звезд.

Астрономы утверждают, что в среднем в пределах всей Галактики за год появляется 25 новых. Если сравнить это с полным числом галактических звезд, лишь одна из 10 млрд. звезд в год превращается в новую.

Тот факт, что в Галактике в течение года может появиться 25 новых, отнюдь не означает, что мы увидим их все; этого не случится, как бы мы ни старались. Пылевые облака, скрывающие от нас центральные области Галактики, делают невозможным наблюдение новых, вспыхивающих близ ее центра (где сосредоточено большинство звезд) или в дальней половине Галактики.

По этой причине мы можем в лучшем случае увидеть в год две-три новые, узнаваемые по свету, который они излучают и который сумеет дойти до нас.

Глава 3. Звезды большие и маленькие

Солнечная энергия

Если мы представим себе новую звезду, увеличивающую свою светимость в считанные дни в 100 000 раз, мы легко поймем, сколь грандиозны масштабы излучаемой ею в космос энергии. Новая средних размеров в пике своего блеска излучает в день столько энергии, сколько наше Солнце за полгода.

Откуда же берется эта энергия?

Прежде чем ответить на это, мы должны задаться вопросом: а откуда получает энергию наше Солнце? За свое время оно истратило неимоверное количество энергии, однако все еще светит и будет светить на нынешнем уровне. Где же источник всей этой энергии?

Раньше XIX в. этот вопрос особенно никого не беспокоил. В древности и в средние века люди думали, что Солнце сделано из особого небесного материала, обладающего способностью сиять. Оно не могло прекратить свое сияние точно так же, как земные предметы не могли прекратить разрушение от времени. К тому же, по мнению тех людей, Солнце было не так уж старо. Считалось, что оно светит каких-то несколько тысяч лет.

В 1847 г. немецкий физик Герман фон Гельмгольц (1821–1894) в результате тщательного исследования процессов, связанных с изменениями энергии, обосновал закон сохранения энергии. Согласно этому закону, энергия не может возникать из ничего или исчезать бесследно, она может лишь менять свою форму. В сущности, эта идея пришла к физикам еще в начале 40-х годов XIX в., но Гельмгольц выдвинул самые убедительные и законченные аргументы и честь открытия данного закона приписывается именно ему.

Кроме того, Гельмгольц был первым ученым, сосредоточившим свое внимание на проблеме солнечной энергии. Солнце не могло черпать свою энергию из ничего; откуда же тогда оно берет ее?

Гельмгольц начал поиск с нескольких источников энергии, которые были легкообъяснимы. Не могло ли Солнце получать энергию в результате обычного химического горения? Не могло ли оно получать ее в результате постоянного падения метеоритного вещества? Первые попытки Гельмгольца либо давали недостаточные количества энергии, либо затрагивали такие изменения массы Солнца, которые должны давать легко измеримые результаты, которых на самом деле они не давали.

Наконец в 1854 г. Гельмгольц решил, что единственным источником энергии, питающим Солнце, является собственное его сжатие. Тяжелое солнечное вещество медленно падает внутрь Солнца в направлении к его центру, и энергия этого падения превращается в энергию излучения, питающую Солнце многие тысячи лет.

Когда XIX век уже близился к концу, человечество неожиданно открыло новый источник энергии. В 1896 г. французский физик Антуан Анри Беккерель (1852–1908) открыл радиоактивность. Он обнаружил, что атомы металлического урана очень медленно, но постоянно превращаются в ядра других элементов.

В 1901 г. другой французский физик — Пьер Кюри (1859–1906) нашел, что радиоактивность связана с выделением небольших, очень небольших количеств тепла.

Поскольку, однако, радиоактивный распад может продолжаться миллиарды лет и учитывая количество радиоактивных веществ Земли в целом, общее количество выделенного тепла может быть огромным. Стало ясно, что открыт новый, очень интенсивный источник энергии.

Эрнст Резерфорд, английский физик родом из Новой Зеландии (1871–1937), в 1906 г. показал, что атом не просто крошечный шарик, как думали раньше, но состоит из еще более мелких «субатомных частиц», или, как мы теперь знаем, из протонов, нейтронов и электронов. Протоны и нейтроны, будучи относительно тяжелыми для таких крохотных частиц, помещаются в таких же крохотных ядрах в самом центре атома. Вокруг ядра вращаются легкие электроны. Именно в ядрах происходят изменения, и в процессе распада высвобождается энергия; эту энергию со временем стали называть «ядерной энергией».

Так что ж, может быть, Солнце светит за счет такой ядерной энергии? Источником ядерной энергии, получившим известность в первых десятилетиях нашего века, был радиоактивный распад атомов урана и тория. Неужели наше Солнце — это гигантский шар, набитый ураном и торием?

Нет, такого быть не могло. В начале XX в. химический состав Солнца был уже известен благодаря применению упомянутой здесь ранее спектроскопии. Давайте разберемся в этом еще раз.

Солнечный свет при его прохождении сквозь стеклянную призму раскладывается на радугу цветов, или спектр, что было впервые показано Исааком Ньютоном (1643–1727). Это происходит оттого, что свет состоит из мельчайших волн, имеющих разную длину, и, проходя через стеклянную призму, каждый луч света изгибается на величину, зависящую от его собственной длины волны. Чем короче волна, тем больше этот изгиб. Таким образом, спектр состоит из световых волн, разложенных по порядку от самых длинных волн на одной стороне до самых коротких на другой.

В 1814 г. немецкий оптик Йозеф Фраунгофер обнаружил, что солнечный спектр прочерчивается многочисленными темными линиями. Темные линии объясняются тем, что атмосфера Солнца поглощает часть света с определенной длиной волны, которая через нее проходит. Солнечный свет поэтому приходит на Землю с недостающими длинами волн, а пробелы — это темные линии спектра.

Немецкий физик Густав Роберт Кирхгоф (1824–1887) в 1859 г. открыл, что каждый отдельный вид атомов поглощает или излучает в нагретом состоянии волны света особой длины, которые не поглощаются никаким другим видом атомов. Установив длину поглощаемой или излучаемой волны, можно определить атом вещества, поглощающий или излучающий свет.

В 1861 г. шведский физик Андерс Ангстрем (1814–1874) отождествил некоторые темные линии солнечного спектра с водородом — самым простейшим из природных элементов. Впервые была идентифицирована одна из составляющих «небесного тела». Ею оказалось вполне земное вещество. (Этот факт наносил удар по утверждению Аристотеля, что небесные тела сделаны из уникальных, единственных в своем роде субстанций!)

С того дня солнечный спектр стал изучаться все более и более детально, и на Солнце были открыты атомы других веществ, существующих и у нас на Земле. Удалось установить даже пропорции, в которых присутствуют там различные атомы. Поэтому можно совершенно определенно утверждать: — Солнце не шар из урана и тория; эти элементы находятся там в едва заметных количествах и могут выделять энергию, которая пренебрежимо мала в сравнении с тем, что ежесекундно излучает Солнце.

Следует ли отсюда, что ядерная энергия не может быть источником энергии для Солнца?

Вовсе нет. В 1915 г. американский химик Уильям Харкинз (1873–1951) предположил, что энергию могут выделять многие типы ядерных превращений, отличные от обычной радиоактивности. Он указал, что ядерное превращение, дающее необычайно большое количество энергии, — это превращение, при котором четыре ядра водорода превращаются в одно ядро гелия. Харкинз предположил, что такая «водородная ядерная реакция», как она теперь называется, и есть источник энергии Солнца.

Трудность заключалась в том, что радиоактивность, которая самопроизвольно протекает на Земле, точно так же должна вести себя и на Солнце, так что распад урана мог быть правдоподобным источником энергии Солнца лишь при условии достаточного его количества. С другой стороны, ядерный синтез водорода не происходит в обычных условиях, но требует огромных температур, таких, которые не в состоянии обеспечить даже раскаленная поверхность Солнца.

В 20-х годах Эддингтон изучал вопрос: почему под действием собственной громадной гравитации Солнце не сжимается до размеров маленького шарика? Единственной силой, которая могла заставить его расширяться наперекор силе гравитации, была его внутренняя температура, его внутренний жар, и Эддингтон рассчитал, каким горячим должно быть ядро Солнца, чтобы поддерживать его в его нынешних размерах. Выяснилось, что температура должна быть порядка миллионов градусов, и теперь общепринято значение температуры ядра Солнца 15 000 000 °C.

Американский астроном Генри Рассел (1877–1957) продолжил эти исследования, изучив состав Солнца так досконально, как никто до него не делал. Его анализ солнечного спектра показал, что 75 % массы Солнца составляет водород, остальные 25 % — гелий. Это два простейших атома. Все более сложные атомы существуют на Солнце в количестве, не превышающем в сумме 1 %.

Если Солнце — это, в сущности, шар, наполненный водородом и гелием, то синтез водорода есть единственно возможная ядерная реакция, способная дать энергию Солнцу. И недра Солнца, если не его поверхность, обеспечивают для этого вполне высокую температуру.

В 1938 г. немецко-американский физик Ханс Альбрехт Бете (р. 1906), приняв в расчет химический состав Солнца и температуру в его ядре, разработал довольно точную модель процессов, происходящих внутри светила. Эта модель была позднее уточнена, и, насколько удалось определить, солнечная энергия, как и предсказал Харкинз четверть века назад, возникает в результате превращения четырех ядер водорода в одно ядро гелия.

Что годится для Солнца, годится и для других звезд, так что, определив механизм образования солнечной энергии, мы, по-видимому, решим проблему возникновения звездной энергии вообще.

Синтез водорода в условиях сохранения равновесия может самоподдерживаться при неизменном (или очень мало изменяемом) выходе энергии в течение времени существования звезды, зависящего от ее массы. Чем крупнее звезда, тем больше она содержит водорода, но одновременно тем больше калорий требуется, чтобы удержать ее в расширенном состоянии при повышенной силе гравитации этой более крупной звезды.

По мере роста массы потребность в тепле опережает его производство. Это означает, что обширный топливный запас массивной звезды расходуется быстрее, чем небольшой запас топлива звезды некрупной. В итоге чем больше масса звезды, тем меньше ее ресурс как водородного ядерно-энергетического объекта.

Солнце, которое в этом смысле является промежуточной звездой, имеет запас водорода, который может питать его энергией на протяжении 10–12 млрд. лет. Солнце еще не достигло и середины своего срока жизни как нормальной звезды.

О существующих звездах, которые пребывают в фазе своего жизненного цикла, говорят, что они находятся в «главной последовательности». В главной последовательности находится и Солнце. В ней же располагается 85 % видимых звезд.

Белые карлики

Не все звезды принадлежат главной последовательности. Как было сделано это открытие, кажется, не имеет ничего общего с упомянутым положением, но все же приводит нас снова к звездам, объясняя происхождение новых. Вот как это случилось.

Всегда считалось, что звезды — это единичные объекты. Правда, существовало несколько мест, где звезды сияли тесной группой, но ведь и люди и деревья могут стоять плотной группой и все же оставаться независимыми, отдельными предметами.

Когда появился телескоп, стало заметно, что звезды иногда группируются более тесно, чем предполагалось раньше. Иногда пара звезд была так близка друг к другу, что простому взгляду казалась одной звездой. Например, Альфа Центавра и Лебедь 61, упомянутые выше, слывшие всегда «едиными звездами», оказались на деле парами очень близких звезд.

Так как звезды расселены в огромных глубинах космоса, можно было бы рассуждать таким образом: одна из пары близких звезд находится совсем рядом с нами, другая же — чрезвычайно далеко. И эти звезды совсем не близки друг к другу, а только кажутся такими, потому что находятся от нас почти в одном направлении.

Если звезды рассеяны в Космосе бессистемно, наудачу, есть вероятность, что некоторые из них будут находиться непосредственно «в затылок» друг другу, а нам казаться близко прижатыми друг к другу.

В 1767 г. английский геолог Джон Митчелл (1724–1793) рассудил, что число сближенных звезд значительно больше, чем можно было ожидать, исходя из их бессистемного расположения. На этом основании он предположил, что звезды, заключенные в пары, действительно существуют.

Гудрайк был, по-видимому, ободрен выводом Митчелла, когда в 1782 г. высказал мысль, что Алголь — это фактически пара звезд, обращающихся друг возле друга так, что одна периодически затмевает другую. Но это была всего лишь разумная догадка, а не реальное наблюдение.

Вильям Гершель, работавший позднее над моделью Галактики, в 1780-х годах занимался звездами, расположенными очень близко друг к другу. Он рассчитывал, что одна из них будет ближе к нам, а другая гораздо дальше, так что он сможет определить параллакс ближней звезды относительно дальней и расстояние до ближайшей из них.

Однако вместо параллакса он вдруг обнаружил, что во многих случаях звезды кружатся друг возле друга. Гершель видел это собственными глазами! Обыкновенные двойные звезды могли быть двойными только с виду, а здесь перед Гершелем были «бинарные» (или двойные) звезды, которые действительно расположены вплотную друг к другу, настолько вплотную, что удерживались взаимным магнитным полем и каждая звезда обращалась вокруг общего центра масс.

Сначала полагали, что двойные звезды — явление очень редкое, но, чем больше изучалось небо, тем больше находили двойных звезд. Теперь признают, что до 70 % существующих звезд являются частью двойной, а может быть еще более сложной, системы, и как раз в меньшинстве оказываются единичные звезды типа нашего Солнца. Открытие одной бинарной звезды впоследствии привело к важнейшему успеху в астрономии.

Бессель, впервые измеривший расстояние до звезд, был занят наблюдением изменяющихся положений Сириуса, с тем чтобы потом определить расстояние до него. Он заметил, что положения светила были совсем не такими, какие можно было ожидать от параллакса. Сириус смещался по некоторой волнообразной линии в одном направлении. Эта волнообразность заставляла догадываться о том, что звезду подталкивает на эллиптическую орбиту какой-то близкий объект. Эта орбита в сочетании с собственным прямолинейным движением звезды и порождала вышеназванные волны.

Если звезда, подобная Сириусу, принуждена двигаться ощутимо волнообразно, это значит, что сила притяжения другого объекта должна быть огромной. Другим объектом может быть только звезда, все другое было бы ничтожно.

Бессель ничего не видел там, где, по его мнению, должна была находиться звезда, и все же в 1844 г. он пришел к заключению, что Сириус — это бинарная звезда с «темным компаньоном». «Компаньон, — думал Бессель, — это звезда, которая не видна, потому что вся дотла сгорела. Она бродит в космосе как почерневший призрак того, чем когда-то была».

В 1862 г. изготовитель телескопов американец Элвин Кларк (1832–1897) закончил новый телескоп и пробовал его на Сириусе, чтобы убедиться в резкости изображения. Резкость была хорошая, но… какая досада! Близ Сириуса мельтешила какая-то крупица света. Кларк, думая, что это дефект инструмента, тщательно проверил линзы — они были безупречны. Вновь всмотревшись в эту крупицу света, Кларк констатировал, что она находится там, где должен был бы находиться «темный компаньон» Бесселя, виновный в волнообразном движении Сириуса.

Да, это и есть «темный компаньон». Товарищ, или, как его еще называют, компаньон, Сириуса имеет звездную величину 8,4, т. е. он в общем-то не «темный», но какая разница, если мы в угоду точности назовем его «тусклым товарищем» Сириуса? Сегодня мы называем сам Сириус Сириусом А, а его темного, или тусклого, компаньона Сириусом В.

В 1893 г. немецкий физик Вильгельм Вин (1864–1928) открыл, что можно определить поверхностную температуру звезды по деталям ее спектра.

В 1915 г. американский астроном Уолтер Сидней Адамс (1876–1956) ухитрился исследовать слабейший спектр Сириуса В и обнаружил, что температура его поверхности неожиданно высока. Сириус В оказался горячее нашего Солнца, хотя и менее горячим, чем Сириус А.

Если Сириус В так горяч, а температура его поверхности 10 000 °C, то каждый квадрат его поверхности должен быть накален до сверкающего блеска, ярче, чем равновеликий квадрат поверхности Солнца. Почему же тогда Сириус В такой тусклый? Объяснение могло быть только одно: его поверхность слишком мала.

В настоящее время считают, что диаметр Сириуса В всего лишь 11 100 км, а потому он даже меньше Земли, диаметр которой 12 756 км. Однако он мал только по своим размерам.

Бессель знал об этом, даже практически на него не взглянув, по тому гравитационному воздействию, которое он оказывал на гигантский Сириус А. Этот мощный гравитационный эффект вовсе не стал меньше оттого, что Сириус В сравняли по размеру с небольшой планетой. По силе его тяготения было рассчитано, что он имеет массу порядка 1,05 массы Солнца; другими словами, вся масса Солнца будто бы втиснута в крошечный объем, меньший земного.

Средняя плотность Земли (если представить всю планету размешанной в однородную массу) составляет 5500 кг на кубический метр. Сириус В имеет плотность в 530 000 раз большую.

Таким образом, средняя плотность Сириуса В составляет 3 млн. кг в одном кубометре. Американская 25-центовая монета, сделанная из вещества Сириуса В, весила бы 1900 кг.

Однако Сириус В неодинаково плотен по всему объему. Он менее плотен у поверхности, и плотность его вырастает по мере продвижения вглубь, так что наибольшая его плотность приходится на ядро. (Это верно для всякого астрономического тела, включая Землю и Солнце.) Плотность Сириуса В в его центре составляет, по-видимому, 33 млн. кг/м3.

Когда впервые было обнаружено, что Сириус В очень мал, стало сразу очевидно, что его плотность гораздо выше, чем у самого плотного вещества на Земле.

Несколькими годами ранее это показалось бы нелепостью, но к тому времени, как Адамс сделал свое ключевое открытие относительно температуры Сириуса В, уже было известно, что атом состоит из чрезвычайно плотного крохотного ядра, окруженного почти не имеющими массы электронами.

На этом основании Эддингтон в 1924 г. высказал идею, что в таком объекте, как Сириус В, атомы расщеплены и ядра сближены между собой гораздо плотнее, чем в веществе, состоящем из целых, нерасщепленных атомов.

Вещество, состоящее из таких атомов и ядер, расположенных вплотную друг к другу, получило название вырожденного или «дегенерировавшего» вещества.

Поверхностное притяжение любого объекта зависит от его массы и расстояния от поверхности до центра (т. е. его радиуса). Например, масса Солнца в 333 500 раз больше массы Земли, радиус Солнца больше земного в 109,1 раза. Поэтому, находясь на поверхности Солнца, мы оказались бы в 109,1 раза дальше от центра объекта, чем на поверхности Земли. Увеличение указанного расстояния ослабляет силу притяжения, которую мы бы испытывали, окажись на поверхности Солнца.

Для определения поверхностной гравитации Солнца его масса должна быть разделена на квадрат его радиуса, т. е. 333 500/(109,1)2, что равно приблизительно 28. Другими словами, поверхностная гравитация Солнца в 28 раз превышает земную.

Возвращаясь к Сириусу В, мы должны иметь в виду, что, хотя его масса равна 1,05 солнечной, радиус этой маленькой звезды много меньше, чем у Солнца. Дистанция от поверхности до центра равна всего 0,008. Поверхностная гравитация на Сириусе В, таким образом, будет равна (1,05/(0,008)2)Х28, т. е. в 470 000 раз больше, чем на Земле.

Сириус В — такая крошечная звезда с температурой белого каления, и может служить примером белого карлика. А так как это звезда высочайшей плотности и малых размеров, то Сириус В — это сжавшаяся, или сколлапсировавшая, звезда.

Сириус В и все белые карлики — это звезды, уже не принадлежащие главной последовательности. В главной последовательности находятся звезды, ядерный синтез водорода в центре которых выделяет тепло, удерживающее звезду в расширенном состоянии. Когда водородное топливо иссякнет, звезда не сможет больше оставаться раздутой и ее собственное гравитационное поле заставит ее сжаться и превратиться в белый карлик.

В звездном населении галактики белые карлики составляют, по-видимому, 15 %. Это означает, что в галактике существует примерно 45 миллиардов белых карликов. Из-за малого своего размера они так тусклы, что различить можно только те из них, которые находятся в относительной от нас близости.

Поэтому Сириус В, ближайший к нам белый карлик, нельзя увидеть без телескопа даже в отсутствие ослепляющего света соседнего с ним Сириуса А.

Красные гиганты

Похоже, что сегодня белые карлики — главный ключ к разгадке образования новых. Но не только они: имеется еще один тип звезд, с которым нам придется иметь дело, — тип звезд, которого тоже нет в главной последовательности.

Когда датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967) впервые в 1905 г. разрабатывал свою главную последовательность, он обратил внимание, что существует два вида красных звезд. Один из них — тусклые, другой — очень яркие; переходного вида нет.

Красная звезда выглядит красной оттого, что имеет холодную или самое большее нагретую докрасна поверхность, в то время как звезды такого типа, как наше Солнце, раскалены добела. Температура поверхности красных звезд, очевидно, не выше 2000 °C. Можно предположить, что такие звезды на единицу поверхности дают сравнительно мало света и если б они имели размер нашего Солнца или меньше, они поневоле должны быть тусклыми. Поэтому тусклость красных звезд не вызывает удивления. Но как объяснить существование очень ярких красных звезд?

Чтобы «прохладная» звезда светила очень ярко, надо предположить, что при слабом излучении на единицу поверхности общая поверхность такой звезды огромна, гораздо больше поверхности Солнца. Яркие красные звезды имеют диаметр в 100 раз больший, чем солнечный. Поэтому такие звезды, как Бетельгейзе или Антарес, называют красными гигантами.

Уже когда была определена главная последовательность, стало ясно, что красных гигантов в ней не будет. Конечно, разумно было предположить, что красные гиганты — это звезды в процессе рождения: они медленно уплотняются под влиянием собственной гравитации и по мере этого становятся все меньше и горячее.

С течением времени красные гиганты сожмутся до «нормальных» размеров, разогреются и только тогда займут свое место в главной последовательности.

Теперь, однако, так не думают.

Ученые исследовали скопления звезд, в которых все звезды считались одного возраста, поскольку все скопление (или кластер) возникло, скорее всего, одновременно.

Астрономы поняли, что все звезды скопления эволюционировали и что, чем крупнее была звезда, тем быстрее протекала эта эволюция. Они определили массы разных звезд и имели, так сказать, серию «проб», которые указывали на разные этапы эволюции. Наиболее массивными звездами были красные гиганты, это свидетельствовало о том, что, хотя такая звезда и не принадлежала к главной последовательности, ее следовало отнести к поздней фазе, а не к ранней стадии эволюции.

Как же образуются красные гиганты?

Наиболее общее мнение таково: медленно, на протяжении многих лет, водород в ядре звезды расходуется; гелий, образующийся в результате водородного превращения, будучи плотнее, чем водород, собирается в самом ее центре. Синтез водорода продолжается во внешнем слое этого все растущего гелиевого шара в центре звезды.

А теперь, пожалуй, сконцентрируем наше внимание именно на гелии.

По мере того как гелий сгущается силой своего собственного веса, гелиевый шар становится все меньше, плотнее и горячее. Постепенно в нем развиваются температуры и давление, достаточные для того, чтобы начался «синтез гелия». Ядра гелия, вступая в комбинации друг с другом, образуют более сложные ядра углерода, азота и кислорода.

При этом случае звезде сообщается тепло сверх и помимо того тепла, что выделяется в процессе синтеза водорода, продолжающегося вокруг гелиевого шара. Это приводит к чрезвычайному перегреву и громадному вздутию наружных слоев звезды, гораздо более сильному, чем у нормальной звезды, живущей всецело за счет водородного синтеза.

Можно считать, что именно в этот момент звезда расстается с главной последовательностью.

По мере расширения внешние слои остывают до красного свечения, но расширение поверхности с лихвой восполняет эту потерю излучения, т. е. если диаметр звезды увеличивается в 100 раз, то площадь ее поверхности увеличивается в 100X100=10 000 раз, и, значит, несмотря на более холодную поверхность, суммарное количество тепла, излучаемого звездой, много выше, чем у большинства нормальных звезд.

Синтез гелия дает гораздо меньше тепла, чем синтез водорода, поэтому запас гелия в звезде исчерпывается гораздо быстрее, нежели запас водорода. Продукты синтеза гелия могут продолжать ядерные превращения и дальше, но вся энергия синтеза гелия не составляет, пожалуй, и одной двадцатой части синтеза водорода, между тем красный гигант продолжает излучать энергию с ужасающей расточительностью.

Это означает, что стадия красного гиганта долго длиться не может, в звездном, конечно, масштабе. Вот почему в небе относительно редко сталкиваешься с красным гигантом. Большинство звезд либо еще не достигло стадии красного гиганта, либо уже эту стадию миновало. В галактике. красных гигантов всего около 1 %, т. е. примерно 2,5 млрд, и, конечно, в нашем районе Галактики мы можем видеть только часть их, хотя, если б не пылевые облака, они должны были бы видеться на очень больших расстояниях.

Ядра в центре красного гиганта продолжают слияние до тех пор, пока температура там уже не станет достаточно высокой для новых ядерных превращений. Температура в самых крупных звездах может подняться чрезвычайно высоко, но даже при этом синтез может идти только до образования ядер железа.

Появление ядер железа — это уже тупик. Вне зависимости от того, разбиваются ли ядра железа на более мелкие или, напротив, сливаются в более крупные ядра, никакой энергии при этом не возникает.

В любом из этих случаев энергия должна подводиться извне. Мы можем считать, что ядра железа — это окончательный «шлак», оставшийся от реакций синтеза в недрах звезды. Достигло ли ядро красного гиганта температуры, за которой его масса уже не в состоянии удержать себя, или в нем уже начался синтез ядер железа — конец один: ядерный пожар угасает и уже ничто не может удержать звезду в расширенном состоянии в борьбе с собственной силой тяготения. И она «опадает» (коллапсирует), притом очень быстро.

При катастрофическом сжатии (коллапсе) звезда нагревается, и часть водорода, еще остающаяся на ее поверхности, может получить нагрев и сжатие, достаточные для вспышки ядерного синтеза. Происходит взрыв, при котором часть звездного вещества выбрасывается в пространство, и вокруг коллапсировавшей звезды может возникнуть расширяющаяся сфера газа и пыли.

Некоторые из видимых нами звезд находятся именно в таком состоянии. Расширяющаяся газовая сфера подсвечивается звездой, и мы можем наблюдать ее, особенно хорошо по краям, где луч зрения проходит через ее наибольшую толщину. Опавшая звезда выглядит так, словно она окружена дымчатым кольцом.

Газопылевые облака, встречающиеся в межзвездном пространстве, называются «небула» (от латинского слова «облако»). Когда такое облако, или туманность, имеет вид кольца, обволакивающего звезду и напоминающего орбиту планеты, мы называем его планетарной туманностью. Известно ~1000 планетарных туманностей, наиболее знаменитая из них туманность Кольцо в созвездии Лиры.

В центре каждой планетарной туманности помещается очень горячая бело-голубая звезда (предположительно вновь образовавшийся белый карлик), излучение которой продолжает выталкивать заряд газов наружу, в пространство. Этот газовый заряд становится по мере расширения все тоньше и слабее, пока наконец не исчезнет в необъятно рассеянной газопылевой среде межзвездного пространства. По прошествии, может быть, 100 000 лет на сцене останется один белый карлик, лишенный последних следов своего туманного ореола, — та стадия, в которой и пребывает теперь Сириус В.

Теперь внутри белого карлика нет никаких ядерных превращений, и потому он навсегда лишен источника тепла. Очень медленно, с течением веков, он остынет. К тому же он излучает так мало света, что перестает быть заметным и становится черным карликом. Однако Вселенная, по-видимому, не так стара, чтобы в ней было много черных карликов, если они вообще существуют.

Двойные звезды и коллапс

Теперь, кажется, самое время полюбопытствовать, что же происходит со звездой, когда она становится новой.

Когда коллапсирует красный гигант, то при сжатии водорода в наружных слоях возникает вспышка света. Не должна ли эта вспышка света и означать появление новой?

Ведь при взрыве звезды происходит выброс газа и пыли, а разве не такой выброс наблюдался в Новой Персея и Новой Орла?

Фактически нет.

Исследователи предновых звезд (немногие, кому это удалось) показывают, что эти новые не были красными гигантами. Мало того, после того как новая потускнела и вернулась к своему первоначальному состоянию («постновая»), она не стала и белым карликом. В обоих случаях, и до, и после вспышки, такая звезда — это скорее звезда главной последовательности, может быть, чуть ярче и чуть горячее, чем Солнце.

Чтобы решить эту головоломку, давайте вспомним, что большинство звезд — члены двойных систем. А раз так, мы вправе спросить: что происходит, когда один из членов пары подходит к концу своего пребывания в главной последовательности, раздувается до красного гиганта, а затем сжимается в белый карлик, в то время как другой член этой пары остается на главной последовательности?

Оба члена двойной системы почти наверное образовались одновременно, и крупнейший из них должен раньше сойти с главной последовательности и, следовательно, быть одним из двух, кто первым превратится в белый карлик.

Однако белый карлик Сириус В, знакомый нам лучше других, кажется, опровергает такое мнение. Сириуса В уже нет в главной последовательности, хотя по массе он всего в 1,05 раза больше Солнца, а Сириус А, масса которого в 2,5 раза превышает солнечную, все еще значится в этой последовательности. Как объяснить эту аномалию?

Самый разумный вывод состоит в том, что Сириус В сначала действительно был более крупной звездой и потому первым вошел в стадию красного гиганта. Когда он, будучи красным гигантом, кончил коллапсом, значительная часть его массы была выброшена в пространство. В итоге та его часть, которая в конце концов сжалась в белый карлик, оказалась значительно меньше, чем была изначально.

С другой стороны, солидная доля вещества, выброшенного наружу при коллапсе Сириуса В, оказалась, по-видимому, захваченной Сириусом А, отчего последний стал тяжелее, чем был вначале. (Это означает, что долговечность Сириуса А как звезды в главной последовательности была тем самым сильно укорочена.)

Казалось бы, ничто не указывает на то, что в паре Сириусов когда-то образовалась новая. Но дело даже не в этом: идея переноса массы от одного члена пары к другому оказалась заслуживающей самого серьезного внимания. Ключевое открытие в области новых, приведшее к современному пониманию этого феномена, было сделано в 1954 г.

К тому времени постновые звезды весьма тщательно изучались, и одно из открытий свидетельствовало о том, что многие из них как будто мерцают. Они давали быстрые, едва заметные изменения света, совсем непохожие на устойчивое, ровное свечение обычных звезд. Естественно, астрономы искали хоть что-то, что отличало бы постновые от обычных звезд, и это мерцание вселяло какую-то надежду.

Одна из звезд, оказавшихся в поле внимания наблюдателей, была Новая Геркулеса или, точнее, бывшая новой за двадцать лет до того, а потом получившая название DQ Геркулеса.

В 1954 г. американский астроном Мерл Уолкер обнаружил, что к мерцанию звезды еще примешивается определенное потускнение, длящееся один час, за которым следует просветление до исходного уровня. Дальнейшее наблюдение показало, что это потускнение происходит периодически, каждые 4 ч 39 мин. Выходило, что DQ Геркулеса была затменной двойной звездой, каким был Алголь, факт существования которого никто не мог предвидеть.

Причина, по которой этого не заметили раньше, крылась в том, что упомянутые изменения света были так незначительны, а период настолько краток, что никто не был готов к такому быстрому повторению изменений и потому за ним не следили. По сути, когда DQ Геркулеса была признана двойной звездой, она имела самый короткий период, зарегистрированный к тому времени для звезд такого типа.

Это означало, что звезды этой пары вращались вокруг общего центра масс с невероятной скоростью, что, в свою очередь, говорило об их чрезвычайной близости друг к другу. (По самой точной оценке, выполненной в наши дни, центры масс обеих звезд DQ Геркулеса разделяет чуть более полутора миллионов километров (примерно 900 000 миль). Если бы эти звезды были размером с наше Солнце, они бы соприкасались!)

Была ли эта близость простым совпадением?

Неужели тот факт, что DQ Геркулеса была очень тесной парой, не имел никакой связи с тем, что она недавно была новой? Единственное, что можно было сделать, — это исследовать другие постновые.

Не являются ли и они очень тесными парами? Из десяти постновых, изученных Робертом П. Крафтом, коллегой Уолкера, семь имели несомненные признаки большой компактности.

Конечно, такое совпадение, при котором все двойные системы будут видны с ребра, т. е. смотреть в затылок друг другу и затмевать друг друга, очень маловероятно, тем не менее постновые, которые не обнаруживали никаких признаков затмения, при тщательном изучении их спектральных линий оказывались близкими парами. Сверхтесные двойные звезды очень редки, очень редки и новые. Такое множество парных звезд одновременно (и новых, и сверхблизких) не может быть объяснено простым совпадением. Здесь должна быть какая-то связь!

Вскоре был обнаружен еще один факт. Постновые выглядели вполне заурядными звездами в главной последовательности, но тщательное изучение их спектра выявило дополнительное присутствие маленьких, раскаленных добела звезд, которые, судя по всему, должны быть белыми карликами. Другими словами, похоже, что все постновые — это сверхблизкие пары, одна из которых — белый карлик.

Так вот почему в ходе затмения таким незначительным было изменение яркости! Когда белый карлик становится против своего «нормального» компаньона, он практически собой его не заслоняет, и поэтому большого снижения общей яркости сравнительно с той, когда обе звезды сияют свободно, не происходит. Когда компаньон оказывается напротив белого карлика, он полностью заслоняет эту звезду, чья полная яркость, как бы раскалена она ни была, в общем невелика. Следовательно, и в этом случае потеря общей яркости незначительна.

Через соединение в сверхтесной двойной системе белого карлика и звезды главной последовательности астрономы сумели добраться до причин, приводящих к образованию новой.

Сначала сверхтесная пара состоит из двух звезд главной последовательности. Более массивная из них (А) в конце концов становится красным гигантом. По мере того как этот гигант раздается вширь, он становится таким огромным, что начинает касаться своего компаньона (В), который захватывает часть внешних покровов А, делаясь таким образом более массивным, но тем самым менее долговечным. Со временем А кончает коллапсом, сжимаясь в белый карлик, а В продолжает свое теперь укороченное пребывание в главной последовательности.

Довольно скоро (в масштабах жизни звезды) В переходит на ядерное горючее и начинает расширяться. Еще до того, как это расширение примет свои крайние формы и В станет подлинным красным гигантом, его внешние слои окажутся настолько близки к белому карлику А, что часть вещества В начнет «переливаться» в зону гравитационного влияния А. Ранее, когда все шло наоборот, вещество А сталкивалось с поверхностью В, так как обе звезды были нормальными. Теперь вещество В с поверхностью А не сталкивается, потому что А — белый карлик и, конечно же, очень маленький. Но теперь вещество В втягивается в орбиту белого карлика А, образуя диск аккреции.

Такое название он получил вот почему. Вещество перемешивается на орбите благодаря взаимным столкновениям частиц и атомов, так что в результате внутреннего трения часть его теряет энергию и опускается в сторону белого карлика. Эти порции вещества, медленно снижаясь по спирали, как бы накручиваются на маленькую звезду, и белый карлик постепенно растет за счет массы материала, наращиваемого его поверхностью (отсюда и название «аккреция», или «наращивание»).

Несмотря на то что водород в сердцевине В иссяк и В, расширяясь, переходит в стадию красного гиганта, внешние насквозь пористые слои звезды все еще почти сплошь состоят из водорода. И белый карлик А, у которого почти нет собственного водорода даже в наружных слоях, медленно, но верно собирает водород, отбирая его у своего компаньона.

Водород, достигающий поверхности белого карлика, снимается под влиянием большой поверхностной гравитации этой крошечной звезды и, как следствие, нагревается. Водорода поступает все больше и больше, и он начинает нагреваться. Постепенно температура достигает критической точки, при которой начинается водородный ядерный синтез, и поверхность белого карлика нагревается еще сильнее.

