Совместная жизнь звезд, оказывается, намного богаче событиями, чем эволюция каждой из них поодиночке. Может ли взаимная близость звезд продлить их активный возраст? Какова природа звездных ассоциаций и почему погибают скопления звезд? Может ли взаимодействие светил привести к катастрофам? Почему свою Галактику мы знаем хуже, чем соседние? О том, как астрономы изучают жизнь звездных коллективов, и что любопытного, а порой и загадочного, в ней обнаруживается, — астрономы Алексей Расторгуев и Владимир Сурдин.
Ниже есть стенограмма эфира.
Ниже есть продолжение.
Участники:http://gordon0030.narod.ru/archive/10431/index.html
Расторгуев Алексей Сергеевич — доктор физико-математических наук, профессор кафедры экспериментальной астрономии физического факультета МГУ, зав. отделом Исследования Галактики и переменных звезд Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга (МГУ)
Сурдин Владимир Георгиевич — кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга (МГУ)
Обзор темы
Звезды не любят одиночества. Глядя на ночное небо, мы видим, что звезды рассыпаны по нему довольно равномерно — каждая сама по себе. Но это обманчивое впечатление: наблюдения в телескоп показывают, что многие звезды объединены в коллективы. Наименьшие из них — это звездные пары, двойные звезды. Это самый распространенный тип звездных систем: около половины всех светил живут попарно. Но известно немало и тройных звезд, а также 4-, 5- и 6-кратных систем, однако встречаются они не так часто. Как правило, чем богаче звездами система, тем реже мы их обнаруживаем. Наверное, многим знакома симпатичная кучка звезд на зимнем небе — Плеяды. Невооруженный глаз различает в ней 5–6 звезд, а телескоп — около 500. В Млечном Пути есть и более крупные скопления — до нескольких тысяч звезд. А если окинуть взором всю нашу Галактику, то можно обнаружить несколько гигантских скоплений, содержащих по миллиону, а редких случаях — по несколько миллионов звезд.
Известны два типа структуры звездных систем: хаотический, к которому относится подавляющее большинство звездных скоплений, и иерархический, представленный системами типа кратной звезды e Lyr. С точки зрения теории формирования звезд иерархические системы интереснее, поскольку сохраняют исходное распределение масс и размеров своих подсистем, что дает возможность судить о процессе гравитационной фрагментации.
Вопросы строения и динамической эволюции иерархических звездных систем сравнительно редко обсуждаются астрономами. Известно, что иерархические системы в динамическом смысле значительно устойчивее хаотических систем типа рассеянных или шаровых звездных скоплений. Тогда почему в наших каталогах заметно богаче представлены хаотические системы (С-системы, от chaotic), чем иерархические (Н-системы, от hierarchical)? Ответ далеко не очевиден, поскольку с точки зрения простой теории гравитационной фрагментации преимущественно должны формироваться именно Н-системы.
Для выяснения возможности формирования Н-систем можно сравнить их структурные характеристики со свойствами родительских молекулярных облаков. В частности, представляет интерес сравнение их фрактальных размерностей, разумеется, если оба класса объектов вообще обладают фрактальной структурой. Относительно молекулярных облаков, этот вопрос решен положительно: их структура действительно имеет фрактальный характер. Для выяснения фрактальных свойств звездных Н-систем мы теоретически построили скопления двух предельных типов — максимально плотные и максимально рыхлые. Оказалось, что оба они также имеют фрактальную структуру, но совершенно отличную от структуры родительских облаков. Вероятно, в этом и состоит причина крайне редкого рождения иерархических звездных систем высокой населенности.
Зато хаотических звездных скоплений — С-систем — довольно много вокруг нас. Чем они привлекают внимание астрономов? Оказывается, каждое поколение ученых находит в них свой интерес. Так, два века назад астрономы полагали, что звездные скопления не привлекают, а напротив — отвлекают их от поиска комет: далекое скопление выглядит в небольшой телескоп как туманное ядро кометы. Поэтому французский астроном Шарль Мессье переписал все известные ему скоплений — чтобы не отвлекаться и не путать их с кометами. В те годы большинство астрономов в погоне за кометами старалось не обращать внимание на звездные скопления, а сегодня мы благодарны им за первые каталоги этих удивительных объектов. В частности, каталог самого Мессье — один из самых ходовых как у любителей астрономии, так и у профессионалов.
Самым прозорливым среди астрономов конца XVIII в. оказался немецкий музыкант Вильям Гершель, в молодости перебравшийся в Англию и там, в свободное от работы время, строивший себе телескопы и наблюдавший с их помощью звезды. Он сделал множество замечательных открытий, например, впервые с доисторических времен обнаружил новую планету — Уран. Именно Гершель стал первым детально изучать звездные скопления с ясным пониманием того, что это очень важные и полезные для науки объекты. Так оно и оказалось.
В начале ХХ в. звездные скопления, заметные на гораздо больших расстояниях, чем одиночные звезды, помогли астрономам выяснить в общих чертах структуру нашей гигантской звездной системы — галактики Млечный Путь. В середине ХХ в. скопления звезд вновь стали желанным объектом для тех астрономов, кто изучал эволюцию отдельных звезд. В те годы астрономы уже поняли, что термоядерные реакции служат источником энергии звезд, и стали на основе этого стоить математические модели небесных светил. Но модели надо было сравнивать с реальными объектами — а с какими именно? Мир звезд очень разнообразен: звезды различаются по возрасту, массе, размеру, химическому составу, температуре поверхности и другим параметрам. И тут вновь выручили звездные скопления. Законы механики указывают, что большой звездный коллектив не может образоваться из случайно сблизившихся светил, значит, все звезды в скоплении генетически связаны между собой, все они родились вместе, из одного вещества, в одну эпоху. А современные различия в их внешности определяются только исходным различием в массах звезд. Имея лишь один свободный параметр, легко построить серию моделей и сравнить ее с наблюдениями. Поняв это, астрономы довольно быстро разобрались с процессами, контролирующими эволюцию одиночных звезд.
Но ведь именно в скоплениях должно быть заметным взаимное влияние звезд. Исследование этой проблемы тоже привело к интересным находкам.
Звездные коллективы рождаются и умирают. Мы знаем, что в Галактике сотни миллиардов звезд, а много ли в ней звездных скоплений? Недавние подсчеты показали, что звездных скоплений не очень много — скорее всего, порядка 20 тысяч. Можно сказать, что это «элита» Галактики, особенно — в смысле их значимости для астрономии. Однако скопления не одинаковы. Их делят на шаровые и рассеянные. Если судить по названиям, то скопления различаются формой. И действительно, шаровые скопления даже в небольшой телескоп видятся нам как яркие звездные шары правильной формы, содержащие сотни тысяч и миллионы звезд. Рассеянные скопления поскромнее; звезд в них — не более нескольких тысяч, а форма не всегда правильная. Вспомнив Плеяды, мы поймем, почему скопления — рассеянные. Однако главные различия между этими двумя группами скоплений не в форме и богатстве, а в возрасте, химическом составе звездного вещества, пространственном распределении и характере орбит в Галактике.
Рассеянные скопления живут в галактическом диске. В окрестностях Солнца их известно чуть более полутора тысяч, а всего в Галактике их, вероятно, около 20 000. Самым молодым скоплениям — 1 млн лет, а старым — почти 10 млрд. Движутся они почти по круговым орбитам.
В крупном скоплении — миллионы звезд. Как изучать их взаимное влияние и перемещение в пространстве? До последних лет не существовало компьютеров, которые могли бы справиться с решением нескольких миллионов дифференциальных уравнений, описывающих движение такого числа звезд. Недавно такой компьютер создан, в Японии. Разумеется, это не универсальный компьютер, а специализированный, на нем нельзя играть в шахматы или ходить по Интернету, эта машина предназначена только для вычисления сил притяжения и решения дифференциальных уравнений, описывающих движение звезд в скоплении. Но уж это она умеет делать замечательно быстро, совершая более 10 млрд операций в секунду. Такой компьютер может проследить за движением миллионов взаимодействующих друг с другом звезд на отрезках времени в миллиарды лет.
Конечно, в ожидании суперкомпьютера специалисты по звездной динамике — науке, занимающейся изучением физики и эволюции звездных систем под действием сил взаимного притяжения — не сидели, сложа руки. Они исследовали эволюцию звездных скоплений так же, как физики изучают поведение атомов в макроскопическом теле: описывается не каждый атом или молекула, число которых неизмеримо велико, а их средние параметры — распределение звезд в пространстве, их распределение по скоростям и массам. Правда, звезды не так похожи друг на друга, как атомы одного химического элемента. Звездное скопление больше напоминает «коктейль» из всей таблицы Менделеева — по массам и размерам звезды различаются в сотни раз. Но в первом приближении их можно считать одинаковыми, а затем постепенно уточнять картину.
На этом пути астрономам удалось продвинуться весьма далеко: уподобив звездное скопление газовому облаку, где каждая молекула — звезда, удалось еще в 1940–60-е годы аналитически рассчитать структуру скоплений и основные закономерности их эволюции. (Кстати, оказалось, что некоторые модели, описывающие строение звезд, хорошо применимы и к звездным скоплениям.) Появление первых быстрых компьютеров в 1970–80-е годы позволило уточнить эту картину, учтя различие звезд по массе. А расчеты на суперкомпьютерах пока лишь подтверждают полученные ранее результаты, что само по себе приятно. В полной мере вся мощь новой техники будет использована при исследовании экзотических ситуаций, например, при расчете эволюции плотных ядер галактик, в которых звезды с огромными скоростями сталкиваются друг с другом и частично, а иногда и полностью разрушаются; где звезды разрываются на части и поглощаются гигантскими черными дырами. Только численный анализ сможет прояснить ситуацию в таких условиях. Но это дело будущего.
А пока нам удалось проследить судьбу типичного звездного скопления, которое — как и все на свете — рождается, живет и умирает. Дело в том, что гравитационное взаимодействие звезд друг с другом вызывает обмен энергией между ними. Сближаясь в пространстве, две звезды возмущают движение друг друга и, пролетев по гиперболическим траекториям, вновь расходятся, но уже изменив свою кинетическую энергию: в зависимости от соотношения масс, скоростей и направления движения одна из звезд приобретает, а другая — теряет энергию. В результате многочисленных взаимодействий звезды в скоплении, как и молекулы в газе, стремятся к равнораспределению по энергии, когда кинетическая энергия всех звезд в среднем одинакова. Однако на этом аналогия между молекулами и звездами кончается.
Когда в баллоне с газом среди молекул устанавливается равнораспределение энергии, система приходит в стационарное состояние, которое уже не меняется. Однако звездное скопление, лишенное наружных стенок, в принципе не может быть стационарным: наиболее быстрые звезды, преодолев притяжение всего скопления, вылетают из него и уже не возвращаются. Поэтому звездное скопление постоянно «худеет», теряя своих членов. А окружающие объекты и вся Галактика в целом еще и норовят отщипнуть от него кусочек: стоит звезде удалиться от центра своего скопления на некоторое критическое расстояние, и она уже не возвращается — приливные гравитационные силы Галактики уводят ее «в свободное плавание», но еще очень долго она будет «сопровождать» скопление по орбите. Если рядом со скоплением пролетает массивное облако межзвездного газа, то и оно своей гравитацией «встряхивает» скопление и заставляет его терять звезды. В итоге типичное рассеянное звездное скопление, состоящее из 300 звезд, до полного своего «испарения» живет несколько сотен млн лет, успевая сделать от силы несколько оборотов вокруг центра Галактики.