Наконец нагревание достигает такого уровня, что ядерная реакция вспыхивает уже и в диске аккреции. При этом возникает колоссальная вспышка света, сопровождаемая многими видами излучений, и верхние слои аккреционного диска выталкиваются за пределы гравитационного поля белого карлика.

Именно эту колоссальную вспышку света мы и видим с Земли как новую звезду, а часть аккреционного диска, отторгнутая при вспышке, — это облако пыли и газа, кольцом расходящееся вокруг постновой.

Процесс ядерного синтеза постепенно затихает, ядерная активность прекращается, и долгий период времени поверхность белого карлика остывает. Затем все начинается сначала, водород, утекая со звезды В, медленно восстанавливает аккреционный диск.

По прошествии какого-то времени происходит новый взрыв. Так новая может взрываться несколько раз, прежде чем звезда В завершит свое расширение и сама будет готова сгуститься в белый карлик. (Известны парные звезды, в которых обе звезды белые карлики, и тогда, если они далеки друг от друга, ни одна из них, пожалуй, никогда не станет новой, потому что в этом случае невозможен переход материи с одной звезды на другую.)

В большинстве случаев первый взрыв новой — самый яркий, в результате о таких новых говорят «девственная новая». Новая Персея, Новая Орла и Новая Лебедя были, вероятно, такими «девственницами».

Второй взрыв может произойти, видимо, не раньше чем через 20 000 лет, и он будет менее ярким. Последующие вспышки все менее и менее значительны. Сам белый карлик способствует интенсивности реакции новой. Белый карлик имеет на поверхности тяжелые ядра — атомы углерода, азота и кислорода, и небольшие их количества могут смешиваться с поступающим водородом. Тяжелые ядра стремятся ускорить выгорание водорода.

Если с водородом смешивается более среднего количества этих тяжелых ядер, то ядерный костер охватывает водородную оболочку особенно быстро, вызывая очень яркую начальную вспышку и следом очень быстрое затухание.

Если углерод, азот и кислород вступают в реакцию сравнительно в малых количествах, то начало реакции идет относительно медленно; последующая вспышка уже не так ярка, а затухание более плавно. Вот почему новые бывают быстрые и медленные.

Итак, условия для образования новой весьма жестки. Неудивительно поэтому, что только немногим звездам галактики удается пройти этот конкурс. Для этого требуется двойная звезда, притом звезда сверхтесная. По сути говоря, наше Солнце тоже не прошло бы такого конкурса. Оно не является частью сверхтесной двойной системы, оно не является частью никакой двойной системы.

С течением времени, Солнце истратит весь свой водород, тогда начнется выгорание гелия. С этого момента оно начнет расширяться, превращаясь в красный гигант, и со временем сожмется в белый карлик.

Глава 4. За галактикой

Не все новые — сверхблизкие двойные звезды, включающие белый карлик. Пожалуй, одна из тысячи является исключением, но здесь перед нами явление совсем другого порядка и, чтобы понять его, мы должны будем расширить наш охват Вселенной.

Когда впервые стало ясно, что наблюдаемые на небе звезды есть часть системы постоянной формы и определенного размера — Галактики, большинство астрономов приняло как само собой разумеющееся, что она (Галактика) включает все или почти все существующие звезды. Словом, Галактика — это все, что есть в мире, то есть Вселенная.

Считалось, что единственные объекты, которые можно рассматривать как лежащие вне Галактики, — это Магеллановы Облака. (Они находятся на южном небосклоне и невидимы в наших широтах.)

Первыми европейцами, увидевшими и описавшими их, были моряки экспедиции Магеллана (1480–1521), плывшего на восток западным путем. Чтобы достичь Дальнего Востока, Магеллану нужно было пройти вдоль Американского континента, и потому ему пришлось заплыть далеко на юг, где он и нашел проход, известный теперь как пролив Магеллана. В тех отдаленных южных широтах Магеллановы Облака видны высоко в небе.

Магеллановы Облака — это два неясных световых пятна, выглядящие так, будто это небольшие, обособленные участки Млечного Пути. В силу этой их обособленности вполне могло показаться, что участки эти не принадлежат Млечному Пути, образующему своего рода галактический обод.

С течением времени постепенно выявлялась истинная картина Магеллановых Облаков, которые оказались состоящими из огромного скопления тусклых звезд, точно таких же, как и наш Млечный Путь.

Позднее стало ясно, что Большое Магелланово Облако удалено от нас на расстояние 47 500, а Малое — на расстояние 50 500 парсек. Оба они далеко за пределами Галактики. Оба они гораздо меньше, чем наша Галактика. Если Галактика насчитывает приблизительно 250 млрд. звезд, то Большое Магелланово Облако может иметь всего лишь 10 млрд., а Малое — не более двух миллиардов звезд.

Магеллановы Облака можно было рассматривать как маленькие галактики — спутницы нашей Галактики, которые теперь следовало отличать от других структур типа Галактики Млечный Путь.

Утверждали, что Магеллановы Облака каким-то образом оказались оторванными и оба они вместе с Галактикой Млечный Путь образуют единую гравитационно связанную систему, подобно тому как единое целое образует система Земля — Луна.

Тогда возник вопрос: а есть ли что-нибудь дальше, за пределами системы Млечный Путь — Магеллановы Облака?

В 1800-х годах лишь немногие астрономы думали утвердительно. Имелся всего один объект, который выглядел так, как будто он мог бы быть звездой и все-таки ею не был.

Но ведь не все, что есть в небе, — звезда или светящийся объект наподобие Млечного Пути или Магеллановых Облаков, можно разрешить в звезды. Есть астрономические объекты совершенно другого рода.

В 1694 г. голландский астроном Христиан Гюйгенс (1629–1695) описал довольно яркий расплывчатый объект в созвездии Ориона, который людям с воображением казался средней из трех звезд, образующих меч гигантского охотника. В телескоп это смотрелось как область светящегося тумана, обволакивающего полузатененные звезды.

Почти сразу все приняли новый объект именно за то, чем он казался. Это была туманность, обширное облако газа и пыли, освещенное изнутри блестевшими в нем звездами. Она получила название туманность Ориона, и мы знаем теперь, что размер ее 9 парсек в поперечнике, а расстояние от нас около 500 парсек. По земным меркам это — тончайшее, разреженнейшее облако, вакуум, недостижимый в наших лабораториях, но широко распространившиеся частицы с расстоянием накапливаются на линии зрения и их число становится достаточным, чтобы затмить находящиеся в туманности звезды.

Существуют и другие заметные светлые туманности. Многие из них своеобразно красивы по цвету и форме. Они обнаружены не только в Галактике; в Большом Магеллановом Облаке есть газовая туманность Тарантул, которая гораздо крупнее, чем туманность Ориона.

Есть туманности темные. Вильям Гершель, вплотную изучавший Млечный Путь, заметил, что имеются участки, где совсем не видно звезд или же видны лишь отдельные светила. Гершель принял это за существующую реальность и решил, что это области неба, в которых звезд вообще не существует. Земле, считал он, случилось расположиться в пространстве таким образом, что земляне могут смотреть в эти пустые бреши, как смотрят, скажем, в туннель. Гершель назвал такие участки «дырами в небесах». К 1919 г. было зарегистрировано уже 182 такие темные области, и скоро стало казаться странным, что в набитой звездами Галактике так много дыр и все они направлены в сторону Земли.

Американский астроном Эдвард Барнард (1857–1923) и немецкий Максимилиан Вольф (1863–1932) независимо друг от друга (в 1890 г.) высказали предположение, что названные темные области — это туманности, которые в отличие от туманности Ориона и ей подобных не светятся, потому что не содержат звезд, которые могли бы осветить частицы пыли.

Такие темные туманности были видны лишь постольку, поскольку находились на одной линии с плотными поселениями звезд, расположенными за ними. Туманности затемняли звезды и являлись глазу как темные, бесформенные тени.

Темные туманности, не имевшие звезд, и светящиеся, включавшие их, — это еще не все туманности, которые можно было видеть на небе. Были и другие, не попадавшие ни в одни из этих классов, представлявшие собой потенциальную загадку. Самая заметная и яркая из них и единственная, видимая невооруженным глазом, выглядит тусклой, несколько расплывчатой звездой четвертой величины. Находится она в созвездии Андромеды и была впервые замечена одним из арабских астрономов. Впервые в телескоп ее наблюдал немецкий астроном Симон Мариус (1573–1624), и именно он обычно упоминается как первооткрыватель туманности Андромеды.

Французский астроном Шарль Месье (1730–1817) был страстным охотником за кометами. В 1781 г. Месье составил каталог неясных объектов, которые не были кометами, но были постоянными обитателями неба и сохраняли неподвижность относительно звездного фона. Свой каталог Месье составил для того, чтобы другие искатели комет не приняли их ошибочно за кометы и не испытали потом разочарования. В перечне Месье туманность Андромеды была 31-я по счету, и впоследствии она стала именоваться М31.

Туманность Андромеды была загадкой, поскольку она не была темной туманностью и все-таки светилась. Однако для ее свечения не было никаких оснований, так как в ее пространствах не существовало никаких звезд. Газопылевое облако, светящееся без звезд, казалось аномалией.

Каталог Месье содержал и другие примеры пятен светящегося тумана при отсутствии малейшего намека на звезды. Иные из них были позднее разрешены как звезды некоторыми астрономами; Гершель, например, доказал, что объекты Месье — это плотные сферические скопления звезд, так называемые шаровые скопления. Однако несколько таких светящихся пятен разрешить как звезды все же не удалось.

По-видимому, если бы удалось найти разгадку туманности Андромеды, то, возможно, она объяснила бы природу и других, менее заметных туманностей. Но что же такое туманность Андромеды?

До конца 1700-х годов на этот вопрос давались весьма противоречивые ответы. Вот одни из них. Причина, по которой в туманности Андромеды не видно звезд, может заключаться в том, что, подобно Млечному Пути или Магеллановым Облакам, эта туманность целиком состоит не из пыли, а из звезд, но из звезд слишком слабых, чтобы быть различимыми.

Если это так, то предполагаемые звезды туманности Андромеды должны быть чрезвычайно тусклыми, так как телескопы хотя и разрешали туманные пятна Млечного Пути и Магеллановых Облаков в массивы слабых звезд, но разрешить в звезды эту туманность они оказались не в состоянии. Даже в самых совершенных телескопах того времени туманность Андромеды выглядела только туманностью.

Вероятнее всего, эта туманность настолько далека, что даже телескопы не могут выявить составляющие ее звезды. И не случайно: эти звезды гораздо слабее, чем звезды более близких объектов, таких, как Млечный Путь и Магеллановы Облака. И если туманность Андромеды на таком колоссальном удалении все-таки видна невооруженным глазом, то это должно быть поистине грандиозное облако.

Такова была точка зрения немецкого философа Иммануила Канта (1724–1804). В 1755 г. он предположил существование «островных вселенных». Позднее, когда было признано существование Галактики, появилось основание думать, что островными вселенными Канта могут быть только другие, очень удаленные галактики (если они вообще существуют).

Идея Канта опередила свое время. Еще в течение полутора веков астрономы не осмелились устремить свои взгляды за пределы Галактики и представить себе существование множества других галактик.

Менее фантастичной и потому более приемлемой для ученых была другая точка зрения, принадлежавшая французскому астроному Пьеру Симону Лапласу (1749–1827). Лаплас в 1796 г. высказал мысль, что Солнечная система первоначально была обширным вращающимся газопылевым облаком, которое медленно сгущалось, выбрасывая кольца газа и пыли, послуживших затем материалом для образования планет. По мере конденсации облака его внутренние области стали настолько горячими, что начали светиться; светились даже периферийные участки, из которых формировались планеты. Так внешние слои облака стали планетами, а центральная часть превратилась в Солнце.

Кант высказал подобное предположение в той самой книге, где говорилось об островных вселенных. Но Лаплас пошел дальше: он указал, что туманность Андромеды может рассматриваться как пример планетарной системы в процессе ее образования. Согласно Лапласу, туманность Андромеды действительно была туманом из газа и пыли, но в центре ее была звезда, только что начинавшая светиться, которая сама еще не была видима, но освещала все вокруг. Поскольку в гипотезе Лапласа в качестве примера использовалась туманность, то ее назвали «туманностной гипотезой».

Если Лаплас был прав, тогда туманность Андромеды как отдельная планетарная система совершенно справедливо должна быть такой большой, как кажется, и, несомненно, являться частью Галактики.

На протяжении всего XIX в. гипотеза Лапласа была общепринятой идеей, лишь очень немногие астрономы (если они и были) принимали сторону Канта.

В тех же 1800-х годах, однако, туманность Андромеды начала «терять» свою уникальность. По мере того как небо прощупывали все более совершенные телескопы, становилось ясно, что существует множество туманностей, которые светятся, но не имеют никаких звезд.

Ирландский астроном Уильям Парсонс (1800–1867) (известный еще как лорд Росс. — Примеч. ред.) обратил особое внимание на эти туманности и соорудил для своих исследований самый большой в мире телескоп. Однако огромный инструмент часто бывал бесполезен: погода в его имении оставалась настолько скверной, что почти не оставляла шансов для наблюдений. Время от времени ему все же удавалось заглянуть в телескоп, и вот в 1845 г. он заметил, что некоторые туманности имеют отчетливо спиральную форму: крошечные завихрения света на черном фоне бездны. Наиболее выразительным примером была туманность М51 (51-й номер по списку Месье). По виду она напоминала крутящееся водяное колесо и вскоре стала известна как туманность Водоворот. Астрономы начали говорить о спиральных туманностях как о разновидности небесных объектов, лишенных необычности.

Другие туманности были эллиптическими по форме, они не имели спиральных ветвей и получили название «эллиптические». Оба вида туманностей резко отличались от туманностей типа Ориона, волокнистых и расплывчатых по контуру.

Во второй половине 1800-х годов появилась возможность фотографировать небесные объекты, даже объекты неясные. Камера устанавливалась на телескопе, приспособленном для автоматического движения вместе с движением неба для нейтрализации вращения Земли вокруг своей оси. Так можно было проводить фотосъемку с продолжительной экспозицией.

В 80-х годах прошлого века уэльский астроном-любитель Исаак Робертс (1829–1904) сделал большое количество снимков туманностей. Это была важная работа, так как фотокамера гораздо объективнее, чем человек, может видеть и фиксировать тончайшие небесные структуры. Отныне астрономы могли больше не полагаться только на художественные, иногда сомнительные, способности наблюдателей, пытающихся зарисовать виденное.

В 1888 г. Робертсу удалось показать, что туманность Андромеды имеет спиральную структуру. Этого никто не заметил раньше, так как туманность повернута к нам ребром гораздо больше, чем туманность Водоворот. Спиральное строение, так очевидное в последнем случае, в первом почти не заметно.

Робертс указал, что если туманность периодически фотографировать на протяжении ряда лет, то небольшие изменения ее положения относительно окружающих звезд показали бы, что туманность вращается с некоторой измеримой скоростью. Уже одно это недвусмысленно показало бы, что туманность — относительно малый и потому относительно близкий объект. Любой объект на равном удалении с одной из кантианских островных вселенных должен был бы быть таким чудовищно огромным, что понадобились бы миллионы лет для одного его оборота и никакого заметного изменения в разумный период времени зафиксировать было бы невозможно.

В 1899 г. Робертс заявил, что его фотографии в самом деле зарегистрировали вращательные изменения в туманности Андромеды, и это казалось похожим на правду.

В том же 1899 г. впервые был получен спектр туманности Андромеды. Он оказался очень похожим на спектры звезд, тогда как спектры бесформенных облаков газа и пыли, подобных облакам туманности Ориона, полностью отличны от спектров звезд и обычно состоят из ярких, отчетливых по цвету линий. Это свидетельствовало о том, что туманность Ориона и ей подобные дают некоторую окраску, а спектры туманности Андромеды и других туманностей ее типа бывают белыми, именно поэтому их иногда называли «белыми туманностями».

Спектр туманности Андромеды имел смысл в том случае, если Лаплас был прав и туманность была развивающейся звездой. В 1909 г. английский астроном Уильям Хаггинз на основании своих исследований объявил, что туманность Андромеды — это планетарная система в последней стадии своего развития.

Для разногласий, казалось, больше нет почвы. И все же одна трудность, назревшая к концу века, упорно отказывалась отступать. Речь шла о новых.

S Андромеды

20 августа 1885 г. немецкий астроном Эрнст Гартвиг (1851–1923) обнаружил звезду в центральной области туманности Андромеды. Это была первая звезда, когда-либо виденная в этой туманности.

Возможно, кое-кто из астрономов сначала подумал, что развивающаяся планетарная система, каковой предположительно была туманность Андромеды, достигла своей кульминации; центральная область ее уже не просто светилась, но вспыхнула и превратилась в настоящее солнце. Будь это так, звезда продолжала бы оставаться горящей и стала бы постоянным достоянием неба, но этого не случилось: звезда медленно блекла и наконец совершенно исчезла в марте 1886 г. Было предельно ясно: это новая, Новая S Андромеды! С тех пор на нее ссылаются как на S Андромеды, и я буду придерживаться той же традиции.

Однако что делала эта новая в туманности Андромеды?

Могла ли отдельная развивающаяся звезда стать новой до того, как она стала нормальной звездой? И если могла, то как случилось, что туманность Андромеды осталась как была, без малейшей видимой перемены, когда угасла новая?

И опять-таки, кто сказал, что новая была частью туманности? Она могла просто наблюдаться на одной оси зрения с туманностью, которая, по существу, светилась далеко позади нее и никоим образом ею не затрагивалась.

Было или не было это частью туманности, S Андромеды имела все же слишком слабые основания, чтобы значиться в новых. Даже если в то время астрономы видели еще слишком мало новых, но все же достаточно для того, чтобы знать, что S Андромеды была ненормально тусклой. Даже в максимуме блеска она достигала величины 7,2, т. е. всегда оставалась не видимой невооруженным глазом. Никто не смог бы, выйдя однажды на крыльцо и увидев над собой S Андромеды, застыв от изумления, воскликнуть: «Невероятно! Новая звезда!», как это случилось с Браге триста лет назад.

Увы, кроме нескольких астрономов за своими телескопами, никто не увидел S Андромеды. И даже они, скорее всего, заметили ее случайно и только потому, что сияла она в центре туманности, где прежде никаких, даже слабых, звезд никогда не было.

Туманность Андромеды с сияющей в ней звездой была сфотографирована, но спектров последней не получили. Спектры тусклых объектов получить в то время было очень трудно. Быстрое возгорание и медленное угасание S Андромеды были все же типичны для новой; единственный вопрос, который можно было задать себе, «Почему же она такая слабая?» Этот вопрос не был, однако, таким уж неожиданным. Новая может выступать в широком диапазоне блеска. В пике своего блеска она может быть чрезвычайно яркой, как звезда Браге, или весьма скромной, как новая, открытая Хайндом в 1848 г., имевшая всего лишь четвертую звездную величину. Новая S Андромеды была просто менее заметной, только и всего.

В то время ничего не знали о природе и причинах возникновения новых, поэтому астрономы полагали, что все зависит от того, какой яркостью обладала звезда с самого начала. Яркая звезда вспыхнет необычайно сильно, менее яркая будет скромнее в своем сиянии, а совсем тусклая может пройти вовсе не замеченной невооруженным глазом даже в пике своего блеска.

Итак, S Андромеды получила отставку. Она появилась и исчезла, была замечена и забыта. До 1901 г. В этом году появилась Новая Персея и недолго сияла как звезда нулевой величины. По тому, как распространялся свет в кольце окружающей ее пыли, можно было вычислить ее удаленность. Ведь астрономы наблюдали видимую скорость света и, зная истинную его скорость, могли без труда определить расстояние, на котором свет распространялся для стороннего наблюдателя. Они заключили, что Новая Персея находится на расстоянии 30 парсек от Земли.

Для звезды это не далеко. Есть несколько тысяч звезд, которые ближе, но многие миллиарды — дальше. Появилась мысль, что Новая Персея светит так ярко в силу единственной причины — ее близости.

Не могло ли быть так, что все новые достигают более или менее равного уровня светимости (некоторой абсолютной звездной величины), однако разница в яркости происходит только вследствие разной их удаленности?

Например, предположим, что S Андромеды достигает величины всего 7,2 из-за ее большей удаленности от нас, чем Новая Персея. Если бы обе эти новые имели равные абсолютные величины в максимуме блеска, тогда S Андромеды, чтобы светить так слабо, как она светит, должна отстоять от нас на расстояние порядка 500 парсек. Если это так, то и туманность Андромеды должна быть на удалении 500 парсек, как и S Андромеды. Если S Андромеды находится перед туманностью, т. е. ближе к нам, то туманность отстоит от нас более чем на 500 парсек и может быть и значительно дальше. Но даже если туманность Андромеды удалена не более чем на 500 парсек, она не могла быть планетарной системой в процессе образования.

Никакая отдельная планетарная система не может отстоять на 500 парсек и выглядеть в небе большой, как эта туманность.

Астрономы отказались принять описанное выше рассуждение, основанное лишь на предположении, что Новая Персея и S Андромеды имеют одинаковый максимум блеска.

Казалось, легче было предположить, что это звезды с разным максимумом блеска и S Андромеды, не кажется очень тусклой в сравнении с Новой Персея, но фактически такой и является. Тогда выходило, что S Андромеды находится совсем близко (в космических, конечно, масштабах), гораздо ближе 500 парсек, и так же близка, естественно, и сама туманность Андромеды. В таком случае туманность Андромеды все-таки может быть развивающейся планетарной системой.

Галактика Андромеды

Американский астроном Кертис (1872–1942) не был согласен с таким легким выходом из положения. Предположим, рассуждал он, что S Андромеды очень далека и что туманность Андромеды еще дальше, много дальше, чем предполагалось. А не могла ли туманность Андромеды, если она столь отдаленна, быть островной вселенной, самостоятельной звездной галактикой, находящейся далеко за пределами нашей? Подтверждается ли тем самым верность идеи Канта, выдвинутой им полтора века назад?

Если так, то туманность Андромеды должна состоять из очень-очень многих довольно тусклых звезд. Среди этого сгущения звезд время от времени должны вспыхивать новые. И если звезды в туманности пока неразличимы в телескопы, любая из них, вспыхнув как новая, может стать видимой в телескоп, как это и случилось с S Андромеды.

Начиная с 1917 г. Кертис в самом деле открыл новые в туманности Андромеды, целые дюжины новых. В том, что они новые, не было ни малейшего сомнения: они появлялись, потом угасали, затем появлялись и угасали другие.

В этом скопище новых можно было подметить две важные особенности. Первая особенность в том, что это действительно было скопище. Ни в одной другой области неба не появлялось так много новых на одном ограниченном участке!

Это означало, что они не случайно, не просто так появлялись в этом направлении неба независимо от туманности, которой случилось вне всякой связи с ними расположиться позади.

Если б это было случайностью, почему такое множество новых зажигалось бы именно в этом направлении?

Нелепо всерьез задаваться вопросом, почему уникальное собрание новых и туманность Андромеды совпали по направлению, не имея между собой никакой осязаемой связи.

Кертис был абсолютно уверен в своем убеждении, что новые находились именно в туманности.

Но почему их так много?

Вот почему. Если туманность Андромеды действительно островная вселенная и самостоятельная галактика, то она должна иметь примерно столько же звезд, сколько имеет наша собственная. Поэтому в ней, кажущейся нашему глазу всего лишь пятнышком света, и новых должно появляться столько же, сколько в нашей Галактике, заполняющей все остальное небо.

В сущности, в этой туманности должно обнаруживаться даже больше новых, чем в Галактике. Кертис заметил, что в туманности вдоль ее кромок имеются пятна темноты, которые, будь она настоящей галактикой, могли бы оказаться большими протяженностями темных туманностей — газопылевых облаков, затемняющих звезды, расположенные за ними.

То же явление могло наблюдаться и в нашей Галактике. В дополнение к небольшим темным пятнам во Млечном Пути могли существовать гораздо более крупные, о которых мы не подозревали (со временем это было доказано); так что многие плотно населенные звездами участки Млечного Пути для нас закрыты. Среди этих крупных, скрытых от нашего взора звездных поселений (численно гораздо больших, чем виденные нами) ежегодно может появляться множество новых, спрятанных завесами пылевых облаков.

Что же касается туманности Андромеды, то мы с нашей более выгодной точки наблюдения можем видеть, что делается за этими облаками. Поэтому-то скрытых от глаз новых там почти нет. В самом деле, в туманности Андромеды было замечено больше новых, чем во всем остальном звездном небе.

Второй интересной особенностью новых Андромеды являлась их чрезвычайная слабость. Они были едва заметны даже в самый сильный телескоп в период их наибольшей яркости.

Если они были обычными новыми, как, например, Новая Персея, то они и должны были смотреться очень слабыми, принимая во внимание их чрезвычайную отдаленность. А это уже совпадало с концепцией туманности Андромеды как независимой галактики.

Кертис стал убежденным, выдающимся пропагандистом идеи островных вселенных. Впрочем, он был в этом не одинок.

Идея островных вселенных по-прежнему усваивалась с трудом, особенно после того, как появилось новое свидетельство, что туманность Андромеды является близлежащим объектом.

Голландско-американский астроном Адриан Ван Маанен (1884–1946) занялся измерением ничтожно малых движений астрономических объектов, в частности движений спиральных туманностей. Он подтвердил ранее сделанное наблюдение Робертса о том, что туманность Андромеды имеет измеримую величину вращения. Он заявил, что измеримую величину вращения имеют и некоторые другие спиральные туманности.

Теперь мы знаем, что измерения Маанена были неверны по нескольким причинам. Он измерял такие микроскопические изменения, которые едва укладывались в пределы разрешающей способности его инструментов, но то ли инструменты были чуть-чуть не в порядке, то ли его твердая вера в то, что эти движения все-таки должны быть, — все это наложило отпечаток на результаты его замеров.

Тем не менее Ван Маанен завоевал отличную, в целом заслуженную репутацию, и люди были склонны ему верить.

Если туманность Андромеды и выказывала некоторое движение, она должна быть близкой, невзирая ни на какие сомнительные сообщения о сгустках чуть теплющихся звезд.

Одним из тех, кто оказался вовлеченным в полемику, был американский астроном Харлоу Шэпли (1885–1972). Незадолго до этого Шэпли использовал переменные цефеиды для измерения расстояний (техника, разработанная американским астрономом Генриеттой Суон Левитт (1868–1921)). Шэпли смог показать, что истинный центр Галактики находится далеко от нашей Солнечной системы и мы, обитатели Земли, живем далеко на ее окраине. Шэпли был первым человеком, установившим истинный размер Галактики, без ее преуменьшения, как было во всех предыдущих оценках. (Первоначальная оценка Шэпли была несколько завышенной.) Он также первым определил расстояние до Магеллановых Облаков.

Могло показаться, что Шэпли, растянувший расстояния в Галактике и близ нее до новых беспрецедентных длиннот, представит себе еще более дальние объекты. Но, близкий друг Маанена, он принял его результаты. Шэпли стал главным приверженцем концепции малой вселенной. По его мнению, Галактика и Магеллановы Облака — это все, что вообще существует, а различные белые туманности просто часть этих систем.

26 апреля 1920 г. Кертис и Шэпли вели свой знаменитый диспут перед переполненным залом Национальной академии наук. Несомненно, Шэпли был крупным авторитетом и представлял взгляд большинства, но Кертис! Он неожиданно оказался сильным оратором, и его новые, с их слабостью и количеством, явились поразительно удачным аргументом.

Объективно диспут кончился тем, что каждый остался на своих позициях, но уже сам факт, что Кертис в схватке с Шэпли смог подняться до ничьей, был большой моральной победой.

Позднее укрепилось мнение, что он и выиграл спор. По сути дела, диспут не разрешил спора, хотя после него, надо сказать, ряд астрономов принял точку зрения островных вселенных.

Нужно было еще одно доказательство, доказательство, которое было бы сильнее всего, что выдвигалось до тех пор. Это доказательство было представлено американским астрономом Эдвином Пауэлом Хабблом (1889–1953), имевшим в своем распоряжении новый гигантский телескоп с диаметром зеркала 2,5 м — самый дальновидящий инструмент того времени. Телескоп начал функционировать в 1919 г., а в 1922 г. Хаббл использовал его для фотографирования туманности Андромеды и других объектов методом продолжительной экспозиции.

5 октября 1923 г. на одной из фотографий он обнаружил звезду в окрестностях туманности Андромеды. Это была не новая. Он сопровождал ее день за днем, она оказалась цефеидой. К концу 1924 г. Хаббл открыл в туманности Андромеды 34 очень слабые переменные звезды, 12 из них были цефеиды. Он открыл еще 63 новые, очень похожие на те, что были ранее отмечены Кертисом.

Неужели все эти звезды существовали независимо от туманности и чисто случайно оказались в одном с ней направлении?

Нет! Хаббл рассуждал, как Кертис: не может быть столько слабых цефеидных переменных в направлении туманности просто по совпадению. Подобное число таких звезд не найти ни в одном другом районе неба.

Хаббл понял, что открыл звезды, входящие в саму туманность, сделал то, что никому из его предшественников сделать не удавалось. Он преуспел потому, что обладал лучшим инструментом, превосходившим все, что было сделано до него.

Теперь уже мнение Хаббла никто не посмел опровергнуть. Коль скоро туманность разрешена в звезды (только в несколько самых ярких, но и этого довольно!), бывшее представление о туманности Андромеды как о близлежащем объекте и планетарной системе в процессе образования кануло в Лету.

Более того, поскольку Хаббл открыл в туманности цефеиды, он мог, применяя метод Левитт-Шэпли, вычислить расстояние до туманности. Его расчеты показали, что туманность Андромеды удалена от нас на 230 000 парсек, т. е. в пять раз дальше, чем Магеллановы Облака. Следовательно, туманность Андромеды находится далеко за пределами Галактики. Стало ясно, что это — галактика, настоящая галактика, галактика по праву.

Какое-то время белые туманности называли еще внегалактическими туманностями, но позднее слово «туманность» было отброшено как полностью непригодное. Их стали называть галактиками, и туманность Андромеды стала галактикой Андромеды. Это название за ней и остается. Равным образом туманность Водоворот стала галактикой Водоворот и т. д.

Забивая последний гвоздь в гроб идеи малой вселенной, Хаббл в 1935 г. показал, что измерения видимых вращений некоторых галактик Маанена были ошибочны.

Другие белые туманности, меньшие по внешнему виду и более тусклые, чем Андромеда, в свою очередь, тоже галактики, и все они дальше, намного дальше Андромеды. Вселенная представлялась теперь как огромное множество галактик, и наш Млечный Путь — всего лишь одна из них.

Кстати, оценка расстояния до галактики Андромеды (и, следовательно, до всех еще более дальних) была занижена Хабблом. В 1942 г. немецкий астроном Вальтер Бааде (1893–1960) показал, что имеются два разряда цефеид и что при использовании их для определения космических расстояний должны применяться разные методы. Правильный разряд был выбран Шэпли при определении размеров нашей Галактики и расстояния до Магеллановых Облаков. Хаббл же при оценке расстояния до галактики Андромеды по неведению использовал другой разряд цефеид, поэтому его расчеты оказались неверными. Когда его расчеты были исправлены, оказалось, что галактика Андромеды удалена от нас на расстояние 700 000 парсек, т. е. находится в 14 раз дальше, чем Магеллановы Облака.

Сверхновые

Каждое решение проблемы ведет за собой новые головоломки. Как только астрономы сошлись в том, что смутное пятно в Андромеде есть отдаленная галактика, пришлось тут же пересматривать свой взгляд на S Андромеды, которая тогда, в 1885 г., почти не вызвала никакого шума.

Если бы S Андромеды обладала такой же светимостью, как и Новая Персея, то, чтобы быть не ярче седьмой величины в максимуме блеска, она должна была бы отстоять от нас на 500 парсек.

Но что, если она была так же далеко, как, по новым данным, галактика Андромеды?

Если бы галактика Андромеды была на расстоянии первой оценки Хаббла, т. е. 230 000 парсек, то S Андромеды должна иметь светимость в 200 000 раз большую, чем Новая Персея, чтобы на данном расстоянии достичь седьмой звездной величины. Но так как галактика Андромеды на самом деле удалена от нас на расстояние 700 000 парсек, то S Андромеды должна была бы светить в 2 млн. раз ярче чем Новая Персея в пике своего блеска, или в 20 млрд. раз ярче, чем наше Солнце.

Галактика Андромеды, как теперь известно, по своей массе почти вдвое превосходит нашу, это равно примерно массе 200 млрд. звезд, как наше Солнце (учитывая, что большинство звезд значительно уступает в светимости Солнцу).

Если S Андромеды в максимуме блеска была в 20 млрд. раз ярче нашего Солнца, то она обладала светимостью, эквивалентной одной пятой светимости всей галактики, частью которой она являлась.

Если это так, то S Андромеды не могла бы уже рассматриваться просто как еще одна новая: она излучала в миллион, а может быть в два миллиона раз больше света!

Большинство астрономов встретили эту информацию как непостижимую. Наиболее консервативные противники большой вселенной доказывали, что галактика Андромеды не могла быть отдаленной галактикой, ибо, если это так, S Андромеды для таких расстояний была бы невероятно, непостижимо яркой.

Другие заняли менее воинственную позицию. Слишком слабые новые, обнаруженные Кертисом и Хабблом, были в самом деле новыми Андромеды, но S Андромеды отнюдь не принадлежит к их числу. Они утверждали, что она находилась на расстоянии гораздо меньшем тысячной расстояния до галактики Андромеды, т. е. на ранее вычисленном расстоянии 500 парсек, вот почему она казалась гораздо ярче, чем остальные новые Андромеды. Она оказалась просто-напросто в направлении галактики Андромеды. И если речь идет только об одной новой, вспыхнувшей так ярко, разве это не может быть простым совпадением?

Хаббл был с этим полностью не согласен. Он твердо держался убеждения, что S Андромеды была частью одноименной галактики и необычно яркой новой.

Чье же мнение предпочесть?

Швейцарский астроном Фриц Цвикки (1898–1974) рассуждал так. Допустим, что S Андромеды была действительно необыкновенно светимой. Такое явление следует, видимо, считать очень редким, ибо, как учит опыт человечества, явления, которые отражают крайнюю степень чего-нибудь вполне обычного, являются сами по себе редчайшими. Поэтому было бы излишней тратой времени следить за Андромедой в ожидании новой типа S Андромеды. Существует столько галактик, что появление необычно светящейся новой в какой-нибудь одной из них вовсе не явилось бы редкостью. Более того, если такая необычно светящаяся новая имела яркость почти целой галактики, к которой принадлежала, то не составит труда найти такую.

Новая типа S Андромеды в любой сколь угодно далекой галактике будет видна, если видна будет сама галактика.

И действительно, с тех пор как впервые появилась S Андромеды, в различных галактиках или вблизи них было обнаружено более двадцати новых. Как правило, они бывали слишком тусклы и недоступны невооруженному глазу (какими и должны были быть, если б находились в далеких галактиках) и, как следствие, подробно никогда не изучались. Для Цвикки они явились настоящей находкой.

В 1934 г., всего за 50 лет до того, как пишутся эти строки, Цвикки начал систематический поиск «сверхновых», термин, который он сам впервые употребил. Он сосредоточил свои наблюдения на крупном скоплении галактик в созвездии Девы и в 1938 г. в разных скоплениях галактик обнаружил не менее двенадцати сверхновых.

Каждая в пике своего блеска светилась как целая галактика, и каждая, по-видимому, обладала светимостью нескольких миллиардов наших Солнц.

Неужели все двенадцать объектов были обманчивыми? Неужели все они были относительно близкими новыми, случайно оказавшимися в оси зрения, направленной на ту или иную галактику галактического скопления Девы?

Логическая и математическая неправдоподобность такого совпадения была очевидна. Астрономы начали соглашаться с тем фактом, что найденные новые действительно находятся в галактиках, которые их окружают, и что это в самом деле сверхновые.

В последующие годы Цвикки и другие нашли еще много сверхновых. К сегодняшнему дню в разных галактиках их было обнаружено около 400. Из анализа полученных цифр можно заключить, что в каждой данной галактике одна сверхновая взрывается в среднем каждые 50 лет. Другими словами, одна сверхновая на 1250 обычных новых.

Сегодня подсчитано, что в пределах 300 млн. парсек от Земли существует 100 млн. галактик, до которых могут дотянуться наши телескопы и где сверхновую можно заметить при ее появлении. Если в каждой галактике одна сверхновая появляется в среднем каждые 50 лет, то взрыв сверхновой в той или иной галактике происходит каждые 15 секунд!

К сожалению, все их увидеть мы не в состоянии: одни из них будут скрыты огромными пылевыми облаками в их собственных галактиках, другие — более темными звездами, лежащими между нами и сверхновой. И конечно же, нет стольких астрономов, чтоб в каждом случае держать под надзором каждую из 100 млн. галактик!

Как бы то ни было, в течение последних 50 лет в других галактиках было отмечено 400 сверхновых. В среднем это означает: 1 сверхновая каждые 6,5 недели.

Ясно по всему, что сверхновые — это объекты неимоверно взрывчатой природы. Стань наше Солнце сверхновой, оно превратило бы в пар все планеты Солнечной системы еще до того, как достигло бы максимума блеска. Будь сверхновой Альфа Центавра, отстоящая от нас всего на 1,3 парсека, она бы круглые сутки сверкала над нами с яркостью, которая в пике блеска в 15 000 раз превосходила бы яркость Луны, или составила одну тридцатую блеска Солнца.

Отсюда можно понять астрономов, которым ничто не доставило бы большего удовлетворения, чем возможность поближе и во всех подробностях познакомиться со сверхновой.

Поистине обидно, что нашим звездочетам приходится изучать их в чужих галактиках и на расстоянии 700 000 парсек и более.

Конечно, ни один человек в здравом уме не захочет, чтобы сверхновая зажглась слишком близко, однако вполне вероятно, что одна из них может вспыхнуть и в нашем Млечном Пути, к тому же на расстоянии не 700 000, а всего 700 парсек. И если сверхновые взрываются в отдельных галактиках примерно каждые 50 лет, ясно, что и в галактике Млечного Пути в прошлом тоже бывали такие взрывы.

И бывали определенно! Оглядываясь назад во всеоружии знания прошлого, нам кажется вполне достоверным, что в течение последних тысяч лет в галактике Млечного Пути взорвались по меньшей мере четыре сверхновые.

Первой, в 1006 г., была новая в созвездии Волка, она обладала почти одной десятой блеска полной Луны. Это была, вероятно, самая яркая звезда из всех светивших на небе за всю историю существования человека на Земле. Затем была Новая Тельца (1054 г.), новая, которую наблюдал Браге (1572 г.), и новая, наблюдавшаяся Кеплером (1604 г.).

Только четыре? Ведь, учитывая 50-летние интервалы, их должно было быть целых двадцать!

Тут есть одна трудность. Мы не можем видеть всю нашу Галактику целиком — видим лишь ближайшую ее часть.

В видимой ее части мы могли бы увидеть в среднем только одну сверхновую в 250 лет. Кстати, есть свидетельства о сверхновой (оставшейся без упоминания), которую можно было увидеть в небе в 1670 г. Несомненно, она была замаскирована пылевыми облаками.

Есть еще одна загвоздка. Если только четыре сверхновые в Галактике Млечного Пути были замечены за истекшие тысячу лет, почему же четвертая, и последняя, была в 1604 г.? Ведь уже спустя пять лет появился телескоп!

Самая близкая сверхновая с 1604 г. — S Андромеды, удалена на 700 000 парсек. Ее видели в телескоп, фотографировали, спектрального анализа ее нет. И с тех пор, за целое столетие, ничего более близкого!

Очень жаль!

Глава 5. Маленькие карлики

Крабовидная туманность

Сверхновая звезда — это взрыв такой чудовищной силы, что трудно поверить, чтобы после него не осталось никаких следов. Звезда, просверкавшая столь краткое время светом целой галактики, непременно должна оставить после какой-то пепел — и она его оставляет.

Поскольку о существовании сверхновых стало известно только с 30-х годов, едва ли в этих остатках видели именно то, чем они являлись на самом деле. Скорее всего, эти следы раньше замечали без распознания их истинной природы. В 1731 г., например, английский астроном Джон Бевис (1693–1771) первым заметил маленькое белесоватое пятнышко в созвездии Тельца.

Месье — известный охотник за кометами — заметил его тоже и, полагая, что пятно ошибочно могут принять за комету, занес его в список объектов, не заслуживающих внимания других кометоискателей. Этот объект он занес в свой список первым, так что туманное пятно в созвездии Тельца иногда фигурирует среди ученых как М1.

Первым астрономом, детально исследовавшим М1 (в 1845 г.), был Уильям Парсонс, работавший с тем же широким телескопом, который впоследствии использовал для открытия спиральной природы многих отдаленных галактик. Для Парсонса объект М1 стал не просто бесформенной пухлой массой; его телескоп, раздвинув рамки отдаленного, показал более подробную картину; пятно в телескоп выглядело как некий возмущенный объем газа, нечто такое, что невольно внушало мысль: М1 — это остатки сильнейшего взрыва. Внутри газового облака выделялись клочковатые пряди света, которые чем-то напомнили Парсонсу ноги краба. Он назвал М1 Крабовидной туманностью, с тех пор это название так за ней и осталось.

Крабовидная туманность стала привлекать к себе пристальное внимание: ведь в звездном небе не найдешь ничего, что хотя бы издали на нее походило! Ничего, что давало бы столь ясную картину совершавшегося на глазах взрыва. Туманность начали фотографировать, и, следовательно, появилась возможность сравнивать снимки, сделанные в разные годы.

Первым провел такое сопоставление американский астроном Джон Чарлз Дункан (1882–1967). В 1921 г. он сделал снимок Крабовидной туманности и тщательно сравнил его с фотографией, выполненной другим американским астрономом — Джорджем Уиллисом Риччи (1864–1945), причем на том же телескопе, которым теперь пользовался Дункан. Дункану показалось, что на его фотографии Крабовидная туманность чуть-чуть шире, чем у Риччи. Судя по всему, туманность расширялась.

Если это расширение действительно было, то Крабовидная туманность — это не что иное, как остатки новой, и, судя по масштабам газопылевого облака, новой весьма внушительных размеров. Еще одна фотография, сделанная Дунканом в 1938 г., подтвердила правильность этого вывода.

Вскоре после первого сообщения о расширении туманности в 1921 г. Хаббл (ставший вскоре знаменитым, разрешив туманность Андромеды на звезды), сопоставив этот факт и расположение туманности в созвездии Тельца, где китайцы когда-то заметили «звезду-гостью», предположил, что туманность — это все еще расширяющиеся следы взорвавшейся в 1054 г. очень яркой новой.

Звучало весьма правдоподобно, но как доказать сам факт? По наблюдаемой скорости расширения туманности путем обратного отсчета можно было установить, сколько времени назад все это облако газа и пыли было собрано в одной светящейся точке-звезде, т. е. подсказало бы астрономам, сколько времени протекло с того момента, как взорвалась звезда. Период времени, истекший после взрыва, оказался 900 лет. Это помещало взрыв почти как раз в 1054 год — год яркой новой, горевшей в созвездии Тельца.

С тех пор астрономы повсюду стали отождествлять Крабовидную туманность с новой 1054 г.

Можно было обратить видимую скорость расширения Крабовидной туманности в истинную скорость, исследуя смещение темных линий в ее спектре. Получалось около 1300 км/с. Теперь можно было легко подсчитать, как далеко должна была находиться Крабовидная туманность, чтобы эта истинная скорость соответствовала бы видимой, отмечаемой на фотографиях. Оказалось, что Крабовидная туманность находится от нас на расстоянии 2000 парсек.

Зная это расстояние, можно по видимой ширине туманности найти, что она имеет теперь около четырех парсек в диаметре и, конечно, продолжает с постоянством расширяться.

Из свидетельства о яркости новой 1054 г., зная настоящее расстояние до нее, можно вычислить, что, видимая с 10 парсек — стандартного расстояния для определения абсолютной звездной величины, эта новая в пике своего блеска должна была, очевидно, сиять с абсолютной величиной — 18. Иными словами, в максимуме блеска это звездное извержение сопровождалось потоком света, превышающим в 1,6 млрд. раз светимость нашего Солнца и равным примерно 1/60 светимости всего Млечного Пути (если весь этот свет сосредоточить в одной точке). Вне всякого сомнения, новая 1054 г. была настоящей сверхновой.

Поскольку Крабовидная туманность находится от нас на расстоянии 2000 парсек, она должна быть настоящей туманностью, состоящей из пыли и газа. Она не может быть очень отдаленным скопищем звезд, каковым оказалась туманность Андромеды. В этом случае она должна бы излучать спектр, состоящий из отдельных светлых линий различной длины волн, как излучает туманность Ориона. На самом же деле это не так. Крабовидная туманность имеет непрерывный спектр, излучая свет на всех длинах волн, как звезды. В сущности, она имеет значительно более высокую температуру, чем звезды, так как Крабовидная туманность излучает свет на очень коротких, энергонасыщенных длинах волн, включающих не только ультрафиолетовые лучи, но и более короткие рентгеновские и еще более короткие гамма-лучи. Она также обильно излучает щедрые дозы длинноволновой радиации в радиодиапазоне, которая поляризована, т. е. колебания ее распространяются в одном направлении.

Источник такого непрерывного спектра высокой энергии оставался тайной до 1953 г., когда советский астроном Иосиф Шкловский (1916–1985) предположил, что источник порождается быстрыми электронами, с высокой скоростью проходящими через сильное магнитное поле. И это оказалось не просто теорией. Точно такое же явление (разумеется, в сильно уменьшенном масштабе) мы наблюдаем в ускорителях частиц, называемых синхротронами, сконструированных физиками-ядерщиками.

В синхротронах электрически заряженные частицы проходят через магнитные поля и выделяют так называемую синхротронную радиацию.

Похоже, Крабовидная туманность источала синхротронную радиацию в огромном количестве, но откуда поступали электроны? Откуда бралась вся та энергия, которая гнала электроны сквозь магнитное поле в течение девяти веков после взрыва сверхновой?

В 1945 г. Бааде, который совместно с немецко-американским астрономом Рудольфом Минковским (1895–1976) вычислил общепризнанное теперь расстояние до галактики Андромеды, наблюдал небольшие изменения в Крабовидной туманности вблизи двух звезд в центре ее структуры. Астрономы утверждали, что одна из этих звезд должна быть остатком объекта, пережившего взрыв сверхновой. Однако, чтобы поддерживать неиссякаемым такой поток синхротронной радиации, эта остаточная звезда должна посылать энергию с интенсивностью в 30 000 раз большей, чем наше Солнце. Как могло случиться такое, оставалось загадкой, которую не суждено было решить в течение последующей четверти века.

Если сверхновая 1054 г. оставила после себя столь удивительное напоминание, то другие сверхновые могли бы, очевидно, сделать то же самое. В этом смысле любое газопылевое облако, обнаруживающее синхротронную радиацию, можно было бы взять на подозрение. Однако, чем дальше отстояло от нас во времени извержение сверхновой, тем шире и разреженнее становилось облако и тем меньше его радиация.

Необычные свойства Крабовидной туманности могли объясняться тем, что сверхновая 1054 г. — сравнительно молода, относительно близка, ее не заслоняют облака космической пыли и она вся как бы на виду. Однако радиоволны пронизывают пылевые облака без особых помех. С 40-х годов нашего столетия астрономы используют все более чувствительные приборы и методы для обнаружения радиоволн, приходящих из космоса.

В 1941 г. Бааде обнаруживает в созвездии Возничего туманные волокна, примерно в том же месте, где Кеплер видел сверхновую 1604 г. Возраст остатков этой сверхновой составляет примерно треть возраста Крабовидной туманности, но вместе с тем она и гораздо дальше от нас, около 11000 парсек, так что ее возраст угадать точно сложно. Бааде не мог доказать, что эти неясные волокна пыли и газа в самом деле остатки сверхновой. Однако в 1952 г. два астронома из Кембриджского университета — Р. Браун и С. Хазард обнаружили, что эти газопылевые остатки являются мощным источником радиоволнового излучения, и это обстоятельство со всей очевидностью они связали со сверхновой 1604 г.

В том же году Браун и Хазард обнаружили радиоволны, идущие из того же района Кассиопеи, который соответствует Новой Тихо Браге. Позднее Минковский, работая с 200-дюймовым телескопом на Маунт Паломар в Калифорнии, обнаружил в этом участке зримо видимые следы, находящиеся от нас на расстоянии 5000 парсек. Затем в 1965 г. был запеленгован источник радиоволнового излучения в созвездии Волка, являющийся, должно быть, остатками большой сверхновой 1006 г., находившейся от нас, по-видимому, на расстоянии всего 1000 парсек.

Итак, четыре известные сверхновые последнего тысячелетия — все оставили после себя следы. Есть и пятое напоминание. В 1948 г. британские астрономы Мартин Райл (1918–1984) и Ф. Смит (р. 1923) открыли мощный радиоисточник в Кассиопее. Позднее Минковский обнаружил совпадающую с ним туманность, названную Кассиопея А. Она не принадлежала к району сверхновой Браге, но, казалось, имела признаки, роднившие ее с остатками сверхновой. Если они были последствием сверхновой, то такой взрыв должен быть виден на Земле где-то в 1677 г., но его, вероятно, заслонили межзвездные облака, поэтому никто о нем не обмолвился.

Еще один «подозрительный» объект, называемый «Лебединая петля», имеется, как можно догадаться, в созвездии Лебедя. Его составляют искривленные пряди туманности, напоминающие часть кольца диаметром 3°, или 6-кратная ширина полной Луны. Если это — остаток сверхновой, то извержение звезды случилось около 60 000 лет назад.

Другая необычная структура впервые привлекла внимание астрономов в 1939 г., когда американский астроном русского происхождения Отто Струве (1897–1963) заметил едва различимую туманность в южном созвездии Паруса. С 1950 по 1952 г. находку не выпускал из поля зрения австралийский астроном Колин С. Гам (1924–1960), опубликовавший свои наблюдения в 1955 г. Оказалось, что туманность Гама, как ее теперь называют, — это крупнейшая из ныне известных; она охватывает, наверное, шестнадцатую часть неба, однако так разрежена, что ее нелегко заметить; кроме того, ее наблюдение из Соединенных Штатов или Европы затруднено, поскольку она находится слишком далеко на юге.

Туманность Гама имеет грубо сферическую форму и почти 720 парсек в поперечнике. Центр ее находится на расстоянии 460 парсек от Солнечной системы, что делает ее самой близкой из всех известных туманностей. Ее ближайший край лежит от нас всего в 100 парсеках, и ученые одно время всерьез даже подозревали, что наша Солнечная система входит в ее пределы.

Эта туманность может быть следствием сверхновой, взорвавшейся 30 000 лет назад, которая, по-видимому, в течение краткого времени светила с яркостью полной Луны. В то время уже существовал вид homo sapiens. Любопытно бы знать, заметили ли неандертальцы, обретавшиеся далеко на юге, эту вторую Луну на небосводе.

Нейтронные звезды

Если сверхновая — видимая вспышка взрывающейся звезды — обнаруживает энергию гораздо большую, чем обычная новая, то на основании представлений 20-х годов было бы логично заключить, что часть звезды, которая не была выброшена в пространство в виде газопылевого облака, сжалась (коллапсировала) до размеров белого карлика.

Центральная звезда Крабовидной туманности была голубоватой и горячей, такая же звезда существовала в центре туманности Гама. Может быть, и все другие остатки сверхновых имели в центре своем белых карликов, которые часто бывали слишком слабы для наблюдения? Казалось совершенно ясно, что маленькие горячие звезды в центре Крабовидной туманности и туманности Гама видны лишь потому, что эти звездные остатки оказались в относительной к нам близости.

Первое сомнение на счет того, что белые карлики могут быть единственно и повсеместно результатом звездного сжатия (коллапса), связано с работой американского астронома индийского происхождения Субрахманьяпа Чандрасекара (р. 1910). Он считал, что, когда звезда коллапсировала, образовавшийся белый карлик больше не способен иметь ядерные реакции, поэтому нельзя рассчитывать на энергию синтеза, которая могла бы удержать его от сжатия.

И все-таки белый карлик не сжимался так плотно, как можно было ожидать. Если бы атомы разрушились и материя сжалась до соприкосновения атомных ядер друг с другом, то объект, подобный нашему Солнцу, съежился бы до размеров шара диаметром всего 14 км. Белые карлики достигают в диаметре 12 000 км, и крошечные ядра все еще достаточно далеки друг от друга. Даже при такой плотности, по правде говоря, белый карлик ухитрялся каким-то образом вести себя как газ.

Чандрасекару удалось показать, что силой, удерживающей карлик в таком полусжатом состоянии, были содержащиеся в нем электроны. Электроны уже не существовали как часть атомов, но пребывали в беспорядочном движении, как своего рода электронный газ. Сближаясь, они отталкивали друг друга, и даже мощное гравитационное поле белого карлика не могло стиснуть их выше определенной точки. Чем массивнее белый карлик, тем сильнее гравитационное поле, а чем сильнее это поле, тем плотнее сжимается электронный газ. Отсюда следует: чем массивнее белый карлик, тем меньше его диаметр.

В какой-то момент способность электронного газа противостоять давлению бывает сломлена и белый карлик коллапсирует.

В 1931 г. Чандрасекар высчитал, что такая катастрофа имеет место при массе, равной 1,44 массы Солнца. Она известна как «предел Чандрасекара». Все без исключения белые карлики, масса которых была определена, имеют массу меньше 1,44 массы Солнца.

Сначала это нисколько не озадачило ученых. Ведь свыше 95 % существующих звезд имеют массу ниже предела Чандрасекара и, попросту говоря, не имеют другого выбора, как превратиться в белый карлик.

С другой стороны, даже для незначительного меньшинства звезд, масса которых выше этого предела, проблемы как будто тоже не существует. Перед коллапсом звезды взрываются и отбрасывают наружные покровы, теряя тем самым в своей массе. Чем массивнее звезда, тем сильнее будет взрыв и поэтому тем крупнее будет потеря массы. Крабовидная туманность, включающая массу, рассеянную в результате взрыва сверхновой 1054 г., имеет массу в три раза больше солнечной.

Можно было рассуждать так: каждая массивная звезда, прежде чем коллапсировать, взрывается и «сбрасывает» с себя так много собственной массы, что оставшаяся в ядре всегда будет меньше 1,44 массы Солнца и, следовательно, сожмется в белый карлик.

Однако у Чандрасекара было одно сомнение. Если звезда первоначально была настолько массивной, что даже после того, как она сбросила всю, какую могла, массу, то остаток был все еще больше 1,44 массы Солнца? В таком случае, пережив свой коллапс, она все-таки не станет белым карликом. А что же случится? Давайте продумаем до конца. Белый карлик состоит из атомных ядер и электронов. Атомные ядра построены из протонов и нейтронов. Нейтроны не имеют никакого электрического заряда, протоны имеют положительный электрический заряд, который в точности равен заряду всех остальных протонов и произвольно принимается за единицу. Иначе говоря, каждый протон имеет заряд +1.

Все электроны тоже имеют подобные заряды, но отрицательные. Каждый электрон несет заряд, прямо противоположный заряду протона, и заряд его поэтому -1.

Протоны и электроны, обладая разноименными зарядами, притягивают друг друга, но только до определенного предела. Когда они приближаются друг к другу слишком близко, берут верх другие силы и возникает отталкивание гораздо более сильное, чем притяжение разноименных, зарядов. Это другая причина, и причина более существенная, чем взаимное отталкивание электронов, удерживающее белый карлик от чрезмерного сдавливания.

По мере того как гравитационное поле становится все сильнее, электроны приближаются друг к другу и к протонам, пока в какой-то момент их не принудят сомкнуться с протонами. Когда это случится, противоположные электрические заряды уничтожают друг друга. Вместо отрицательного электрона и положительного протона вы получаете электрически нейтральное соединение обоих. Короче, вы получаете нейтрон.

Если коллапсирующая звезда имеет массу, превышающую предел Чандрасекара, то по мере ее сжатия электроны и протоны соединяются друг с другом, образуя нейтроны, которые присоединяются к уже существующим. В коллапсирующей звезде нет ничего, кроме нейтронов, которые, будучи лишены заряда, уже никак не могут отталкивать друг друга. Тогда звезда сжимается до тех пор, пока нейтроны не соприкоснутся друг с другом. И вот — нейтронная звезда.

Нейтронная звезда, как было сказано, способна уплотнить всю массу Солнца в шар размером не более 14 км в диаметре. Такая звезда гораздо меньше и плотнее белого карлика, имеет более сильное гравитационное поле.

В 1934 г. Цвикки, начинавший свои исследования сверхновых в других галактиках, высказал догадку о возможном существовании нейтронных звезд как конечного продукта гигантских взрывов.

Он понимал, что сверхновая, отдающая энергии в миллион раз больше, чем обычная новая, должна испытывать колоссальные взрывы. Громадный взрыв должен вести и к более разрушительному коллапсу. Даже если сжимающиеся остатки были бы недостаточно массивны, чтобы исключить образование нейтронной звезды, они могли бы сокращаться с достаточной скоростью по энергии, минуя стадию белого карлика. По этой причине нейтронная звезда могла бы кончиться массой, меньшей 1,44 массы Солнца.

Спустя какое-то время американский физик Роберт Оппенгеймер (1904–1967) и его ученик Джордж Михаил Волков разработали математические модели образования нейтронных звезд. Советский физик Лев Давидович Ландау (1908–1968) сделал то же самое независимо от них.

В тридцатые годы казалось вполне логичным, что результатом сверхновых было образование нейтронных звезд, но не было способа проверить это реальным наблюдением. Даже если нейтронные звезды действительно существовали, их крошечный размер, казалось, лишь подтвердил бы, что такая звезда, даже относительно близкая и наблюдаемая в крупный телескоп, выглядит чрезвычайно слабой. И если бы ее можно было увидеть, то решительно ничего нельзя было бы узнать о ней, кроме того, что она чрезвычайно слаба. Так, например, звезда в центре Крабовидной туманности была слабой, но как можно поручиться, что это нейтронная звезда, а не белый карлик? Однако, какой бы она ни была, сам факт, что ее можно видеть, склонял чашу весов в пользу белого карлика.

Впрочем, была одна смелая надежда. Сам акт катастрофического сжатия должен неизбежно сопровождаться огромным скачком температуры, поэтому поверхность нейтронной звезды в момент ее образования имела бы температуру порядка 10 000 000 °C. При такой температуре, даже допуская несколько тысяч лет остывания, ее излучение включало бы изрядную долю рентгеновских лучей.

Отсюда следует, что если звезда очень маленькая и тусклая, но из района ее нахождения в небе приходят рентгеновские лучи, то ее можно сильно подозревать в принадлежности к нейтронным.

Эта отчаянная надежда переплетается, однако, с одним грустным фактом. Рентгеновские лучи не могут пробить атмосферу: они взаимодействуют с молекулами и атомами воздуха и уже не выживают как таковые при своем подлете к земной поверхности. Поэтому нейтронные звезды, может быть, и посылают сигналы высоких энергий, но это не меняет дела, или, по крайней мере, так казалось в 30-х годах.

Рентгеновские лучи и радиоволны

Конечно, если бы ученые могли вести свои наблюдения за пределами земной атмосферы, все было бы по-другому.

Единственный путь выйти за атмосферу — применить ракету. Об этом выходе говорил Ньютон еще в 1687 г. Однако между осознанием и возможностью применить ракеты в практических целях лежала «дистанция огромного размера».

И все же это время пришло. Во время второй мировой войны немцы быстро продвигались вперед в деле использования ракет-носителей благодаря работам Вернера фон Брауна (1912–1977). Они намеревались использовать их как боевое оружие и преуспели бы в этом, но, к счастью для союзников, было уже слишком поздно. Немцам не хватило времени, чтобы развернуть их в достаточном количестве и отдалить свое поражение.

После войны, однако, и Соединенные Штаты и Советский Союз продолжили ракетные исследования, начав с того, на чем остановились немцы. В 1949 г. Соединенным Штатам удалось послать ракеты достаточно высоко, заставив их выйти за пределы атмосферы, а в 1957 г. Советский Союз с помощью ракеты-носителя вывел объект на околоземную орбиту.

Теперь появилась возможность работать с рентгеновскими лучами, поступающими прямо из космоса, и сразу же мог быть решен ряд проблем.

Например, спектр солнечной короны (его внешней атмосферы) обладал спектральными линиями, неотождествимыми с линиями известных элементов. Некоторые подумывали даже о том, что в солнечной короне существует неизвестный прежде элемент — «корониум».

Напротив, шведский физик Бенгт Эдлен (р. 1906) держался мнения, что названные линии — это атомы известных элементов, только находящихся в необычных состояниях: ведь солнечная корона имеет температуру 1 000 000 °C или выше.

Как же проверить, существует корониум или нет? Если Эдлен был прав, то сверхгорячая солнечная корона должна в изобилии посылать рентгеновские лучи, но в 1940 г. еще не было метода обнаружения этих лучей, даже если они и существовали.

С появлением ракет положение изменилось. В 1958 г. американский астроном Герберт Фридман использовал пуски шести ракет, которые поднимались высоко над атмосферой и были способны обнаружить рентгеновские лучи Солнца, если б таковые существовали. В самом деле, эти лучи были обнаружены, солнечная корона имела температуру, предсказанную Эдленом, спектральные линии были линиями обычных элементов, находившихся в очень необычных условиях, а корониума не существовало.

Однако излучение Солнцем рентгеновских лучей преувеличено. Эти рентгеновские лучи легко получить лишь потому, что Солнце расположено к нам очень близко. Даже самые близкие к нам звезды, звезды системы Альфы Центавра, находятся в 270 000 раз дальше, чем Солнце. Если бы интенсивность рентгеновского излучения одной из звезд системы Альфы Центавра равнялась солнечной, то дошедший до нас ее рентгеновский луч составил бы 1/70 000 000 000 долю энергии аналогичного луча Солнца и мы попросту не смогли бы его заметить. Рентгеновские лучи от звезд, ушедших еще дальше, имеют еще меньшую вероятность быть обнаруженными.

Отсюда следует, что если Вселенная состоит только из звезд, подобных Солнцу, то очень сомнительно, что теми видами регистрирующих систем, какими мы сегодня располагаем, могли бы обнаружить какой-то иной источник рентгеновского излучения, кроме нашего Солнца. Но, с другой стороны, если бы существовали какие-то особые звезды с рентгеновским излучением огромной интенсивности (какими, например, могли быть нейтронные звезды), то их бы обнаружили.

Теперь было чрезвычайно важно определить, какие рентгеновские источники, если таковые вообще существуют, могли быть в небе: ведь каждый такой источник означал возможность какого-то сюрприза.

В 1963 г. Фридман обнаруживает внесолнечный источник рентгеновского излучения, и в последующие годы открывается множество других подобных источников. В 1969 г., например, был запущен спутник Земли, который был специально предназначен для обнаружения рентгеновских источников. Он был запущен с побережья Кении в пятую годовщину провозглашения ее независимости и был назван «Ухуру», что на языке суахили означает «свобода». Спутник зарегистрировал 161 источник рентгеновского излучения, половина — за пределами нашей Галактики.

Это было одно из открытий, благодаря которым в 60-х годах астрономы начали осознавать, что Вселенная гораздо более неспокойное место, чем было принято думать. Кажущееся спокойствие и безмятежность ночного неба были обманчивы.

Одним из источников рентгеновского излучения в небе была Крабовидная туманность.

Для астрономов это не явилось неожиданностью. Если бы им пришлось выбирать точку неба, в которой можно обнаружить рентгеновское излучение, все до одного, несомненно, выбрали бы Крабовидную туманность. Во-первых, это был явный результат взрыва сверхновой — самого катастрофического события, могущего произойти со звездой. Во-вторых, взрыв этот был относительно близким и относительно недавним. Кроме того, огромное возмущение и быстрое расширение туманности были явным предвестником тех высоких температур, которые могли порождать рентгеновские лучи.

В сущности, там были два возможных источника рентгеновского излучения. Одним был быстро расширяющийся объем газа и пыли, составляющий собственно туманность, другим — маленькая горячая звезда в центре, остаток взрыва, который мог быть нейтронной звездой.

В 1964 г. Луна в своем движении по небу должна была пересечь Крабовидную туманность. Мало-помалу она должна была надвигаться на туманность.

Если рентгеновские лучи брали свое начало от горячих вихревых газов самой туманности, то по мере ее затмения Луной интенсивность их излучения снижалась бы постепенно, шаг за шагом. Если рентгеновские лучи в целом исходили из центра предполагаемой нейтронной звезды, то интенсивность излучения должна была ослабевать по мере того, как Луна заслоняла собой туманность, затем резко упасть в момент, когда она скроет маленькую звезду, и продолжить медленное ослабление по мере затмения остальной части туманности.

Когда подошло время затмения, была запущена ракета для регистрации рентгеновских лучей, но из полученной информации оказалось, что сила излучения снижалась равномерно. Никаких признаков внезапного падения. Надежды обнаружить нейтронную звезду не осталось. И все же не окончательно. Тот факт, что и центральная звезда, и окружающее ее газовое облако могли в равной мере служить рентгеновским источником, говорил о возможности перепутать две вещи. Если б только удалось найти что-нибудь, что могло бы характеризовать саму звезду, а не окружающие ее газы, загадка могла быть разрешена.

Но чем могло быть это «что-нибудь»? Ответ пришел, и совсем неожиданно.

Рентгеновские и гамма-лучи составляют высокоэнергетическую часть электромагнитного спектра. На другом его конце, конце низкой энергии, находятся радиоволны.

Радиоволны, в сущности, проницают атмосферу не более, чем рентгеновские лучи. Что касается радиоволн, то проблема здесь в верхнем слое атмосферы, богатом электрически заряженными частицами, — ионосфере. Ионосфера стремится отражать радиоволны так, что те из них, которые исходят от Земли и направлены вверх от нее, отражаются обратно на Землю. Равным образом радиоволны, поступающие от астрономических объектов, отражаются ионосферой в космос и никогда не попадают на земную поверхность.

Однако дело обстоит иначе с диапазоном самых коротких радиоволн — микроволи. Длина микроволн очень коротка сравнительно с радиоволнами («микро» по-гречески означает «короткий»), но она значительно больше, чем длина обычных световых волн или даже длина излучения в инфракрасном диапазоне.

Это сводится к тому, что в электромагнитном спектре есть две области, излучение в которых может, с небольшими потерями, проходить сквозь земную атмосферу. Первая — это видимая область света, вторая — микроволновый диапазон, причем последний значительно шире.

Мы знаем о существовании «окна света» с тех пор, как сами существуем, так как у нас есть глаза, способные чувствовать свет, и мы видим Солнце, Луну, планеты, звезды. Но микроволновое «окно» мы не можем обнаружить никаким естественным органом чувств, и мы стали понимать это только последние полвека.

Микроволновое «окно» было открыто совсем случайно американским радиоинженером Карлом Янским (1905–1950). Работая в компании «Белл Телефон», он пытался засечь постоянный источник помех, который примешивался к радиоприему. Приемное устройство Янского все время отмечало какое-то шипение, приходящее с неба. Казалось сначала, что это действие микроволн, приходящих от Солнца, но с течением времени источник шума удалялся все дальше от Солнца, и к 1932 г. Янский обнаружил, что источник этот находится в созвездии Стрельца. Теперь мы знаем, что сигналы эти приходили из центра Галактики.

Профессиональные астрономы не могли тотчас же последовать за открытием Янского, потому что в то время еще не было хорошо разработанных методов для обнаружения микроволн. Но один из радиолюбителей-энтузиастов — Грот Ребер (р. 1911), прослышав о сообщении Янского, соорудил в 1937 г. параболический детектор-антенну прямо у себя во дворе. (В то время ему было шестнадцать лет). Это был первый радиотелескоп, и с его помощью Ребер прочесывал небо в поисках отдельных радиоисточников. Так он сделал первую радиокарту неба.

Примерно в то же время шотландский физик Роберт Уатсон-Уатт (1892–1973) в числе других совершенствовал метод определения направления и расстояния невидимых объектов с использованием пучка микроволн. Микроволны должны были отражаться от объекта, и это отражение можно зарегистрировать. Направление, из которого пришли отраженные микроволны, указывало направление, в котором находился объект, а интервал времени между посылкой микроволнового луча и регистрацией его отражения давал расстояние до него. Этот метод получил название радара.

Во время второй мировой войны радар оказался неоценимым средством, и ко дню окончания войны была наработана солидная техника посылки и приема микроволн. Это означало, что после войны астрономы могли детально изучать и анализировать микроволновое излучение отдаленных звездных скоплений. Все лучше и лучше строились радиотелескопы, и все больше делалось поразительных, большей частью неожиданных, открытий. Произошла настоящая астрономическая революция, которую по своему значению можно сравнить лишь с той, что пришла с изобретением телескопа три с половиной века назад.

Пульсары

В 1964 г. астрономы стали замечать, что радиоисточники не обязательно бывают постоянными, во всяком случае, не более постоянными, чем источники света. Световые волны в зависимости от температуры в разной степени преломляются атмосферой. Так как атмосфера включает области с разными температурами, а температуры эти меняются во времени, то слабый свет, излучаемый звездами, искривляется в ту или другую сторону, направление света все время чуть-чуть меняется и кажется, что звезда «мерцает». Радиоволны точно так же произвольно отклоняются заряженными частицами атмосферы, и кажется, что они тоже «мерцают».

Чтобы исследовать это быстрое мигание, или мерцание, необходимо было иметь специально сконструированные телескопы; один из них изобрел английский астроном Энтони Хьюиш (р. 1924). Телескоп состоял из 2048 отдельных приемных устройств, раскинувшихся на площади 18 000 м2.

В июле 1967 г. радиотелескоп Хьюиша начал «прочесывать» небо с целью обнаружения и изучения мерцающих радиоисточников. За пультом была его студентка, английский радиоастроном Сьюзен Джоселина Белл (р. 1943).

В августе Сьюзен заметила что-то необычное. Отмечалось отчетливое мерцание одного источника между Вегой и Альтаиром, которое наблюдалось в полночь, когда обычно мерцания почти не было. Более того, мерцание это, казалось, приближалось и удалялось. Она обратила на это внимание Хьюиша, и к ноябрю стало ясно, что над этим стоило призадуматься.

Радиотелескоп был приспособлен для производства ускоренной записи, и оказалось, что на мерцание накладывались периодические вспышки радиации, которые были очень короткими, продолжаясь не более 1/20 доли секунды. Вот, оказывается, почему мерцание приближалось и удалялось. Пока источник не прослушивался очень тщательно, вплотную, инструмент, «ощупывающий» его, пропускал тот момент, когда приходила вспышка радиации, но обычно попадал в интервалах между вспышками.

Вспышки радиации продолжались, и было обнаружено, что они являлись через короткие и очень регулярные интервалы. Интервалы между вспышками равнялись 1 1/3 секунды, или, уточняя до восьмого десятичного знака, вспышки приходили с интервалом 1,33730109 с.

В небе до сих пор не наблюдалось ничего, что происходило бы так регулярно и с такими краткими интервалами. Чем бы ни было вызвано это явление, оно было беспрецедентным! По-видимому, это было что-то циклическое. Это, видимо, был астрономический объект, который обращался вокруг другого, или вращался вокруг своей оси, или пульсировал и по какой-то причине порождал вспышку микроволн при каждом обращении, или обороте, или пульсации.

Пульсация показалась сначала лучшим объяснением, и Хьюиш назвал это «пульсирующей звездой» (Pulsating Sourses of Radioemission); это название очень скоро сократилось и превратилось в «пульсар».