Сопоставив это с тем, что астрономы знают о формировании звезд, — а знают они, что звезды в большинстве своем рождаются плотными компаниями в недрах межзвездных облаков, можно было бы сделать вывод, что молодые звезды должны жить скоплениями, а достигнув возраста около 200–500 млн лет, должны уже летать по просторам Галактики поодиночке. Но в действительности это не так: большинство самых молодых звезд с раннего возраста живет поодиночке (или по две-три в группе), но не в составе крупных скоплений. Правда, при этом они образуют ассоциации — обширные расширяющиеся звездные облака, как будто бы сразу после рождения некая сила взорвала молодое скопление звезд. Долгое время природу этой «силы» астрономы не понимали; а некоторые, например, академик В. А. Амбарцумян, подозревали в этом даже некую «новую физику». Но позже решение нашлось: «виноваты» оказались сами звезды. Когда в скоплении, еще погруженном в недра газового облака, рождаются яркие горячие звезды, они нагревают окружающий газ, его давление стремительно повышается, и облако лопается, как перегретый паровой котел. Газ разлетается, и звездное скопление остается предоставленное самому себе. Если прежде силы притяжения газа удерживали быстро движущиеся звезды от разлета, то теперь их ничто не сдерживает, и они разлетаются — образуется расширяющаяся звездная ассоциация. Лишь небольшая доля медленно движущихся звезд остается жить вместе, в виде так называемого «рассеянного» скопления, которому также суждено разрушиться через сотни миллионов лет.
Что же остается на месте звездного скопления, после того как оно разрушится? Так и хочется сказать: да ничего! Однако простые физические рассуждения говорят, что все не так просто. Покидая скопление, звезды уносят часть его энергии. Поэтому конечным результатом эволюции скопления может стать двойная или иерархическая кратная звезда — система с отрицательной полной энергией, о которых мы уже говорили. Не исключено, что часть кратных систем образовалась именно так, законы физики это допускают.
Шаровые скопления — древнейшие жители Галактики. Изучая звездные скопления, астрономы уже давно выделили совершенно особый их класс: плотные сферические системы, содержащие сотни тысяч и даже миллионы звезд и разбросанные во всем объеме Галактики, даже очень далеко от областей звездообразования. По всему было видно, что это весьма старые скопления, что и подтвердилось при изучении их звезд. Выяснилось, что возраст этих реликтовых скоплений не менее 10–15 млрд лет, то есть такой же как у самой Галактики, да и у всей нашей Вселенной. Значит, в этих «шаровых» скоплениях заключены старейшие звезды, возможно, звезды самого первого поколения! Да и скопления в целом — ровесники Галактики — должны многое «помнить» о той далекой эпохе.
К сожалению, в Галактике осталось очень мало шаровых скоплений: пока их обнаружено всего 150, хотя для их поиска предпринимались серьезнейшие усилия. Наши расчеты, основанные на численном моделировании процесса поиска и обнаружения шаровых скоплений в Галактике, показывают, что, возможно, нам удастся найти еще десяток-другой таких скоплений, но не больше. Фактически, все они уже на учете — очень ценные, совсем уж раритетные объекты.
Первый вопрос, на который обязана была ответить звездная динамика: «Почему в нашу эпоху рассеянные звездные скопления не доживают и до 1 млрд лет, а шаровые скопления прожили уже более 10 млрд и, судя по их „бодрому виду“, проживут еще не один раз столько же?» Ответ таков: «Шаровые скопления удачно расположились в Галактике — вдалеке от ее диска, где сосредоточено большинство разрушающих факторов». Двигаясь по высокой галактической орбите, такое скопление лишь дважды за оборот пролетает сквозь диск Галактики, да и то настолько быстро, что эти «разрушающие факторы» не успевают сработать. Впрочем, понятие «удачно расположились» неприменимо к неодушевленным объектам. Тут впору говорить о естественном отборе: до наших дней выжили только те из шаровых скоплений, которым их исходные гигантские массы — а время существования как раз зависит от массы! — и «удачные» галактические орбиты позволили это сделать.
Когда мы говорим о галактических орбитах скопления, можно вспомнить гипотезы некоторых геологов, считающих, что движение Солнечной системы в Галактике оказывает какое-то периодическое влияние на нашу Землю, вызывает на ней сильные изменения, катастрофы. Нет ли здесь чего-то общего с разрушением скоплений?
По мнению астрономов, геологи преувеличивают влияние Галактики на земные процессы. Да и совпадение характерных промежутков времени между геологическими катаклизмами и периода солнечной орбиты весьма условное: сложно оценивать точность геологических часов, да и наши знания о движении Солнца в Галактике еще далеки от совершенства. Тем не менее, определенная схожесть между разрушением звездных скоплений и периферии Солнечной системы, кажется, есть. Подобно скоплениям, Солнце колеблется относительно плоскости Галактики, испытывая при этом периодические «встряски» примерно через каждые 34 млн лет. Прямо на Землю это повлиять не может: она слишком глубоко запрятана внутри Солнечной системы. Но далеко за орбитой Плутона это приводит к существенному изменения орбит комет и астероидов, часть из которых устремляется внутрь планетной системы и может бомбардировать Землю.
Конечно, есть еще один фактор. Периодически (хотя до сих пор точно не известно, с каким именно периодом!) Солнце вместе с планетами пересекает спиральный рукав Галактики. Принято считать, что спиральные рукава — волновые образования, в них газ и пыль в среднем плотнее, чем в межрукавном пространстве. В рукавах рождаются звезды. Так вот, более плотная среда может «раскачивать» кометный «резервуар» Солнечной системы (называемый Облаком Оорта), увеличивая частоту пролет комет мимо Земли. Конечно, при этом возрастает опасность масштабных космических катастроф.
Но вернемся к шаровым звездным скоплениям. За миллиарды лет своей эволюции они успевают сильно измениться. Взаимодействуя друг с другом, звезды перераспределяются в объеме скопления: если звезда немного уменьшает свою скорость, то она начинает падать к центру скопления, а если увеличивает скорость, то удаляется от центра. Массивные звезды, обмениваясь с более легкими звездами кинетической энергией, тормозятся и направляются к центру скопления, а менее массивные, напротив, увеличивают скорость и поднимаются к внешним частям скопления или вообще покидают его. Изначально однородное звездное скопление начинает расслаиваться: у него формируется плотная центральная часть — ядро — из более массивных звезд и обширная периферия, или корона — из легких звезд.
Расчеты, проделанные еще 40 лет назад замечательным петербургским астрономом Вадимом Антоновым, показали, что центральная часть звездного скопления должна за конечное время сжаться до нулевого размера и бесконечной плотности — позже это назвали «гравитермической катастрофой». Когда этот теоретический результат был получен, астрономов очень заинтересовало, а что же происходит в действительности в центре звездного скопления, когда звезды тесно сближаются друг с другом. В природе не бывает бесконечностей, это всего лишь математическая абстракция. По поводу уплотняющихся ядер звездных скоплений высказывались разные идеи: одни говорили, что звезды будут сталкиваться и разрушать друг друга, другие — что они будут сталкиваться и слипаться друг с другом, и при этом из многих звезд получится одна большая звезда. Но такая сверхзвезда, конгломерат из сотен слившихся вместе звезд, представляла бы собой чрезвычайно эффектное зрелище, а в звездных скоплениях никогда ничего подобного не наблюдалось. Ни у одного из скоплений в центре не видно суперзвезды.
Значит, простые модели не учитывают какие-то важные особенности звездных скоплений. Какие же именно? Оказалось, что при тесном сближении звезды начинают активно «толкаться». Не в прямом смысле (об этом разговор еще впереди), а динамически, изменяя движение друг друга, причем весьма своеобразно. Виртуальные эксперименты на компьютере показали, что когда к двойной звезде приближается одиночная, то происходит одно из двух: если подлетает легкая звезда, а компоненты пары «упитанные», то легкую звезду они чаще всего «отфутболивают», а сами теснее прижимаются друг к другу. Но если подлетает массивная звезда, а в паре один из членов легкий, то происходит обмен: легкий компонент выбрасывается из пары, а на его место садится массивный «чужак». Наконец, если встречаются две звездных пары, то более массивная и плотная из них становится еще плотнее, а менее плотная разрушается.
Когда эти особенности звездной жизни выяснились, кто-то из астрономов произнес сентенцию о том, что и в мире звезд «бедные становятся беднее, а богатые — богаче».
Результатом этой звездной толкучки может стать прекращение сжатия ядра скопления и даже его последующее расширение. Но пока рано считать решенной судьбу ядер звездных скоплений: в конце прошлого года появились сообщения, что в центрах двух массивных шаровых скоплений обнаружены огромные черные дыры — с массами в тысячи раз больше солнечной. Если это подтвердится, то докажет, что ядра некоторых скоплений испытали катастрофическое сжатие — коллапс.
Строение нашей Галактики до сих пор загадка. Живя внутри Галактики, мы до сих пор плохо знаем ее план и историю. Соседние звездные системы, скажем, Туманность Андромеды, видны нам со стороны, поэтому их строение изучать легче, чем той Галактики, в которой мы сами находимся.
При изучении нашей звездной системы обнаруживаются неожиданные трудности: Солнце находится почти точно в плоскости Млечного Пути, как раз там, где сосредоточено межзвездное вещество — огромные облака газа и пыли, практически непрозрачные для света. Плотность пыли такова, что блеск звезд, находящихся на расстоянии 1 кпк ослабляется в среднем примерно в 3 раза! Именно потому о строении других галактик мы знаем, пожалуй, больше, чем о нашей родной звездной системе. Фактически мы лишены возможности наблюдать всю Галактику вдоль ее плоскости на расстоянии более нескольких килопарсеков. Хорошо изученной областью Галактики до сих пор остается лишь окрестность Солнца радиусом 1,5–2 кпк, а дальше видны только ярчайшие или переменные объекты и источники радио- и рентгеновского излучения. Именно солнечная окрестность и дает нам основную информацию о том, как живет наша Галактика.
Но вначале — о другом. Прежде чем изучать строение Галактики, надо научиться определять расстояния до звезд, звездных скоплений и других интересных объектов. Астрономы знают, что это непростая задача. Но — исключительно важная для всей астрономии. Ее обычно называют проблемой шкалы расстояний. Суть проблемы состоит в том, чтобы найти универсальную «линейку», с помощью которой можно равным образом уверенно измерять расстояния в солнечной системе, в Галактике и далеко за ее пределами. Поиск такой линейки ведется на протяжении сотен лет.
Расстояния между телами солнечной системы известны нам очень хорошо с помощью радиолокации или из законов движения планет. Линейка здесь — радиус земной орбиты. На него опираются тригонометрические параллаксы близких звезд. Чтобы понять, что такое параллакс, проделаем тривиальный опыт. Вытянем руку с поднятым вверх большим пальцем и будем смотреть на него, поочередно закрывая левый и правый глаз. На фоне стены палец будет смещаться. То же самое происходит и со звездой, когда мы наблюдаем ее с Земли, движущейся по своей орбите: на фоне более далеких звезд она описывает эллипс, большая ось которого зависит от расстояния до звезды. Угловой размер оси и называют тригонометрическим параллаксом. Даже для близких звезд он ничтожен и составляет доли угловой секунды (как правило, в сотни раз меньше самой малой детали, различимой человеческим глазом). Отсюда и название галактической единицы расстояния — парсек, или параллакс-секунда. Он примерно в 200 000 раз больше астрономической единицы, т. е. радиуса земной орбиты. Точность измерения параллаксов наземными телескопами — не лучше 0,005″, а космическими — раз в пять выше. Это означает, что с Земли можно неплохо измерять тригонометрические расстояния всего лишь до 50–100 пк.
Сделаем следующий шаг в определении расстояний. Довольно легко сообразить, что расстояние до звездного скопления определяется точнее, чем для одиночной звезды — хотя бы потому, что расстояния усредняются. Самые близкие к нам скопления — Гиады и Плеяды (расстояния 45 и 120 пк). А теперь, зная расстояния до двух скоплений, мы можем рассчитывать расстояния и до других скоплений, пользуясь тем простым рассуждением, что однотипные звезды во всех скоплениях должны иметь почти одинаковую светимость (т. е. блеск по сравнению с Солнцем). Мы знаем, что видимый блеск звезды уменьшается с расстоянием и можем отсюда найти расстояние.
Следующий шаг весьма любопытен и плодотворен: в некоторых рассеянных скоплениях открыты цефеиды — это пульсирующие переменные звезды, с завидной регулярностью, как часы, меняющие свой блеск. Они очень яркие и видны даже в далеких галактиках, и что важно — их трудно спутать с другими постоянными и переменными звездами. Светимость цефеид тем больше, чем больше период изменения блеска. Закон, связывающий эти две величины, мы можем определить, зная расстояния до рассеянных скоплений с цефеидами! Последовательность шагов, о которой шла речь, астрономы называют «калибровкой» шкалы расстояний, другими словами, взаимным согласованием расстояний, найденных разными методами. Итак, линейка для измерения расстояний в Галактике найдена!
А теперь перенесем ее на внегалактические просторы. С помощью космического телескопа имени Хаббла в далеких галактиках скопления Девы несколько лет назад было найдено множество цефеид, удалось точно измерить их видимый блеск и определить периоды. А потом — и расстояния до галактик.
Конечно, цефеиды — не единственные звезды, которые можно использовать как «стандартные свечи». Главное, чтобы блеск «свечи» был известен. Таких объектов много, а Сверхновые звезды, блеск которых в максимуме сравним с излучением всей галактики, позволяют оценивать расстояния до самых далеких галактик, находящихся почти на границе видимой Вселенной. Но все равно в основе шкалы расстояний лежат рассеянные скопления и цефеиды.
Чуть больше 10 лет назад, в 1989 г., Европейское космическое агентство запустило уникальный космический телескоп — Гиппарх (HIPPARCOS) специально предназначенный для точного измерения расстояний более 118 000 звезд (к слову сказать, до сих пор наземными телескопами было измерено чуть больше 13 000 параллаксов). Весь астрономический мир с огромным нетерпением ожидал завершения трехлетней космической миссии, потому что была надежда на прямое определение точных расстояний и абсолютного блеска большого числа звезд разных классов — в том числе и переменных — по которым затем можно будет определять внегалактические расстояния, и окончательное решение проблемы. Увы! — надежды астрономов оправдались далеко не полностью. До сих пор единой точки зрения ша шкалу расстояний нет. В среде астрономов есть как сторонники длинной шкалы расстояний, так и короткой. Все зависит от того, как определяется расстояние до «стандартных свечей».
Проблема выбора между двумя шкалами имеет важнейшие последствия для космологии и теории эволюции звезд. Попробуем понять, в чем здесь дело. Чем короче шкала расстояний, тем меньше светимость звезд и тем больше возраст самых старых скоплений Галактики — шаровых. С другой стороны, чем короче шкала расстояний, тем больше величина постоянной Хаббла — одного из важнейших наблюдательных параметров современной космологии — и тем меньше возраст Вселенной. Если мы примем короткую шкалу расстояний, то возраст Вселенной (около 10–12 млрд лет) окажется меньше возраста шаровых скоплений (15–18 млрд лет). В длинной шкале расстояний такого противоречия нет, именно по этой причине большинство астрономов — вольно или невольно — «выбирают» длинную шкалу расстояний. Тем не менее накоплено немало аргументов в пользу короткой шкалы расстояний рассеянных скоплений и цефеид. Долгое время было непонятно, как преодолеть это противоречие. Но вот в конце 1990-х г., после открытия новых свойств космического вакуума, или «квинтэссенции», стало ясно, что в расширяющейся с ускорением Вселенной среднее значение постоянной Хаббла будет меньше современного, и возраст Вселенной нужно увеличить.
Различие между короткой и длинной шкалами расстояний проявляется в том, что все расстояния нужно одновременно уменьшить или увеличить, всего лишь примерно на 20%. Это касается и расстояний до скоплений, до галактик, а также расстояния от Солнца до центра нашей Галактики. Для астрономов это очень важная величина, это масштаб всех расстояний в Галактике и, во многих случаях, за ее пределами. Для галактической астрономии величина R0 так же важна, как для внегалактической астрономии и космологии важна постоянная Хаббла — H0. И вот что удивительно: несмотря на огромные затраты сил астрономы вот уже более полувека не могут измерить величины обеих этих констант с точностью лучше 20%. Даже стыдно как-то становится, если вспомнить, что астрономическая точность всегда была нарицательным понятием.
А не зная величины R0 — этого «мерного шеста» галактической астрономии, мы теряем возможность точно определить многие другие параметры Галактики, например, расстояния до далеких звезд, скоплений и туманностей, скорость вращения Галактики, ее массу и прочие важные вещи. А как, скажем, разобраться в природе самого галактического ядра, не зная расстояния до него? Существует очень серьезная гипотеза о том, что в центре Галактики расположена гигантская черная дыра, масса которой в 2–3 млн раз больше солнечной. Однако наблюдается не сама «дыра», а окружающие ее звезды, вращающиеся по орбитам вокруг дыры со скоростями более 1000 км/с. Они наблюдаются уже более 10 лет и их орбиты неплохо известны. Скорость можно измерить по доплеровскому эффекту, а с помощью прецизионных радио- и инфракрасных наблюдений можем измерить угловой размер орбит. Но чтобы по этим данным вычислить массу центрального тела и решить вопрос о массе черной дыры, необходимо надежно знать расстояние до объекта. Ошибка в определении R0 дает не меньшую ошибку в определении массы центрального источника и возрастает в квадрате при определении его светимости.
Вот почему астрономы уже много десятилетий занимаются уточнением значения R0. Эта работа не афишируются, ибо не сулит сенсационных открытий. Но это именно та работа, для которой изобретаются новые и оттачиваются старые методы, собираются огромные массивы данных об астрономических объектах и в промежуточных результатах достигается та самая, легендарная «астрономическая точность», хотя окончательный результат по-прежнему вызывает споры.
Как же измерить расстояние до невидимой точки? Что такое вообще центр Галактики — материальный объект или некая условная геометрическая точка. Вопрос также в том, единственная ли эта точка и как ее определить. Например, у галактик аморфной структуры, таких неправильных, как Магеллановы Облака, трудно указать геометрический центр. У эллиптических галактик, напротив, он четко определяется по яркому звездообразному ядру. Наша Галактика относится к спиральным системам. У большинства галактик с хорошо развитыми спиральными рукавами в центре есть крохотное ядрышко, вокруг которого концентрируются старые звезды гало и через которое проходит ось вращения галактического диска, состоящего из сравнительно молодых звезд и туманностей. Можно надеяться, что и у нашей Галактики есть плотное ядрышко, отмечающее ее геометрический и динамический центр.
Постепенно астрономы все ближе подбираются к этому загадочному объекту. Правда, оптические лучи от него не достигают нас: мешает межзвездная пыль. Но инфракрасные телескопы указывают на значительную концентрацию звезд в созвездии Стрельца, а радиотелескопы фиксируют в этом направлении мощный источник Sgr A, который, как считается, совпадает с центром Галактики. Однако, ни инфракрасные, ни радиотелескопы до последнего времени не позволяли измерять расстояния.
Кстати, впервые удалось указать направление на центр Галактики все же оптическими методами. Сделал это американский астроном Харлоу Шепли в начале ХХ века, смело предположив, что шаровые скопления, населяющие гало Галактики, симметрично распределены вокруг галактического центра. Заметив, что шаровые скопления в основном видны в направлении созвездий Скорпиона, Змееносца и Стрельца, Шепли понял, что именно там находится центр Галактики. Расстояние до области концентрации шаровых скоплений он оценил в 16 кпк и, как выясняется, ошибся не более, чем в два раза.
С тех пор произошел колоссальный прогресс в точности определения направления на центр Галактики: теперь уже указывается не созвездие, а безошибочные координаты — прямое восхождение по сетке 2000 г. равно 17 час. 46 мин., а склонение составляет −28° 0′ 56″.
До самых последних лет для измерения R0 применялись только оптические методы, зависимые от межзвездного поглощения света. Один из них тоже связан с переменными звездами, но другого типа, не с цефеидами. Несмотря на сильное поглощение в направлении галактического центра — а блеск звезд, находящихся непосредственно в ядре Галактики ослабляется примерно в 50 000 раз! — там есть относительно прозрачные «окна», и сквозь них можно хорошо видеть переменные звезды типа RR Лиры, которые, как и цефеиды, тоже можно считать «стандартными свечами». По их блеску можно найти расстояние до центра Галактики, чуть меньше 8 кпк. А вообще, сколько методов, столько разных оценок расстояния до центра Галактики. Если взять все результаты измерений, разнобой поначалу поражает: от 6 до 10 кпк. Это должны иметь в виду те неастрономы, кто использует величину R0 в своих исследованиях.
И все же каждый ученый не может «играть в свою науку»: для приведения в общую систему работ по галактической динамике и астрономии и сравнения результатов хорошо бы договориться, какого значения R0 придерживаться. От этого зависит безошибочная стыковка многих других результатов. Поэтому в 1963 г. астрономическое сообщество договорилось принять единые значения важнейших величин, характеризующих размер Галактики (R0) и скорость ее вращения в районе орбиты Солнца (v0): R0 = 10 кпк и v0 = 250 км/с. Однако после этого решения энтузиазм в определении параметров Галактики не ослаб. И нет ничего удивительного в том, что каждая астрономическая школа придерживается своих традиций в выборе методов и индикаторов для определения этих величин. Поэтому каждый коллектив астрономов получает и отстаивает свое значение R0 (то же касается и постоянной Хаббла). Это совершенно нормально, и мы надеемся, что в таких спорах не только рождается истина, но и изобретаются новые хитроумные методы исследований.
Если же говорить серьезно, то измерение расстояний — это больное место астрономии, ее главная проблема, и на неожиданный прогресс здесь надеяться не приходится. Но все же в ближайшие годы мы смотрим с оптимизмом: есть надежда на быстрый прогресс в измерении больших расстояний. О космических астрометрических миссиях мы уже упоминали, а вот о радиоастрометрии нужно рассказать особо.
Угловое разрешение больших антенных систем и межконтинентальных радиоинтерферометров достигает сейчас 0,001″. Этого еще не достаточно для прямого тригонометрического измерения расстояний до источников в центре Галактики, но с запуском в ближайшие годы на околоземную орбиту крупных радиоантенн это уже станет возможным. Но и сейчас радиоастрономы предлагают очень интересные методы для измерения R0. Один из них похож на метод статистических параллаксов в звездной астрономии. Представим себе группу хаотически движущихся объектов, например, звезд в скоплении. По эффекту Доплера можно измерить среднюю скорость их движения вдоль луча зрения, а по изменению их видимого относительного положения (эти движения называют «собственными») можно определить среднюю угловую скорость. Чтобы перевести угловую скорость в линейную, требуется знать расстояние до звезд. Но можно обернуть задачу, предположив, что средние скорости звезд вдоль и поперек луча зрения равны. Тогда легко вычислить расстояние до скопления. Так, например, независимым образом вычисляют расстояния до некоторых шаровых скоплений.
Так и поступили радиоастрономы. Вблизи центра Галактики есть гигантское облако межзвездного вещества Стрелец В2 (Sgr В2), в котором наблюдается несколько крохотных хаотически движущихся уплотнений, излучающих в линии молекулы воды. Это излучение, усиленное мазерным эффектом, позволяет очень точно определять как лучевую скорость, так и угловое перемещение уплотнений. Наблюдая в течение нескольких лет Н2О-мазеры в источнике Sgr В2, радиоастрономы оценили расстояние до него в 7,1 ± 1,6 кпк. Это уникальный по важности результат. Хотя его формальная точность пока невысока, в перспективе этот метод станет значительно точнее.
Поглощение в инфракрасном диапазоне намного меньше, чем в оптическом. На длине волны около 2,2 микрон, например, поглощение примерно в 12 раз (!) меньше, чем в желтых лучах, к которым наиболее чувствителен глаз человека. Значит, инфракрасный «глаз» способен пронизать гораздо большую толщу галактического диска! Именно по этой причине в последние десятилетия столько внимания уделяется инфракрасному изучению Галактики. К примеру, в современные инфракрасные каталоги занесены данные более чем о 150 млн звезд. Правда, до оптики еще далеко: самый полный оптический каталог, созданный Американской морской обсерваторий в Аризоне, содержит более 1 млрд (!) звезд до 21 величины (такие звезды в миллион раз слабее видимых невооруженным глазом). В ближайших планах стоит измерение расстояний десятков миллиардов звезд космическими аппаратами.