Теперь, когда Хьюиш знал, как пульсары излучают свои микроволны, эти объекты стало легко обнаруживать. Каждый импульс производил достаточно сильную вспышку микроволн. Трудность, однако, заключалась в том, что обычные радиотелескопы не могли уловить величину отдельной вспышки, а только среднюю величину излучения за какой-то период времени. Если вспышки усреднялись с состоянием покоя межвспышечных периодов, то уровень микроволновой интенсивности составлял лишь одну двадцать седьмую часть пика вспышки, а эта средняя величина недостаточно высока, чтобы быть особенно заметной.

Радиотелескоп Хьюиша мог регистрировать вспышки, и он начал «прочесывать» небо в поисках других излучений того же рода. К февралю 1968 г. было открыто еще три пульсара, и Хьюиш счел себе вправе сообщить о своем открытии.

Многие тут же включились в поиски, и скоро было обнаружено еще пять пульсаров. К началу 80-х годов уже было отождествлено около четырехсот пульсаров.

Один из пульсаров был открыт в октябре 1968 г. там, где всегда можно было наткнуться на что-то неожиданное, — в Крабовидной туманности. Оказалось, что он имеет гораздо более частую пульсацию, чем первый найденный. Его период всего 0,033099 с, другими словами, микроволновые вспышки возникают 30 раз в секунду. Другой пульсар позднее был обнаружен в центре туманности Гама.

Путаницы здесь уже не было. Если бы речь шла о постоянном излучении, будь то рентгеновские лучи или радиоволны, то было бы очень непросто отличить излучение, идущее от центральной звезды, от той ее части, которая исходит от туманности. Но очень быстрая и регулярная пульсация могла быть запеленгована точно, поскольку поступала она из одной точки, а не из целого пространства. И эта одна точка в Крабовидной туманности совпадала с центральной звездой, как совпадала она с центральной звездой и в туманности Гама.

Возникла мысль, что точно так же, как центральная звезда планетарной туманности — белый карлик, центральная звезда остатка сверхновой — пульсар. Иначе говоря, звезда, которая, взрываясь, становится сверхновой, коллапсирует в пульсар.

Но что такое пульсар?

Краткий период микроволновых импульсов показывает, что пульсар может пульсировать, вращаться или обращаться в течение каких-то секунд, иногда даже маленькой доли секунды. Ни одно тело не способно выдержать столь быстрые циклические изменения любого рода, если только оно не очень мало и не имеет очень сильного гравитационного поля, чтобы удержать его от разрушения в результате инерционных нагрузок от такого быстрого вращения.

Единственный известный объект, и малый по размеру, и с очень сильным собственным гравитационным полем, — это белый карлик, но даже и он недостаточно мал, а его гравитация недостаточно сильна для этого. Не оставалось ничего другого, как предположить, что пульсаром была нейтронная звезда. По крайней мере, у нее и размеры незначительные, и достаточно сильное гравитационное поле, непохоже, чтобы нейтронная звезда с ее неимоверно мощным гравитационным полем могла пульсировать. Не могла она в доли секунды и обращаться вокруг любого другого объекта (даже другой нейтронной звезды). Все же, за исключением всего прочего, оставалось одно, и это одно было: вращающаяся нейтронная звезда. Теоретически нейтронная звезда могла вращаться не только 30 раз в секунду, как это делает пульсар Крабовидной туманности, но даже тысячу и более раз в секунду. В ноябре 1982 г. был обнаружен пульсар, который посылал вспышки микроволн 640 раз в секунду, поэтому, судя по всему, он являлся нейтронной звездой, совершающей оборот вокруг своей оси немногим более чем за 1/1000 часть секунды. Его назвали «миллисекундным пульсаром».

Но почему вращающаяся нейтронная звезда должна обязательно посылать микроволновые вспышки?

Некоторые астрономы, в том числе Томас Голд (р. 1920), австриец по происхождению, занялись изучением этой проблемы. Они считали, что такая чрезвычайно уплотненная звезда должна иметь очень мощное магнитное поле и магнитные силовые линии должны как бы закручиваться спирально вокруг быстро крутящейся нейтронной звезды.

Учитывая чрезвычайно высокую температуру нейтронной звезды, она, по-видимому, должна испускать быстрые электроны, единственные объекты, движущиеся достаточно быстро, чтобы оторваться от звездной поверхности вопреки сильной гравитации. Поскольку электроны имеют электрический заряд, они будут улавливаться магнитными силовыми линиями, и единственное место, откуда они могут вырваться на волю, — это магнитные полюса нейтронной звезды. Эти магнитные полюса должны находиться на противоположных сторонах звезды, но не обязательно на полюсах вращения. (Магнитные полюса Земли, например, довольно далеки от ее полюсов вращения).

Когда электроны удаляются от нейтронной звезды, следуя круто изогнутой траектории, обусловленной магнитными силовыми линиями, они теряют энергию в виде россыпи радиации, в частности россыпи микроволн. При вращении нейтронной звезды один или же оба магнитных полюса пересекают луч «земного зрения», и мы получаем всплеск микроволн всякий раз, как это случается. Так пульсирует нейтронная звезда. Чем быстрее вращение, тем чаще пульсирование.

Так как возникающая радиация по мере потери ускользающими электронами своей энергии должна присутствовать на всей длине электромагнитного спектра, мы должны получать от вращающейся нейтронной звезды импульсы света, а также импульсы микроволн.

Однако свет пульсара в центре Крабовидной туманности кажется нам совершенно ровным. И это так, поскольку пульсар мерцает 30 раз в секунду; мы просто не можем воспринимать его иначе, подобно тому как на киноэкране мы видим движущееся изображение, хотя на самом деле на экран проецируется последовательность стоп-кадров со скоростью шестнадцать кадров в секунду.

В январе 1969 г., спустя три месяца после того, как впервые был обнаружен пульсар Крабовидной туманности, его свет был исследован методом стробоскопии, т. е. свет этот пропускали через щель, которая была открыта в течение всего одной тридцатой доли секунды. Когда это было сделано и звезда сфотографирована через очень краткие интервалы времени, обнаружилось, что у нее есть короткие интервалы света и такие же короткие интервалы темноты. Вспыхивая и потухая, звезда мерцала 30 раз в секунду. Это был «оптический пульсар».

Голд подчеркивал, что если отождествление пульсара с вращающейся нейтронной звездой правильно, то тогда эти нейтронные звезды медленно, но верно теряют свою энергию и скорость их вращения должна очень медленно, но неуклонно снижаться. Вспышка радиации должна приходить со все более длительной задержкой.

Когда 900 лет назад во время взрыва сверхновой образовалась Крабовидная туманность, она, по-видимому, вращалась в своих осях со скоростью 1000 оборотов в секунду. Она быстро теряла энергию, и за 900 лет существования, наверное, более 97 % ее было унесено в пространство. Эта утечка происходила до тех пор, пока она не стала кружиться со скоростью 30 оборотов в секунду. Период вращения должен со временем увеличиться еще больше, хотя, безусловно, это увеличение будет все более и более медленным.

Для проверки предположения Голда был тщательно измерен период вращения пульсара Крабовидной туманности, и оказалось, что его вращение действительно замедляется. Интервал между импульсами удлиняется каждый день на 34–48 миллиардных долей секунды, и при этой скорости вращения указанный интервал удвоится за 1200 лет.

Тот же феномен наблюдался и у других пульсаров, где период вращения оказался более долгим, чем у пульсара Крабовидной туманности, и где степень замедления поэтому тоже оказалась более медленной. Первый из открытых пульсаров, период вращения которого в 40 раз дольше, чем у пульсара Крабовидной туманности, замедляет свое вращение со скоростью.

По мере того как пульсар замедляет свое вращение и удлиняет период пульсации, его импульсы слабеют. К тому времени, когда продолжительность периода перешагнет за четыре секунды, отдельные импульсы в энергетическом отношении будут не сильнее, чем общий фон Вселенной, фон, на котором их невозможно будет уже различить.

Однако существует одна деталь, которая не укладывается в описанную здесь четкую модель. Недавно открытый миллисекундный пульсар, о котором уже шла речь, делает один оборот быстрее чем за 1/1000 секунды, и, следовательно, должен быть очень молодым. Но остальные его параметры говорят о том, что на самом деле это очень старый пульсар. Плюс ко всему его период совсем не имеет заметной склонности к удлинению.

По какой же причине? Что удерживает его в столь быстром вращении? Самое разумное предположение — пульсар приобретает массу от близлежащей звезды-компаньона, при этом вращение его убыстряется.

Глава 6. Виды взрывов

Может показаться удивительным (и в некотором смысле отрадным), что за короткий период в 15 лет астрономы открыли около 400 звезд такого типа, о самом существовании которого не подозревали до случайного открытия в 1969 г.

И все же, взглянув с другой точки зрения, мы можем спросить: «Почему же так мало?»

Предположим, что нейтронные звезды — это неизбежные остатки сверхновых, а сверхновые взрываются в нашем Млечном Пути одна в 50 лет. В таком случае, если допустить, что наша Галактика существует несколько тысяч лет и режим этих взрывов оставался неизменным на протяжении всего времени, получится, что общее число взрывов сверхновых составило 280 млн. Не означает ли это, что мы должны были бы найти целую уйму нейтронных звезд, по крайней мере одну на каждые 900 звезд Галактики? Почему же их всего 400?

Давайте поразмышляем над этим. Неважно, сколько лет существовала Галактика Млечный Путь, если нейтронные звезды остаются обнаружимыми. Ведь в этом случае огромное большинство могущих существовать нейтронных звезд было бы слишком старо для обнаружения и только те, которые могли бы, пожалуй, посылать импульсы радиации достаточно сильные, чтобы их отметили наши приборы.

Если мы рассмотрим временной интервал в четыре тысячи лет, то за это время должно появиться 80 000 сверхновых, т. е. за это время в системе Млечный Путь должно насчитываться 80 000 потенциально обнаружимых нейтронных звезд.

Если говорить точнее, лишь меньшинство из тех 80 000 звезд были бы видимы с Земли: большинство их было бы скрыто межзвездными пылевыми облаками. Однако был бы скрыт только свет. Радиоволны легко проходят сквозь пылевые облака, поэтому всплески микроволн, посылаемые пульсаром, могут регистрироваться радиотелескопами даже в тех случаях, когда первоначальная сверхновая скрыта от оптических телескопов.

Но кто поручится, что струя микроволн пойдет в нашем направлении? Очень возможно, что нейтронная звезда в своем вращении распыляет микроволны и другие виды излучений по кругу, ни в одной точке не соприкасающиеся с Землей. Возможно, ни одним из самых современных методов мы не сумели бы обнаружить такую нейтронную звезду, каким бы мощным излучением она ни обладала. Поэтому число возможно существующих нейтронных звезд в возрасте моложе солнца, которые по случайному совпадению шлют свое излучение в направлении Земли, снизится до 1000 или около того (хотя некоторые астрономы-оптимисты намного завышают эту цифру).

Мы также должны учесть то обстоятельство, что не каждая сверхновая обязательно образует нейтронную звезду, а это, естественно, еще больше снижает число обнаружимых нейтронных звезд. Может даже показаться (хотя это уж совсем ненужный пессимизм!), что мы подошли к численному пределу нейтронных звезд, которые мы в состоянии найти.

Исследование сверхновых нашей Галактики, начавшееся в 30-х годах работой Цвикки, постепенно научило астрономов различать их по присущим им кривым света и другим свойствам; теперь принято считать, что существует два сильно различающихся между собой типа сверхновых — тип 1 и тип 2.

Первое отличие состоит в том, что сверхновые типа 1 обладают большей светимостью, достигая абсолютной величины — 18,6, или светимостью, превышающей в 2,5 млрд. раз светимость Солнца. Если б такая сверхновая находилась на расстоянии Альфы Центавра, она бы в максимуме своего блеска сияла одной седьмой светимости Солнца.

Сверхновые типа 2 являются несколько более тусклыми, их светимость превышает светимость нашего Солнца всего в миллиард раз.

Второе отличие состоит в том, что сверхновые типа 1, достигнув и миновав пик своего блеска, теряют свою яркость очень равномерно, тогда как сверхновые типа 2 делают это очень неровно, порывисто.

Третье отличие вытекает из спектрального анализа света: тип 1 показывает почти полное отсутствие водорода, тип 2 напротив, очень богат им.

Четвертое отличие связано с местоположением сверхновой. Сверхновые типа 2 почти всегда оказываются в спиральных галактиках, более того — в спиральных ветвях этих, галактик. Сверхновые типа 1 менее взыскательны относительно выбора места, появляясь не только в ветвях, но и в центральных частях спиральных галактик, а также в галактиках эллиптических.

Такая разница в предпочтительном местонахождении сверхновых первого и второго типов сразу говорит о многом. Эллиптические галактики в большинстве своем свободны от космической пыли. Их звезды в основном относительно малы, в большинстве случаев чуть больше нашего Солнца, и существовали на протяжении всей или большей части жизни галактики. То же верно и для центральных частей спиральных галактик.

Ветви же спиральных галактик являются вместилищем пыли и, как мы увидим позднее, служат пристанищем многих молодых и крупных звезд.

Сверхновые типа 1 включают звезды, имеющие массу, примерно равную массе нашего Солнца или немногим более. Сверхновые типа 2 включают звезды значительно крупнее нашего Солнца, массивнее его по крайней мере в три, а иногда, пожалуй, более чем в три раза.

Чем массивнее звезда, тем реже она встречается. Относительно мелкие звезды, относящиеся к сверхновым типа 1, встречаются по крайней мере в десять раз чаще, чем крупные, тяготеющие к типу 2. Поэтому можно было бы заключить, что сверхновые типа 1 имеют в десять раз большее распространение, чем сверхновые типа 2.

Но не тут-то было! Оба типа распространены одинаково. Отсюда мы можем сделать вывод: не каждой маленькой звезде дано в итоге стать сверхновой первого типа, такими станет лишь незначительное их меньшинство. Дело в том, что требования, предъявляемые к сверхновым типа 1, оказываются более жесткими, чем мы могли предвидеть. Это не просто звезда размером с Солнце, но особый тип звезды такого размера.

Здесь мы обратимся к химическим различиям между двумя типами сверхновых. Сверхновые типа 1 фактически не имеют водорода, что означает последнюю ступень их эволюционного развития. В самом деле, если звезда лишена водорода, но богата углеродом, кислородом и неоном, мы можем с уверенностью сказать, что это белый карлик, и прийти к выводу, что сверхновые типа 1 представляют собой взрывающиеся белые карлики.

Предоставленный сам себе, белый карлик не взрывается и во всех отношениях совершенно устойчив. Однако, как мы теперь знаем, белые карлики не всегда предоставлены сами себе. Иногда они являются частью тесной двойной звездной системы. В этом случае, когда звезда-компаньон в ходе своей эволюции, раздуваясь, превращается в красный гигант, ее вещество выплескивается в аккреционный диск, из которого масса периодически добавляется к белому карлику.

Мы уже видели, что масса, периодически добавляемая к белому карлику, будет нагреваться и сжиматься до того уровня, за которым начинается реакция ядерного синтеза. Происходит колоссальный взрыв, остатки аккреционного диска уносятся прочь, и белый карлик резко увеличивает свою светимость (временно) и виден с Земли как новая. Это повторяется через более или менее длинные интервалы времени.

В каждом случае образования новой часть массы аккреционного диска будет удерживаться белым карликом, так что его общая масса будет постепенно расти.

Но что будет, если белый карлик слишком массивен для своего ранга и обладает, скажем, 1,3 массы Солнца?

Или если его компаньон необычно массивен и, расширяясь, превращается в необычно крупный красный гигант в темпе гораздо скорейшем, чем средний? Или, например, имеют место оба эти случая?

При таких обстоятельствах белый карлик может очень скоро набрать столько массы, что выйдет за предел Чандрасекара, равный 1,44 массы Солнца. Когда это случится, белый карлик уже не сможет поддерживать себя как таковой.

Белый карлик коллапсирует и опадает. Он сжимается чрезвычайно быстро и с огромной силой прижимает ядра углерода и кислорода друг к другу. Весь он охватывается пламенем ядерной реакции, порождающей в кратчайшее время так много энергии, что возникает грандиозный взрыв, когда выделяется за несколько недель столько энергии, сколько наше Солнце выдает за всю свою жизнь.

Одним словом, коллапс белого карлика и ядерный синтез его вещества приводят уже к возникновению не просто новой, а сверхновой типа 1.

Взрыв первого типа разрывает звезду в клочья и может не оставить после себя никакой коллапсирующей звезды — ни белого карлика, ни нейтронной звезды, только вихревое расширяющееся облако пыли и газа. Новая Тихо Браге 1572 г. и Новая Кеплера 1604 г. были, по всей очевидности, сверхновыми типа 1: ни в том, ни в другом случае на их месте не обнаружено никаких нейтронных звезд — остались лишь одни туманности.

Сверхновые типа 2 тоже бывают в самом конце звездной эволюции, но на стадии не так далеко зашедшей, как у сверхновых типа 1. Сверхновая типа 2 возникает в звезде, которая достигла стадии красного гиганта. Однако это случается с крупными звездами, такими, которые минимум в 3–4 раза тяжелее нашего Солнца, и, чем массивнее звезда, тем крупнее бывает красный гигант.

Истинный красный гигант, подобно луковице, состоит из нескольких разных слоев. Наружный слой — это все тот же водород и гелий, т. е. смесь, из которой состоит большинство обычных звезд главной последовательности. За ним идет оболочка, содержащая ядра более массивных атомов, таких, как углерод, азот, кислород и неон. Далее вглубь — третий слой, богатый ядрами натрия, алюминия и магния. За ним — четвертый слой, несущий ядра серы, хлора, аргона и поташа. Пятый слой — само ядро звезды — заключает в себе ядра железа, кобальта и никеля.

Каждый последующий (нижний) слой складывается из продуктов слияния мелких ядер, которые еще имеются в наружном (верхнем) слое. Когда в звезде в ходе ее развития образовалось ядро из железа, никеля и кобальта, ее развитию приходит конец. Любое дополнительное ядерное превращение, связанное с этими ядрами, будь то слияние в более сложные или деление на менее сложные ядра, будет не высвобождать энергию, а, напротив, поглощать ее.

Когда железная сердцевина станет слишком большой, звезда достигает фазы, когда она не может больше вырабатывать достаточно энергии, чтобы удержать себя в раздутом состоянии. Внутренние слои сжимаются катастрофически, и энергия гравитации, освобождаемая при этом, взрывает, выталкивает наружные слои, попутно зажигая в них реакцию синтеза и производя тем самым еще больше энергии. Именно эта дополнительная энергия делает очевидной принадлежность звезды к сверхновой типа 2 и вызывает к жизни даже те ядерные реакции, которые идут с поглощением энергии.

Коллапсированное сжатое ядро такой сверхновой, скорее всего, превращается в нейтронную звезду, даже если его масса (за вычетом исчезнувших после взрыва внешних слоев) достаточно мала, чтобы позволить существование белого карлика. Коллапс звезды так катастрофически скоротечен, что ядро проскакивает «отметку» белого карлика, не успев там задержаться.

Черные дыры

Однако даже в случае сверхновой типа 2 неизбежности образования нейтронной звезды не существует.

В 1939 г., когда Оппенгеймер разрабатывал теоретические обоснования нейтронной звезды, он изучал возможные последствия увеличения массы звезды. Вполне естественно, с увеличением массы вырастает и сила гравитационного поля.

Когда масса становится в 3,2 раза больше массы Солнца, гравитационное поле становится настолько сильным, что даже нейтроны, находящиеся в контакте друг с другом, не в состоянии выдерживать сжатие, создаваемое этим полем. Нейтроны коллапсируют, нейтронная звезда сжимается и постепенно становится все плотнее, а это значит, что гравитационное поле вблизи крошечной звезды становится еще сильнее, а ее сжатие еще быстрее.

Коль скоро нейтроны начали коллапсировать, в природе нет силы, способной остановить это сжатие. Так считал в свое время Оппенгеймер, и так считают ученые и в наши дни. Единственный вывод, к которому можно здесь прийти, — сжатие продолжается беспредельно, приближая звезду к нулевому объему и бесконечной плотности.

Это не значит, что мы просто имеем дело с нейтронной звездой, которая становится все плотнее и меньше. По мере продолжения сжатия здесь происходит важная перемена.

Чтоб уяснить природу этой перемены, представим себе объект, брошенный вверх от поверхности Земли. Объект движется вверх, а гравитационное поле Земли упорно тянет его вниз. В результате его направленная вверх скорость постепенно замедляется. Наконец объект застывает неподвижно и в следующее мгновение начинает падать.

Если бы гравитационное поле Земли было одинаково сильно на всем удалении от ее поверхности, это все равно бы случилось, какой бы большой ни была направленная от Земли начальная скорость. В конце концов после 100 м или 100 км или 100 000 км скорость была бы сведена к нулю, после чего наш объект начал бы падать и возвратился на Землю.

Однако гравитационное поле Земли неодинаково сильно на всем протяжении от Земли, оно ослабевает пропорционально квадрату расстояния от ее центра.

На поверхности Земли объект находится на расстоянии 6370 км от центра. На высоте 6370 км над земной поверхностью расстояние от центра удваивается, а сила земного притяжения уменьшается на одну четверть против того, каким оно было на Земле. С увеличением высоты оно продолжает уменьшаться по этому закону. На расстоянии до Луны сила земной гравитации равна всего лишь 1/3,5.

Если запустить объект вверх с достаточной скоростью, он может, так сказать, обогнать земное притяжение. Это притяжение будет стремиться пригнуть его вниз и замедлить его движение, но гравитация по мере продвижения его вверх будет слабеть так быстро, что постоянно уменьшающееся притяжение не успеет свести к нулю скорость удаляющегося объекта. Тогда наш объект может выскользнуть из гравитационного поля Земли и, избавившись от земного тяготения, бесконечно блуждать во Вселенной.

Не исключено, конечно, что он может попасть в тиски другого, более массивного объекта, чем Земля, например Солнца, либо, встретив другое тело, столкнуться с ним или выйти на орбиту вокруг него.

Минимальная скорость, при которой движущийся объект способен вырваться с поверхности из гравитационного поля Земли, есть скорость ускользания. Для Земли такая скорость 11,2 км/с.

Более массивный объект, имеющий и более сильное гравитационное поле, потребует, естественно, на своей поверхности и большей скорости ускользания. Для Юпитера, например, эта величина составляет 80,5 км/с, для Солнца — 617 км/с.

Если звезда сжимается, гравитационное поле на ее поверхности становится все сильнее по мере приближения поверхности к центру, хотя общая масса звезды при этом может не меняться. Так Сириус В, первый белый карлик, исследованный учеными, обладает массой, примерно равной массе Солнца, но его поверхность гораздо ближе к центру, чем солнечная.

В результате поверхностная гравитация Сириуса В намного сильнее, чем у Солнца, и его скорость ускользания около 4900 км/с.

Чем выше скорость ускользания с астрономического тела, тем труднее вырваться из его плена и тем меньше вероятность, что кто-нибудь или что-нибудь сможет в действительности это сделать.

За последнюю четверть века наши ракеты достигли скоростей, дающих возможность вырваться за пределы земного притяжения, но если бы поверхностное притяжение нашей планеты каким-то образом выросло до притяжения Юпитера (не затрагивая нас лично), то всего нашего технологического арсенала оказалось бы недостаточно, чтобы послать ракету во внеземное пространство.

Нейтронная звезда с массой Солнца имела бы скорость ускользания порядка 200 000 км/с. В таких условиях, чтобы как-то оторваться от поверхности такого объекта, не хватило бы не только современной земной технологии, но и никогда бы и ничего бы не хватило. Единственными объектами, движущимися достаточно быстро, чтобы оторваться от поверхности нейтронной звезды, явились бы частицы очень больших энергий с низкой массой или же частицы, вообще не имеющие массы.

Смогли бы выскочить только электроны высокой энергии, а также нейтрино или фотоны, образующие свет и другое излучение.

При сжатии нейтронной звезды интенсивность гравитации продолжает расти беспредельно и скорость ускользания становится все выше и выше. В какой-то момент эта скорость достигнет значения 300 000 км/с. А это уже скорость света в вакууме, и, как доказал Альберт Эйнштейн (1880–1955) в 1905 г., максимально мыслимая скорость. Ничто, обладающее массой, не может достичь этой скорости, и даже частицы, не имеющие массы, двигаясь с этой скоростью, не могут ее превысить.

Это значит, что, когда коллапсирующая нейтронная звезда достигает этой стадии, ничто не может от нее уйти (за исключением очень редких случаев, которых мы здесь не будем касаться). Все, что ни попадает на нее, как бы падает в бесконечно глубокую шахту, из которой никогда ничему не суждено подняться. Даже свет не может вырваться оттуда. Американский физик Джон Уиллер (р. 1911), описывая это явление, назвал его черной дырой, и название это сразу же привилось.

Итак, если сжимающееся ядро сверхновой имеет массу в 3,2 раза больше нашего Солнца, оно проскакивает фазы белого карлика и нейтронной звезды и кончает как черная дыра.

Таким образом, сверхновые типа 2, часто превращаясь в нейтронную звезду, не менее часто оказываются и черной дырой. Поэтому нейтронные звезды происходят только от одного типа сверхновых, да и то не всегда, и мы не должны удивляться, что пульсаров на поверку оказывается меньше, чем можно было бы ожидать, судя по числу сверхновых.

Между нейтронными звездами и черными дырами существует серьезное практическое различие: черную дыру почти невозможно обнаружить.

Мы можем легко обнаружить нейтронную звезду по струе радиации, которую она излучает. Но черная дыра не излучает ничего, даже радиации. Обычная техника, применяемая для обнаружения других астрономических объектов, не срабатывает, когда речь идет о черных дырах.

Отдельная черная дыра может быть обнаружена, если только она очень массивна, или очень близка, или то и другое вместе, чтобы как-то влиять на нас в гравитационном отношении. Теоретически в Галактике могут существовать миллионы черных дыр, каждая с массой обычной звезды, но мы будем спокойно оставаться в неведении относительно этого факта.

И все-таки это положение не безнадежно. По-настоящему черная дыра никогда не бывает полностью изолирована. В окрестностях ее всегда имеется вещество, даже если это всего лишь тонкие ниточки атомов или космическая пыль, существующие в межзвездном пространстве.

Вещество, приближающееся к черной дыре, пусть даже это случайная частица, может быть втянуто в расположенный вокруг нее аккреционный диск.

Понемногу, очень постепенно это вещество будет спиралью опадать на черную дыру, излучая синхротронную радиацию в виде рентгеновских лучей.

Рентгеновские лучи, излучаемые черной дырой, окруженной одним лишь межзвездным веществом, настолько слабы, что их едва ли можно было бы обнаружить, если бы они вообще поддавались обнаружению, и они не дали бы никакой ценной информации.

Предположим, однако, что черная дыра находится вблизи крупного источника вещества и большие массы вещества постоянно накручиваются на нее, посылая интенсивное рентгеновское излучение. Это могло быть в том случае, если бы речь шла о тесной двойной системе, т. е. о ситуации, при которой могли бы появляться новые или даже сверхновые типа 1, будь один из партнеров белым карликом.

Разумеется, если б один из партнеров был черной дырой, ни о каком взрыве не могло быть и речи. Черная дыра только становилась бы все тяжелее по мере поглощения ею вещества компаньона, ведь никаких верхних пределов для ее массы не существует. Но пока бы росла черная дыра, из выпадающего на нее вещества постоянно бы излучались рентгеновские лучи, излучались бы из той точки неба, где, кроме них, ничего нельзя увидеть.

Именно поэтому астрономы очень заинтересовались источниками рентгеновского излучения.

В 1971 г. предназначенный для обнаружения рентгеновских лучей спутник «Ухуру» (запущенный из Кении) показал, что сильный рентгеноисточник в созвездии Лебедь изменяется нерегулярно. По этой причине следовало вычеркнуть его из числа нейтронных звезд и предположить возможность черной дыры. Этому источнику уделили максимум внимания, и вскоре было обнаружено и точнейшим образом зафиксировано микроволновое излучение.

Источник его находился в непосредственной близости к видимой звезде, значившейся в каталоге как HD-226868. Это очень крупная горячая голубоватая звезда, в 30 раз массивнее нашего Солнца. При ближайшем изучении она оказалась двойной звездой, кружащей по орбите с периодом 5,6 сут. Судя по характеру этой орбиты, другой член пары должен был быть в пять — восемь раз тяжелее Солнца.

Однако звезда-компаньон остается невидимой, хотя это весьма сильный источник рентгеновского излучения. Если ее невозможно увидеть, значит, она должна быть очень маленькой. И так как она слишком массивна, чтобы быть белым карликом или нейтронной звездой, то напрашивается вывод: невидимая звезда — это черная дыра.

Кроме того, похоже, что HD-226868 расширяется и ведет себя так, как будто вступает в стадию красного гиганта. Поэтому вполне вероятно, что ее вещество переплескивается на ее компаньона — черную дыру и вокруг черной дыры есть диск аккреции, который и генерирует рентгеновские лучи.

Если допустить, что компаньон звезды HD-226868 является черной дырой (а доказательства тому все еще косвенные), тогда вне всякого сомнения это след какой-то древней сверхновой.

Расширяющаяся Вселенная

Хотя сверхновые — это величественные взрывы, превосходящие все наше воображение, они все же не самые большие из когда-либо происходивших. Есть «активные галактики», в которых взрывается целое ядро, порождая гораздо больше энергии и в течение гораздо большего времени, чем сверхновая.

Мы можем пойти еще дальше. Более того, мы просто обязаны это сделать, ибо только тогда мы начнем сознавать, какое влияние могут иметь на нас сверхновые. «А имеют ли они вообще на нас какое-то влияние?» — можем мы спросить. — «И могут ли влиять?»

Сначала может показаться, что они, в сущности, к нам не имеют никакого отношения. Лишь незначительная часть существующих звезд взрывалась когда-то как новая или сверхновая, и в обозримом будущем мы не знаем ни одной звезды поблизости, с которой могло бы произойти нечто подобное.

Если бы наше Солнце само в один прекрасный день могло обернуться новой или сверхновой, тогда этот факт живо привлек бы к себе наше внимание, смешанное с подобием мнимого восторга. Но Солнце застраховано от этого. Оно не имеет достаточной массы, чтобы взорваться как сверхновая типа 2, оно и не член тесной двойной системы, так что никогда не станет сверхновой типа 1 или даже заурядной обычной новой.

В сущности, ни одна звезда, способная стать новой или сверхновой, никогда не сопровождалась планетой, на которой существовала бы разумная жизнь.

Если бы звезда была достаточно тяжелой, чтобы со временем превратиться в сверхновую типа 2, то она была бы слишком массивной, чтобы задержаться в главной последовательности столько, сколько необходимо, чтобы зародившаяся на ней жизнь могла развиться до появления разумных существ.

Если бы, напротив, она была не массивнее Солнца, но входила членом в тесную двойную систему, так что однажды могла бы взорваться как новая или сверхновая типа 1, то близ этой системы невозможно было бы существовать планетарной орбите, которая обеспечила бы достаточно стабильную окружающую среду для развития жизни.

Так что, собственно, у нас общего с новыми и сверхновыми? Разве не правда, что, за исключением случайного беглого взгляда, брошенного нами на какую-нибудь яркую звезду в небе, нам от них ни жарко, ни холодно и мы оставляем их астрономам и писателям научно-популярной литературы?

К такому взгляду можно прийти, если мы в самом деле полностью безразличны к тому, как образовалась наша Вселенная, как появились Солнце и Земля, как развилась жизнь и какие возможные опасности будут подстерегать человечество в будущем, потому что взрывающиеся звезды имеют самую тесную связь с каждой из этих вещей.

Но сначала о Вселенной. Как она образовалась?

До самого недавнего времени большинство культур (если не все), включая, конечно, и нашу собственную, считало истиной, не требующей доказательства, что Вселенная была образована в течение краткого отрезка времени не очень давно магическим действом сверхъестественного существа.

В нашей культуре, согласно общему мнению, считалось, что Вселенная была создана Богом за шесть дней шесть тысяч лет назад. Физических доказательств тому нет, и эта вера зиждется единственно на утверждениях первой главы Библии. Тем не менее лишь немногие осмеливались выражать сомнения на сей счет, если какие-то сомнения у них и были.

Когда современная астрономия уяснила, что Вселенная огромна (а с каждым новым открытием она становилась все более и более громадной, пока не предстала людям непостижимо безмерной), стало трудно, почти невозможно разумному человеку поверить, что библейское сказание о сотворении мира — чистая правда.

И все же, с другой стороны, в астрономических наблюдениях нет ничего такого, что могло бы указывать на чисто естественную причину создания.

Была гипотеза туманности Лапласа, давшая интересное и правдоподобное объяснение развитию Солнечной системы из вращающейся массы газа и пыли. (Но откуда взялись и пыль и газ?)

Предполагалось, что все звезды Галактики образовались именно таким путем, т. е. первоначально имелась галактических размеров масса газа и пыли, которая затем воплотилась во многие миллиарды звезд и планет. Далее, уже в 20-х годах, когда начали понимать, что существуют бесчисленные галактики, это означало, что сначала существовали такие же бесчисленные газопылевые массы для их формирования. Откуда все это? Как можно объяснить происхождение гигантских масс пыли и газа, разбросанных во Вселенной, имеющих миллиарды парсек в диаметре, не прибегая к всемогущественному сверхъестественному существу?

Как бы то ни было, в 10-х годах этого века были сделаны наблюдения, не имевшие, казалось бы, ничего общего с нашей проблемой, но сильно революционизировавшие наш образ мыслей на этот предмет.

Это началось с американского астронома Весто Слифера (1875–1969), получившего спектр галактики Андромеды в 1912 г. (когда еще в ней никто не подозревал галактики). Из ее спектра он определил, что она приближается к нам со скоростью 200 км/с.

Слифер заметил, что характерные темные линии спектра были смещены от их нормального положения в сторону фиолетового конца спектра. По направлению этого смещения он мог заключить, что галактика Андромеды приближается к нам, а по величине его мог подсчитать скорость приближения.

Последнее основывалось на принципе, впервые выдвинутом в 1842 г. австрийским физиком Кристианом Доплером (1803–1853).

Сперва эффект Доплера применялся к звуковым волнам, но в 1848 г. французский физик Арман Физо (1819–1896) показал, что этот принцип применим также и к световым волнам. Благодаря эффекту Доплера — Физо стало ясно, что если спектральные линии любого излучающего свет объекта, будь то свеча или звезда, сместились в сторону фиолетового цвета, значит, объект приближается к нам, если же они сдвинулись в сторону красного, то источник света от нас удаляется.

Первым, кто применил этот принцип в 1868 г. к звезде, был Уильям Хаггинз. Он обнаружил, что Сириус показывает небольшое красное смещение и потому удаляется от нас. В последующие годы таким путём были апробированы и другие звезды. Одни из них приближались, другие удалялись, везде со скоростью более 100 км/с.

Эффект Доплера — Физо имел одну очень ценную сторону. Если пытаться измерить собственное движение звезды (движение поперек луча зрения), успех может быть получен только для звезды очень близкой. В результате очень мало звезд имеют измеримое собственное движение. Доплеровский же принцип определения радиального движения (к нам или от нас) мог работать для любой как угодно далекой звезды, лишь бы она была достаточно ярка, чтобы запечатлеть свой спектр.

Коль скоро у туманности Андромеды удалось получить спектр, поддающийся фотографии, было неважно, что она удалена от нас на 700 000 парсек (чего Слифер, конечно, и не подозревал). Эффект Доплера — Физо работал одинаково хорошо как на нее, так и на Сириус или горящую рядом свечу. Фиолетовое смещение в спектре галактики Андромеды показывало, что она приближалась, и это не удивляло. Скорость ее приближения была несколько высоковатой, поскольку к тому времени еще не нашли других звезд, удаляющихся или приближающихся с такой скоростью, тем не менее для Андромеды эта цифра не была чем-то из ряда вон выходящим.

Позднее Слифер продолжал изучение спектров других четырнадцати галактик (или туманностей, как он думал) и обнаружил, что только одна из них приближалась — туманность Андромеды. Все другие удалялись, причем со скоростями явно высшими, чем 200 км/с.

Тут было в самом деле чему удивляться, но впереди были еще более поразительные вещи.

В 20-х годах, когда начали понимать, что светлые туманности — это другие галактики, американский астроном Милтон Хумасон, работавший с Хабблом, начал фотографирование спектров многих галактик. Его открытием стал тот факт, что все без исключения они показывали красное смещение. Все удалялись.

Более того, чем тусклее (и потому предположительно более далекой) была галактика, тем большим было красное смещение и тем выше скорость удаления. Около 1919 г. Хаббл высказал мысль, что существует закономерность, объясняющая это явление (эта закономерность стала называться Законом Хаббла). По этому закону скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до нее. Если одна галактика в пять раз дальше, чем другая, то первая уходит в пять раз быстрее, чем вторая.

Закон Хаббла основывался целиком на наблюдениях — замерах красного смещения. Эти наблюдения едва стали входить в практику, но тут появилось новое теоретическое обоснование всей проблемы.

В 1916 г. Эйнштейн представил свою общую теорию относительности, которая впервые исправляла ньютоновский взгляд на гравитацию. Теория включала систему уравнений поля, с помощью которых можно было описать Вселенную как целое.

Эйнштейн полагал, что его уравнения поля описывают «статическую Вселенную», т. е. Вселенную, которая, взятая как целое, стабильна и не претерпевает никаких изменений. Однако в 1917 г. датский астроном Биллем де Ситтер (1872–1934) продемонстрировал, что уравнения эти могут быть использованы и для иллюстрации постоянного расширения Вселенной. Идея расширяющейся Вселенной стала более популярной, и сам Эйнштейн стал на ее сторону.

Большой взрыв

Если Вселенная действительно расширяется, то в каждый последующий день она шире, чем была накануне. Если же представить, что мы движемся назад во времени, как бы прокручивая киноленту в обратном направлении, то мы увидим, что Вселенная с каждым днем становится все меньше.

Вселенная может расширяться вперед во времени неопределенно долгое время, так что никогда не будет ее настоящего конца. Но она не может сокращаться неопределенно долго назад во времени, так как сокращающаяся Вселенная должна в конце концов съежиться до нуля и дальше уже сжиматься не сможет. Этот нуль отметит начало Вселенной.

Первым человеком, который объяснил это, был советский математик Александр Фридман (1888–1925). Он выдвинул эту идею в 1922 г. в ходе своего математического анализа расширяющейся Вселенной. К сожалению, молодой математик скоро умер, не сумев развить своей идеи.

Независимо от него бельгийский астроном Джордж Леметр (1894–1966) выдвинул подобный взгляд в 1927 г. Леметр предположил, что с самого начала все вещество Вселенной было сжато в крохотном объеме, который он назвал космическим яйцом. В какой-то момент этот объем стал стремительно расширяться и все еще расширяется до сих пор.

Когда Хаббл сформулировал свой закон в 1929 г. и описал наблюдения, на которых он основывался, стало очевидно, что это как раз то, что и следовало ожидать от Вселенной, находящейся в процессе расширения. Тот факт, что все галактики удаляются от нас и делают это с тем большей скоростью, чем дальше от нас они находятся, отнюдь не признак какой-то исключительности нашей Галактики.

Расширяющаяся Вселенная говорит о том, что все галактики удаляются друг от друга. Если бы, например, мы смотрели на Вселенную из любой галактики, а не только из нашей, то убедились бы, что закон Хаббла сохраняется всюду.

Правда, галактика Андромеды и несколько других близлежащих галактик приближаются, но все это части «местной группы». Это — скопление галактик, которое включает нашу собственную и вместе с ней галактику Андромеды.

Галактики связаны друг с другом гравитационно и движутся вокруг общего центра тяжести, так что в любой данный момент некоторые из них приближаются, другие удаляются.

Теперь стало ясно, что расширяющаяся Вселенная не означает, что каждая отдельная галактика уходит от всех остальных, но означает, что каждое скопление (или кластер) галактик удаляется от всех прочих. В сущности, скопления галактик и есть те элементы или блоки, из которых построена Вселенная.

Идея расширяющегося космического яйца была воспринята и популяризована русско-американским физиком Джорджем Гамовым (1904–1968). Он назвал это первоначальное расширение Большим взрывом — название, которое сразу же подхватили и употребляют до сих пор. Это величайший из всех мыслимых взрывов, когда-либо имевших место во Вселенной, взрыв бесконечно более огромный, чем вспышка любой сверхновой.

Гамов предсказал, что излучение, которым сопровождался Большой взрыв, все еще должно отмечаться как слабая микроволновая радиация, прослушиваемая во всех направлениях. Она будет иметь даже определенные измеримые характеристики.

В этом направлении продолжал работать американский физик Роберт Генри Дик (р. 1916). В 1964 г. германо-американский физик Арно Пензиас (р. 1933) и его коллега американский астроном Роберт Уилсон (р. 1936) открыли «фоновую (реликтовую) микроволновую радиацию» и убедились, что она полностью соответствует предсказаниям Гамова и Дика.

Легче, по-видимому, предположить, что Вселенная была создана как очень маленький объект, который постепенно развился в громадное причудливое собрание галактических скоплений, существующее сегодня, чем допустить, что она каким-то образом сразу возникла в нынешней ее форме. Тем не менее остается открытым вопрос: как Вселенная возникла в первоначальном своем виде, в виде очень маленького, крошечного объекта? Не должны ли мы здесь апеллировать к идее сверхъестественного происхождения?

В настоящее время физики вынашивают мысль, что Вселенная в ее первоначальном «игрушечном» состоянии, по-видимому, образовалась из ничего в результате случайного процесса и что, может быть, даже существует бесконечное число таких крошечных протовселенных, непрерывно образующихся в бесконечном объеме пустоты, и мы живем в одной из бесчисленного множества вселенных.

Впрочем, большинство физиков довольствуется тем, что прослеживает Вселенную вспять до Большого взрыва и тут ее оставляют. Есть значительная неуверенность относительно начальных стадий этого огромного феномена, а также перехода от Большого взрыва к Вселенной в ее настоящем виде. Самые ранние периоды эволюции Вселенной все еще за семью печатями.

Например, обычно предполагалось, что первоначально Вселенная имела бесконечно малую величину при бесконечно высокой температуре, но в невообразимо короткую долю секунды она достаточно расширилась и охладилась, чтобы образовать первичные частицы вещества, частицы, получившие название кварки.

В следующий и более долгий период времени, например в 1/10 000 долю секунды, Вселенная была уже настолько велика и остыла, что кварки могли соединяться по три и образовывать такие субатомные частицы, как протоны и нейтроны. Затем, после еще более длительного интервала, в несколько тысяч лет, Вселенная остыла достаточно для того, чтобы протоны и нейтроны начали соединяться между собой, образуя атомные ядра, а готовые ядра стали притягивать электроны, формируя целые атомы. По прошествии еще более долгого периода времени, по крайней мере в 10 тыс. лет, начали образовываться звезды и галактики и новая Вселенная (еще очень маленькая по современным меркам) начала свое существование.

В 70-х годах был выдвинут вариант концепции Большого взрыва; он получил название «расширяющейся Вселенной». Согласно ему, первоначальное расширение произошло почти молниеносно, а это во многих отношениях меняет детали эволюции Вселенной, открывая ее совсем в ином свете.

Проблемой, возникающей отсюда, является то, что Вселенная сложилась почти исключительно из нормального вещества, состоящего из протонов, нейтронов и электронов. Представляется, что последние не могли бы образоваться без одновременного образования их противоположностей: антипротонов, антинейтронов и антиэлектронов.

Названная группа должна была бы начать соединяться образуя антивещество, и, казалось бы, Вселенная должна состоять из равных количеств вещества и антивещества. Однако, насколько можно судить, это не так: повсюду почти одно вещество. (И это хорошо: если бы Вселенная состояла из равных количеств вещества и антивещества, то, как только они бы возникли, они бы тотчас же стали соединяться, взаимно уничтожая (аннигилируя) друг друга, оставив после себя лишь радиацию.)

Были разработаны теории, получившие название «теории великого объединения», имеющие темой поведение вещества в условиях очень высоких температур в первые мгновения после Большого взрыва. По этим теориям выходит, что при образовании вещества имеется едва заметная асимметрия. Обычное вещество образуется с перевесом в одну миллиардную часть над антивеществом. Когда вещество и антивещество встречаются и взаимно уничтожают друг друга, эта миллионная часть вещества остается, и из нее-то и образовались галактики Вселенной.

Другая большая проблема, остающаяся в связи с Большим взрывом, — это «комковатость» Вселенной. Большой взрыв, по-видимому, должен был быть шарообразно симметричным, т. е. он должен был расширяться одинаково во всех направлениях. В этом случае Вселенная должна была бы состоять из равномерно рассеянной массы атомов, в виде однородного газа. Что заставило этот газ собраться в комки, образовав звезды и галактики?

Идея раздувающейся Вселенной как будто дает объяснение этой комковатости, и, видимо, придет время, когда все трудности концепции естественного создания останутся позади.

Глава 7. Элементы

Состав Вселенной

Несомненно, что в ранний период после Большого взрыва крошечная, очень горячая Вселенная расширялась и охлаждалась до тех пор, пока протоны и нейтроны не получили возможности соединяться друг с другом, образуя атомные ядра. Какие же ядра получались и в какой пропорции? Это очень интересная проблема для космогоников (ученых, занимающихся происхождением Вселенной), — проблема, которая в конечном счете вернет нас к рассмотрению новых и сверхновых. Поэтому давайте рассмотрим ее в некоторых деталях.

Атомные ядра имеют некоторое число разновидностей. Чтобы разобраться в этих разновидностях, их классифицируют в зависимости от числа протонов, имеющихся в этих ядрах. Это число колеблется от 1 до 100 и выше.

Каждый протон имеет электрический заряд +1. Другими частицами, присутствующими в ядрах, являются нейтроны, которые не имеют электрического заряда. Поэтому общий электрический заряд атомного ядра равен числу содержащихся в нем протонов. Ядро, содержащее один протон, имеет заряд +1, ядро с двумя протонами имеет заряд +2, ядро с пятнадцатью протонами имеет заряд +15 и т. д. Число протонов в данном ядре (или число, выражающее электрический заряд ядра) называется атомным числом.

Вселенная остывает все больше, и каждое ядро уже в состоянии уловить какое-то количество электронов. Каждый электрон имеет электрический заряд —1, и, поскольку противоположные заряды притягиваются, отрицательно заряженный электрон стремится остаться вблизи положительно заряженного ядра. В обычных условиях число электронов, которые могут удерживаться отдельным ядром, равно числу протонов в этом ядре. Когда число протонов в ядре равно числу окружающих его электронов, суммарный электрический заряд ядра и электронов равен нулю, а их сочетание дает нейтральный атом. Число протонов или электронов соответствует атомному числу.

Вещество, состоящее из атомов с одним и тем же атомным числом, называется элементом. Например, водород — элемент, состоящий из атомов, ядра которых содержат один протон и один электрон вблизи него. Такой атом называется «атомом водорода», а ядро такого атома — «ядром водорода». Таким образом, атомное число водорода равно 1. Гелий состоит из атомов гелия, содержащих ядра с двумя протонами, отсюда атомное число гелия равно 2. Аналогично литий имеет атомное число 3, бериллий — 4, бор — 5, углерод — 6, азот — 7, кислород — 8 и т. д.

С помощью химического анализа атмосферы Земли, океана и почвы установлено, что существует 81 устойчивый элемент, т. е. 81 элемент, которые не претерпят никаких изменений в естественных условиях неопределенно долго.

Наименее сложный атом на Земле (из фактически существующих) — это атом водорода. Рост атомного числа приведет нас к самому сложному устойчивому атому на Земле. Это атом висмута, имеющий атомное число 83, т. е. каждое ядро висмута заключает в себе 83 протона.

Так как всего имеется 81 устойчивый элемент, то в списке атомных чисел два числа должны быть пропущены, и это так: атомы, имеющие 43 протона и 61 протон, неустойчивы, элементов с атомными числами 43 и 61, подвергшихся химическому анализу, в естественных материалах нет.

Это, однако, не значит, что элементы с атомными числами 43 и 61 или с числом более 83 не могут существовать временно. Эти атомы нестабильны, поэтому рано или поздно, в один или несколько приемов они распадутся на атомы, которые останутся устойчивыми. Это не обязательно случается мгновенно, но может потребовать долгого времени. Торию (атомное число 90) и урану (атомное число 92) требуются миллиарды лет атомного распада, чтобы прийти к устойчивым атомам свинца (атомное число 82).

В сущности, за все долгие годы существования Земли только часть тория и урана, изначально присутствовавших в ее структуре, возможно, успела распасться. Около 80 % первоначального тория и 50 % урана избежали распада и сегодня еще могут находиться в породах земной поверхности.

Хотя все 81 устойчивый элемент (плюс торий и уран) присутствуют в земной коре (ее верхних слоях), но в разных количествах. Наиболее распространенными являются кислород (атомное число 8), кремний (14), алюминий (13) и железо (26). Кислород составляет 46,6 % земной коры, кремний — 27,7 %, алюминий — 8,13 %, железо —5 %. Эта четверка образует почти семь восьмых частей земной коры, одну восьмую — все остальные элементы.

Конечно, названные элементы редко существуют в чистом виде. Смешиваясь, они стремятся соединиться друг с другом. Эти сочетания (или комбинации элементов) атомов называются соединениями. Атомы кремния и кислорода связываются между собой весьма прихотливым образом, к этому соединению (кремний/кислород) здесь и там присоединяются атомы железа, алюминия и других элементов. Такие соединения — силикаты — обычные породы, из которых в основном состоит земная кора.

Поскольку атомы кислорода сами по себе легче, чем другие наиболее распространенные элементы земной коры, то общая масса кислорода содержит больше атомов, чем аналогичная масса других элементов. На каждую 1000 атомов земной коры приходится 625 атомов кислорода, 212 кремния, 65 алюминия и 19 железа, т. е. 92 % атомов земной коры приходится, так или иначе, на эти четыре элемента.

Земная кора — не пробный образец Вселенной и даже Земли в целом. «Сердцевина» Земли (центральная область, составляющая одну треть массы планеты), как считают, состоит почти целиком из железа. Если принять это в соображение, то железо составляет 38 % массы всей Земли, кислород — 28 %, кремний—15 %. Четвертым наиболее распространенным элементом может быть магний, а не алюминий, составляющий до 7 % земной массы. Эти четыре элемента составляют вместе семь восьмых массы всей Земли. Тогда на каждую 1000 атомов в целом на Земле приходится 480 атомов кислорода, 215 — железа, 150 — кремния и 80 — магния, т. е. вместе эта четверка составляет 92,5 % всех атомов Земли. Но Земля не типичная планета Солнечной системы. Возможно, Венера, Меркурий, Марс и Луна, очень схожие с Землей по своему строению, составлены из каменистых материалов и, как Венера и Меркурий, имеют богатую железом сердцевину. В какой-то мере то же верно для спутников и некоторых астероидов, но все эти скалистые миры (с железными ядрами или без них) не составляют и половины процента общей массы всех обращающихся вокруг Солнца объектов. Остальные 99,5 % массы Солнечной системы (без массы Солнца) принадлежат четырем планетам-гигантам: Юпитеру, Сатурну, Урану и Нептуну. Только Юпитер (крупнейший из всех) составляет более 70 % общей массы.

Предположительно Юпитер имеет относительно небольшую скалисто-металлическую сердцевину. Структура гигантской планеты, судя по данным спектроскопии и пробам планет, состоит из водорода и гелия. Сказанное, видимо, справедливо и для других планет-гигантов.

Но вернемся к Солнцу, масса которого в 500 раз больше массы всех планетных тел, вместе взятых, — от Юпитера до крошечной пылинки; мы обнаружим (главным образом благодаря спектроскопии), что его объем заполняет все тот же водород с гелием. Фактически примерно 75 % его массы падает на водород, 22 %—на гелий, а 3 % — это все остальные элементы, вместе взятые. Количественный состав атомов Солнца окажется таким, что на каждую 1000 атомов Солнца приходится 920 атомов водорода и 80 атомов гелия. Менее одного атома из тысячи представляют все остальные элементы.

Бесспорно, Солнце обладает львиной долей массы всей Солнечной системы, и мы не очень ошибемся, решив, что его элементарный состав представителен для всей системы в целом. Подавляющее большинство звезд по своему элементарному составу напоминает Солнце. Кроме того, известно, что разреженные газы, заполняющие межзвездное и межгалактическое пространство, тоже в основном водород и гелий.

Поэтому можно заключить, что из 1000 атомов всей Вселенной 920 — водород, 80 — гелий и менее одного — все прочее.

Водород и гелий

Почему так? Увязывается ли водородно-гелиевая Вселенная с Большим взрывом? Очевидно, да. По крайней мере в том, что касается системы рассуждений Гамова, системы улучшенной, но в основе оставшейся без изменений.

Вот как это работает. Очень скоро после Большого взрыва, через какую-то долю секунды, расширяющаяся Вселенная остыла до такой точки, когда образовались известные нам составляющие атомов: протоны, нейтроны и электроны. В условиях огромной температуры, которая еще царила в то время, ничего более сложного существовать не могло. Частицы не могли соединиться друг с другом: при такой температуре, даже сталкиваясь, они тут же отскакивали в разные стороны.

Это остается справедливым и при столкновениях протон — протон или нейтрон — нейтрон даже при гораздо меньших температурах, таких, как температура нынешней Вселенной. Однако по мере того как температура ранних этапов эволюции Вселенной продолжала падать, наступил момент, когда при столкновениях протон — нейтрон появилась возможность двум частицам удержаться вместе. Они удерживаются вместе так называемым сильным взаимодействием — сильнейшим из четырех известных взаимодействий.

Протон-1 — это ядро водорода, как было сказано ранее в этой главе. Но комбинация протон — нейтрон — это тоже ядро водорода, потому что она имеет один протон, а это все, что требуется, чтобы квалифицировать ядро как водородное. Эти две разновидности ядер водорода (протон и протон — нейтрон) называются изотопами водорода и определяются в зависимости от общего числа частиц, которые они включают. Протон, в котором есть только одна частица, — это ядро водород-1. Комбинация протон — нейтрон, которая включает всего две частицы, — это ядро водород-2.

При высоких температурах ранней Вселенной, когда формировались различные ядра, ядро водорода-2 было не очень устойчиво. Оно стремилось либо к распаду на отдельные протоны и нейтроны, либо к соединению с дополнительными частицами, с последующим образованием более сложных (но, возможно, более стабильных) ядер. Ядро водорода-2 может столкнуться с протоном и примкнуть к нему, образуя ядро, составленное двумя протонами и одним нейтроном. В этой комбинации два протона, и мы получим ядро гелия, а так как в ядре три частицы, то это гелий-3.

Если водород-2 сталкивается и смыкается с нейтроном, образуется ядро, состоящее из одного протона и двух нейтронов (снова вместе три частицы). В результате получается водород-3.

Водород-3 неустойчив ни при какой температуре, даже при невысокой температуре современной Вселенной, поэтому он претерпевает вечные изменения, даже если он свободен от влияния других частиц или столкновений с ними. Один из двух нейтронов в ядре водорода-3 рано или поздно превращается в протон, и водород-3 становится гелием-3. В теперешних условиях это изменение не слишком быстро: половина ядер водорода-3 обращается в гелий-3 в течение немногим более двенадцати лет. При огромных температурах ранней Вселенной это изменение, несомненно, было более быстрым.

Итак, у нас теперь три типа ядер, устойчивых в современных условиях: водород-1, водород-2 и гелий-3.

Частицы гелия-3 соединяются друг с другом еще слабее, чем частицы водорода-2, и особенно при повышенных температурах ранней Вселенной, у гелия-3 сильная тенденция к распаду или изменениям путем дальнейшего добавления частиц.

Если бы гелию-3 случилось натолкнуться на протон и ему пришлось бы к нему присоединиться, тогда мы имели бы ядро, состоящее из трех протонов и нейтрона. Это был бы литий-4, нестабильный при любой температуре, так как даже в условиях прохладной температуры земной поверхности один из его протонов быстро превращается в нейтрон. В результате получается комбинация два протона — два нейтрона, или гелий-4.

Гелий-4 — очень устойчивое ядро, самое устойчивое при обычных температурах, за исключением единственного протона, образующего водород-1. Однажды сложившись, он почти не имеет тенденции к распаду, даже при очень высоких температурах.

Если гелий-3 сталкивается и соединяется с нейтроном, тут же образуется гелий-4. Если сталкиваются и соединяются два ядра водорода-2, опять же образуется гелий-4. Если гелий-3 сталкивается с водородом-2 или с другим гелием-3, образуется гелий-4, а избыточные частицы отсеиваются как отдельные протоны и нейтроны. Таким образом, гелий-4 образуется за счет водорода-2 и гелия-3.

В сущности, когда Вселенная остыла до температуры, при которой протоны и нейтроны, соединяясь, могли строить более сложные ядра, то первым таким ядром, образовавшимся в большом количестве, был именно гелий-4.

По мере дальнейшего расширения и охлаждения Вселенной водород-2 и гелий-3 все меньше стремились к изменению, а некоторые из них были, так сказать, заморожены для неизменяемого существования. В настоящее время только один атом водорода из каждых 7000 — водород-2; гелий-3 еще реже — только один атом гелия на миллион. Значит, не принимая в расчет водород-2 и гелий-3, мы можем сказать, что вскоре после того, как Вселенная достаточно остыла, ее составляли ядра водорода-1 и гелия-4. Таким образом, масса Вселенной слагалась из 75 % водорода-1 и 25 % гелия-4.

С течением времени в местах, где температура была достаточно низкой, ядра притягивали отрицательно заряженные электроны, которые удерживались при положительно заряженных ядрах силой электромагнитного взаимодействия — вторым сильнейшим из четырех взаимодействий. Единственный протон ядра водорода-1 ассоциировал с одним электроном, а два протона ядра гелия-4 соединялись с двумя электронами. Так формировались атомы водорода и гелия. Выражаясь количественно, на каждую 1000 атомов во Вселенной приходится 920 атомов водорода-1 и 80 атомов гелия-4.

В этом и есть объяснение водородно-гелиевой Вселенной. Но минуточку! Как обстоит дело с атомами тяжелее, чем гелий, и с более высоким атомным весом? (Соберем все атомы, содержащие более четырех частиц в ядрах, под знаком «тяжелые атомы»). Во Вселенной очень мало тяжелых атомов, тем не менее они существуют. Как они появились? Логика подсказывает, что, хотя гелий-4 очень устойчив, все же в нем есть слабая тенденция соединяться с протоном, нейтроном, водородом-2, гелием-3 или с другим гелием-4, образуя небольшие количества различных тяжелых атомов; это и есть источник возникновения примерно 3 % массы сегодняшней Вселенной, состоящей из этих атомов.

К сожалению, такой ответ проверки не выдержит. Если гелий-4 столкнулся бы с водородом-1 (один протон) и они соединились, появилось бы ядро с тремя протонами и двумя нейтронами. Это был бы литий-5. Если гелий-4 столкнулся бы и соединился с нейтроном, в результате появилось бы ядро с двумя протонами и тремя нейтронами, или гелий-5.

Ни литий-5, ни гелий-5, даже сформировавшись в условиях нашей остывшей Вселенной, не просуществуют больше нескольких триллионных долей триллионной доли секунды. Именно за такой период времени они распадутся либо в гелий-4, либо в протон или нейтрон.

Возможность столкновения и слияния гелия-4 с водородом-2 или гелием-3 очень призрачна, учитывая, как редки два последних ядра в первозданной смеси. Любые тяжелые атомы, которые могли образоваться таким путем, слишком немногочисленны, чтобы ими можно было объяснить столь значительное число атомов, существующих сегодня. Более возможно соединение одного ядра гелия-4 с другим ядром гелия-4. Такое сдвоенное ядро, состоящее из четырех протонов и четырех нейтронов, должно стать бериллием-8. Однако бериллий еще одно чрезвычайно нестабильное ядро: даже в условиях нашей сегодняшней Вселенной оно существует менее нескольких сотых триллионной доли секунды. Образовавшись, оно тут же распадается на два ядра гелия-4.

Конечно, что-нибудь дельное и вышло бы, если бы три ядра гёлия-4 встретились в результате «трехходового» столкновения и пристали друг к другу. Но надежда на то, что это случится в среде, где гелий-4 окружен преобладающим над ним водородом-1, слишком мала, чтобы это принять в расчет.

Следовательно, к тому времени, когда Вселенная расширилась и остыла до точки, при которой образование сложных ядер закончилось, в изобилии оказываются только водород-1 и гелий-4. Если остаются свободные нейтроны, они распадаются на протоны (водород-1) и электроны. Никаких тяжелых атомов не образуется.

В такой Вселенной облака водородно-гелиевого газа распадаются на галактического размера массы, и последние сгущаются в звезды и гигантские планеты. В итоге и звезды, и гигантские планеты почти сплошь состоят из водорода и гелия. И есть ли смысл беспокоиться о каких-то тяжелых атомах, если они составляют только 3 % массы и менее 1 % количества существующих атомов?

Есть смысл! Эти 3 % должны быть объяснены. Мы не должны пренебрегать ничтожным количеством тяжелых атомов в звездах и гигантских планетах, потому что такая планета, как Земля, состоит почти исключительно из тяжелых атомов. Больше того, в человеческом теле и вообще в живых существах водород составляет лишь 10 % массы, гелий и вовсе отсутствует. Все остальные 90 % массы — это тяжелые атомы.

Другими словами, если бы Вселенная вскоре после Большого взрыва осталась неизменной и процесс образования ядер был бы завершен, планеты, подобные Земле, да и сама жизнь на ней, в известной форме были бы совершенно невозможны.

Прежде чем нам с вами появиться в этом мире, сначала должны были сложиться тяжелые атомы. Но как?

Утечка из звезд

В сущности, для нас это уже не загадка, так как ранее мы уже беседовали о том, как в недрах звезд происходит образование ядер. В нашем Солнце, например в центральных его областях, водород непрерывно преобразуется в гелий (водородный синтез, который служит Солнцу источником его энергии. Водородный синтез осуществляется и во всех других звездах главной последовательности).

Если б это было единственно возможным превращением и этому превращению суждено было длиться неопределенно долго с нынешней его скоростью, то весь водород был бы синтезирован и Вселенная состояла бы из чистого гелия в течение примерно 500 млрд. лет. И все же непонятно появление массивных атомов.

Массивные атомы, как мы теперь знаем, зарождаются в звездном ядре. Но они зарождаются только тогда, когда такой звезде приходит время оставить главную последовательность. К этому климактерическому моменту ядро становится таким плотным и горячим, что ядра гелия-4 ударяются друг о друга с величайшей скоростью и частотой. Время от времени три ядра гелия-4 соударяются и смыкаются в одно устойчивое ядро, состоящее из шести протонов и шести нейтронов. Это углерод-12.

Каким же образом тройное столкновение может произойти в сердцевине звезды сейчас, а не в период непосредственно за Большим взрывом?

Что ж, в ядрах звезд, готовящихся выйти из главной последовательности, температура достигает приблизительно 100 000 000 °C при огромном давлении. Такие температуры и давления присущи и очень молодой Вселенной. Но у сердцевины звезды есть одно важное преимущество: тройному столкновению гелия-4 гораздо легче произойти, если в сердцевине звезды нет никаких других ядер, кроме ядер водорода-1, отгружающих ядра гелия-4.

Значит, тяжелые ядра образуются в недрах звезд на протяжении всей истории Вселенной, несмотря на то что такие ядра не были образованы непосредственно после Большого взрыва. Более того, и сегодня, и в будущем в сердцевинах звезд будут образовываться тяжелые ядра. И не только ядра углерода, но и все остальные массивные ядра, включая железо, которое, как было сказано, есть конец нормальных процессов синтеза в звездах.

И все же остаются два вопроса: 1) как тяжелые ядра, возникнув в центрах звезд, распространяются во Вселенной таким образом, что находятся и на Земле, и в нас самих? 2) как ухитряются сформироваться элементы с более массивными ядрами, чем ядра железа? Ведь самое массивное устойчивое ядро железа — это железо-58, состоящее из 26 протонов и 32 нейтронов. И все же на Земле есть еще более тяжелые ядра, вплоть до урана-238, имеющего 92 протона и 146 нейтронов.

Давайте сначала рассмотрим первый вопрос. Существуют ли процессы, способствующие распространению звездного материала во Вселенной?

Существуют. И некоторые из них мы можем ясно почувствовать, изучая наше собственное Солнце.

Невооруженному глазу (с необходимыми предосторожностями) Солнце может показаться спокойным, лишенным особых примет ярким шаром, но мы знаем, что оно находится в состоянии вечного шторма. Огромные температуры в его недрах вызывают конвективные движения в верхних слоях (как в котелке с водой, который собирается закипеть). Солнечное вещество непрерывно то здесь, то там поднимается, взламывая поверхность, поэтому поверхность Солнца покрыта «гранулами», являющимися для него конвективными столбами. (Такая гранула выглядит на фотографиях солнечной поверхности совсем маленькой, на самом же деле она имеет площадь приличного американского или европейского государства.)

Конвективный материал по мере своего подъема расширяется и остывает и, оказавшись на поверхности, стремится снова уйти вниз, чтобы дать место новому, более горячему потоку.

Этот вечный круговорот не останавливается ни на мгновение, он помогает переносу тепла от ядра к поверхности Солнца. С поверхности энергия высвобождается в пространство в виде излучения, большая часть его — свет, который мы видим и от которого зависит сама жизнь на Земле.

Процесс конвекции иногда может привести к чрезвычайным событиям на поверхности светила, когда в пространство не только уходит излучение, но и выбрасываются целые груды настоящего солнечного вещества.

В 1842 г. в Южной Франции и в Северной Италии наблюдали полное затмение Солнца. Тогда затмения редко изучались подробно, так как они обычно проходили в районах, удаленных от крупных астрономических обсерваторий, а проделывать большие расстояния с полным грузом специального оборудования было совсем не просто. Но затмение 1842 г. прошло вблизи астрономических центров Западной Европы, и астрономы со своими инструментами все собрались туда.

Впервые было замечено, что вокруг солнечного обода существуют какие-то раскаленные, багрового цвета, объекты, которые стали отчетливо видны, когда диск Солнца был закрыт Луной. Это походило на струи солнечного материала, выстреливаемого в пространство, и огненные языки эти получили название «протуберанцы».

Какое-то время астрономы еще колебались относительно того, чему принадлежат эти протуберанцы — Луне или Солнцу, но в 1851 г. произошло еще одно затмение, на этот раз наблюдаемое в Швеции, и тщательное наблюдение показало, что протуберанцы — это явление, солнечное, а Луна к ним не имеет никакого отношения.

С тех пор протуберанцы стали изучаться регулярно, и теперь их можно наблюдать с помощью соответствующих инструментов в любое время. Для этого не нужно ждать полного затмения. Некоторые протуберанцы вздымаются мощной дугой и достигают высоты десятков тысяч километров над поверхностью Солнца. Другие взрывоподобно взлетают вверх со скоростью 1300 км/с. Хотя протуберанцы — это наиболее эффектное явление, наблюдаемое на поверхности Солнца, они все же не несут в себе наибольшей энергии.

В 1859 г. английский астроном Ричард Кэррингтон (1826–1875) заметил звездообразную точку света, вспыхнувшую на солнечной поверхности, которая горела в течение пяти минут и затем пропала. Это было первое зафиксированное наблюдение того, что мы теперь называем солнечной вспышкой. Сам же Кэррингтон думал, что на Солнце упал крупный метеорит.

Наблюдение Кэррингтона не привлекло к себе внимания, пока американский астроном Джордж Хэйл не изобрел в 1926 г. спектрогелиоскоп. Это дало возможность наблюдать Солнце в свете особых длин волн. Солнечные вспышки заметно богаты некоторыми длинами световых волн, и, когда Солнце рассматривают в волнах этой длины, вспышки видны очень ярко.

Теперь мы знаем, что солнечные вспышки — дело обычное, они связаны с солнечными пятнами, и, когда на Солнце много пятен, маленькие вспышки бывают через каждые несколько часов, а более крупные — через несколько недель.

Солнечные вспышки — это взрывы высокой энергии на солнечной поверхности, и те участки поверхности, которые вспыхивают, гораздо горячее, чем окружающие их другие участки. Вспышка, охватывающая хотя бы тысячную часть поверхности Солнца, может послать больше радиации высокой энергии (ультрафиолетового излучения, рентгеновских и даже гамма-лучей), чем послала бы вся обычная поверхность Солнца.

Хотя протуберанцы выглядят очень внушительно и могут существовать несколько дней, Солнце теряет через них очень мало материи. Совсем другое дело вспышки. Они менее заметны, многие из них длятся какие-то минуты, даже крупнейшие из них полностью исчезают через пару часов, однако они обладают такой высокой энергией, что выстреливают материю в космос; эта материя навсегда потеряна для Солнца.

Это начали понимать в 1843 г., когда немецкий астроном Самуил Генрих Швабе (1789–1875), ежедневно наблюдавший за Солнцем в течение семнадцати лет, сообщил, что число солнечных пятен на его поверхности увеличивается и уменьшается за период примерно в одиннадцать лет.

В 1852 г. английский физик Эдвард Сабин (1788–1883) заметил, что возмущения магнитного поля Земли («магнитные бури») возникают и ослабевают одновременно с циклом солнечных пятен.

Сначала это было лишь статистическим заявлением, ибо никто не знал, какая тут может быть связь. Однако со временем, когда начали понимать энергетическую природу солнечных вспышек, связь обнаружилась. Через два дня после того, как близ центра солнечного диска произошло извержение большой солнечной вспышки (она, таким образом, была обращена прямо к Земле), компасные стрелки на Земле пошли вразброд, а северное сияние приняло совершенно необыкновенный вид.

Это двухдневное ожидание было исполнено большого смысла. Если бы названные эффекты были вызваны радиацией Солнца, то промежуток времени между вспышкой и ее последствиями составил бы восемь минут: радиация Солнца летит к Земле со скоростью света. Но задержка в два дня означала: каков бы ни был «возмутитель спокойствия», вызывающий эти эффекты, он должен двигаться от Солнца к Земле со скоростью примерно 300 км/ч. Конечно, тоже быстро, но никак не соизмеримо со скоростью света. Такую скорость можно ожидать от субатомных частиц. Эти частицы, выброшенные в результате солнечных событий в направлении Земли, несли электрические заряды и, проходя Землю, должны были именно так повлиять на стрелки компасов и на северное сияние. Когда была понята и подхвачена идея субатомных частиц, выбрасываемых Солнцем, стала проясняться еще одна особенность Солнца.

Когда Солнце оказывается в состоянии полного затмения, то простым глазом можно видеть вокруг него свечение жемчужного цвета, в центре, на месте Солнца, — черный диск мутноватой Луны. Это свечение (или светимость) — солнечная корона, получившая свое название от латинского слова corona — венец (корона окружает Солнце как бы сияющим венцом, или ореолом).

Упомянутое солнечное затмение 1842 г. привело к началу научного изучения протуберанцев. Тогда впервые тщательно была исследована и корона. Оказалось, что она тоже принадлежит Солнцу, а не Луне. С 1860 г. для исследований короны была привлечена фотография, а позднее и спектроскопия.

В 1870 г. в период солнечного затмения в Испании американский астроном Чарлз Янг (1834–1908) впервые изучил спектр короны. В спектре он обнаружил ярко-зеленую линию, которая не соответствовала позиции ни одной известной линии ни одного из известных элементов. Были открыты и другие странные линии, и Янг предположил, что они представляют собой какой-то новый элемент, и назвал его «коронием».