Вообще наша астрономическая эпоха — время огромных по объему каталогов, куда записана полная информация о звездных характеристиках: их положении, блеске, движении. Именно на их основе изучается строение Галактики и движение звезд, туманностей и звездных скоплений.
Важным инструментом для уточнения характеристик Галактики и, в частности, R0, становится численное моделирование. Создав модель Галактики, можно имитировать процесс ее наблюдения из Солнечной системы, с учетом межзвездного поглощения света, которое мешает нам обнаруживать далекие звезды и шаровые скопления. В итоге это позволяет вносить коррективы в измеренное значение R0.
Можно пойти другим путем, имитируя движение близких к Солнцу объектов в плоскости Млечного Пути с учетом искривления их траекторий в спиральных рукавах. Так можно определить положение центра вращения галактического диска и расстояние до него, и — что особенно интересно и удивительно! — наметить картину спиральных рукавов Галактики, о которых мы еще очень мало знаем (неизвестно даже их количество). Дело здесь вот в чем.
Непосредственному наблюдению спирального узора Галактики мешает — конечно же! — межзвездное поглощение света, тем более что в спиральных рукавах сосредоточено громадное количество пыли. Глядя на другие галактики — туманность Андромеды, туманность Треугольника, галактику Водоворот (М51), астрономы давно задаются вопросом: а что у нас, в нашем родном Млечном Пути? Такие же мощные длинные спиральные ветви, охватывающие всю галактику или фрагменты, отрезки рукавов? Хорошо известно, что спиральные ветви выделяются как яркие рукава благодаря наличию в них экстремально молодых объектов — звездных ассоциаций, молодых скоплений, ярких облаков ионизованного водорода, потому что именно в спиральных рукавах рождаются звезды, это — их колыбель.
Казалось бы, чего проще: посмотреть, как в нашей Галактике распределены эти объекты и сделать соответствующие выводы. Но — увы! — тут-то и мешает межзвездная пыль, иногда настолько плотная, что она совершенно скрывает от нас эти даже яркие объекты или неузнаваемо искажает картину их пространственного распределения. Правда, в направлении созвездий Киля (на южном небе) и Стрельца и Скорпиона (на северном небе) виден мощный фрагмент спирали, содержащий множество молодых и ярких объектов. Еще один более бедный яркими звездами фрагмент виден в направлении Кассиопеи и Персея. И все? Да, в оптическом диапазоне почти больше ничего не видно. К пыли добавляется еще одна трудность. Если наш взор пронизывает два или более спиральных рукавов, как отделить их друг от друга? Как «приписать» им конкретные наблюдаемые объекты — цефеиды, скопления, ассоциации? Совершенно ясно, что для этого надо знать их точные расстояния. А это, как мы уже поняли, до сих пор одна из самых непростых проблем современной астрономии. Именно поэтому оптические проявления спиральной структуры остаются весьма смутными и неоднозначными. Все, что мы о ней знаем, основано на наблюдениях близких солнечных окрестностей; и мы — уже в который раз! — сталкиваемся с тем, что приходится экстраполировать результаты локальных наблюдений на всю Галактику.
И вот здесь неожиданно появляется удивительная возможность изучения спирального узора на основе звездной кинематики, т. е. изучения движений звезд. Можно задуматься: а как, собственно, спиральные рукава связаны с движением звезд? Дело вот в чем. Сейчас все астрономы считают, что спиральный узор — это проявление волны уплотнения, прокатывающейся по газо-звездному диску. Благодаря вращению диск приобретает упругие свойства, и вот по этой-то упругой среде катятся спиральные волны, одна за одной. Уплотнение вещества вызывает возмущающую силу, которая действует на все объекты и немного меняет их скорость. Современные методы измерения лучевых скоростей по эффекту Доплера, а также угловых смещений звезд (так наз. «собственных движений») настолько точны, что могут выявить отклонения скоростей от чисто кругового вращения Галактики. Первые такие исследования были выполнены в 1970-х г., с тех пор появились гораздо более полные и точные наблюдательные данные. Первое, что они дали — позволили определить межрукавное расстояние вблизи Солнца, примерно 2 кпк. Эта величина, в свою очередь, связана со степенью закрутки рукавов. Поскольку числа рукавов мы совсем не знаем, то остается неопределенность в угле закрутки. Если рукавов два — угол закрутки близок к 5°, если рукавов четыре, угол вдвое больше. Так что мы можем сказать, что спиральные рукава нашего Млечного Пути — если, конечно, этот спиральный узор глобальный — закручены довольно туго.
Завершенной строгой теории спиральной структуры пока не существует, хотя в ее волновой природе никто, похоже, не сомневается. Остается несколько вопросов — как это обычно бывает — самых непростых: где расположен «генератор» волн? С какой скоростью вращается спиральный узор? Каково его время жизни? Лет десять назад в центральной области Галактики обнаружен эллипсоидальный «бар», перемычка, вращение которого способно генерировать узор.
И еще один интересный штрих, касающейся спирального узора. По теории спирали вращаются твердотельно, как лазерный диск, а диск Галактики, как говорят, «дифференциально», т. е. с разной угловой скоростью на разных расстояниях. Есть в Галактике область, где спиральный узор и диск вращаются синхронно. Ее так и называют зоной синхронного вращения. Здесь происходит вот что: если в других областях диска звезды и газовые облака периодически проходят сквозь спиральный рукав, то в области синхронного вращения они очень длительное время не чувствуют его возмущающего влияния. В спиральном рукаве рождаются звезды и планетезимали, протопланетные тела; кометы; — в общем, небесные тела, представляющие непосредственную угрозу органической жизни. Есть астрономы, которые на основании скрупулезного анализа наблюдательных данных пришли к выводу, что Солнечная система как раз и находится в области синхронного вращения, а потому-то в ней возникла жизнь, которой не мешали катастрофические явления, сопровождающие периодические пересечения спирального рукава. Кто знает — может, в этом что-то есть, тем более что другие цивилизации пока не поделились с нами своими соображениями по этому поводу...
Еще одна особенность звездных движений в диске нашей Галактики пока не получила своего полного объяснения. Наблюдения за скоростями звезд разного возраста приводят к удивительному выводу: существует какой-то механизм, вызывающий быстрый рост средних скоростей звезд. Примерно за 150 млн лет молодые звезды удваивают свои скорости! Такое невозможно, если звезды взаимодействуют только друг с другом. Часть ускорения объясняется гравитационным рассеянием звезд на молекулярных облаках, массивных «коконах», из которых рождаются звезды. Это все тот же механизм обмена кинетической энергией, но на этот раз с крайне массивными объектами. Но поразительно быстрый рост скоростей со временем пока не объяснен. Не исключено, что и здесь какую-то роль играют волны плотности, спиральные рукава.
В итоге астрономы хотели бы создать всеобъемлющую компьютерную модель Галактики, в которой ее многочисленные параметры так увязаны между собой, чтобы наилучшим образом соответствовать всем имеющимся наблюдениям. Но этот грандиозный труд еще ждет своего часа. Пока испытываются «локальные» модели, описывающие только рaспределение или только движение в Галактике объектов определенного класса. По-прежнему популярны в этом смысле шаровые скопления. Для них создаются новые модели и используются новые методы «увязки» параметров, такие, например, как метод максимального правдоподобия. Он позволяет выбрать из некоторого класса априорных моделей Галактики ту, которая наилучшим образом соответствует наблюдениям. Разумеется, при этом существует некоторый произвол, поскольку автор модели сам выбирает ее наиболее общие свойства. Например, для системы шаровых скоплений Галактики нужно решить с самого начала, как может изменяться пространственная плотность числа скоплений с удалением от центра Галактики и каковы свойства межзвездного поглощения света. Чтобы определить это, астрономы изучают соседние галактики, богатые шаровыми скоплениями. А затем методом максимального правдоподобия оптимизируют избранную модель для нашей Галактики.
Эксперименты с такими моделями Галактики уже проведены московскими астрономами. Их модель распределения шаровых скоплений в Галактике дает значение R0 = 7,5 ± 0,3 кпк. Но окончательно проблема еще не решена, спор между астрономами о величине важнейших параметров Галактики продолжается. По-видимому, в ближайшее время мы значительно точнее узнаем характеристики «звездного острова», на котором живем.
Прямые столкновения звезд: угроза для Солнечной системы? Нельзя не сказать и о возможности наблюдать в звездных скоплениях грандиозные космические катастрофы — столкновения звезд. До сих пор вблизи Солнечной системы мы такого не видели, но точно знаем, что в плотных звездных системах столкновения звезд происходят. Это редкое, но необыкновенное зрелище.
В принципе, возможно и столкновение нашего Солнца с другой звездой: это самая драматичная из всех возможностей уничтожения жизни на Земле. Особенно, если налетающим объектом будет белый карлик — сверхплотная звезда, у которой масса, как у нашего Солнца, но сжата она в объеме диаметром всего в одну сотую солнечного. Поскольку белый карлик мал и очень плотен, он пролетит сквозь Солнце, как игла сквозь вату. Но это столкновение вызовет катастрофическую последовательность событий. С приближением белого карлика к Солнцу оно вытянется и станет похожим на грушу. Карлик врежется в Солнце со скоростью в 600 км/с, вызвав мощную ударную волну, которая сожмет Солнце и разогреет его до температуры, превышающей порог возбуждения термоядерной реакции: белый карлик сыграет роль запала, который попал в кусок динамита. Всего за час Солнце выделит столько термоядерной энергии, сколько оно обычно выделяет за 100 млн лет. Через несколько часов Солнце полностью разрушится, а вслед за ним — и планеты. А виновник катастрофы — белый карлик, беззаботно продолжит свой путь.
К счастью, вероятность такого столкновения для Солнца очень мала, просто ничтожна. Однако в более плотных частях Галактики, например в шаровых звездных скоплениях, такие события происходят довольно часто. Их последствия вполне наблюдаемы и очень интересны для астрофизики. Поскольку в шаровых скоплениях звезды движутся с малой скоростью, всего 10–20 км/с, гравитационные силы действуют в процессе их сближения достаточно долго. Каждая звезда притягивается к другой, в результате чего их траектории сближаются. Из простых, баллистических снарядов, летящих по заданным траекториям, звезды превращаются в самонаводящиеся друг на друга снаряды. В результате вероятность столкновения увеличивается в тысячи раз. Возможно, что за время жизни шаровых скоплений около половины звезд в их центральных областях испытали одно или даже несколько столкновений.
В заключение — еще одна удивительная особенность звездных скоплений, которая сулит нам интереснейшие перспективы. В нашей программе уже обсуждались проблемы поиска внеземных цивилизаций. Как вы помните, одна из главных проблем для нас — это направление прихода сигнала: откуда его ждать? Маловероятно, что межзвездную передачу будут вести специально для нас: ну кто мы, в самом деле, такие? Солнце — рядовая звезда, каких миллионы. Земля — малоприметная планета. Значит, мы можем рассчитывать только на случайное «подслушивание» чужих переговоров. Следовательно, нам нужно угадать, где такие переговоры могут вестись наиболее интенсивно? Очевидно, там, где малы расстояния между звездами! В окрестности Солнца эти расстояния измеряются световыми годами: но кто же будет посылать сигналы, если между вопросом и ответом проходят, в лучшем случае, годы, а скорее всего — столетия! Другое дело — звездные скопления: там расстояния между звездами — световые месяцы, а порой и недели. Вот где должны вестись активные межзвездные диалоги, вот откуда следует ждать сигналов! Радиопрослушивание шаровых скоплений уже ведется.
Библиография
Дамбис А. К., Мельник А. М., Расторгуев А. С. Кривая вращения системы классических цефеид и расстояние Солнца от центра Галактики//Письма в «Астрономический журнал». 1995. Т. 21
Ефремов Ю. Н. Очаги звездообразования в галактиках. Звездные комплексы и спиральные рукава. М., 1989
Кинг А. Р. Введение в классическую звездную динамику. М., 2002
Расторгуев А. С., Дамбис А. К. Шкала расстояний во Вселенной/Российская наука на заре нового века. М., 2001
Саслау У. Гравитационная физика звездных и галактических систем. М., 1989
Спитцер Л. Динамическая эволюция шаровых скоплений. М., 1990
Сурдин В. Г. Галактика, в которой мы живем//Земля и Вселенная. 1996. № 3
Сурдин В. Г., Феоктистов Л. А. Преобразование энергии сверхновых в механическую энергию звездного скопления//Вестник Московского университета. Серия 3. Физика. Астрономия. 2001. Т. 56. № 6
Сурдин В. Г. Судьба звездных скоплений//Природа. 2001. № 4; Вестник РФФИ. 2001. N 2; Российская наука на заре нового века. М., 2001
Сурдин В. Г. Динамика звездных систем. М., 2001
Сурдин В. Г. Рождение звезд. М., 2001
Meylan G., Heggie D.C. Internal dynamics of globular clusters//The Astron. Astrophys. Rev. 1997. V. 8
Moskal E. V., Surdin V. G. Dynamical models of stellar associations//Astronomical and Astrophysical Transactions. 1998. V. 15
Surdin V. G. Distance to the galactic centre//Astronomical and Astrophysical Transactions. 1999. V. 18. № 2
Тема № 212
Эфир 10.02.2003
Хронометраж 51:10
...Участники:
Расторгуев Алексей Сергеевич – доктор физико-математических наук
Сурдин Владимир Георгиевич – кандидат физико-математических наук
Александр Гордон: Меня больше всего с точки зрения драматургического построения передачи заинтересовала та часть ваших рассуждений, где вы утверждаете, что мы нашу Галактику знаем гораздо хуже, чем многие остальные. Это тот же принцип, что описан однажды поэтом: «Лицом к лицу – лица не увидать», или какие-то другие причины здесь?
Владимир Сурдин: Отчасти – да. Но в большей степени – другие. Тут важна не близость к своей Галактике, хотя она и затрудняет её оценку в целом: слишком приближает к нам звёзды околосолнечные, удаляет те, которые хотелось бы увидеть поближе. Но главная причина в другом, она вполне техническая. Мы, к сожалению, сидим в самом неудобном месте Галактики, с точки зрения её изучения, – это галактическая плоскость. Наша Галактика симметрична, и именно в её экваториальной плоскости собралось то вещество, из которого возникают звёзды. Это газ и пыль. Ну, газ прозрачен, и он не мешает наблюдать, а вот пыль… Она немногочисленна: по массе её всего один процент от межзвёздного газа, но именно она, пыль, очень сильно поглощает излучение звёзд и, к сожалению, именно в этом тонком пылевом слое оказалось наше Солнце вместе с планетами. Это уж такое невезение, просто чудовищное. Мы сидим в тонком слое пыли, и когда хотим заглянуть далеко, например, в межгалактическое пространство, то смотрим перпендикулярно пылевому слою, легко «протыкаем» его взглядом, но при этом сразу попадаем в межгалактические глубины и уходим в космологию. Как только мы разворачиваем свой взгляд, чтобы увидеть собственную, довольно плоскую звёздную систему, мы упираемся в околосолнечные пылевые облака, и на этом вся астрономия заканчивается, точнее говоря, заканчивается оптическая астрономия. Начинаются варианты. Например, инфракрасная астрономия. Инфракрасные лучи довольно легко проходят сквозь пыль, но телескопов инфракрасного диапазона не было долгое время, и только сейчас их начали создавать. В общем, эта технология сложная. И это сильно портит жизнь астрономам, об этом они стараются не говорить, это внутренняя проблема. Но постоянно имеют её в виду, когда указывают специалистам других профессий, что не следует слишком сильно доверять нашему сегодняшнему знанию о Галактике: оно ещё очень ущербное, очень мозаичное. Особенно жалко, когда специалисты иных наук, например, геологи или математики, пытаются вынести из научно-популярных астрономических книг некое законченное знание о Галактике в целом, пытаются строить теории её рождения и эволюции и не замечают, что теории эти «стоят на песке». Мы ещё не можем дать им полный портрет Галактики, а они уже пытаются на основе наших неполных данных строить свои сложные геологические гипотезы, например, о периодичности галактического года, о влиянии Галактики на земные процессы, о связи земных катастроф и геологических пертурбаций с космосом. А астрономы их предупреждают: рано строить такие гипотезы, подождите, пока мы выясним более детально строение Галактики. Уж если об этом зашла речь, наверное, не уйти от разговора о том, что мы даже размеров не знаем своей звёздной системы. Скажем, Солнце расположено на периферии звёздной системы, и нам очень важно знать расстояние от Солнечной системы до центра Галактики, потому что система круглая, и этот радиус – как мерная линейка, которая потом все остальные масштабы нам определит. Это проблема, над которой мы с Алексеем Сергеевичем работаем уже лет 15; и до сих пор ещё, хотя наши рабочие столы стоят рядом, в одной комнате, мы не сошлись во взглядах. Я думаю, он расскажет об этом более подробно.
Алексей Расторгуев: Совершенно верно. Вообще, эта проблема имеет гораздо более общий характер, и она чрезвычайно серьёзна. Речь идёт об измерении всех расстояний во Вселенной, о построении «шкалы расстояний». Что такое шкала расстояний? Грубо говоря, нам необходимо построить такую «линейку», с помощью которой равным образом хорошо, надёжно можно будет измерять расстояния как в Солнечной системе, так и в Галактике, и даже за её пределами, во Вселенной. Измерять расстояния до других, самых далёких галактик. Эта шкала расстояний оказывается очень сложной. Давайте представим себе, хотя бы поверхностно, как она строится. Расстояние в Солнечной системе можно измерять, например, с помощью радиолокационных методов: посылая к объекту радиоволну и принимая отражённый от него сигнал. По времени прохождения сигнала легко вычислить расстояние до любой планеты. А как быть дальше? Мы знаем, что звёзды далеки, и радиолокация здесь не годится. Следующий этап построения шкалы расстояния – это научиться измерять расстояния до звёзд. Их измеряют методом тригонометрических параллаксов. Земля, двигаясь по орбите вокруг Солнца, занимает относительно звёзды, расстояние до которой мы хотим измерить, разные положения. И если в течение года наблюдать за звездой, то будет видно, как она на фоне более далёких звёзд описывает небольшой эллипс, совершенно крохотный. Даже для ближайших звёзд он имеет ничтожные размеры – меньше одной угловой секунды. Это в 100 раз меньше, чем минимальный угол, минимальная деталь, различимая невооружённым глазом.
В.С. Толщина спички с расстояния в километр.
А.Р. Да-да, примерно так. И можно только удивиться, что астрономы уже более сотни лет умеют измерять такие небольшие смещения звёзд.
А.Г. А с какой ошибкой, интересно?
А.Р. При использовании наземных средств эта ошибка составляет сейчас примерно одну сотую угловой секунды. То есть, в сто раз меньше измеряемого угла. Это означает, что мы можем измерять расстояния с Земли, не обращаясь к космическим аппаратам, примерно до удалений в 50 парсек. Один парсек – это принятая в астрономии единица расстояния, которая примерно в двести тысяч раз больше, чем расстояние от Земли до Солнца. Астрономы измеряют расстояние в парсеках, килопарсеках и мегапарсеках.
В.С. Ну, может быть, для телезрителей понятнее будут световые годы. Три с небольшим световых года – это один парсек. Вообще же, пресловутая астрономическая точность при измерении расстояний ограничена только влиянием нашей атмосферы. Мы сидим на дне океана, воздушного океана, который постоянно колышется, поэтому изображения в телескопе размыты. И поэтому точно локализовать звезду мы не можем, пока не выйдем за пределы атмосферы. Можно сказать, что на некотором этапе атмосфера остановила прогресс астрономии, и мы не могли измерять расстояния до звёзд, удалённых более чем на 20–30 световых лет.
А.Р. Ну, по крайней мере, измерять надёжно. Грубые оценки, конечно, всегда можно сделать. Но другое дело, что они не очень хороши, не практичны. Следующий шаг в создании космической шкалы расстояний связан с очень интересными объектами. Вблизи Солнца, на расстоянии в десятки парсек существуют совершенно уникальные объекты – рассеянные звёздные скопления, о которых мы ещё будем говорить особо. Это звёздные коллективы, в которых звёзды друг с другом связывает гравитационная сила. Такие скопления живут достаточно долго, не распадаясь. И звёзды находятся поблизости друг от друга. Всем, кто имел дело со статистикой, понятно, что измерить расстояние до группы звёзд проще, чем до одиночной звезды. Закон статистики: среднее расстояние оказывается более точным. В качестве примеров звёздных скоплений можно привести хорошо всем известное скопление Гиады, которое находится на расстоянии примерно 45 парсек от Солнца; или скопление Плеяды – 120 парсек от Солнца.
В.С. Плеяда – это Стожары, в народе их знают довольно хорошо. А вот Гиады – малоизвестное скопление.
А.Р. Да, Гиады мало кто знает, но это скопление как раз, как ни странно, сыграло решающую роль в построении шкалы расстояний. По крайней мере, на протяжении многих десятков лет оно фактически лежало в основе этой шкалы. Всё, что мы знали о внегалактических расстояниях, так или иначе, опиралось на Гиады. В чём же особая роль звёздных скоплений? В них присутствуют звёзды разной массы. А поскольку законы физики в Галактике и за её пределами едины, то понятно, что звёзды одинакового типа должны иметь одинаковую светимость – светимостью астрономы называют абсолютный блеск звезды, полную мощность её светового излучения, выраженную в единицах потока энергии от Солнца. Если две звезды одинакового типа, а значит, и одинаковой светимости расположить на разных расстояниях от нас, то та из них, которая дальше, естественно, будет казаться более слабой. Её блеск будет меньше. Легко сообразить, как связан блеск с расстоянием и таким образом, зная расстояние до близкой звезды, мы можем по видимому блеску более далёкой звезды определить расстояние и до неё.
А.Г. Если мы знаем, что это звезда того же типа.
А.Р. Естественно, того же типа. Установить это достаточно просто. На это указывают тип спектра или даже цвет звезды, определить которые довольно легко.
В.С. Но надо помнить о пыли. Хорошо известно, что если вы в туманную погоду пытаетесь оценить расстояние до далёких фонарей, то именно туман мешает вам это сделать.
А.Р. Да, туман мешает – он ослабляет блеск фонаря.
В.С. Фактически, астрономы именно в таких условиях вынуждены определять расстояния до звёзд.
А.Р. Хорошо ещё, что у астрономов есть возможности учитывать влияние поглощения света в межзвёздном веществе при помощи фотометрических методов, измеряя цвет звёзд и их блеск. Здесь много всяких тонких эффектов, которые, тем не менее, мы умеем учитывать. Что же дальше? Звёздных скоплений на самом деле много. Гиады и Плеяды – это всего лишь ближайшие скопления. Вплоть до расстояний примерно 3–4 килопарсека находится несколько сотен других рассеянных скоплений. В них тоже есть звёзды тех же типов, что и в Гиадах и Плеядах. И мы можем, поскольку это скопления, то есть коллективы звёзд, мы можем измерять расстояния до них достаточно точно. Однако это всего лишь ближайшая окрестность Солнца. Что делать дальше? А дальше поступаем так. В некоторых рассеянных скоплениях есть совершенно уникальные объекты – цефеиды, это переменные звёзды, периодически меняющие свой блеск. Вообще, переменных звёзд обнаружено очень много: сейчас известно почти 40 тысяч таких звёзд. Среди них выделяются разные типы. Так вот, цефеиды можно назвать королями среди переменных звёзд, хотя бы по той причине, что они помогают нам измерять расстояния в космосе. Цефеиды – это жёлтые сверхгиганты: огромные звёзды с очень высокой светимостью, в десятки и сотни тысяч раз более высокой, чем у Солнца. Поэтому они видны на огромных расстояниях. С другой стороны – это газовые шары. А мы знаем, что газовые шары могут колебаться. У них есть период собственных колебаний. Чем более разрежен газовый шар, тем больше период его колебаний. То есть, существует связь между размером, массой, плотностью звезды и периодом её пульсаций. Эти переменные звёзды тем хороши, что их трудно спутать с любым другим объектом. И поэтому они отлично играют роль «стандартной свечи», то есть объекта с известным абсолютным блеском.