Какая польза от этого «корония», только и всего, что существует какая-то спектральная линия. До тех пор никакая, пока не описана была природа строения атома. Оказалось, что каждый атом состоит из тяжелого ядра в центре, окруженного одним или несколькими легкими электронами на периферии. Всякий раз, как электрон отрывается от атома, спектральные линии, производимые этим атомом, изменяются. Химики могли разобрать спектр атомов, от которых ушли два-три электрона, но техника для удаления большого числа электронов и изучения спектра при этих условиях им была пока недоступна.

В 1941 г. Бенгт Эдлен сумел показать, что «короний» совсем не новый элемент. Обыкновенные элементы — железо, никель и кальций оставляют точно такие же линии, если отнять у них дюжину электронов. Значит, «короний» являлся обычным элементом, у которого недоставало многих электронов.

Такой большой дефицит электронов мог быть вызван только исключительно высокими температурами, и Эдлен выдвинул предположение, что солнечная корона должна иметь температуру один или два миллиона градусов. Сначала это было встречено всеобщим недоверием, но в итоге, когда пришел час ракетной техники, было установлено, что солнечная корона излучает рентгеновские лучи, а это могло иметь место лишь при температурах, предсказанных Эдленом.

Итак, корона — это внешняя атмосфера Солнца, непрерывно питаемая веществом, выбрасываемым наружу солнечными вспышками. Корона — чрезвычайно лучистая материя, разреженная настолько, что в одном кубическом сантиметре ее менее миллиарда частиц, а это примерно одна триллионная плотности земной атмосферы на уровне моря.

По сути, это настоящий вакуум. Энергия, выбрасываемая с поверхности Солнца его вспышками, магнитными полями и огромными звуковыми колебаниями от непрестанно ревущих конвективных потоков, распределяется между относительно небольшим количеством частиц. Хотя все тепло, заключенное в короне, невелико (учитывая ее изрядный объем), количество тепла, которым обладает каждая из этих немногих частиц, достаточно высоко, и под измеряемой температурой понимается именно это «тепло на частицу».

Частицы короны — это отдельные атомы, выброшенные наружу из солнечной поверхности, большинство или все электроны которых отняты высокими температурами. Поскольку Солнце состоит в основном из водорода, большинство этих частиц — ядра водорода, или протоны. За водородом в количественном отношении идут ядра гелия. Число всех других более тяжелых ядер совсем ничтожно. И хотя некоторые тяжелые ядра служат причиной знаменитых линий корония, они присутствуют лишь в виде следов.

Частицы короны движутся от Солнца во всех направлениях. По мере их распространения корона занимает все больший и больший объем и становится все более разреженной. В результате свет ее все более ослабевает, пока на каком-то удалении от Солнца он не исчезает совсем.

Однако сам факт, что корона ослабевает до полного исчезновения для глаз наблюдателя, еще не означает, что она не продолжает существовать в виде устремленных в пространство частиц. Американский физик Юджин Паркер (р. 1927) в 1959 г. назвал эти быстрые частицы солнечным ветром.

Солнечный ветер, расширяясь, достигает ближних планет и проходит еще дальше. Пробы, выполненные с помощью ракет, показали, что солнечный ветер обнаружим за пределами орбиты Сатурна и, по-видимому, будет обнаруживаться даже за орбитами Нептуна и Плутона.

Другими словами, все планеты, обращающиеся вокруг Солнца, движутся внутри широчайшей его атмосферы. Однако эта атмосфера настолько разрежена, что не отражается сколько-нибудь ощутимо на движении планет.

И все же солнечный ветер вещь не настолько призрачная, чтобы не проявить себя множеством способов. Частицы солнечного ветра электрически заряжены, и эти частицы, захваченные магнитным полем Земли, образуют «пояса Ван Аллена» зажигают полярное сияние, сбивают с толку компасы и электронное оборудование. Солнечные вспышки на какой-то момент усиливают солнечный ветер и на какое-то время значительно повышают интенсивность этих эффектов.

В окрестностях Земли частицы солнечного ветра проносятся со скоростью 400–700 км/с, а количество их в 1 см3 варьируется от 1 до 80. Если бы эти частицы ударялись о земную поверхность, они самым вредным образом влияли бы на все живое, к счастью, мы защищены магнитным полем Земли и ее атмосферой.

Количество вещества, теряемого Солнцем через солнечный ветер, — 1 млрд. кг/с. По человеческим меркам ужасно много, для Солнца это сущий пустяк. Если в течение всего времени оно теряло и будет терять с ветром свою массу с теперешней скоростью, то общая потеря Солнца за весь срок его жизни как звезды главной последовательности составит 1/5 его массы.

Тем не менее 1/5 массы всякой солидной звезды не является средним количеством, приплюсовываемым к общему запасу вещества, дрейфующего в огромных пространствах между звездами. Это только пример того, как вещество может уходить от звезд и присоединяться к общему запасу межзвездного газа.

Наше Солнце не является в этом смысле чем-то необычным. У нас есть все основания считать, что каждая звезда, еще не закончившая коллапсом, посылает звездный ветер.

Конечно, мы не в состоянии изучать звезды так, как изучаем Солнце, но кое-какие обобщения можно сделать. Есть, например, маленькие холодные красные карлики, которые через неравные промежутки времени внезапно обнаруживают усиление яркости, сопровождаемое побелением света. Это усиление длится от нескольких минут до часа и обладает такими особенностями, что его вполне можно принять за вспышку на поверхности маленькой звезды.

Эти красные карлики поэтому и называют вспыхивающими звездами.

Вспышка по величине своей менее слабая, чем солнечная, на маленькой звезде приобретет эффект гораздо более заметный. Если достаточно крупная вспышка способна увеличить сияние Солнца на 1 %, то такой же вспышки будет достаточно, чтобы усилить свет тусклой звезды в 250 раз.

В итоге вполне может статься, что красные карлики шлют звездный ветер весьма внушительного свойства.

Некоторые звезды, вероятно, посылают необычайно сильный звездный ветер. Красные гиганты, к примеру, имеют непомерно растянутую структуру, крупнейшие из них в диаметре в 500 раз больше Солнца. Отсюда их поверхностная гравитация относительно мала, так как крупная масса огромного красного гиганта едва уравновешена необычно большим расстоянием от центра к поверхности. Кроме того, красные гиганты приближаются к концу своего существования и закончат его коллапсом. Поэтому они чрезвычайно турбулентны.

Можно отсюда предположить, что мощные вихри уносят звездную материю вопреки слабому поверхностному притяжению.

Большой красный гигант Бетельгейзе достаточно близок к нам, и астрономы в состоянии собрать о нем кое-какие данные. Например, считается, что звездный ветер Бетельгейзе в миллиард раз сильнее, чем солнечный. Даже учитывая, что масса Бетельгейзе в 16 раз больше массы Солнца, эта масса при такой скорости расхода может растаять полностью примерно через миллион лет (если не коллапсирует много раньше).

По-видимому, мы можем предположить, что солнечный ветер нашего светила не слишком далек от средней интенсивности всех звездных ветров вообще. Если мы допустим, что в нашей галактике имеется 300 млрд. звезд, то общая масса, потерянная через звездный ветер, будет равняться З Х 1020 кг/с.

Это значит, что каждые 200 лет от звезд в межзвездное пространство уходит количество вещества, равное массе Солнца.

Но звездные ветры берут начало с поверхностных слоев звезд, а эти слои целиком (или почти целиком) состоят из водорода и гелия. Поэтому звездные ветры целиком (или почти целиком) содержат те же водород и гелий и никаких тяжелых ядер в галактическую смесь не привносят.

Тяжелые ядра образуются в центре звезды и, будучи далеки от звездной поверхности, при образовании звездного ветра остаются недвижимы.

Когда в верхних слоях звездной структуры имеются какие-то следы тяжелых ядер (что имеет место у нас на Солнце), звездный ветер, естественно, включает эти немногие ядра. Тяжелые ядра изначально не были образованы в недрах звезд, но появились там, когда звезда уже сформировалась. Они возникли от действия какого-то внешнего источника, который нам предстоит найти.

Выход через катастрофу

Если звездные ветры — это не тот механизм, благодаря которому тяжелые ядра переносятся из центра звезды во внешнее пространство, тогда обратимся к бурным событиям, происходящим, когда звезда покидает главную последовательность.

Здесь мы сразу же должны вычеркнуть большинство звезд.

Примерно 75–80 % существующих звезд много меньше Солнца. Даже самые старые из них, образовавшиеся на заре Вселенной в течение первого тысячелетия после создания, еще не успели израсходовать свое водородное горючее до того предела, когда они должны будут оставить главную последовательность.

Кроме того, когда маленькая звезда в самом деле покидает главную последовательность, она делает это без лишнего шума. Насколько мы знаем, чем меньше звезда, тем спокойнее она покидает эту последовательность. Маленькая звезда (как в общем и все звезды), расширяясь, превратится в красный гигант, но в данном случае это расширение приведет к образованию небольшого красного гиганта. Он, вероятно, проживет значительно дольше, чем другие, более крупные и заметные, и в конце концов, коллапсируя, более или менее спокойно превратится в белый карлик, конечно, не такой плотный, как Сириус В.

Тяжелые элементы, образовавшиеся в глубинах маленькой звезды (в основном углерод, азот и кислород), оставаясь в ее ядре в течение ее существования в главной последовательности, будут оставаться там и после превращения звезды в белый карлик. Ни при каких обстоятельствах не перейдут они в хранилище межзвездного газа более чем в ничтожном количестве. За исключением очень редких случаев, тяжелые элементы, возникшие в маленьких звездах, остаются в этих звездах неопределенно долго.

Звезды, по массе равные Солнцу (а таких 10–20 %), коллапсируют и превращаются в белые карлики, пробыв на главной последовательности всего от 5 до 15 тыс. лет. Наше Солнце, которое должно находиться в главной последовательности около 10 тыс. лет, все еще находится на ней, потому что оно образовалось только 5 тыс. лет назад.

Солнцеобразные звезды, возрастом старше нашего Солнца, к настоящему дню, пожалуй, давно покинули главную последовательность. То же самое произошло и с другими такими же звездами, которые возникли еще в младенчестве нашей Вселенной. Звезды, равные по массе Солнцу, образуют более крупные красные гиганты, чем маленькие звезды, и эти красные гиганты, достигнув точки превращения в белый карлик, коллапсируют более бурно, чем эти звезды. Энергия коллапса сдувает верхние покровы звезды и уносит их в пространство, образуя планетарную туманность описанного ранее типа.

Расширяющийся заряд газа, образовавшийся при коллапсе солнцеобразной звезды, может содержать от 10 до 20 % ее первоначальной массы. Однако эта материя уносится с наружных областей звезды, и, даже когда такие звезды стоят на грани коллапса, эти области, в сущности, не что иное, как смесь водорода с гелием.

Даже тогда, когда в результате турбулентности звезды, стоящей на точке коллапса, тяжелые ядра из ее недр выносятся на поверхность и выбрасываются в космос как часть газового потока, все равно это крошечная, едва заметная часть тех тяжелых ядер, что существуют в межзвездных газовых облаках.

Но раз уж мы остановились на том, как образуются белые карлики, уместен вопрос: а что происходит в тех особых случаях, когда белый карлик не означает конец, но служит фактором распределения вещества в космосе?

Ранее в этой книге мы говорили о белых карликах как о части тесной двойной системы, способной наращивать материю за счет звезды-компаньона, приближающейся к стадии красного гиганта. Время от времени часть этой материи на поверхности белого карлика охватывается ядерной реакцией и высвобождающаяся огромная энергия, с силой выбрасывая в космос продукты синтеза, заставляет его вспыхивать с яркостью новой.

Но материал, наращиваемый белым карликом, это в основном водород и гелий из наружных слоев раздувающегося красного гиганта. Реакция синтеза превращает водород в гелий, и в космос при взрыве взлетает именно облако гелия.

Значит, и в этом последнем случае если какие-то тяжелые ядра и поступили от звезды-компаньона или образовались в процессе синтеза, то число их так ничтожно, что ими не объяснить того множества тяжелых ядер, что рассеяно в межзвездных облаках.

С чем же мы остаемся?

Единственный возможный источник тяжелых ядер — это сверхновая.

Сверхновая типа 1, как я ранее объяснял, возникает на той же почве, на какой возникают обычные новые: белый карлик получает материю от близрасположенного компаньона, собирающегося стать красным гигантом. Разница в том, что здесь белый карлик стоит у предела массы Чандрасекара, поэтому добавляемая масса в конце концов выводит его за этот предел. Белый карлик обречен на коллапс. При этом в нем возникает мощнейшая ядерная реакция и он взрывается.

Вся его структура, равная по массе 1,4 массы Солнца, разлетается в прах и превращается в облако расширяющегося газа.

Некоторое время мы наблюдаем его как сверхновую, но это излучение, очень сильное в первый момент, постепенно исчезает. Остается только облако газа, которое расширяется, пока не сольется с общим фоном межзвездного газа.

При взрыве белого карлика в космос рассеивается огромное количество углерода, азота, кислорода и неона (из всех тяжелых ядер наиболее распространенных элементов). В ходе самого взрыва происходит дальнейшая ядерная реакция, в результате которой образуются небольшие количества ядер еще более тяжелых, чем неон. Разумеется, лишь очень немногие белые карлики достаточно массивны и достаточно близки к большой звезде-компаньону, чтобы стать сверхновой типа 1, но на протяжении 14 млрд. лет жизни Галактики таких взрывов было так много, что ими с лихвой можно объяснить значительное количество тяжелых ядер, имеющихся в межзвездном газе.

Остальные тяжелые ядра существуют в межзвездной среде как результат эволюции сверхновых типа 2. Речь идет, как было сказано, о массивных звездах, которые в 10, 20 и даже в 60 раз тяжелее Солнца.

На этапе существования звезд в виде красных гигантов в их ядрах происходит ядерный синтез, продолжающийся до тех пор, пока там не начнут во множестве образовываться ядра железа. Образование железа — это тупик, за которым ядерный синтез не может больше существовать как устройство, производящее энергию. Поэтому звезда переживает коллапс.

Хотя ядро звезды содержит в последовательно более глубоких слоях тяжелые ядра, вплоть до ядер железа, внешние области звезды все еще имеют внушительные количества нетронутого водорода, ни разу не находившегося в условиях высоких температур и давлений, которые могли бы принудить его вступить в ядерную реакцию.

Коллапс гигантской звезды настолько стремителен, что она испытывает резкое, катастрофическое возрастание и температуры и давления. Весь водород (и гелий тоже), существовавший до сих пор безмятежно, теперь вступает в реакцию, причем вступает весь сразу. В результате происходит колоссальный взрыв, который мы наблюдаем с Земли как сверхновую типа 2.

Энергия, высвобождаемая при этом, может идти и действительно идет на ядерные реакции, способные образовать ядра более тяжелые, чем ядра железа. Такое образование ядер требует притока энергии, но в разгар неистовства сверхновой энергии не занимать… Так происходит образование ядер вплоть до урана и тяжелее. Достаточно энергии и для образования радиоактивных (т. е. неустойчивых) ядер, которые со временем распадутся.

Фактически все тяжелые ядра, существующие во Вселенной, образовались в результате взрывов сверхновых типа 2.

Конечно, такие массивные звезды, из которых обязательно должна получиться сверхновая типа 2, встречаются не часто. Лишь одна звезда из миллиона, а может быть и того меньше, обладает для этого достаточной массой. Однако это и не такой уж редкий случай, как кажется на первый взгляд.

Таким образом, в нашей Галактике имеются десятки тысяч звезд, являющихся потенциальными сверхновыми типа 2.

Поскольку гигантские звезды могут оставаться в главной последовательности самое большее несколько миллионов лет, мы вправе удивиться: почему же они все давным-давно не взорвались и не исчезли? Дело в том, что новые звезды образуются все время и некоторые из них — звезды с очень большой массой. Сверхновые типа 2, которые мы теперь наблюдаем, — это извержения звезд, образовавшихся всего несколько тысяч лет назад. Сверхновые типа 2, которые произойдут в далеком будущем, станут взрывами крупных звезд, которых еще нет сегодня. Может быть, появятся сверхновые и более грандиозные. Еще сравнительно недавно астрономы были уверены, что звезд с массой в 60 раз больше солнечной вообще, наверное, не существует. Считалось, что такие звезды в ядрах своих будут развивать так много тепла, что моментально взорвутся, несмотря на огромную гравитацию.

Другими словами, они даже никогда бы не смогли и образоваться.

Однако в 80-х годах поняли, что в этих рассуждениях не принимались в расчет некоторые аспекты общей теории относительности Эйнштейна. После того как эти аспекты были учтены в астрономических вычислениях, оказалось, что звезды размером в 100 солнечных диаметров и массой в 2000 раз большей, чем масса Солнца, все еще могут быть устойчивы. Более того, несколько астрономических наблюдений подтвердили, что подобные сверхмассивные звезды действительно существуют.

Естественно, сверхмассивные звезды со временем коллапсировали и взрывались как сверхновые, которые производили гораздо больше энергии и в продолжение гораздо большего времени, чем обычные сверхновые. Эти сверхвзрывы мы, по-видимому, должны рассматривать как сверхновые типа 3.

Примерно в это же время советский астроном В. П. Утробин решил ретроспективно изучить астрономические записи прошлых лет, чтобы найти там сверхновую, которая по природе своей была бы сверхновой типа 3. Он высказал предположение, что сверхновая, обнаруженная в 1901 г. в галактике созвездия Персея, именно тот случай. Вместо того чтобы достичь пика блеска за несколько дней или недель, этой сверхновой для достижения максимума блеска потребовался целый год, после чего она очень медленно угасала, оставаясь на виду девять последующих лет.

Излученная ею суммарная энергия была в 10 раз больше, чем энергия обычной сверхновой. Даже в наше время астрономам это показалось фантастикой, и они были явно озадачены.

Такие сверхтяжелые звезды — явление крайне редкое, но количество тяжелых ядер, которые они вырабатывают, в тысячу раз и более превышает количество ядер, производимых обычными сверхновыми. Это значит, что вклад тяжелых ядер в облака межзвездного газа, вносимый сверхтяжелыми звездами, очень велик. В нашей Галактике за время ее существования было, по-видимому, 300 млн. взрывов всевозможных сверхновых (и аналогичное же количество, с поправкой на разность в размерах, в каждой другой), и этого вполне достаточно, чтобы объяснить запасы тяжелых ядер в межзвездном газе, в наружных слоях обычных звезд (и в дополнение к нашей планетной системе — в любых планетах).

Теперь вы видите, что фактически вся Земля и все мы почти полностью состоим из атомов, образовавшихся в недрах звезд (отличных от нашего Солнца) и рассеянных в Космосе при ранних взрывах сверхновых. Мы не можем указать на отдельные атомы и сказать, на какой звезде они родились и когда именно их выбросило в Космос, но мы знаем, что они зародились на какой-то отдаленной звезде и пришли к нам вследствие взрыва в отдаленном прошлом.

Мы, и наш мир, таким образом, не только произошли из звезд, но из взрывающихся звезд. Мы произошли из сверхновых!

Глава 8. Звезды и планеты

Звезды первого поколения

Некоторые ученые считают, что Вселенная началась Большим взрывом. В этот момент она имела ничтожно малый размер и непостижимо высокую температуру. (На данный момент эта теория подвергнута перестроению, так как есть множество недочетов)

Очень быстро она расширилась и остыла. Первоначальный ее состав — фотоны (радиация) и кварки плюс электроны и нейтрино, но очень скоро последовали тяжелые субатомные частицы — протоны и нейтроны. По мере дальнейшего расширения и остывания Вселенной из протонов и нейтронов возникли такие ядра, как водород-2, гелий-3 и гелий-4, но ничего больше. Через несколько минут этот процесс был закончен, и за это время во Вселенной был создан огромный запас ядер водорода и гелия.

Дальнейшее расширение и охлаждение в течение, может быть, 700 000 лет привело к падению температуры до точки, когда отрицательно заряженные электроны могли расположиться вблизи положительно заряженных протонов и более сложных ядер, удерживаясь на месте электромагнитными силами.

Так образовались атомы водорода и гелия. Атомы гелия остаются одиночками при любых обстоятельствах; если при достаточно высокой температуре сталкиваются два атома водорода, они остаются вместе, образуя двухатомное соединение, называемое молекулой водорода.

Одновременно с продолжавшимся расширением и охлаждением Вселенной расширялись во всех направлениях и водород с гелием. Поэтому мы можем предположить, что Вселенная состояла из однородного облака этих смешанных газов, которые становились все более разреженными, заполняя собой все увеличивающийся объем пространства по мере расширения Вселенной.

Однако по какой-то причине это облако не сохранило одинаковой плотности и не осталось однородным. Может быть, в результате беспорядочных флюктуаций и вызванных ими завихрений атомы двигались так, что возникли медленно кружащиеся зоны с большей плотностью, перемежающиеся зонами с меньшей плотностью. Если бы атомы продолжали двигаться произвольно, то с течением времени общая картина бы выровнялась. Области высокой плотности потеряли бы часть атомов для областей низкой плотности, т. е. имелась бы постоянная тенденция к восстановлению однородности. Конечно, хаотическое движение, или турбулентность, продолжало бы создавать области высокой плотности, но эти очаги бесконечно перемещались бы в пространстве (подобно областям высокого и низкого давления в нашей собственной атмосфере).

Но, однажды образовавшись, область высокого давления может оказаться и постоянной. Интенсивность гравитационного поля в такой области растет по мере увеличения ее плотности. Гравитационное поле, становясь все сильнее, преодолевает стремление беспорядочно движущихся атомов к разбеганию. Область высокой плотности могла, по-видимому, иметь настолько мощное гравитационное поле, что захватывала атомы из областей менее плотных, поэтому области высокой плотности становились еще плотнее, а области низкой плотности еще разреженнее.

Итак, однородная первоначально смесь водорода и гелия с течением времени сгустилась в огромные облака газа, отделенные друг от друга почти полным вакуумом. Эти огромные по массе и объему газовые облака, которые связываются в нашем представлении с целыми галактиками или со скоплением галактик, мы могли бы назвать протогалактиками. Внутри протогалактик развивалась дальнейшая неуравновешенность массы, связанная с хаотическим движением атомов. В конце концов протогалактики разбились на миллиарды меньших облаков, между которыми пролегло практически пустое пространство. Подобно тому как протогалактики вращаются относительно друг друга, входящие в них мелкие облака тоже вращаются относительно друг друга. (Примечательно, что вращение происходит в разных направлениях и если все эти вращения сложить, то общее вращение для всей Вселенной оказалось бы равным нулю.)

Каждое газовое облако имеет собственное гравитационное поле. Очень плотное газовое облако должно иметь гравитационное поле достаточно сильное, чтобы заставить облако начать сжиматься. Если газовое облако начинает сжиматься, то его плотность увеличится; вместе с тем увеличится и интенсивность собственного гравитационного поля. Соответственно увеличится и сила воздействия, оказываемая этим усиливающимся полем на сжатие. Другими словами, начав сжиматься, газовое облако продолжает сжиматься все быстрее и быстрее.

По мере сжатия растут давление и температура в его центре. Наступает момент, когда температура и давление, неуклонно повышаясь, достигают точки, при которой возникает ядерный синтез. Температура стремительно идет вверх, и раскаленное облако начинает светиться. Теперь это уже не газовое облако. Перед нами звезда.

Сложившиеся галактики состояли исключительно из водорода и гелия (в основном из водорода). Образовавшиеся в них звезды, также имеющие водородно-гелиевое строение, назвали «звездами первого поколения».

Если бы все газовые облака конденсировались в звезды первого поколения, то это бы означало, что процесс эволюции кончился раз и навсегда. Ведь звезды первого поколения относительно малы и спокойны и могут оставаться в главной последовательности. Их возможный коллапс пройдет довольно спокойно, и они перейдут в разряд белых карликов.

Есть галактики, которые содержат очень мало газопылевых облаков и в которых практически все звезды — звезды первого поколения. В этих галактиках распределение газовых облаков в протогалактический период было, по-видимому, весьма равномерным, а сами облака были относительно равновелики.

Звезды второго поколения

В отдельных галактиках, включая и нашу собственную, газовые облака по какой-то причине могли быть неодинаковы в размерах. Крупные сгущались быстрее, так как они обладали более сильным гравитационным полем. Из этих более крупных облаков и выходили массивные звезды, недолговечные и взрывающиеся как сверхновые.

Сверхновые в астрономическом масштабе времени возникали почти мгновенно и извергали материю в космос уже тогда, когда многие газовые облака еще оставались облаками и только собирались сгуститься в звезды.

Материя раскаленной сверхновой, смешиваясь с газовыми облаками, подогревала их. Чем горячее становилось облако, тем быстрее было хаотическое движение атомов и, следовательно, тем сильнее их стремление вырваться и рассеяться. Остывающее облако, только-только начавшее сгущаться под влиянием собственного тяготения, нагреваемое таким образом, начинало вновь расширяться. Его гравитационное поле росло менее интенсивно и время, когда могло начаться сгущение, могло отсрочиться надолго, даже навсегда.

Эти ранние сверхновые выполняли две функции. Во-первых, они поддерживали существование газовых облаков и предохраняли их от конденсации, так что даже теперь во многих галактиках встречаются такие облака. Во-вторых, они рассеивали в газовых облаках тяжелые ядра, т. е. ядра тяжелее, чем гелий. Эти тяжелые ядра могли соединяться с водородом и друг с другом, образуя пылевые частицы, так что газовые облака теперь уже состояли из газа и пыли.

Так, в некоторых галактиках, в теперешнем их виде, в форме облаков газа пребывает не более 2 % общей массы; в других, где «поработали» сверхновые, на долю газопылевых облаков приходится до 25 %.

В галактиках, богатых межзвездными облаками, сами облака распределены неравномерно. К таким галактикам обычно относятся спиральные, в ветвях которых и сосредоточены облака, в основном газопылевые. Наше Солнце, к слову сказать, находится в одной из спиральных ветвей Галактики; по некоторым оценкам, около половины массы этих спиральных ветвей пребывает в виде межзвездных газопылевых облаков.

Окраина Галактики, где мы живем, настолько «запылена», что мы испытываем серьезные трудности, желая осмотреть строение Галактики. В плоскости Млечного Пути, где в основном сосредоточились облака, кроме ближайших звезд, мы ничего не видим —# все остальное закрыто облаками! Мы не можем видеть центр Галактики посредством обычного света и должны довольствоваться любой ее частью, но только не ядром!

Только благодаря тому, что мы научились владеть радиоволнами, легко минующими эти облака, да еще потому, что центр Галактики — область высокой активности, излучающая радиоволны, мы хоть что-то знаем об этом районе.

Межзвездные облака, существующие ныне в Галактике подвергались воздействию взрывов миллионов сверхновых, поэтому они изрядно перемешаны и обогащены привнесенным в них материалом. Около 1 % содержащихся в этих облаках атомов (или 3 % массы) составляют тяжелые атомы, кроме гелия, существующие только как часть тяжелых атомных выбросов, запущенных в межзвездное пространство чудовищной силой извержения сверхновой.

Время от времени одно из этих обогащенных тяжелыми атомами газопылевых облаков — пусть в нашей или в другой галактике — начинает претерпевать сжатие и образует новую звезду, или несколько звезд, или даже целое скопление. Звезды, образующиеся из межзвездных облаков с ощутимым содержанием тяжелых атомов, — это «звезды второго поколения»; их структуры в небольшой, но измеримой степени построены из материала, который возник внутри более ранних звезд, ныне мертвых и исчезнувших или по крайней мере не существующих больше в главной последовательности.

Есть звезды, которые могли образоваться и позднее. Короче говоря, должны существовать звезды, которые образуются и в настоящий момент в нашей Галактике, и даже на окраине нашей Галактики. Мы, пожалуй, можем когда-нибудь увидеть свидетельства их образования.

К примеру, туманность Ориона: это газопылевое облако общей массой, вероятно, в 300 раз больше массы Солнца имеет звезды, иначе бы облако не светилось. Звезды спрятаны в облаках окружающих их пыли и газа точно так же, как нить накаливания скрыта стеклом матовой лампы: нить заставляет светиться матовое стекло, но она сама в деталях остается невидимой.

Есть свидетельства тому, что звезды эти очень массивны и потому должны быть совсем молодыми. Несомненно, они произошли из этого облака и должны быть еще другие, образующиеся из него сейчас.

Когда происходит образование такой звезды, части облака сгущаются, уплотняются и мутнеют. Свет от звезд внутри облака через такие уплотненные зоны проходит с трудом. Очевидно, между нами и внутренними звездами туманности Ориона имеются части туманности в виде маленьких, темных, более или менее округлых зон. На такие округлые темные места в туманности Ориона в 1947 г. указал голландско-американский астроном Барт Бок (1907–1983). Они стали известны как «глобулы Бока», и вполне возможно (хотя и не наверное), они представляют собой звезды в процессе образования.

В сущности, хаотическое движение могло бы постепенно рассеять облако и разредить его до почти вакуумного состояния межзвездного пространства. Ведь межзвездное пространство в конечном счете очень разреженная система газа и мельчайшей пыли. Она может представлять собой отчасти материал, никогда не использованный при образовании звезд и межзвездных облаков, отчасти материал, который из самих этих облаков был рассеян.

Существование такого межзвездного вещества впервые было доказано немецким астрономом Иоганном Хартманом (1865–1936) в 1904 г. Изучая спектр отдельной звезды, он обнаружил, что линии ее спектра имели смещение (этого и следовало ожидать, поскольку звезда удалялась). Хартмана поразило то, что некоторые линии, именно линии, представлявшие элемент кальций, не смещались. По крайней мере, кальций оставался в покое и поэтому никак не мог принадлежать звезде. Так как между нами и звездой не было ничего, кроме «пустого» пространства, кальций следовало отнести именно к этому пространству, которое в общем и целом оказывалось не таким уж пустым.

Кальций присутствовал в пространстве в чрезвычайно разреженном состоянии, но по мере того, как свет проделывал свой путь от звезды к нам, он время от времени сталкивался с одним из атомов кальция, при этом всякий раз поглощался фотон света. В итоге исчезновение множества фотонов отмечается теперь заметной темной линией.

В 1930 г. швейцарско-американский астроном Роберт Трамплер (1866–1956) показал, что в космосе присутствует достаточно межзвездной пыли (какой бы редкой она ни была!), чтобы затуманить отдаленные объекты.

Итак, мы можем заключить, что ныне существующие и много лет сохраняющие свою природу межзвездные газовые облака (например, облако, давшее начало нашему Солнцу, или облака, существующие сегодня) пребывают в состоянии хрупкого равновесия. Они недостаточно плотны или холодны, чтобы начать процесс сгущения, и недостаточно разреженны или горячи, чтобы раствориться в межзвездном газе. Чтобы из такого газового облака зародилась звезда, должно произойти, хоть ненадолго, нарушение упомянутого равновесия. Что же может послужить толчком?

Астрономы выдвинули несколько возможностей. В туманности Ориона, например, живущие там ныне крупные молодые горячие звезды посылают мощный звездный ветер, в сравнении с которым наш солнечный ветер — легкий ветерок. Устремляясь сквозь окрестную туманность, они гонят перед собой пыль и газ, сжимая их до плотности гораздо большей чем существует вокруг. Это, в свою очередь, усиливает гравитационное поле в этой части облака и вызывает процесс конденсации, который еще больше сжимает пыль и газ, опять же усиливая гравитацию, и т. д. Образуется глобула Бока и в конце концов звезда.

Но как же возникли те горячие молодые звезды? В частности, как возникла первая звезда в туманности Ориона, до того как там возникли звездные ветры, проходящие сквозь туманность и вызывающие процесс сжатия?

Тут может быть несколько возможностей.

Межзвездные облака, как и сами звезды, пребывают в постоянном движении вокруг центральных районов галактики, содержащих основную ее массу. Межзвездное облако может когда-нибудь оказаться рядом с горячим огромным солнцем, и солнечный ветер даст первую волну сжатия — толчок к образованию звезды.

Или, например, два межзвездных облака могут столкнуться и слегка надавить друг на друга. Они могут даже частично слиться, образовав в том месте, где произошло их наложение, зону повышенной плотности. Гравитационное поле, где облака легли «внахлест», будет усилено, и начнется сгущение.

Может статься, что межзвездное облако будет проходить очень далеко от ближайших звезд и его температура несколько упадет. Атомы и частицы, составляющие его, замедлят свое движение и потянутся друг к другу; облако станет плотнее, и начнется процесс сгущения.

Однако эти возможности являются настолько слабыми «возбудителями», что при таких условиях вообще маловероятно образование звезды. Нет ли тут другого, более мощного «запала»?

Есть! Если сверхновая взорвется в относительной близости от нашего облака, то волна вещества, вырвавшегося в результате взрыва, врежется в облако наподобие ударной волны.

Это будет грандиозным событием, превосходящим все, что может произойти вблизи обычной звезды или при столкновении двух облаков. Следствием такого взрыва будет мощнейшее сжатие облака и начало процесса звездообразования.

Конечно, как было уже сказано в этой главе, взрыв сверхновой может вызвать нагрев межзвездного облака и сделать невозможным его сгущение, но многое зависит от того, насколько близка была сверхновая, насколько плотным было облако с самого начала и т. д. В одних условиях преобладает эффект нагревания, в других — сжатия; в последнем случае может образоваться звезда.

И вызвал ли этот взрыв достаточное сжатие, чтобы начался процесс, который привел в конце концов к возникновению нашего Солнца?

Если это так, мы должны испытывать к сверхновым чувство тройной благодарности.

Во-первых, сверхновые посредством ионов заполнили космос тяжелыми элементами, которым иначе никак бы не возникнуть, — элементами, необходимейшими для нашего мира и для нас самих, без которых не было бы и нас (как не было бы, вероятно, и никакой жизни во Вселенной!).

Во-вторых, энергия взрыва сверхновой удержала многие межзвездные облака (включая и то, что дало жизнь нашему Солнцу) от преждевременного сгущения (до того, как они стали достаточно насыщены тяжелыми элементами).

В-третьих, взрыв близлежащей сверхновой явился тем самым толчком, который заставил облако, обладавшее теперь изрядной долей тяжелых элементов, сгуститься в Солнце.

Образование планет

Мы видели, как звезда (или две звезды, или скопление звезд) может развиться благодаря простому сжатию первоначально рассеянного межзвездного облака.

Но как отдельная звезда, подобная нашему Солнцу, оказывается окруженной планетами— телами слишком миниатюрными, чтобы превратиться в звезду?

В объяснение выдвигалось два рода теорий: 1) катастрофа и 2) эволюция. В теориях катастрофы звезды образуются как таковые в единственном числе или со звездой-компаньоном без какого-либо планетного окружения. Каждая звезда может прожить (как правило, так и бывает) всю жизнь в главной последовательности, потом она раздуется в красный гигант и наконец коллапсирует. И все это время она существует без планет. Однако может произойти чрезвычайное событие: другая звезда может приблизиться и пройти рядом. Огромная сила тяготения, возникшая между ними, вырвет у обеих часть вещества, которое и разовьется в семейство планет, возможно, вокруг каждой из них. Может случиться, что одна из звезд парной системы взорвется как сверхновая с такой силой, что от нее останутся лишь обломки, которые будут захвачены звездой-компаньоном и станут планетами. В обоих случаях (как и в других возможных) планеты моложе, много моложе звезд, вокруг которых они кружат.

Подобные катастрофы, должно быть, чрезвычайно редки, и если теории катастроф верны, то планеты в самом деле представляют собой феномен необыкновенный. Таких планетных систем, как наша Солнечная, может быть, горстка на всю Галактику.

Согласно эволюционным теориям, звезды и планеты образовались в результате одного и того же процесса и, следовательно, их возраст одинаков. Например, все члены нашей Солнечной системы — от Солнца в ее центре до самых отдаленных комет — возникли одновременно, т. е. они ровесники. Кроме того, из этих теорий вытекает, что большинство звезд, если не все, имеет планетные системы.

Какой же из этих двух групп теорий отдать предпочтение?