В.С. За это их называют «маяками Вселенной». Наблюдая некоторое время за цефеидой и измерив период её пульсаций, мы точно определяем светимость этой звезды, сравнивая которую с её видимым блеском, легко можно вычислить расстояние до неё.
А.Р. Да, цефеиды – настоящие маяки Вселенной: они пульсируют с потрясающей периодичностью. Я думаю, что им могут позавидовать даже швейцарские часы. На протяжении сотен лет они очень мало изменяют свои периоды пульсаций. Однако чтобы пользоваться зависимостью между периодом и светимостью такой звезды, эту зависимость нужно откалибровать, то есть независимым способом определить расстояние хотя бы до нескольких цефеид. К счастью, в некоторых рассеянных скоплениях обнаружены цефеиды, поэтому, зная расстояния до этих скоплений, мы можем определить и расстояние до цефеид, а далее уже использовать их самих как индикаторы расстояния. Цефеид в Галактике очень много. Известно их уже около тысячи, а на самом деле их, по-видимому, десятки тысяч.
В.С. И не только в нашей Галактике.
А.Р. Да, их очень много и в других галактиках. В ближайших галактиках – Магеллановых Облаках – их уже обнаружено несколько тысяч. В Туманности Андромеды их около сотни тысяч. Есть они и в самых далёких галактиках. Раз мы знаем их светимость, то можем по их видимому блеску оценивать расстояние до других галактик. В этом, собственно говоря, и состоит суть построения той последовательности, которую называют шкалой расстояний.
В.С. В общем, один метод цепляется за другой, и продолжается эта «лестница расстояний» до края Вселенной.
А.Р. Сначала расстояние от Земли до Солнца, затем – до ближайших звёзд, потом – расстояния до рассеянных звёздных скоплений, затем – цефеиды и другие галактики.
В.С. Но на каждой ступеньке мы имеем ошибки, которые накапливаются. И в конце концов получается, к сожалению, что масштабы Вселенной известны не так уж хорошо.
А.Р. И ещё я хочу сказать о том, почему, собственно говоря, проблема шкалы расстояний очень важна. Существует два подхода к шкале расстояний или две шкалы расстояний – короткая и длинная. Я являюсь приверженцем короткой шкалы расстояний, Владимир Георгиевич – длинной. Различаются они примерно на 20 процентов. То есть все расстояния надо либо уменьшить, либо увеличить, соответственно, максимум на 20 процентов.
В.С. Моя Галактика на 20 процентов больше.
А.Р. А моя меньше.
А.Г. А моя?
А.Р. Казалось бы, ну что тут особенного? Надо как-то прийти к соглашению. Истина где-то рядом. Но дело в том, что в последнее время всё больше и больше наблюдательных фактов говорит о том, что шкала расстояний скорее короткая. А это приводит к очень серьёзным противоречиям, на которые нельзя закрывать глаза. И эти противоречия возникают совершенно неожиданно, во-первых, в космологии, во-вторых, в теории звёздной эволюции. Я могу кратко объяснить, в чём тут суть, причём тут космология и звёздная эволюция, хотя мы говорим всего лишь о методах измерения расстояний во Вселенной. Оказывается, очень даже причём. Дело в том, что один из фундаментальных параметров космологии – это постоянная Хаббла, которая характеризует скорость расширения Вселенной. Через значение постоянной Хаббла выражается возраст Вселенной. Если мы берём короткую шкалу расстояний, то постоянная Хаббла будет большой, а возраст Вселенной при этом оказывается сравнительно маленьким, порядка 10–12 миллиардов лет.
В.С. Раз шкала расстояний короткая, то и масштабы Вселенной становятся меньше, и ей меньше времени требуется для расширения.
А.Р. Итак, с одной стороны – космология. А с другой – звёздная эволюция. Если шкала расстояний короткая, то все звёзды немного ближе к нам, чем считалось ранее, а значит, их светимость не так велика, как мы думали. А это означает, что возраст звёзд, который вычисляется по теории их эволюции и опирается на их светимость, оказывается больше, чем казалось. Так короткая шкала расстояний приводит нас к тому, что возраст самых старых звёзд, населяющих шаровые скопления (о них мы ещё расскажем), оказывается больше возраста Вселенной. Это, конечно, совершенно недопустимая ситуация.
А.Г. Недопустимая в той модели Вселенной, которую мы имеем сегодня?
В.С. В любой модели Вселенной. Не могут объекты, населяющие Вселенную, быть старше её самой.
А.Г. Если они не являются источником возникновения Вселенной.
В.С. Это уже философский вопрос. А у нас простой подход: Вселенная была изначально, и в ней рождались объекты. Это нормально.
А.Р. По этой причине, наверное, большинство астрономов долгие годы придерживалось, вольно или невольно, длинной шкалы расстояний, в которой такой проблемы не существует. Но наблюдательные факты – штука упрямая, и надо как-то их объяснить. И вот решение или, по крайней мере, намёк на решение пришёл совсем недавно, в конце 1998-го года, когда стали известными новые свойства космического вакуума, или квинтэссенции. Оказалось, что наша Вселенная расширяется с ускорением. Следовательно, постоянная Хаббла сейчас, в наше время, в нашу эпоху, больше, чем была в прошлом. А среднее значение постоянной Хаббла, соответственно, меньше, чем сейчас. А это значит, что возраст Вселенной следует увеличить. Тогда противоречие между большим возрастом шаровых скоплений и малым возрастом Вселенной снимается. И сейчас, я думаю, это противоречие уже не будет играть такой роли. Похоже, что мы идём потихонечку к…
В.С. …благополучному его разрешению.
А.Г. Но всё равно получается, что шаровые скопления – одни из самых древних, если не самые древние образования во Вселенной.
В.С. И одни из самых интересных.
А.Г. Так вот, давайте о них. Что это?
В.С. Это, действительно, изумительные объекты, к которым я лично всю жизнь отношусь с большим интересом. Но начать, наверное, надо с того, что звёзды вообще не любят одиночества. Если мы посмотрим на звёздное небо, то первое впечатление будет о звёздах как об одиночных объектах. Они разбросаны совершенно хаотично и никогда не группируются в системы. Ну, разве что кто-то заметит Стожары, они же Плеяды, на звёздном небе и скажет, что это небольшая кучка звёзд, и при этом окажется прав. Это действительно физически связанный объект, где наш глаз различает 5–7 звёзд, в зависимости от качества зрения и качества неба. А на самом деле телескоп в этой небольшой кучке различает около 300, а самый хороший телескоп – даже 500 звёзд. Но и те звёзды, которые кажутся нам одиночными, в действительности, как правило, живут коллективом. Скажем, половина всех звёзд при детальном изучении в телескоп оказываются двойными. Это очень стабильные системы. И они могут, в принципе, жить вечно. Законы механики позволяют им без всяких проблем обращаться вокруг общего центра масс.
Но кроме двойных есть и тройные, четырехкратные, пятикратные звёзды. Правда, частота их встречаемости при этом всё меньше и меньше. Когда мы переходим от двойных звёзд к тройным, то тройных оказывается примерно в 4 раза меньше. Когда переходим к четырехкратным системам, то обнаруживаем, что их примерно вчетверо меньше, чем тройных. И так распространённость всё более сложных систем быстро падает. Казалось бы, очень сложных звёздных систем вообще не должно быть в нашей Галактике. И законы механики нам на это намекают. Дело в том, что даже 3 звезды не могут стабильно обращаться вокруг общего центра масс. Социологи и психологи могут искать тут какие-то аналогии с человеческими коллективами. Но мы рассуждаем только на языке механики. А он гласит, что третье тело возмущает движение каждого из двух оставшихся и, как правило, приводит к распаду тройной системы. При этом третье тело обычно выбрасывается из системы, а две оставшиеся звезды стабильно обращаются долгое время рядом друг с другом. Четыре звезды – ещё более ненадёжный коллектив, и он распадается ещё быстрее. Поэтому ожидать сложных систем, казалось бы, нет причин. Но когда мы переходим к системам из 100, 200, 1000 звёзд, то в них ситуация в смысле механического взаимодействия меняется кардинальным образом. Каждая отдельная звезда уже почти не чувствует влияния своих ближайших соседей; она чувствует общее поле тяготения, на фоне которого влияние соседей сглаживается. Поэтому в большом коллективе звезда вновь, как и в двойной системе, начинает двигаться достаточно равномерно. Такие коллективы из сотен тысяч звёзд мы довольно часто встречаем в Галактике. Ещё более интересны чрезвычайно редкие коллективы из миллионов звёзд. Их называют «шаровыми звёздными скоплениями». Называют так просто за их форму: очень правильную шарообразную форму с сильной концентрацией звёзд к центру.
А.Р. И всё-таки, миллион звёзд – это, скорее, исключение.
В.С. Да, это исключение. В нашей Галактике всего одно-два таких скопления. В типичном шаровом скоплении десятки и сотни тысяч звёзд. Но всё же есть скопления и с тремя миллионами звёзд, например, Омега Центавра. Поэтому небольшим преувеличением будет считать их населёнными миллионом звёзд. Иногда хочется представить себе, как житель планеты, обращающейся вокруг одного из этих светил, населяющих шаровое скопление, чувствует себя в таком звёздном окружении. Москвичи и жители других крупных городов знают, что у нас на ночном безлунном небе видны примерно две-три сотни звёзд. Если мы уедем за город, то увидим несколько тысяч звёзд. В самых лучших, идеальных условиях, – на берегу моря или в степи, где абсолютно чёрное бархатное глубокое небо, – наш глаз различает около трех тысяч звёзд, и при этом небо кажется нам усыпанным звёздами. Теперь представьте себе жизнь на планете в центре шарового скопления. Каждая из миллиона звёзд, населяющих это скопление, видна на небосводе вашей планеты; ваш глаз одновременно видит, по крайней мере, сотни тысяч или даже полмиллиона звёзд. Конечно, это фантастическое зрелище, которое, наверное, стимулирует работу не только тамошних поэтов и философов, но и астрономов.
А.Р. Причём, тысячи из этих звёзд очень яркие.
В.С. Действительно, некоторые светила – красные гиганты – будут сиять лишь чуть слабее нашей полной Луны. И таких ярких светил на небе будут сотни. Фантастическое зрелище! Конечно, очень хотелось бы работать там, а не на планете Земля, где мы окружены пылью, и яркие звёзды встречаются редко.
А.Г. Но раз уж вы заговорили о планете Земля, то, прежде чем вы продолжите о звёздных скоплениях, скажите: Солнце – одинокая звезда?
В.С. Почти наверняка – да, одиночная. Не совсем, правда, одинокая, ибо Солнце окружают планетная система и мириады мелких тел – астероидов и комет; возможно, есть и ещё не обнаруженное околосолнечное население, но крупного светила, сравнимого с Солнцем, в паре с ним, конечно, не движется.
А.Г. И не было никогда.