Трудно сказать. В данном случае невозможно сделать вывод на основе реальных наблюдений. До сих пор нам не удавалось изучать образование звезд с достаточно близкого расстояния, чтобы судить, образуются ли при этом планеты, и если да, то каким образом. Не можем мы и достаточно четко установить, часто ли встречаются планетные системы (свидетельство об эволюционном происхождении) или очень редко (свидетельство о катастрофе).

Об этом можно только спорить.

Что касается самих теорий, то оказалось, что и теории катастроф, и эволюционные теории (в том виде, как они существовали до 40-х годов) имели крупные недостатки.

И недостатки эти были столь серьезны, что здравомыслящие астрономы были вынуждены отвергнуть и ту и другую группу теорий. И то сказать, все выдвигавшиеся теории имели такие изъяны, что единственный вывод, к которому, веря им, можно было прийти относительно Солнечной системы, это то, что ее не существует.

Но в 40-х годах новые версии эволюционной теории как-то подправили худшие ее стороны и удовлетворительный сценарий возникновения Солнечной системы был составлен.

Итак, сосредоточимся на эволюционном варианте, первые версии которого, как мы помним, были выдвинуты Кантом и Лапласом во второй половине 1700-х годов в виде гипотезы туманности.

Гипотеза туманности включает одно свойство, называемое «угловым моментом». Межзвездное облако, сгустившееся в Солнце, первоначально вращалось очень медленно, и угловой момент был мерой количества этого вращения. Это количество зависит как от скорости вращения, так и от среднего удаления всех частей объекта от оси вращения.

Согласно известному закону физики, общее количество углового момента в замкнутой системе (системе, ни с чем вне себя не взаимодействующей) должно оставаться постоянным.

По мере сгущения межзвездного облака среднее удаление всех его частей от оси вращения все время сокращалось.

Чтобы компенсировать это сокращение и поддерживать общий угловой момент на одном уровне, скорость вращения должна постоянно увеличиваться.

Скорость вращения сгущавшегося облака увеличивалась, нараставшая центробежная сила наибольшей была на экваторе; облако, бывшее изначально шаровидным, все более и более уплощалось, становясь похожим на блин. Наконец экваториальный выступ стал выдаваться настолько, что от него оторвалось кольцо вещества. Это кольцо вещества сгустилось в планету. Облако стало меньше, но продолжало вращаться еще быстрее, пока от него не отделилось новое кольцо вещества. И так до тех пор, пока не образовались все планеты. Кольца вещества, сгущаясь, тоже вращались с возрастающей скоростью и отбрасывали свои более мелкие кольца, которые становились спутниками.

Гипотеза туманности, выглядевшая весьма разумно, была популярной в течение почти всего XIX в. Хотя, честно говоря, трудно понять, почему кольцо вещества должно было сгуститься именно в планету, а не в пояс астероидов или просто рассеяться в космосе? Более того, планеты Солнечной системы заключают в себе 98 % всего углового момента системы, тогда как само Солнце только 2 %. Астрономы не могли убедительно объяснить то, как всю эту уйму углового момента втиснуть в маленькие кольца вещества, отделившегося от сгущающегося облака.

В результате гипотеза туманности была сильно скомпрометирована и в последующие 50 лет наибольшее признание получили теории катастроф (с их собственными нерешенными проблемами).

В 1944 г. немецкий астроном Карл Вейцзеккер (р. 1912) создал модификацию гипотезы туманности. Он предположил, что облако вращается не плавно, как цельное тело, а турбулентно, образуя ряд завихрений. По мере того как облако уплотнялось, все более и более напоминая хлебную булку, эти вихри становились все крупнее, и, чем были крупнее, тем дальше они располагались от центра. Когда соседние вихри входили в соприкосновение, материя одного сталкивалась с материей другого и отдельные сгустки вещества стремились соединиться. Постепенно накапливаясь в местах соединений, эти сгустки становились все крупнее, и в конце концов из них сформировались планеты, при этом каждая последующая оказалась от Солнца в два раза дальше, чем предыдущая. Теория Вейцзеккера легко объясняла формирование планет, устранив главную трудность — превращение планет из газовых колец. А как обстояло дело со столь прихотливым распределением углового момента в Солнечной системе?

Здесь теорию Вейцзеккера быстро подправили, призвав на помощь электромагнитное поле Солнца и те изменения, которые испытывало это поле в связи с уплотнением.

Теперь можно понять переход углового момента от массивного Солнца в центре системы к маленьким планетам на периферии. Астрономы уверены, что заполучили теперь массу ценнейших деталей, связанных с формированием планетных систем.

Но отчего все-таки планеты такие разные по размеру и своим свойствам?

Будь Солнце звездой первого поколения, состоящей целиком из водорода и гелия, планеты выглядели бы почти близнецами. Облако-прародитель имело бы исключительно водородно-гелиевый состав, а значит, и планеты должны иметь такой же состав, как и Солнце.

(Гелий и водород — первый в виде отдельных атомов, второй — двухатомных молекул — в дальнейшем не соединяются и остаются газами вплоть до очень низких температур.

Единственное, что могло бы удержать их вместе, — это силы гравитации).

Вообразим себе сгущающееся водородно-гелиевое облако. Это — постоянное противоборство (сродни перетягиванию каната) между силами гравитации, которые стремятся удержать массу, и свободным хаотическим движением атомов и молекул, стремящихся высвободить эту массу и рассеять ее в пространстве. Чем больше масса сгущающегося вещества и чем она плотнее, тем сильнее гравитация и тем туже в ее обручах стягивается тело. Чем холоднее масса, тем медленнее произвольное движение атомов и молекул и меньше их тенденция к рассеиванию, тем туже опять-таки будет стягиваться небесное тело.

Образовавшемуся Солнцу не представляло никакого труда сохранять свою целостность, поскольку оно заключает в себе 99 % всей массы Солнечной системы. И хотя это газовый шар, готовый развеяться, будь для того благоприятный момент, даже после того, как в нем зажглась ядерная реакция и он стал очень горячим, страшно усилив энергию рассеивания, чрезвычайно мощное гравитационное поле Солнца без труда удерживало его структуру.

Планеты, построенные из гораздо меньших водородно-гелиевых масс, испытывали при образовании гораздо большие трудности.

Представим себе планеты, складывающиеся на различных расстояниях от развивающегося Солнца, одни очень близко, другие далеко. Все они растут очень медленно, их гравитационного поля едва хватает для перекрытия силы рассеивания. Но когда планеты укрупнились, их постоянно растущая гравитация начинает легко подавлять тенденцию к рассеиванию, планета начинает расти все быстрее и быстрее (как снежный ком).

Наконец планеты становятся вполне осязаемым телом из водорода и гелия, приобретающим по мере сгущения довольно высокую температуру в центре. Конечно же, температура и давление в центрах планет никак не соизмеримы с тем, что испытывает в своем центре громадное Солнце. Поэтому ни в одной из планет не может начаться ядерная реакция и ни одна из них не станет маленькой звездой.

Тем не менее планеты стали достаточно крупными телами, чтобы удержать свою структуру, несмотря на то что высокие температуры в их глубинах способствуют увеличению сил рассеивания. К счастью для планет, их вещество плохо проводит тепло, поэтому, хотя они довольно горячи в центре, поверхность их остается холодной, а ведь именно на поверхности беспрепятственное рассеивание могло бы обернуться наибольшим ущербом.

Вероятно, планеты в основном уже завершили свое формирование, когда сгущающееся Солнце достигло температуры ядерной реакции и вспыхнуло.

Когда это произошло, началось воздействие двух новых факторов:

1) Солнце начало излучать радиацию, которая нагревала поверхность вновь образованных планет;

2) Солнце во всех направлениях посылало солнечный ветер.

Нагревание поверхности планет усиливало стремление к рассеиванию, проявлявшемуся на поверхности наиболее сильно; облака водорода и гелия поднялись над планетами. Солнечный ветер уносил их прочь.

Естественно, эти два эффекта были особенно ощутимы вблизи Солнца, менее ощутимы с увеличением расстояния.

Планеты, возникшие рядом с Солнцем, испытывали наибольшую тенденцию к испарению и подвергались сильнейшему «выдуву» массы солнечным ветром. Поэтому соседствующие с Солнцем планеты сильно потеряли в своей массе. По мере того как они «худели», их гравитационные поля теряли свою интенсивность, зато набирали силу и ускорялись испарение и выдувание. В конце концов ближайшие к Солнцу планеты полностью растаяли.

На большем удалении от светила нагрев и выдув слабели, и планеты, обладавшие относительно крупной массой, выжили. Спутники этих планет, если они были, могли не выжить из-за чрезмерной слабости их гравитационного поля.

Итак, если Солнце было бы звездой первого поколения, оно имело бы несколько планет, по удаленности и общему химическому составу аналогичных таким газовым гигантам, как Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, и ничего более.

Не было бы планет, на которых могли бы существовать люди, как не было бы и материи, из которой образовались бы живые ткани. Планеты, кружащие вокруг звезды первого поколения, были бы, как мы знаем, абсолютно мертвы.

- Образование Земли -

- Глава 9 -

Глава 10. Нуклеиновые кислоты и мутации

Строение генов

Что такое гены? К какому роду молекул они относятся? Первая попытка ответить на этот вопрос была сделана в 1869 г., когда вряд ли кто-либо (возможно, кроме Менделя) знал о существовании генов. Швейцарский биохимик Иоганн Фридрих Мишер (1844–1895) обнаружил в клетках некое вещество, содержащее атомы азота и фосфора. Это вещество, позднее названное нуклеиновой кислотой, по-видимому, помещалось в ядре клетки.

В действительности оказалось, что существует две разновидности нуклеиновой кислоты. Одна из них — рибонуклеиновая кислота (РНК), другая — диоксирибонуклеиновая кислота (ДНК). ДНК в основном заключалась в ядрах и фактически присутствовала в хромосомах. РНК обнаруживали обычно в части клетки, находящейся вне ее ядра.

Сначала на нуклеиновую кислоту не обратили серьезного внимания. Считалось, что это — очень простое соединение, настолько простое и незначительное, что может иметь лишь самые примитивные функции. Главенствующими для живых тканей молекулами, по убеждению ученых, были белки, существующие в бесчисленных вариантах, некоторые из них — гигантские молекулы, состоящие из тысяч атомов.

Белки (или протеины) строятся из аминокислот, и существует двадцать разновидностей аминокислот, которые могут сочетаться друг с другом самым прихотливым образом. Представьте себе сотни аминокислот, перемешанных друг с другом, и каждая из них имеет от одной до тридцати разновидностей! Каждый новый порядок, в котором выстроятся аминокислоты, будет отдельной белковой молекулой со своими особыми свойствами. Математическое число различных комбинаций, в которые могут соединяться аминокислоты, столь огромно, что число возможно существующих различных белковых молекул будет больше, чем атомов во Вселенной, даже если всю Вселенную набить ими до отказа. Если жизнь бесконечно изменчива и сложна, то этим мы обязаны, как оказалось, бесконечному разнообразию белковых молекул.

В противоположность белковым — молекула нуклеиновой кислоты строится из элементов, называемых нуклеотидами. В каждой молекуле нуклеиновой кислоты лишь четыре разновидности, и долгое время считали, что молекула нуклеиновой кислоты состоит всего из четырех нуклеотидов, по одному из каждой разновидности.

Вплотную, начиная с 1879 г., нуклеиновыми кислотами начал заниматься немецкий биохимик Альбрехт Коссел (1853–1927). Он сделал много открытий в области химического строения нуклеотидов, в частности обнаружил, что клетки спермы особенно богаты нуклеиновой кислотой (точнее, ДНК, как теперь известно), а присутствующий в них белок значительно проще большинства протеинов.

Поскольку клетки спермы несут в себе все характеристики, наследуемые от отца, т. е. не что иное, как туго стянутые узлы хромосом, их состав должен иметь особое значение. С другой стороны, поскольку они перегружены ДНК и довольно бедны белками, естественно предположить (оглядываясь теперь назад), что именно ДНК, а не протеин играет ключевую роль в наследственности. Однако укоренившаяся вера в значительность белков не позволила Косселу (да и любому ученому того времени) сделать такое заключение.

В 1937 г. английский ботаник Фредерик Боуден (р. 1908) обнаружил, что вирус, этот образчик мельчайшей формы жизни, наряду с белком содержит и нуклеиновую кислоту. Вирусы — это живые организмы, состоящие из единственной молекулы нуклеиновой кислоты, завернутой в белковую оболочку.

Все вирусные молекулы, по-видимому, содержат нуклеиновую кислоту: одни — ДНК, другие — РНК. (Есть еще очень маленькие вирусы, похожие на молекулы, называемые прионами, природа которых еще не известна.)

Молекулы вируса малы и просты (они гораздо меньше, чем клетки, почти как отдельные независимые хромосомы). Попавший внутрь клетки вирус способен размножаться. Присутствие в нем нуклеиновой кислоты должно бы насторожить. Но биологи, уверенные, что главное слово за белками, считали, что именно белковая часть вируса является главным рабочим элементом, а нуклеиновые кислоты несут лишь дополнительную функцию.

Поворотной точкой стал 1944 г. В тот год канадско-американский врач Освальд Эвери (1877–1955) исследовал две разновидности бактерий, вызывавших пневмонию. У одной вокруг клетки был гладкий покров, и она получила поэтому название S (от англ. smooth — гладкий. — Примеч. пер.). Другая, имевшая шершавую поверхность, получила название R (от англ. rough — грубый, шероховатый. — Примеч. пер.).

По-видимому, бактерии R не хватило одного гена, который позволил бы ей облачиться в гладкий покров. Если бактерию S убить и растереть, то из фрагментов мертвой клетки можно получить некий экстракт, который, будучи перенесенным в бактерию R, побудил бы ее клетки к образованию собственной гладкой оболочки. Иначе говоря, экстракт, взятый от бактерии S, должен был восполнить ген, отсутствующий в бактерии R.

Эвери с двумя сотрудниками тщательно произвели очистку экстракта и удалили все лишнее, кроме того, что вызывает у клетки способность образовать новую оболочку. По окончании работы они обнаружили, что экстракт совсем не имел белка, но зато содержал нуклеиновую кислоту. Значит, геном была нуклеиновая кислота, а не белок.

К этому времени уже стало ясно, что нуклеиновые кислоты, как и белки, это гигантские цепные молекулы, построенные из сотен или даже тысяч нуклеотидов, размещенных вдоль цепи самым прихотливым образом. Химики заблуждались относительно простоты этих молекул, поскольку их извлекали из клеток слишком неосторожно и они разрушались. Более осторожная процедура дала нетронутую, сохранную молекулу, и она оказалась гигантской.

После этого ученые наконец-то стали уважительно относиться к нуклеиновым кислотам, и в особенности к молекуле ДНК.

В 1953 г. двое ученых, англичанин Фрэнсис Крик (р. 1916) и американец Джеймс Уотсон (р. 1928), описали структуру ДНК. Они показали, что эти молекулы состоят из двух цепочек нуклеотидов, расположенных в виде двойного винта (т. е. каждая цепочка имеет вид спиральной лестницы; это две уходящие вверх спирали, параллельные друг другу).

Обе эти сплетенные цепочки удерживаются химическими связями между их атомами, и каждая является как бы обратным отражением другой. Там, где одна выступает наружу, другая прогибается вовнутрь, и наоборот, так что они плотно прилажены друг к другу.

В этом заключается ответ на вопрос, как молекула ДНК копирует, повторяет саму себя (репликация), когда хромосомы в процессе деления клетки собираются образовать новую комбинацию. Обе нуклеотидные цепочки расходятся в стороны наподобие открывающейся «молнии», и каждая служит своего рода основой (формой), вокруг которой образуется новая цепочка. Новая цепочка выступает там, где эта основа прогибается вовнутрь, и наоборот. Если обозначить эти цепочки буквами А и В, то А служит в качестве основы, на которой образуется новая В, а В служит основой, на которой разовьется новая А. Новые цепочки образуются по мере того, как раскрывается старая, так что, когда старая цепочка полностью разошлась, в результате являются две новые, и каждая из них так же аккуратно и плотно застегнута на «молнию», как и старая цепочка.

Начиная с 1953 г. ученые стремились понять, как молекула ДНК управляет клеткой. Хотя молекула состоит только из четырех различных нуклеотидов, они не единственные, являющиеся ключом к такому управлению. Молекула ДНК работает посредством последовательных групп из трех нуклеотидов (тринуклеотиды). Каждый тринуклеотид может иметь любую из четырех разновидностей нуклеотидов в первой позиции, любую из них во второй и любую из них в третьей. Таким образом, число различных тринуклеотидов равно 4X4X4, т. е. 64.

Каждый тринуклеотид соответствует отдельной аминокислоте. (Существует больше различных тринуклеотидов, чем аминокислот, поэтому одной и той же аминокислоте могут соответствовать два-три тринуклеотида.) Особый отрезок длинной цепочки ДНК в хромосоме (отрезок, являющийся собственно геном) может регулировать продукцию аминокислотной цепочки, соответствующей цепочке тринуклеотидов, строящей свою собственную структуру.

Белок, образующийся таким путем, — это фермент, обладающий способностью регулировать скорость протекания определенной химической реакции в клетке. Все гены в хромосомах регулируют образование всех ферментов в клетке. Природа ферментов и относительное количество каждого из них помогают клетке выполнять ее характерные функции, и, если все клетки собрать вместе, перед нами — человек (или другое существо, в зависимости от природы генов).

Поскольку гены передаются от родителей потомству, то последнее представляет собой тот же вид и имеет те же физические характеристики, что и родители. Поэтому собаки рождают собак, в том числе и от гончих рождаются гончие, и отдельная пара гончих будет иметь детей с отметинами и другими характерными чертами родителей.

Изменения в генах

Теперь возникает один вопрос. Если молекулы ДНК в точности копируют себя и передаются от родителей детям, то почему каждый последующий организм не обязательно имеет тот же набор генов и, следовательно, точно те же физические характеристики?

Почему и как развиваются различные виды? Как получается, что у отдельных видов, скажем у гончих собак, имеются различия между особями и даже в пределах одной особи? Почему вы, например, выглядите не так, как ваш брат или ваша сестра?

Ответ один — репродукция ДНК отнюдь не совершенна. Когда длинная нуклеотидная цепочка воспроизводит себе подобную из отдельных нуклеотидов, растворенных в плазме клетки, время от времени в их комбинации попадает не тот нуклеотид, и пока ошибка сможет быть исправлена, цепочка растет на обе стороны и ошибочный нуклеотид успевает закрепиться. Таким образом, цепь А произвела слегка несоответствующую цепь B* (звездочка указывает на присутствие в цепи неверного нуклеотида), при следующей репликации цепь В * произведет новую, себе подобную цепь, цепь А*, и после этого ошибочная молекула ДНК станет принадлежностью отдельных членов данного вида.

Даже небольшое отклонение в молекуле ДНК может изменить, часто весьма значительно, свойства организма. Поэтому дети не являются копией своих родителей. Иногда потомки приобретают черты, которых даже нет у родителей; эти черты могут быть прослежены только у более отдаленных предков. А порой потомки имеют такие характеристики, что доподлинно известно — никто из предков не имел их.

Фермеры, выращивающие домашний скот, знают, что иногда животные рождаются с совершенно непонятной окраской, или с необычно короткими ногами, или с двумя головами — словом, обнаруживают самые необычные, новые свойства. Такие экземпляры называют шуткой природы, и ученые мало обращали на них внимания.

Но вот в 1886 г. голландский ботаник Уго де Вриес (1848–1935), ставший позднее одним из трех ученых, вновь открывших законы Менделя, заметил пучок цветов одного вида, родившихся из семян одного цветка, которые сильно различались между собой. Он вырастил эти растения и обнаружил, что время от времени отпрыски в отдельных существенных деталях совсем не походили на родителей. Уго назвал эти внезапные изменения мутациями (от лат. mutatio — изменение).

Как только механизм репликации был осознан, сама собой пришла мысль, что мутации — это несовершенства процесса репликации.

Но отчего бы тут возникнуть несовершенствам?

Что ж, ничто не может работать идеально все время. Когда складывается новая нуклеотидная цепочка, всегда может случиться, что в результате хаотических столкновений молекул «не те» нуклеотиды окажутся в нужных местах цепи, служащей основой. «Ошибочные» нуклеотиды отнюдь не всегда прилипают, а потом отскакивают от цепи: время от времени, чисто случайно, «ошибочный» задерживается так долго, что оказывается завязанным в цепочке.

В качестве примера вообразите большую группу людей, собравшихся на встречу, и каждый вешает свое пальто в раздевалке сам, без служителя. По окончании встречи все толпятся в гардеробной, чтобы взять свое пальто. Каждый хочет найти свою одежду и примерно знает, где он ее оставил. Казалось бы, каждый гость должен вынырнуть со своим пальто, однако в итоге кто-то непременно появится с чужим, выхваченным совершенно случайно.

Мутация работает на том же принципе. Хотя мутации очень редки, но на фоне стольких тысяч генов и стольких миллиардов делений клеток происходит столько репликаций, что общее число мутаций весьма велико. Вероятно, каждый организм уже рождается с несколькими мутациями. Они вызывают отклонения в каждом поколении данного вида (впрочем, отклонения вызываются и изменениями в окружающей среде, количеством и качеством пищи в раннем возрасте, наличием или отсутствием болезни или физических повреждений и т. д.), и вот эти-то отклонения и являются тем полем деятельности, тем оперативным простором, где проявляет себя естественный отбор, закрепляя эволюционные изменения.

Большинство отклонений, случающихся, как правило, бессистемно, наугад, не идут на пользу организму. Так, если вы взяли в гардеробной не свое пальто, а чужое, вы очень быстро почувствуете, что оно вам не впору или вам не нравится его покрой. Такая «мутация» явно не в пользу, и вы сделаете все возможное, чтобы заполучить свое пальто.

Однако вполне возможно, что чужое пальто вам понравится больше. И хотя вы отдадите его законному владельцу, про себя вы решите сделать себе точно такое же. С этой минуты вы усвоили «мутацию», и она становится вашей органической частью.

Точно так же мутация, случающаяся при несовершенном репродуцировании молекулы ДНК, может стать в каком-то отношении благоприятной. Например, поможет организму лучше приспособиться к жизни и произвести больше потомков; почти все они могут унаследовать это родительское изменение.

Хотя на одно хорошее изменение приходится 10 000 плохих, все-таки выживает у большинства видов именно хорошее, а плохие изменения с течением времени отмирают. В результате эволюционные изменения всегда работают так, чтобы сделать виды более совершенными и приспособленными к жизни.

Мы не обращаем внимания на те изменения, которые не работают или от которых надо отделаться. Мы замечаем только очень немногие полезные изменения. Вот почему так трудно поверить, что эволюционные изменения происходят исключительно вслепую. Если бы мы могли видеть все изменения — и хорошие, и плохие, то стало бы совершенно очевидно, что все работает на произвольной, случайной, непредсказуемой основе и только сила естественного отбора, выбирающего одно изменение из многих и отбрасывающего остальные, создает иллюзию цели и направления.

Словом, именно процесс мутации — несовершенство воспроизводства ДНК — вел эволюцию вперед и сделал возможным появление человека. Если бы не мутация, если бы воспроизводство ДНК было абсолютно безупречным, то, однажды зародившись, первая простейшая частица жизни воспроизвела бы другую, точную свою копию, на этом бы все и кончилось. Все организмы, которые существуют сегодня, были бы повторением (копией) той самой первой простейшей формы.

Однако, по счастливой случайности, мутация происходит недостаточно часто, чтобы ею можно было объяснить скорость, с которой протекала эволюция. Наивно полагать, что эволюция — слишком быстрый процесс, нужен миллион лет и больше, чтобы из одного вида развился другой. Но все-таки эволюция идет быстрее, так как зависит не только от случайных мутаций.

Поскольку мутации происходят чаще, чем могла бы позволить простая случайность, на Земле должны иметь место какие-то факторы, которые способствуют повышению их частоты.

Это можно понять из нашей аналогии с пальто в гардеробной. Допустим, оттуда выходит слишком большое число людей с ошибочно взятыми пальто. Конечно, тут должны действовать какие-то факторы, повышающие число ошибок. Во-первых, в гардеробной могла погаснуть одна из ламп: в полутьме не так просто найти свою вещь среди множества подобных, поэтому ошибки будут чаще. Или, например, люди слишком часто прикладывались к рюмке: затуманенный взор, нетвердое суждение — число ошибок, понятно, возрастает. Третья возможность может быть в стрессовой ситуации. Люди столпились в раздевалке, но тут раздается крик: «Автобус уходит!» Каждый в спешке хватает что придется, и число ошибок опять-таки подскочит.

Мутагенные факторы

Обстоятельство, которое могло бы повысить частоту мутаций, можно назвать «мутагенным фактором» или, более коротко, мутагеном. Каковы же эти мутагенные факторы, способные увеличить число мутаций и тем самым произвести изменение с поддающейся наблюдению скоростью?

Один из таких факторов — это повышение температуры. Чем выше температура, тем быстрее снуют атомы и молекулы и тем меньше шансов, что из роя мечущихся частиц к нуклеотидной цепочке прибьется одна, единственно нужная. Количество мутаций, следовательно, возрастет с повышением температуры.

Но жизнь не развилась в океане.

В роли мутагенов могут выступать и химические вещества. Они стремятся соединиться с ДНК и своим присутствием в момент репликации вызывают аномалии. Бывает, что они реагируют с ДНК так, что хотя и не соединяются с ней, но изменяют порядок атомов, составляющих эту молекулу. Молекула ДНК с неправильным расположением атомов явится неправильной основой при репликации, и в результате возникнет мутация.

Однако организмы, легко поддающиеся воздействию таких химических веществ, настолько бывают подавлены мутациями (в большинстве своем работающими в худшую сторону), что быстро вымирают. Силой естественного отбора остаются те из них, которые способны противостоять химическим мутагенам, поэтому роль последних как ускорителей эволюции нам не следует слишком преувеличивать.

В настоящее время мутагены стали, конечно, серьезной проблемой. Химики произвели на свет тысячи новых соединений, которых нет в природе и которые в больших дозах попали теперь в среду обитания. Некоторые из них — мутагены, но организмы не имели случая сталкиваться с ними прежде, поэтому они не развили в себе с помощью естественного отбора должной сопротивляемости. В результате многие организмы (в том числе человек) испытывают на себе их пагубное влияние.

При некоторых мутациях, например, нормальные клетки организма превращаются в клетки рака благодаря продуцированию так называемого онкогена (от греч. onkos — рост, именно рост, вызываемый раком). Мутагены, провоцирующие такое изменение, называются канцерогенами (от греческого слова «краб»), ввиду того что рак часто распространяется во все стороны, как клешни краба.

Мутагенный фактор, гораздо более сильный, чем тепло и химические вещества, впервые был открыт американским биологом Германом Меллером (1890–1967). Он работал с дрозофилами (плодовыми мушками) для изучения наследования случайных мутаций. Ожидание случайных мутаций было слишком утомительно и, конечно же, требовало массы времени, поэтому Меллер искал способы, ускоряющие их.

Он повысил температуру, при которой обитали колонии его дрозофил, и скорость мутаций повысилась, но не так сильно, как ему хотелось бы.

Тогда он решил попытать счастья с рентгеновскими лучами. Они обладают более высокой энергией, чем простое тепло, к тому же пройдут муху насквозь. Если, проходя через тело дрозофилы, рассуждал Меллер, этот луч столкнется с хромосомой, в нем будет достаточно энергии, чтобы здесь и там выбить у нее отдельные атомы. Это неминуемо вызовет химическое изменение, другими словами — мутацию. Меллер не знал, какова химическая природа генов (об этом узнали 30 лет спустя), но, какой бы ни была эта природа, он был уверен, что рентген вызовет изменения.

Он оказался прав. Уже к 1926 г. он мог недвусмысленно доказать, что воздействие рентгеновских лучей повышает темп мутаций. Другие начали исследовать этот новый эффект, и обнаружилось, что темп мутаций повышается при любом излучении высокой энергии. Его повышают ультрафиолетовые лучи, излучение радиоактивных веществ.

И все же как высокоэнергетическая радиация может сказаться на темпе мутаций, заставляющем эволюцию двигаться с той скоростью, с которой она двигается?

Рентгеновские лучи явились продуктом человеческой технологии последнего столетия, до этого об их существовании почти не знали ничего. Правда, солнечная корона излучает рентгеновские лучи, как излучают их другие небесные объекты, но они поглощаются нашей атмосферой и до поверхности Земли почти не доходят.

Разумеется, на Земле имеются радиоактивные вещества, и в эпоху детства земной жизни их было, очевидно, в два раза больше, но они существовали главным образом на суше, а на жизнь в море почти не влияли. Но даже на суше они распределены неодинаково, и на Земле совсем немного таких мест, где естественные источники радиоактивности могли бы служить серьезной причиной мутаций.

Ультрафиолетовый свет Солнца менее опасен, чем рентгеновский луч или радиоактивное излучение, так как он менее интенсивен. С другой стороны, ультрафиолетовый свет всегда присутствовал в солнечном излучении, особенно в те ранние времена, когда озоновый слой в верхней атмосфере еще не сложился.

В те далекие времена солнечный свет с его ультрафиолетовой составляющей был неизбежен. Ультрафиолетовые лучи при тех количествах и длинах волн, которые существовали до образования озонового слоя, обладали такой энергией, что могли не только вызвать мутации, но и произвести химические изменения, способные мгновенно убить живой организм. Может быть, именно по этой причине потребовалось столько времени, чтобы жизнь из океана смогла перебраться на сушу. До тех пор пока не образовалось достаточно прочного озонового слоя, способного задержать наиболее энергонесущие части солнечной радиации, выход на берег при блещущем в полную силу Солнце мог оказаться фатальным.

Однако ультрафиолетовое излучение сильнее поглощается водой, нежели воздухом, и жизнь в океане развила в себе характер поведения, позволявший погружаться на несколько футов в воду, когда свет Солнца падал отвесно на ее поверхность. Океаническая жизнь могла подниматься к поверхности, когда Солнце висело у горизонта (или скрывалось за ним) или когда день был пасмурный. Когда живые клетки эволюционировали и солнечный свет стал уже необходим для их жизнедеятельности, эти клетки по-прежнему могли держаться на глубине, позволявшей им получать радиацию, достаточную для фотосинтеза, чтобы продолжать существование, но не настолько сильную, чтобы быть смертельно опасной. Когда эти растительные клетки развились и достаточно распространились, через некоторое время появилась и кислородная атмосфера, а высоко вверху — озоновый слой. Опасность ультрафиолетового излучения исчезла.

Поскольку все мутагенные факторы, перечисленные в этой главе, оказываются каждый по-своему недейственными, чем же тогда объяснить поступательное движение эволюции? Чтобы найти ответ, давайте взглянем по-иному.

Космические лучи

После того как в последнем десятилетии XIX в. было открыто радиоактивное излучение, ученые научились делать приборы для его обнаружения. К немалому удивлению они заметили, что, когда вокруг не было, казалось, никаких радиоактивных веществ, какая-то радиация все-таки отмечалась. Мало того, даже когда приборы были укрыты свинцовыми щитами, непрозрачными для радиоактивного излучения (и других известных тогда видов излучений), устройства, несмотря ни на что, отмечали радиацию.

По-видимому, существовал какой-то вид радиации не только неизвестного. доселе происхождения, но вдобавок еще и самый проникающий и отсюда имеющий самую высокую энергию, чем все известные ее виды. Эта радиация обладала даже более высокой энергией, чем гамма-лучи, излучаемые отдельными радиоактивными веществами, а ведь гамма-лучи куда сильнее рентгеновских!

Наверное, источником нового вида радиации были какие-то сверхрадиоактивные вещества, находящиеся в земле. Но это было только предположение. Австрийскому физику Виктору Гессу (1883–1964) пришла однажды идея, что все это легко проверить, достаточно поднять высоко в небо, допустим на воздушном шаре, приборы — регистраторы радиации. Чем выше над Землей они будут подниматься, тем слабее должна быть радиация, если, конечно, ее источник действительно находится в земле.

Начиная с 1911 г. Гесс со своими приборами сделал десять подъемов на воздушном шаре: пять в дневное время и пять ночью. (Один из подъемов пришелся даже на полное солнечное затмение.) И что ж? К удивлению физика, чем выше он поднимался, тем сильнее становилась проникающая радиация. Источник, судя по всему, был в небе, а не в земле. Больше того, Солнце к этому никакого отношения не имело, ибо интенсивность излучения и днем и ночью оставалась на одном уровне.

Насколько могли заметить Гесс и другие, излучение одинаково приходило со всех сторон неба. Американский физик Роберт Эндрюс Милликен (1868–1953) назвал это излучение «космическими лучами» (так как оно шло из космоса), и название это прижилось. Милликен считал, что космические лучи наряду с обычным светом были еще одним видом электромагнитного излучения.

Электромагнитное излучение имеет волновую природу. Чем меньше волна (т. е. чем короче длина волны), тем выше энергия излучения. Видимый свет имеет очень короткие волны, а из всех оттенков света самые длинные волны имеет красный цвет. Длина волны укорачивается, а энергия в ней становится все выше (если по спектру идти от красного к оранжевому, желтому, зеленому, голубому, синему и, наконец, фиолетовому цвету).

Волны ультрафиолетовой части спектра короче фиолетовых волн, поэтому из всех видимых форм света они обладают наиболее высокой энергией. Рентгеновские лучи имеют еще более короткую длину волны, а гамма-лучи — и совсем короткие. По мнению Милликена, космические лучи — это ультракороткие гамма-лучи, имеющие более высокую энергию, чем даже радиоактивные гамма-лучи.

Это мнение было оспорено соотечественником Милликена физиком Артуром Комптоном (1892–1962), который считал, что космические лучи — это очень быстрые электрически заряженные субатомные частицы. Их энергия определяется массой и скоростью.

К счастью, нашелся способ для разрешения этого спора.

Если бы космические лучи в самом деле являлись электромагнитным излучением, они бы не имели электрического заряда и не испытывали никакого влияния со стороны земного магнитного поля. Разные полюса планеты они атаковали бы одинаково интенсивно, поскольку они равномерно поступают из всех частей неба.

Напротив, если бы космические лучи были электрически заряженными частицами, они бы испытывали воздействие магнитного поля Земли и отклонялись к ее магнитным полюсам. Конечно, частицы космических лучей (если они таковыми являлись) должны обладать очень высокой энергией, и поэтому действие магнитного поля Земли приведет к очень незначительным отклонениям. Однако Комптон высчитал, что это отклонение должно быть измеримой величиной и, чем дальше частица движется от экватора, все равно к северу или к югу, тем интенсивнее поток космических лучей.

Начиная с 1930 г. Комптон много путешествует по миру. Появляется возможность проверить свое предположение. И Комптон оказался прав: «широтный» эффект действительно существует, интенсивность космических лучей тем больше, чем выше широта! Милликен упорно стоял на своем, однако постепенно физики планеты перешли на сторону Комптона. Сегодня природа космических лучей общепризнана.

Космические лучи, как теперь известно, — это положительно заряженные субатомные частицы водорода и гелия, находящиеся в пропорции 10: 1. Имеются вкрапления более тяжелых ядер (вплоть до ядер железа). Распределение ядер в космических лучах аналогично распределению элементов во Вселенной.

Нет ничего удивительного в том, что космическим лучам присуща такая высокая энергия и проникающая способность, ведь эти частицы движутся со скоростями куда более высокими, чем аналогичные частицы, возникающие на Земле или около нее, включая и радиоактивные. Частицы космических лучей наивысших энергий летят со скоростью, близкой к скорости света, абсолютному пределу для любого тела, обладающего массой.

Частицы космических лучей имеют прямое и очень важное отношение к биологической эволюции. Эти высокоэнергетические частицы могут вызывать и действительно вызывают мутации.

Космические частицы достигают Земли в количествах, несравнимых с количеством ультрафиолетовых лучей Солнца. Можно, конечно, избежать воздействия излучений, находясь подальше от источников, и даже можно избежать ультрафиолетовых лучей, укрывшись просто в тени, но укрыться от космических лучей практически невозможно.