В.С. Тем не менее, не исключено, что у Солнца есть очень маленький звездообразный спутник, намёки на существование которого приходят к нам из геологии. Геологи знают, что были периоды массового вымирания животных примерно через каждые 30–35 миллионов лет. И одна из гипотез, которая пытается это объяснить, связывает эти периоды в жизни Земли с периодом обращения небольшой звёздочки-спутника вокруг Солнечной системы. Если эту звезду откроют, то для неё уже и название есть – Немезида; пока условное, поскольку звезда не обнаружена. Это может быть только крохотная звезда, раз в 10 меньше нашего Солнца по массе. И очень тусклая – красный карлик самого-самого низшего класса. И очень трудно различимая на фоне других звёзд. Но пока это лишь гипотеза. Солнце может иметь партнёра, но не сравнимого с ним во всех отношениях.
Итак, возвращаемся к шаровым скоплениям. Мы уже несколько раз упоминали здесь рассеянные скопления и шаровые. Эти названия отражают внешний вид звёздных скоплений. Рассеянные скопления, как правило, слабо концентрированы, содержат несколько сотен, от силы – тысяч звёзд. А шаровые – это плотные, хорошо упакованные скопления из сотен тысяч и до миллиона звёзд. Но принципиальная разница не в этом. Они совсем по-разному населяют нашу Галактику. Рассеянные скопления живут в галактическом диске, где сегодня на наших глазах формируются звёзды. И мы можем проследить, как рождаются такие скопления, как они живут и что с ними происходит в конце их эволюции. Нет сомнений, что рассеянные скопления – это группы звёзд, которые рождаются в недрах гигантских тёмных межзвёздных облаков. Межзвёздная материя, очень разреженная в среднем, в некоторых местах сконцентрирована в плотные облака. Там холодно, туда не проникает звёздный свет, температура там около абсолютного нуля, примерно минус 270 градусов. При таких «морозильных» условиях газ, лишённый давления, сжимается гравитацией и превращается в отдельные звёздочки и звёздные коллективы. Родившись в недрах массивного облака, скопление звёзд тут же начинает его разрушать. Звёзды разгораются, в них вспыхивают термоядерные источники энергии. Горячие звёзды разогревают окружающий их газ, его давление повышается, и он начинает распирать и в конце концов разрывает родительское облако, разбрасывая его остатки во все стороны. После этого новорождённый звёздный коллектив оказывается лишённым окружающего вещества. Какова его судьба? Сравнительно недавно мы это поняли.
Оказалось, что многие годы астрономы не совсем верно представляли себе этот процесс. Дело в том, что наблюдать рождение звёзд в недрах облака невозможно, облако непрозрачно. Это абсолютно тёмный полевой мешок. Заглянуть туда с помощью обычного телескопа нет возможности. Недавно созданные инфракрасные телескопы помогли это сделать, мы впервые увидели процесс формирования и зарождения звёзд. До этого астрономы считали, что звёзды каким-то непонятным образом, может быть, непонятной, связанной с иной физикой, силой, выбрасываются из газового облака. А теперь мы понимаем, что процесс имеет простое объяснение в рамках самой обыкновенной физики. Звёзды разогревают газ, он разлетается, и вместе с ним уходит львиная доля массы, которая своей гравитацией сдерживала звёзды рядом друг с другом. Лишённые этого притяжения, звёзды, обладающие немалыми скоростями, как пушечные ядра, разлетаются от места своего рождения, и уже через несколько миллионов лет, а это очень короткий интервал по астрономическим меркам, они образуют расширяющееся облако новорождённых звёзд, которое мы называем «звёздной ассоциацией». Теперь загадки в расширении таких ассоциаций нет. Но, скажем, в 1940-е и 50-е годы многие астрономы спорили и не соглашались друг с другом относительно источника энергии, разбрасывающего молодые звёзды.
А.Г. А это единственный способ образования звёзд, или существуют другие?
В.С. Этот главный. Существуют варианты, когда рождается одиночная звезда. Но это второстепенный способ: может быть, один-два процента всех светил рождается уединённо. Как правило, они рождаются группами, очень плотными группами и затем расширяются. Быстрые звёзды разлетаются, а те, которые не обладали большими скоростями, остаются жить в виде компактного звёздного рассеянного скопления.
А.Р. Иногда на месте ассоциаций видно несколько молодых рассеянных скоплений.
В.С. Тех ядер, которые не смогли расшириться. Какова их судьба? Им уготована тоже недолгая жизнь, потому что в диске Галактики много причин, которые стремятся разрушить звёздное скопление. Физику этого процесса можно представить себе очень просто, вспомнив, как живут молекулы воды в стакане. Там тоже происходит хаотическое движение атомов и молекул; время от времени некоторые из них покидают стакан с водой, испаряются, и количество жидкости в стакане уменьшается. В принципе, так же взаимодействуют друг с другом звёзды. Своим гравитационным полем они возмущают движение соседей и время от времени заставляют их разгоняться до таких скоростей, что звезда покидает скопление, свой звёздный дом и уже никогда в него не возвращается. Можно назвать это «испарением звёздных скоплений». Так, одна за другой, звёзды уходят из своих скоплений, и каждое скопление становится всё меньше и меньше. В конце концов скопление полностью испаряется, и на его месте остаётся, вероятно, одна двойная система.
А.Р. Или иерархическая система.
В.С. Или иерархическая – с двумя, тремя, четырьмя компонентами. Есть причины, которые «подогревают» движение звёзд в скоплении, как, например, можно подогреть стакан с водой и заставить испаряться его ещё быстрее. Скажем, пролетая мимо массивного облака газа, скопление испытывает приливное возмущение: как Луна вызывает прилив на поверхности Земли и заставляет колебаться уровень океана, так же и пролетающее массивное тело заставляет изгибаться траектории звёзд в скоплении, заставляет их более интенсивно двигаться, а следовательно, более часто покидать такое скопление. Сегодня мы видим, что рассеянные скопления живут от силы 100 миллионов лет.
А.Р. Всё-таки, пожалуй, побольше. Несколько оборотов вокруг центра Галактики они вполне могут сделать.
В.С. Некоторые могут. Но, как правило…
А.Р. Это зависит, конечно, оттого, насколько массивно скопление. Чем массивнее скопление, тем относительно медленнее оно теряет звёзды, и тем дольше живёт.
В.С. Звёзды уходят в диск галактики, пополняют его население, а молодые скопления быстро гибнут.
А.Р. Кстати, о рассеянных скоплениях я бы вот ещё что хотел сказать: они распадаются, но звёзды, которые из них уходят, движутся относительно центра скопления с малой скоростью. Скопление обращается по орбите, а за ним долгое время движется звёздный рой.
В.С. Эта ситуация напоминает распад кометы в Солнечной системе. Когда комета распадается, пыль идёт за ней, и Земля время от времени проходит через эти пылевые конденсации.
А.Р. И даже в окрестностях Солнца есть следы ближайших скоплений. До Гиады 45 парсек, само скопление Гиады – довольно компактное, порядка 10 парсек размером. А рядом с Солнцем есть несколько десятков звёзд, которые движутся точно с той же скоростью и точно в том же направлении, что и Гиады.
В.С. Они когда-то покинули скопление Гиады.
А.Р. И таких потоков существует несколько десятков. То есть, это следы тех скоплений, которые либо распались, либо уже ушли далеко от нас, но, тем не менее, они таким образом проявляются.
А.Г. У меня глупый вопрос есть. Зная траекторию движения Солнца или предполагая, что мы её знаем, нельзя ли найти какое-нибудь звёздное скопление, которое являлось бы родиной, собственно, нашего светила?
В.С. А вот не факт, что Солнце когда-то было членом звёздного скопления.
А.Г. Почему я и задаю этот вопрос. Есть ли другие механизмы образования звёзд?
В.С. Существуют довольно ясные указания, что Солнце – не выходец из скопления. Живя в скоплении, звёзды тесно взаимодействуют друг с другом. Время от времени они сближаются, и если у звезды есть планетная система, то её соседки нарушают движение планет, а порой и разрушают планетные системы друг у друга. Наша Солнечная система имеет огромный размер. За орбитой Плутона мы видим астероиды, это так называемый Пояс Койпера, открытый недавно. За пределом этой области мы подозреваем существование огромного Облака Оорта, населённого кометами. Солнечная система имеет колоссальный размер. И сохранить всех своих «подчинённых» Солнце могло только в том случае, если оно никогда не входило в состав звёздного скопления. Вполне возможно, что Солнце – это вот такая особенная, редкая звезда, рождённая за пределами звёздного скопления. Во всяком случае, я в этом уверен.
А.Р. В этом что-то может быть.
А.Г. Тогда попытки искать сигналы, которые исходили бы от звёзд, входящих в звёздную ассоциацию (я имею в виду тех людей, которые ищут сигналы, радиоастрономов), искать сигналы от разумной жизни, которая там может существовать, бессмысленны, потому что у этих звёзд по определению не может быть планетной системы.
А.Р. Во-первых, они молодые. Там жизнь просто не успела…
В.С. Позвольте с вами не согласиться. Позвольте не согласиться, и вот почему. Если бы наша Солнечная система была лишена Облака Оорта, была лишена далёких планет – Плутона, Нептуна, даже Юпитера и Сатурна, хотя они очень красивые, а ограничивалась бы только Солнцем и околосолнечными планетами – Венерой, Землёй и Марсом, то биосфера, и жизнь, и разум на Земле развивались бы точно так же, как это происходило в истории Земли на самом деле.
А.Р. На это время нужно, на то, чтобы это всё развилось. Существуют старые рассеянные скопления, ведь самые старые рассеянные скопления имеют возраст 10 миллиардов лет, они старше Солнца. Там может быть.
В.С. Я имею в виду, что маленькая Солнечная система всё равно может быть прибежищем жизни. Лишь небольшой коридор температуры вокруг Солнца – от орбиты Венеры до орбиты Марса – позволяет развиться жизни в жидкой воде и так далее. Поэтому не нужно искать обширные солнечные системы, надо искать компактные. И в этом смысле привлекательны шаровые звёздные скопления, где миллион звёзд упакован в очень компактный объём. Их солнечные системы, имеющие скромный размер, ничем не худшее прибежище жизни, чем наша собственная Солнечная система. Более того, если говорить о связи с внеземными цивилизациями, то я предпочёл бы именно шаровые скопления. Почему?
А.Г. Понятно.
В.С. У нас практически нет шансов ожидать передачу, точно направленную в сторону Земли. Кто мы такие на фоне миллиардов других звёзд Галактики? Единственный шанс для нас услышать радиопередачу иного разума – это случайно подслушать её. А откуда мы можем ожидать сигнал для подслушивания? Оттуда, где идут интенсивные радиопереговоры между звёздами. Так вот, шаровое звёздное скопление – прекрасное место для межзвёздной связи. Если расстояние от Солнца до Альфы Центавры – ближайшей к нам звезды – световые годы, то межзвёздные расстояния в шаровом скоплении – световые недели. Задав вопрос, вы через неделю получаете ответ. Именно так можно наладить по настоящему активный диалог. Моя идея в том, что именно внутри шаровых скоплений, где среди миллионов звёзд наверняка должны найтись миры, населённые разумными существами, именно там идёт интенсивный радиообмен. Поэтому, направляя антенны именно на шаровые скопления, надо пытаться получить разумный сигнал. Может быть, мы слишком сильно забежали вперёд?
А.Г. Давайте вернёмся назад.
В.С. Давайте вернёмся назад, чтобы обсудить шаровые скопления, как совершенно необычные объекты на фоне других звёздных скоплений. Представьте себе, диск Галактики населён десятками тысяч рассеянных скоплений, которые на наших глазах рождаются и почти на наших глазах же умирают через какие-то сотни миллионов лет. И вот, на фоне этих быстро рождающихся и умирающих звёздных скоплений астрономы уже давно заметили около полутора сотен – всего около полутора сотен! – очень старых шаровых скоплений, населяющих не только галактический диск, но и весь объём Галактики, который гораздо больше, чем её газопылевой диск. По многим свойствам шаровые скопления отличаются от современных звёздных скоплений. Прежде всего – возраст. Шаровые скопления даже на первый взгляд столь же стары, как наша Галактика в целом, но не исключено, что они ещё старше. Есть указание на то, что шаровые скопления родились до формирования Галактики.
А.Р. Мы с тобой пытались найти наблюдательные факты против этой гипотезы. И ничего не нашли.
В.С. Да, не удалось, и это очень интересно. То есть, в составе нашей Галактики, кажется, есть звёздные системы, которые должны помнить о том, как Галактика рождалась, и не только наша, но и соседние. В этом направлении мы проводим сейчас большую работу, пытаясь выявить эти воспоминания, вытащить их из динамики движения, из «памяти», которая осталась у шаровых скоплений. Да и сама по себе эволюция шарового скопления – замечательная астрономическая проблема. Дело в том, что с возрастом скопление становится всё более центрально концентрированным. Обмениваясь энергиями, одни звёзды получают большие скорости и уходят на периферию скопления, а другие – тормозятся и падают к его центру. Постепенно у скопления всё более и более возрастает плотность ядра. В конце концов, как показывают расчёты, происходит катастрофа. Кстати, впервые это заметил наш петербургский астроном Вадим Антонов, который теоретически показал, что ядро звёздного скопления должно приобрести за конечное время бесконечную плотность. Это чисто математический результат, который, конечно, нельзя воспринимать буквально…
А.Р. Он верен в теоретическом приближении, когда звёзды рассматриваются как тяготеющие материальные точки.
В.С. Конечно, это идеализация. Бесконечных плотностей не бывает в физической Вселенной. Значит, какой-то процесс должен привести к чему-то особенному в центре шарового скопления. Многие годы астрономы считали, что звёзды станут так близко, контактно подходить друг к другу, что начнут сливаться и превращаться в одну «сверхзвезду». Были попытки найти в центрах шаровых скоплений гигантские звездообразные ядра. Они не увенчались успехом. Тогда идея эволюционировала на следующую стадию: сверхзвезда должна сколлапсировать и стать чёрной дырой. Давление действительно может привести к её сильному сжатию. Эта идея, кажется, получила первое подтверждение буквально в конце прошлого года, когда в ядре одного шарового скопления нашей Галактики и второго скопления в Туманности Андромеды – это соседняя с нами спиральная галактика – были найдены, если не сами чёрные дыры, то очень ясные индикаторы присутствия массивных чёрных дыр. Возможно, это очень редкий этап, редкий эпизод в жизни скопления, потому что в других мы чёрных дыр не находим. Но, во всяком случае, в этих двух, скорее всего, они есть. Причём, это не рядовые чёрные дыры: их масса в тысячи раз больше, чем масса нашего Солнца. Это сверхмассивные чёрные дыры, рядом с ними должны наблюдаться удивительные процессы.
Но оказалось, что у большинства шаровых скоплений эволюция, дойдя до определённого этапа, как бы начинает прокручивать плёнку назад. Ядро скопления, достигнув определённой критической плотности, вдруг начинает вновь расширяться и редеть. В чём дело, разве могут звёзды отталкиваться друг от друга, ведь работает только притяжение. Оказывается, могут, и довольно эффективно. Дело в том, что при близком пролёте двух звёзд они могут образовать двойную систему. Приливные силы заставляют звёзды связываться друг с другом и образовывать очень плотные двойные системы. А когда мимо такой двойной звезды пролетает третья звезда, между ними происходит активное взаимодействие. Третье светило, пролетая мимо двух звёзд, объединённых в систему, получает большую скорость и «выстреливается», как из рогатки, покидая место встречи с удвоенной, иногда – с утроенной скоростью. Порой происходят обмены: когда к системе из двух лёгких звёзд подлетает более массивная звезда, двойная система может «поменять партнёра». Она выбрасывает из своего состава лёгкую звезду, а на её место захватывает более тяжёлую. Естественно, лёгкая звезда получает большую скорость, используя ту энергию, которая принесла с собой подлетевшая тяжёлая звезда. Таким образом, в центре шарового скопления возникает своеобразный источник энергии. Звёзды, пролетая через плотное ядро, вылетают оттуда с большими скоростями. И этот источник энергии заставляет расширяться ядро, то есть, коллапс сменяется расширением. Похоже, что такая судьба ожидает большинство шаровых скоплений; быть может, через этот этап эволюции уже прошли многие скопления…
А.Р. Но он может быть и повторяющимся. Такие циклы сжатия и расширения. По крайней мере, расчёты это дают.
А.Г. Пульсация такая, да?
В.С. Это интересный вопрос. Скажу два слова о расчётах, потому что здесь в последние годы произошёл большой прогресс. Ещё недавно исследовать динамику миллиона взаимодействующих тел было невозможно, наши компьютеры не позволяли это делать. Буквально в конце 1990-х годов астрономы Токийского университета создали специальный компьютер, который не умеет почти ничего: на нём нельзя играть в электронные игры, скажем, в шахматы. Он умеет только изучать взаимодействия звёзд друг с другом. Но это он делает с колоссальной скоростью и с высокой эффективностью. Это специализированная машина, на ней можно смоделировать миллиарднолетнюю эволюцию скопления из миллиона звёзд, причём, не идеализируя их как математические точки, а приписав им размер, массу, вращение, и посмотрев, как они физически общаются друг с другом, обмениваются массой, объединяются в двойные системы. Чрезвычайно интересно наблюдать, как этот компьютер прокручивает перед нами жизнь звёздного скопления, упаковав в несколько часов расчётного времени миллиарды лет от рождения до полного развала этой системы. И вот как раз в этих расчётах проявляется нестабильность ядра. Ядро шарового скопления может сжаться, потом расшириться, затем опять сжаться. И так происходит несколько раз, может быть, даже десятки раз в его жизни. Таким образом, мы его видим то похожим на молодое скопление, то состарившимся, то, через несколько миллиардов лет, опять как бы омолодившимися. В этом смысле возраст скопления трудно понять, трудно измерить.
А.Г. Есть гипотезы возникновения шаровых звёздных скоплений?
В.С. О, к сожалению, их много.
А.Г. Но вы каких придерживаетесь?
В.С. Мы пытаемся понять, какие из них более соответствуют действительности. Дело в том, что на самом раннем этапе эволюции Вселенная была чрезвычайно однородна. Это не гипотеза. Это абсолютно надёжный факт, который следует из наблюдения реликтового излучения, а оно приходит к нам с колоссального расстояния, а значит, с огромным запаздыванием во времени. При красных смещениях около тысячи, то есть, скоростях удаления от нас, очень близких к скорости света, Вселенная была чрезвычайно однородна. Сегодня она очень неоднородна. Всё вещество Вселенной разделено на галактики, скопления галактик, внутри себя галактики разделены на звёзды, и так далее. Как произошло это деление вещества на отдельные фрагменты – до сих пор загадка. Теория показывает, что первыми должны были рождаться объекты, чрезвычайно похожие на шаровые скопления. Именно в этом и состоит одна из гипотез их происхождения. Она утверждает, что первый этап деления космического вещества, разбиения его на части, привёл к рождению объектов, похожих на шаровые скопления. Затем они, как изюминки в тесте, рассеялись в довольно однородном веществе, которое продолжало дробиться на всё более и более крупные фрагменты. И как хозяйка делает булочки из теста с изюмом, так же природа делала из вещества Вселенной галактики, в состав которых уже входили «изюминки» – звёздные скопления. Казалось бы, чем больше получилась булочка, тем больше изюминок должно в неё попасть. Чем больше галактика, тем больше должно быть в ней шаровых скоплений. Если это подтвердится, то гипотеза исходного рождения шаровых скоплений получит право на жизнь.
А.Р. Не исключено, что это действительно так. В гигантских эллиптических галактиках – десятки тысяч шаровых скоплений.
В.С. Но есть галактики, почти полностью лишённые шаровых скоплений, и в этом заключена большая проблема: куда делись шаровые скопления, которые должны были быть исходно в этих системах? Исследуя этот вопрос, мы выяснили, что шаровые скопления гибнут, сегодня мы об этом уже говорили, гибнут по разным причинам. Причём, гибнут с разной скоростью в зависимости оттого, в какую галактику они попали. Некоторые галактики, например, эллиптические, лишены плотного диска, поэтому они довольно благополучны в смысле продолжительности жизни шаровых скоплений, которым уготована длительная жизнь, поскольку мало причин для их разрушения. А галактики вроде нашей – с плотным диском, населённым массивными газовыми облаками, – не лучшее место для жизни шаровых скоплений. В такой галактике скопление довольно быстро гибнет: пролетая мимо массивных облаков газа или проходя сквозь плотный диск галактики, скопление испытывает мощный приливный удар и теряет свои звёзды.
Иногда случаются столкновения звёздных скоплений друг с другом. Представьте себе: два шара по миллиону звёзд в каждом, встречаясь со скоростью 300–400 километров в секунду, сталкиваются. Как вы думаете, что при этом происходит?
А.Р. Ничего! Они просто не чувствуют друг друга.
В.С. Да, звёздные скопления – это «видимое ничто». Они пролетают друг сквозь друга, практически не замечая этого. Как раз такие столкновения не приводят к их разрушению. Но всё-таки время от времени звёзды внутри скоплений сталкиваются друг с другом, и это мы тоже исследуем в своей работе. В окрестностях Солнца звёзды очень редко сближаются друг с другом, и нашему Солнцу в этом смысле ничего не грозит. Но в недрах шаровых скоплений, где расстояния между звёздами в сотни раз меньше – там столкновение звёзд довольно обычное дело, и астрономы пытаются это наблюдать. Столкновение двух гигантских газовых шаров со скоростью 300–400 километров в секунду – это должно быть грандиозное явление!
В конце концов, не исключено, что и Солнце когда-нибудь испытает такое столкновение. Кстати, может быть ситуация достаточно неожиданная в том смысле, что все обычные звёзды в околосолнечном пространстве мы контролируем: знаем их траектории, знаем, когда они подойдут к Солнцу, и не ожидаем поэтому ничего катастрофического. А вот маленькие звёздочки, уже прожившие свою жизнь, – белые карлики, нейтронные звёзды – сжавшиеся, потерявшие свою светимость, – трудно контролировать, и они могут неожиданно вынырнуть из темноты…
А.Г. Подобно астероиду…
В.С. Да. И накануне такого столкновения, конечно, уже ничего нельзя будет предпринять. А катастрофа при этом может произойти весьма впечатляющая. Скажем, крохотный белый карлик, имеющий массу обычной звезды, подлетев к Солнцу, будет играть роль запала, который воткнули в огромную массу динамита. Ведь Солнце само по себе – это огромный резервуар горючего, которое медленно, миллиард за миллиардом лет, сгорает и только поэтому не причиняет Земле никакого вреда. Но когда маленький карлик с огромной силой тяжести на своей поверхности, внедрится в Солнце, на его поверхности термоядерные реакции из богатого водородом солнечного вещества приобретут колоссальную эффективность, и Солнце взорвётся изнутри. Я отнюдь не пугаю телезрителей, а просто рассказываю об одном из сценариев, который возможен не обязательно для нашего Солнца, но для одной из звёзд, на него похожих. И такие явления происходят, по крайней мере, в самых плотных из известных нам скоплений, которые расположены в ядрах галактик. Активные ядра галактик – это такие, где звёзды наиболее плотно упакованы и наиболее часто встречаются друг с другом.
А.Г. В этом смысле нам всё-таки повезло, потому что у нашего Солнца вероятность умереть естественной смертью выше, чем у любой звезды в центре звёздного скопления.
В.С. Она стопроцентная. Но для астрономов всё-таки интереснее изучать звёзды в движении и в столкновении. Только так мы можем увидеть, что же у них внутри, как работает та термоядерная фабрика, которую пока нет возможности наблюдать. В этом смысле, мы радуемся, когда находим места, где звёзды сталкиваются, взаимодействуют, рвут друг друга на части. Это интересно, это позволяет понять многое из того, что пока загадка.
http://ralimurad.narod.ru/lib/gordon/starsystemlife/index.html
No comments:
Post a Comment