Можно спуститься в шахту глубоко под землю или, скажем, жить в воздушном пузыре на дне глубокого озера, можно, наконец, одеть себя толстым, в несколько футов, слоем свинца, но ведь подавляющее большинство живых существ не делает и никогда не делало ничего подобного.

Космические частицы не остаются такими, какими они были в космосе (первичное излучение). Они сталкивались с атомами и молекулами земной атмосферы, замедляли движение, и небольшая их доля поглощалась. При этом они успевали выбить частицы высокой энергии из атомов и молекул (вторичное излучение), и эти последние, в той или иной форме сохраняя все свои мутагенные способности, достигают земной поверхности и глубоко проникают в землю и воду.

Таким образом, непрерывное облучение живой материи космическими частицами в течение всей истории живого на Земле было, по-видимому, достаточно мягким, что позволяло живым организмам не испытывать никаких неудобств. Но оно было достаточно эффективным, чтобы существенно повысить уровень мутаций в сравнении с тем, каким мог быть этот уровень, если бы зависел только от несовершенства репликации, или это облучение являлось бы лишь добавочным толчком мутагенных факторов, более редких и легко избегаемых.

Итак, скорее всего, именно частицы космических лучей придали силу мутациям, которые, в свою очередь, послужили поводом для естественного отбора и заставили эволюцию продвигаться с той скоростью, с какой она и продвигалась. Космическим лучам мы обязаны самим своим существованием, и, если бы космические лучи отсутствовали, эволюция на Земле все еще была бы на уровне червеобразных существ, прозябающих в морских глубинах.

Откуда же приходят к нам эти космические лучи?

Они приходят отовсюду, со всех сторон неба, их нельзя привязать к какому-то одному объекту или к нескольким отдельным объектам, расположенным в разных местах. Нельзя также полагать, что отдельные потоки космических лучей вышли с какого-то объекта в небе, который лежит близ точки, из которой они, по-видимому, исходили. Электромагнитное излучение распространяется прямолинейно, если оно не проходит вблизи какого-то массивного объекта. И если вы видите луч света, то его источник находится именно там, куда вы смотрите. Если вы видите звезду, глядя на ее свет, вы смотрите на саму звезду. Люди так привыкли к прямолинейному распространению света, что, когда вы говорите: «Звезда находится там, где вы ее видите», это звучит как совершенно излишнее утверждение: где же ей еще быть?

Так и любое электромагнитное излучение: оно исходит из той точки неба, откуда зрительно оно приходит. Мы принимаем это как само собой разумеющееся.

Однако электрически заряженные частицы по прямой линии никогда не перемещаются. На них воздействуют магнитные поля, а они в Галактике — сплошь и рядом: каждая звезда, планета и даже целая Галактика имеют свое магнитное поле. Поэтому космическая частица проносится в глубинах Вселенной по очень сложной траектории, реагируя на все магнитные поля, сквозь которые она проходит.

Когда космическая частица устремляется к поверхности Земли, направление частицы на финальном отрезке не является истинным ее направлением, которого она держалась на расстоянии дюжины световых лет. Аналогично птица или летучая мышь летит к вам по линии, которая, если проследить, не укажет на отдаленное дерево. Ничто не говорит о том, с какого именно дерева летит птица или летучая мышь, в непредсказуемом полете она могла десятки раз изменить свой курс.

Каждая космическая частица следует собственным сложным путем, и неудивительно, что лучи кажутся нам приходящими отовсюду, как неудивительно и то, что невозможно отследить их обратный путь к источнику.

Доподлинно известно, что частицы космических лучей в огромной степени заряжены энергией, и, откуда бы они ни явились, источник их должен быть грандиозным. Частицы такой высокой энергии не возникнут в результате какого-нибудь скромного процесса.

Самый активный объект Солнечной системы — это, конечно, само Солнце, а самое бурное явление на его поверхности — это солнечная вспышка. Достаточно ли мощна солнечная вспышка, чтобы произвести частицы космических лучей?

Вопрос этот не ставился, но факт имел место, и ученые вынуждены были его объяснить.

К концу февраля 1942 г. появилась большая вспышка в самом центре солнечного диска; а это значит, непосредственно в сторону Земли начался выброс солнечной материи. Очень скоро была зарегистрирована относительно слабая вспышка космических лучей. Они шли со стороны Солнца, и только оно могло быть их источником, потому что расстояние от Солнца до Земли для таких стремительных частиц не очень велико и существенно изменить направление движения частицы не могли.

Теперь известно, что солнечный ветер — это поток постоянно выбрасываемых наружу ядер, главным образом водорода и гелия. Они обладают невысокой энергией и летят со скоростью сотен километров в секунду. Кроме того, мы знаем, что после вспышек на солнечном диске неотвратимо последуют шквалы «мягких» космических частиц. Но во время ярких солнечных вспышек возникают и чрезвычайно высокоэнергетические частицы; в таком потоке солнечного ветра частицы мчатся с более высокими и даже громадными скоростями. И когда вспышки в энергетическом отношении достаточно мощны, а солнечный ветер оказывается достаточно стремительным — перед нами частицы космических лучей.

Частицы космических лучей — объекты того же порядка, что и частицы солнечного ветра, но у первых большая скорость и большая энергия. Такая же разница между рентгеновскими лучами и светом — у первых более короткие волны и более высокая энергия.

Впрочем, Солнце (благодаря спокойному характеру и возрасту звезды средних лет) в лучшем случае способно испускать космические лучи относительно низкого диапазона энергий. Космические лучи более высоких энергий в количествах достаточно внушительных, чтобы заполнить ими Галактику, возникают в результате более грандиозных процессов.

Теперь уже ясно, что самые грандиозные события, происходящие в мире звезд, — это взрывы сверхновых, и, надо полагать, каждый такой взрыв посылает во все стороны колоссальные волны звездного ветра невероятно высокой энергии. Это частицы космических лучей.

Частицы несутся в почти вакуумной межзвездной среде, не снижая скорости. Проходя сквозь магнитные поля или огибая их, они даже ускоряют движение, приближая его к скорости света. Получив дополнительную энергию, они уже не отклоняются от прямого пути, несмотря на влияние магнитных полей, и в конце концов ничто не мешает им совсем вырваться из Галактики и устремиться в другие, межгалактические дали.

Однако не всем космическим частицам уготована такая судьба. Некоторые из них на своем долгом пути сталкиваются с другими частицами вещества, скажем, с каким-то заблудшим атомом, или с космической пылинкой, или со звездой, или с чем-то вроде нашей Земли.

В космосе существует множество космических частиц, выброшенных всеми сверхновыми, когда-либо взрывавшимися в Галактике. Внушительное их количество ежесекундно ударяется, о Землю, приближаясь со всех сторон. Конечно, какой-то процент космических частиц, производимых сверхновыми нашей Галактики, навсегда уходит за ее пределы, но эти потери восполняются другими частицами из других галактик.

Итак, сверхновые не только дали тепло, удержавшее облако, из которого образовалась наша Солнечная система, предотвратили от преждевременного сгущения, сообщили этому облаку толчок давления, приведший к началу его сгущения, но и снабдили сырьем, из которого образовалась Земля и живая материя, обеспечили движущей силой те самые эволюционные изменения, которые превращали жизнь на Земле во все более и более сложные формы, вплоть до появления человека.

Сверхновые — это титанические тигли космоса, громадные наковальни, на которых выковывается вещество, создающее среду, позволившую, по крайней мере однажды, образоваться и развиться жизни.

Глава 11. Будущее

Магнитное поле Земли

Итак, влияние сверхновых на человечество в описанном здесь виде, по-видимому, вполне благотворно. Но не могут ли сверхновые в определенные периоды каким-то образом действовать нам во вред? Скажем прямо: не могут ли они в определенных случаях угрожать существованию человека или жизни во всей совокупности?

Ясно, что если сверхновая взорвется поблизости (в галактическом смысле), энергия, высвобожденная ею, будет иметь убийственную интенсивность. К примеру, если бы наше Солнце превратилось в сверхновую, то не только жизни на Земле наступил бы конец в считанные минуты, но и сам земной шар обратился бы в пар! А если бы Солнце обратилось всего лишь в новую, то Земля по этому случаю осталась бы совершенно стерилизованной.

К счастью, как было сказано выше, этого не может случиться. Во-первых, Солнце не слишком массивная звезда, а во-вторых, оно не является частью тесной двойной системы, поэтому возможности стать Солнцу сейчас или когда-нибудь новой не существует. Со временем оно превратится в красный гигант, затем сожмется и станет белым карликом, но, пока это не произойдет, с Солнцем ничего не случится (столкновение или почти столкновение с другой звездой маловероятно).

Можем ли мы пострадать, если взорвется не Солнце, а другие звезды? Тут надо сказать, что самые близкие звезды, в которых можно подозревать потенциальные сверхновые, находятся от нас на расстоянии свыше 100 парсек. Если бы какая-нибудь из них взорвалась завтра, то, возможно, обнаружилось бы какое-то вредное влияние, но, вероятно, ничего такого, что на данном расстоянии могло бы угрожать человечеству.

В конце концов ближайшие сверхновые прошлого нас не затронули. Не затронула нас сверхновая, положившая начало Крабовидной туманности, не задела даже сверхновая в созвездии Парус, которая была от нас так близко, что несколько дней в доисторическое время светила как полная Луна. И эта сверхновая, насколько мы знаем, не отразилась на земной жизни.

Одно из прямых воздействий, оказываемых на нас сверхновой, воздействие достаточно сильное, чтобы стать ощутимым, — это влияние ее космических лучей. Поэтому давайте вернемся к ним еще раз.

Общее количество энергии, доставляемой Земле космическими лучами, неожиданно огромно. Считается, что эта энергия примерно равна суммарной энергии света всех звезд в небе, за исключением Солнца. Конечно, число частиц космических лучей гораздо меньше числа легких фотонов, поступающих к нам от звезд, но отдельная космическая частица обладает гораздо более высокой энергией, чем отдельный фотон, и это решает все.

В целом падение космических частиц на Землю остается на постоянном уровне, за исключением случайных кратковременных потоков относительно слабых частиц, возникающих при особо интенсивных солнечных вспышках. Но представим себе, что по какой-то причине этот уровень на какое-то время значительно повысился. Не может ли это обернуться для нас злом?

Увы, ответить придется утвердительно!

Частицы космических лучей производят мутации, необходимые, чтобы эволюция двигалась с какой-то разумной умеренной скоростью, но большинство мутаций тем не менее вредно. К счастью, благодаря естественному отбору немногочисленные благоприятные мутации в нормальных условиях прививаются, а мутации в худшую сторону отмирают. И все-таки мутации к худшему оставляют на виде свое клеймо (генетический «груз»), «одаривая» им какую-то часть популяции, которая в результате становится непригодной к выживанию.

Но что если условия не нормальные? Что если интенсивность космических лучей подскочит гораздо выше нормального уровня и останется таковой в течение какого-то времени? Скорость (т. е. частота) мутаций тогда повысится, возрастет и генетический груз. Генетический груз может стать таким тяжелым, что популяция вида начнет стремительно вырождаться, немногие полезные мутации не смогут выправить положение и вид начнет вымирать. Почти в одно и то же время могут исчезнуть несколько видов.

Не может ли уровень интенсивности космических лучей повыситься по причине, не связанной с появлением поблизости от нас в космосе сверхновой?

Звучит достаточно странно, но этот уровень может повыситься, и мы можем столкнуться с этим неизбежным подъемом через пару тысяч лет даже при отсутствии сверхновой, посылающей нам порции дополнительных космических лучей. Чтобы объяснить это, придется немного вернуться назад.

Не все частицы космических лучей на подлете к Земле ударяются об нее. У Земли есть магнитное поле, известное еще со времен английского физика Уильяма Гилберта (1544–1603), который в 1600 г. опубликовал книгу с описанием своих опытов, проделанных с шаром из магнитного материала. Игла компаса вблизи этого шара вела себя точно так же, как она себя ведет вблизи земного шара. А это означало, что Земля по-своему тоже есть шар из магнитного материала.

Представьте себе непрерывные плавные линии, проведенные через магнитное поле Земли и соединяющие точки с равной магнитной напряженностью, и вы получите семейство магнитных силовых линий. Все они начинаются и кончаются в двух точках на земной поверхности: одна из них находится у кромки Антарктиды (Южный магнитный полюс), другая — у северного края Северной Америки (Северный магнитный полюс). В промежутке между этими двумя точками они, как бы приподнимаясь от Земли, плавными кривыми идут приблизительно в направлении север — юг и достигают своей наибольшей высоты на половине расстояния между полюсами.

Всякая электрически заряженная частица, прорывающаяся из внешнего пространства к поверхности Земли, должна пересечь эти магнитные силовые линии. Частица потеряет часть своей энергии и замедлит скорость. Электрически заряженная частица, не нацеленная точно в магнитный экватор Земли, отклонится от своего пути в направлении магнитных линий; при этом ее траектория отклоняется в северном направлении, если частица попадает севернее магнитного экватора, или в южном, если южнее от него.

Чем меньше в частице энергии, тем легче она отклоняется, а если у частицы энергии совсем мало, она, подхватываемая магнитными силовыми линиями, вынуждена следовать в их направлении, пока не войдет в атмосферу у магнитного полюса или рядом с ним.

Частицы космических лучей обладают, однако, такой высокой энергией, что магнитное поле Земли способно лишь незначительно увести их в сторону. И все-таки некоторые из этих частиц, которые могли бы зацепить хотя бы край магнитосферы, будут отклонены настолько, что могут совсем пройти мимо. Даже те из них, что приближаются более или менее перпендикулярно к поверхности Земли, все же отклоняются до определенной степени. По этой причине многие частицы, которые должны попасть в тропические или умеренные зоны, где Земля изобилует сухопутной жизнью, в конце концов попадают в полярные области, где собственно земной жизни не так много. Таким образом, воздействие космических частиц на все живое частично ослабляется земным магнитным полем, ослабляется настолько, что исключает возможность причинить вред, однако не настолько, чтобы помешать им выполнять их полезную с точки зрения эволюции миссию. Следовательно, чем слабее будет магнитное поле Земли, тем оно менее пригодно для отражения космических частиц и с тем большей силой космические лучи, особенно в низких широтах, будут ударяться о земную поверхность. Напряженность магнитного поля Земли непостоянна. Ученые начинали его измерять с 1670 г. С тех пор напряженность магнитного поля упала на 15 %. Если напряженность поля продолжит уменьшаться в таком темпе, то оно станет равным нулю примерно к 4000 г.

Но будет ли продолжаться такое снижение напряженности? Скорее всего, напряженность имеет какие-то колебания (флюктуации), т. е. постепенно слабеет, опускаясь до какого-то определенного уровня, затем усиливается, также до определенного уровня, а потом вновь слабеет. Казалось, единственный способ узнать, что же на самом деле будет дальше, это подождать несколько тысяч лет и продолжить замеры, но вдруг выяснилось, что в этом нет необходимости.

В земной коре есть некоторые минералы, которые обладают слабыми магнитными свойствами. Когда лава, вытекающая из вулканов, остывает и твердеет, в таких минералах образуются кристаллы, ориентирующиеся на север и юг, т. е. в направлении магнитных силовых линий. Мало того, у каждого кристалла есть свой северный полюс, указывающий на север, и южный полюс на противоположном конце, который указывает на юг. (Можно отличить северный полюс от южного, пробуя кристалл обыкновенным магнитом.)

В 1906 г. французский физик Бернар Брюнес (1869–1930), исследуя вулканические породы, заметил, что в некоторых случаях кристаллы были намагничены в направлении, противоположном теперешнему магнитному полю: северный полюс указывал на юг, а южный — на север. Сначала это открытие игнорировали, так как в нем, казалось, не было никакого смысла, но со временем накопились и другие факты, и теперь этот факт нельзя ни отрицать, ни игнорировать.

Что же случилось с породами? Почему они ориентированы таким «ошибочным» образом? Да потому, оказывается, что магнитное поле Земли направлено бывает периодами то в одну, то в другую сторону. Породы, которые остывают и кристаллизуются, пока земное магнитное поле направлено в одну сторону, кристаллами своими показывают в ту же сторону. Когда же магнитное поле повернулось, у него уже недостает силы повернуть застывшие кристаллы, и они оказываются ориентированными «ошибочно».

В 1960-х годах изучались магнитные свойства морского ложа. Ложе Атлантического океана раздалось до нынешних размеров в результате поднятия расплавленного материала из недр Земли через длинную изломанную трещину, проходящую как раз по середине океана. Породы, лежащие вблизи этой трещины, — это самые новые и совсем недавно окаменевшие породы. По мере удаления от трещины в обе стороны породы становятся все более и более старыми. Если изучить магнитные свойства этих пород, то окажется, что ближайшие к трещине породы показывают «правильное» направление, т. е. попутно с теперешним направлением магнитного поля. Дальше в сторону от расщелины они показывают «неверно», еще дальше — снова «верно», еще дальше — снова «неверно» и т. д. Иначе говоря, по обе стороны от трещины есть полосы пород «правильной» и «неправильной» ориентаций, причем каждая сторона есть зеркальное отражение другой.

Измерение возраста этих пород показало, что магнитное поле обращалось через неодинаковые промежутки времени: иногда между обращениями пролегал интервал всего в 500 лет, а порой и 2 тыс. лет. Очевидно, здесь имеет место вот что: интенсивность магнитного поля периодически падает до нуля, а затем продолжает падать и «ниже нуля», т. е. меняя свое направление и становясь в нем все сильнее и сильнее. Затем оно склоняется к нулю опять, снова меняя направление, и т. д.

Что заставляет магнитное поле повышать и понижать свою интенсивность так нерегулярно и изменять свое направление при каждом прохождении через нуль? Ученым остается только догадываться. Такая ближайшая «перекидка» должна произойти где-то в 4000 г. В течение нескольких столетий до и после этого магнитное ноле Земли будет настолько слабым, что не в состоянии будет отклонять космические лучи сколь-нибудь действенным образом. Вместе с увеличением или снижением силы магнитного поля увеличивается или снижается бомбардировка Земли космическими лучами. Она снижается до минимума, когда магнитное поле наиболее интенсивно, и вырастает до максимума, когда магнитное поле снижается до нуля.

Когда напряженность магнитного поля равна пулю, а падение космических лучей достигает максимума, максимальными становятся и мутации, и генетическая нагрузка. Именно тогда отдельным видам грозит возможность вымирания.

Великие вымирания

Конечно, виды вымирали на протяжении всей истории жизни на Земле, но вымирание это не было равномерным, постоянным во времени. Палеонтологи, изучая ископаемые остатки, сталкиваются с одним обстоятельством: существовали периоды, когда вымирание было необычно высоким, были даже периоды, когда за сравнительно короткий промежуток времени вымирало большинство живущих видов.

Эти периоды называют «великими вымираниями». Наиболее известный из таких периодов имел место 6,5 тыс. лет назад, когда громадные рептилии, населявшие тогда Землю, включая множество существ, называемых динозаврами, вместе с другими видами были обречены на вымирание.

Не могли ли эти великие вымирания совпасть с периодами нулевой напряженности земного магнитного поля? Не идем ли и мы, в свой черед, к такому великому вымиранию в 4000 г. от рождества Христова, не исчезнет ли человечество с лица Земли за этим рубежом?

Это неудивительно. Магнитное поле Земли не очень велико, и частицы космических лучей, заряженные очень высокой энергией, имеют совсем небольшое отклонение. Следовательно, когда напряженность магнитного поля падает, воздействие космических лучей усиливается, но ненамного. Но что если интенсивность космических лучей повысилась бы безотносительно к земному магнитному полю? Что если по соседству разорвалась бы сверхновая? Тогда бы на Землю обрушился огромный поток частиц космических лучей, и это могло бы стать причиной многочисленных вымираний.

Представьте себе крупную сверхновую, взрывающуюся в десяти парсеках от Земли. Она светила бы, пусть не долго, в 1/600 яркости нашего Солнца и была бы, таким образом, самым ярким предметом в небе, включая Луну. На противоположной от Солнца стороне Земли ночь тогда превратилась бы в подобие сумеречного дня. В какой бы части неба она ни загорелась, весьма ощутимо нагрела бы Землю и сделала жизнь для всех нас очень неудобной.

И что особенно важно, интенсивность космических лучей усилилась бы в сотни и тысячи раз сравнительно с теперешней, и этот повышенный уровень мог бы удерживаться долгие годы. Отсюда всевозможные неприятные последствия: озоновый слой тогда бы ослабел и возросло бы ультрафиолетовое излучение, а это не менее опасно для жизни, чем сами космические лучи. Часть атмосферного азота и кислорода могла бы соединиться, и оксид азота, образовавшийся при этом в верхних слоях атмосферы, частично закрыл бы для нас солнечный свет. После первоначального подъема упала бы температура, а вместе с ней и уровень осадков. И конечно же, резко возросла бы частота мутаций.

И если бы все это случилось в тот период, когда напряженность магнитного поля Земли была на нуле или вблизи него, перечисленные эффекты усилились бы еще больше со всеми вытекающими отсюда отрицательными последствиями. Неужели великие вымирания были результатом совпадения близкой сверхновой и временного исчезновения магнитного поля?

На расстоянии до десяти парсек от нас нет звезд, которые могли бы стать сверхновыми, так что на первый взгляд такое предположение может показаться смешным. Однако Солнце движется, как и все звезды нашей Галактики. Это движение несет звезды вокруг галактического центра, но движение звезд отнюдь не похоже на слитное звучание хора. Звезды, находящиеся дальше от центра, движутся медленнее, чем звезды более близкие к нему. У одних (как у нашего Солнца) орбиты почти круговые, у других они подчеркнуто эллиптические. Одни движутся в общей плоскости Млечного Пути, другие в плоскостях, сильно наклоненных к ней.

В итоге одни звезды могут приближаться к другим, потом удаляться от них, привлекаться к следующим и снова удаляться… И это может повторяться снова и снова на каждом витке вокруг центра Галактики. Возможность столкновения чрезвычайно мала, но подойти на расстояние десятка парсек до другой звезды вполне реально. Мы, например, находимся на расстоянии 1,3 парсека от Альфы Центавра и 2,7 парсека от Сириуса, но мы не всегда были на таком расстоянии от них и не останемся на таком расстоянии вечно.

Может быть, когда-то в далеком прошлом Солнце проходило очень близко от звезды, только что вспыхнувшей как сверхновая? (И может быть, это повторится в будущем?) Так нельзя ли это событие связать с великими вымираниями, в частности с исчезновением динозавров?

В конце 70-х годов в ученых кругах эта мысль получила большое распространение.

Итак, до появления новых свидетельств и их интерпретации, со сверхновых теперь, кажется, можно снять ответственность за великие вымирания. Тем не менее возможно, что случайная относительно близкая сверхновая станет источником космического излучения, и достаточно сильного, чтобы вызвать угасание видов, которого при других обстоятельствах просто бы не случилось.

Космос

В будущем возникнут особые условия жизни, когда космические лучи будут доставлять хлопот гораздо больше, чем сегодня.

Возьмем, например, космоплавание. К настоящему дню уже многие люди побывали в преддверии космоса, где остаются лишь ничтожные следы верхних слоев атмосферы. Совершена даже высадка на Луну. Космонавт, облетающий Землю, находится уже за пределами спасительных слоев атмосферы, но от частиц космических лучей, пришедших от Солнца и других источников, его все еще защищает магнитное поле планеты.

До сих пор космонавты не обнаруживали признаков видимого вреда от пребывания в условиях космоса. Даже те советские космонавты, которые оставались на орбите до восьми месяцев кряду, по-видимому, перенесли это вполне удовлетворительно. (Один из них — в двух отдельных вахтах на орбите — в общей сложности оставался за пределами атмосферы в течение года.)

Космонавты, летавшие на Луну и обратно, находились вне магнитного поля Земли и ее атмосферы, а Луна не имеет ощутимых следов ни того ни другого. В течение шести дней космонавты подвергались полному, неограниченному воздействию космических лучей, и все же у них не отмечено никаких признаков болезни.

Придет время, когда пребывание в открытом космосе станет более продолжительным. Уже в обозримом будущем космические корабли с экипажами на борту проложат курс на Марс и дальше. Люди будут испытывать на себе бомбардировку космических лучей уже не дни, — а месяцы и даже годы. Будут существовать космические поселения, в которых будут жить люди достаточно долго, и тогда речь пойдет уже не о годах, а о целой жизни и даже жизни поколений в космосе. Настанет время, когда в космосе люди будут зачинаться, рождаться и вырастать. Увеличится ли тогда под действием космических лучей уровень мутаций? Увеличатся ли врожденные дефекты? Сделает ли повысившаяся генетическая нагрузка жизнь в космосе затруднительной или совсем невозможной?

Если космические поселения будут достаточно крупными, они смогут быть технически защищены от космического излучения даже при отсутствии многокилометровой атмосферы и магнитного поля планеты.

Эти космические поселения (вероятнее всего) будут сооружаться из металла и стекла, разрабатываемых на Луне. Лунная порода в измельченном виде будет служить грунтом, укладываемым на внутреннюю поверхность поселения. Грунт будет удерживаться центробежной силой вращения космического города. Появится база для агрономической деятельности поселенцев, слой грунта будет таким толстым, что сможет поглощать значительную часть космических лучей.

Длительные космические перелеты будут совершаться на крупных космических кораблях, смонтированных и запущенных из космоса. Это будут маленькие самостоятельные миры. Внутри корпус также будет покрыт почвой и для выращивания необходимых в питании растений, и одновременно для защиты от космического излучения.

Конечно, будут периоды, когда опасность космического излучения будет временно повышаться. Время от времени гигантская солнечная вспышка пошлет поток космических лучей, который накроет и космические поселения, и корабли. Но, вероятно, такой шквал будет недолгим, а частицы космических лучей в космических масштабах будут довольно слабы. (И тут, несомненно, защитные слои почвы сыграют свою роль, взяв это излучение на себя.)

В общий поток космических лучей добавит свою долю неожиданный взрыв сверхновой. И хотя такое событие может случаться очень редко, общее количество частиц космических лучей сильно возрастет на достаточно долгое время. Однако такие сверхновые слишком далеки и не будут опасны.

Разумеется, всегда возможно стечение обстоятельств, которое приведет к трагедии. И если будут существовать космические поселения и ориентированное на космос общество, то люди всегда будут делать короткие перелеты от поселения к поселению на маленьких, незащищенных челночных аппаратах или работать в открытом космосе, не имея никакой защиты кроме космического скафандра. Тогда налетевший неожиданный очень сильный шквал космических лучей от Солнца или от сверхновой может нанести значительный ущерб, сопряженный даже с потерей жизни. И все же мы должны отбросить эту неизбежность, угрожающую космическому развитию человечества: свыкаемся же мы с мыслью, что на Земле люди теряют жизнь в снежную бурю или вследствие ударов молнии!

Придет, время, когда мы будем знать о сверхновых так много, что сможем с завидной точностью предсказать возможность и время взрыва близкой сверхновой. Пожалуй, мы сможем делать толковые прогнозы солнечной погоды и предсказывать особо мощные солнечные вспышки. В таких случаях из космоса будут срочно удалены незащищенные люди, и они, укрытые от всяких излучений, будут ждать, пока не минует опасность, прежде чем отважиться на новый выход.

Следующая Сверхновая

Если мы будем в безопасности здесь, на своей Земле, а сверхновая, по всем признакам, не будет смертоносной, если она появится в нашей Галактике и не будет скрыта пылевыми облаками, это будет великолепное ночное зрелище! Сверхновая, пусть даже и не слишком близкая, будет ярче всех звезд и планет неба и сможет (как сверхновая Волка 1006 г.) поспорить в яркости с самой Луной. И конечно, яркая сверхновая какой-то период времени будет видна даже в дневное время.

Однако начиная с 1604 г. невооруженным глазом не было замечено ни одной сверхновой; мы обманулись в своих ожиданиях, рассчитывая частоту образования сверхновых; мы вправе были ожидать даже несколько вспышек за истекшие 400 лет.

Если люди упустили шанс увидеть сверкающую, хоть и недолго, блестку света в небесах, то астрономы потеряли гораздо больше. Загорись яркая сверхновая на виду и нацелься на нее телескопы, мы бы в несколько дней узнали о сверхновых и звездной эволюции больше, чем узнали о них в течение четырех столетий с тех пор, как сверхновая была замечена простым глазом.

Как долго продлится этот небесный дефицит? Есть ли шанс увидеть яркую сверхновую в недалеком будущем?

Да, такой шанс есть. Мы даже можем сделать более или менее разумные предположения относительно того, где она появится.

Если сверхновая действительно вспыхнет в ближайшие несколько лет, то сейчас она переживает свою последнюю фазу перед близким коллапсом, т. е. она должна быть красным гигантом. А чтобы стать заметным зрелищем в момент своего извержения, она должна быть к нам достаточно близкой. Следовательно, рассматривая кандидатов в следующие сверхновые, мы должны остановиться прежде всего на близких к нам красных гигантах.

Ближайший к нам красный гигант — это Шеат в созвездии Пегас. Он к нам довольно близок, всего 50 парсек, но его диаметр только в 110 раз больше диаметра Солнца. Для красного гиганта он, безусловно, мал; и если при расширении он приобрел такие солидные размеры, то с такой массой (вероятно, не больше солнечной) он никогда не сможет стать сверхновой. Даже если он все еще расширяется, то до взрыва ему далеко, и мы не дождемся от него перехода к сверхновой.

Мира, или Омикрон Кита, удалена от нас на 70 парсек, зато ее диаметр в 420 раз больше солнечного и она наверняка массивнее Солнца. К тому же звезда имеет нерегулярную пульсацию (переменная звезда. — Примеч. ред.), а значит, она находится на последней стадии и становится все более нестабильной. Это ближайший к Земле потенциальный кандидат в следующую сверхновую. Всего в 150 парсеках от нас есть три относительно близких красных гиганта, каждый из которых массивнее Миры. Один из них, Рас Альгете в Геркулесе, диаметром в 500 раз больше солнечного, другой, Антарес в Скорпионе, диаметром, превышающим солнечный в 640 раз. Еще крупнее — Бетельгейзе в созвездии Орион, пульсирующая, как и Мира. Бетельгейзе тяжелее нашего Солнца примерно в 15–30 раз.

Некоторые признаки указывают на то, что Бетельгейзе — предсверхновая звезда — источник огромного солнечного ветра: ежегодно звезда выдувает из себя массу, равную 1/100 000 массы Солнца. Другими словами, каждый 1,5 суток эта звезда теряет материю, равную по массе целой Луне.

Нет ничего удивительного, что при таком интенсивном испускании материи Бетельгейзе окружена газовым облаком, которое по новейшим исследованиям имеет ненормально низкое содержание ядер углерода наряду с высоким содержанием ядер азота. Остатки некоторых Сверхновых подтверждают высокое содержание азота. Отсюда: если окрестности красного гиганта доподлинно изобилуют азотом, то взрыв сверхновой не за горами.

Когда мы говорим, что астрономическое событие не за горами, это вовсе не означает, что вы должны каждую ночь выжидательно смотреть на небо. В жизни звезды «скоро» может означать тысячу, а может — десять тысяч лет. Бетельгейзе может взорваться завтра (или уже взорвалась почти 500 лет назад и свет взрыва наконец дойдет до нас завтра) либо не взорвется еще долгие тысячи лет. Тут нет никакой гарантии.

Слов нет, если б только астрономы могли увидеть близкую сверхновую, любую близкую сверхновую, они настолько хорошо уяснили бы себе условия протекания таких взрывов, что имели бы возможность предсказать время следующего извержения с большей точностью, Бетельгейзе, если она взорвется, может оказаться гораздо ярче, чем любая из сверхновых, бывших за все время существования на Земле человека. Она ближе к нам, чем все предыдущие. Расстояние до нее менее одной десятой расстояния до сверхновой 1054 г.

Бетельгейзе как сверхновая в пике блеска могла бы поспорить в силе света с полной Луной: свет полной Луны распределяется равномерно по всему диску, так что любая точка на ней размером со звезду не слишком ярка (поэтому на Луну можно смотреть сколько вздумается); свет Бетельгейзе-сверхновой сфокусируется в маленькой точке, на которую нельзя будет смотреть слишком долго (свет такой силы может повредить сетчатку глаза). Бетельгейзе-сверхновая (если бы она взорвалась как раз в тот период, когда магнитное поле Земли близко к нулю) могла бы произвести достаточно сильный поток космических лучей и вызвать в части организмов заметное повышение генетической нагрузки, а может быть, даже привести к вымиранию отдельных видов. Или если бы ее взрыв совпал со временем, когда человечество, покидая Землю, переселялось в космос и еще не сумело создать серьезной защиты своих конструкций, то людям был бы нанесен очень серьезный урон. Однако сегодня вряд ли стоит об этом думать.

Впрочем, Бетельгейзе в конечном счете, может, и не станет следующей звездой, которая подарит нам видимую сверхновую. Некоторые астрономы убеждены, что лучший кандидат — это изученная впервые еще Гершелем Эта в созвездии Киля.

Эта Киля испускает еще более сильный звездный ветер, чем Бетельгейзе. Она окружена более плотной оболочкой газа, отнимающей часть света, излучаемого звездой, что и делает ее более тусклой, чем она есть на самом деле. Газовая оболочка пропускает часть света в наименее энергетической форме — в форме инфракрасного излучения, но общая сумма энергии от этого не уменьшается. Чтобы компенсировать потерю энергии других компонентов излучения, инфракрасное излучение должно быть количественно очень большим. В самом деле, Эта Киля шлет нам больше инфракрасных лучей, чем любой другой объект неба за пределами Солнечной системы. Ее газовая оболочка очень бедна углеродом и богата азотом. Плюс ко всему Эта Киля еще более нестабильная звезда, чем Бетельгейзе, и в прошлом пережила сравнительно небольшие взрывы. Такое прошлое позволило ей стать второй ярчайшей звездой неба. Тогда ярче был только Сириус.

Расстояние от нас до Сириуса всего 2,7 парсека, тогда как Эта Киля удалена на расстояние 2750 парсек, т. е. Эта Киля в 1000 раз дальше Сириуса. Ее способность соперничать с Сириусом в яркости такова, что в какой-то период ее светимость почти в миллион раз превысит светимость голубого гиганта.

Может быть, Эта Киля сейчас ближе к своему концу, чем Бетельгейзе, но взрыв Эты Киля не станет слишком впечатляющим зрелищем. Эта Киля почти в 20 раз дальше Бетельгейзе, поэтому Эта Киля-сверхновая будет лишь чуть ярче, чем 1/400 яркости Бетельгейзе-сверхновой. К тому же Эта Киля находится далеко на южном небе, так что если она действительно взорвется, то результата не увидят ни в Европе, ни на большей части Соединенных Штатов.

С другой стороны, Эте Киля-сверхновой не хватит сил, чтобы причинить такой ущерб, какой причинила бы Бетельгейзе, но и это тоже надо принять во внимание.

Итак, вы видите: мы прошли большой путь от аристотелева видения спокойного, неизменного неба. Мы теперь знаем, что небо может быть неистовым и что повсюду в нем разыгрываются акты неимоверной энергетической мощи, что время от времени можно наблюдать невооруженным глазом такое событие, как взрыв звезды, и это событие может оказаться совсем небезопасным для нас здесь, на Земле.

Но мы должны радоваться и никогда не унывать. Наше Солнце никогда бы не стало таким, если бы не взрыв, не смерть других солнц. Не было бы и нашей Земли в теперешнем ее виде. Не было бы ни нас, ни наших братьев по жизни — других жизненных форм, чтобы наслаждаться нашей планетой, нашим Солнцем, а в нас, людях (включая читателей этой книги), не было бы ощущения чуда, возникающего всякий раз, когда мы вглядываемся в усыпанный звездами ночной небосвод.
скачать dle 11.3
Добавлять комментарии стало проще - через социальные сети, но для полноценного использования лучше зарегистрироваться или войти на сайт :)
Информация
Посетители, находящиеся в группе Гости, не могут оставлять комментарии к данной публикации.