Вселенная. Жизнь. Разум - Наука (И.С. Шкловский) - часть 2

Солнечную систему, это соответствует 2 тыс. км. Все это хорошо иллюстрирует

большую изолированность нашей -Солнечной системы от окружающих звездных
систем; некоторые из этих систем, возможно, имеют с ней много сходства.

Но окружающие Солнце звезды и само Солнце составляют лишь ничтожно

малую часть гигантского коллектива звезд и туманностей, который называется
«Галактикой». Это скопление звезд мы видим в ясные безлунные ночи как пересе-
кающую небо полосу Млечного Пути. Галактика имеет довольно сложную струк-

туру. В первом, самом грубом приближении мы можем считать, что звезды и ту-
манности, из которых она состоит, заполняют объем, имеющий форму сильно

сжатого эллипсоида вращения. Часто в популярной литературе форму Галактики
сравнивают с двояковыпуклой линзой. На самом деле все обстоит значительно

сложнее, и нарисованная картина является слишком грубой. В действительности

оказывается, что разные типы звезд совершенно по-разному концентрируются

к центру Галактики и к ее «экваториальной плоскости». Например, газовые туман-
ности, а также очень горячие массивные звезды сильно концентрируются к эквато-
риальной плоскости Галактики (на небе этой плоскости соответствует большой
круг, проходящий через центральные части Млечного Пути). Вместе с тем они не
обнаруживают значительной концентрации к галактическому центру. С другой сто-
роны, некоторые типы звезд и звездных скоплений (так называемые «шаровые
скопления», рис. 2) почти никакой концентрации к экваториальной плоскости Га-
лактики не обнаруживают, но зато характеризуются огромной концентрацией по
направлению к ее центру. Между этими двумя крайними типами пространственно-

го распределения (которое астрономы называют «плоское» и «сферическое») нахо-

дятся все промежуточные случаи. Все же оказывается, что основная часть звезд
в Галактике находится в гигантском диске, диаметр которого около 100 тыс. све-

товых лет, а толщина около 1500 световых лет. В этом диске насчитывается не-
сколько больше 150 млрд звезд самых различных типов. Наше Солнце — одна из

этих звезд, находящаяся на периферии Галактики вблизи от ее экваториальной пло-
скости (точнее, «всего лишь» на расстоянии около 30 световых лет — величина до-

статочно малая по сравнению с толщиной звездного диска).

Расстояние от Солнца до ядра Галактики (или ее центра) составляет около

30 тыс. световых лет. Звездная плотность в Галактике весьма неравномерна. Выше
всего она в области галактического ядра, где, по. последним данным, достигает
2 тыс. звезд на кубический парсек, что почти в 20 тыс. раз больше средней звездной
плотности в окрестностях Солнца *). Кроме того, звезды имеют тенденцию обра-

зовывать отдельные группы или скопления. Хорошим примером такого скопления

являются Плеяды, которые видны на нашем зимнем небе (рис. 3).

В Галактике имеются и структурные детали гораздо больших масштабов. Ис-

следованиями последних лет доказано, что туманности, а также горячие массивные
звезды распределены вдоль ветвей спирали. Особенно хорошо спиральная структу-
ра видна у других звездных систем — галактик (с маленькой буквы, в отличие от
нашей звездной системы — Галактики). Одна из таких галактик изображена на
рис. 4. Установить спиральную структуру Галактики, в которой мы сами находим-
ся, оказалось в высшей степени трудно.

Звезды и туманности в пределах Галактики движутся довольно сложным обра-

зом. Прежде всего, они участвуют во вращении Галактики вокруг оси, перпендику-
лярной к ее экваториальной плоскости. Это вращение не такое, как у твердого те-
ла: различные участки Галактики имеют различные периоды вращения. Так,
Солнце и окружающие его в огромной области размерами в несколько сотен све-
товых лет звезды совершают полный оборот за время около 200 млн лет. Так как

*) В самом центре галактического ядра в области поперечником в 1 пк находится, по-

видимому, несколько миллионов звезд.

Солнце вместе с семьей планет существует, по-видимому, около 5 млрд лет, то за
время своей эволюции (от рождения из газовой туманности до нынешнего состоя-

ния) оно совершило примерно 25 оборотов вокруг оси вращения Галактики. Мы
можем сказать, что возраст Солнца — всего лишь 25 «галактических лет», скажем
прямо — вовраст цветущий...

Скорость движения Солнца и соседних с ним звезд по их почти круговым га-

лактическим орбитам достигает 250 км/с *). На это регулярное движение вокруг га-
лактического ядра накладываются хаотические, беспорядочные движения звезд.
Скорости таких движений значительно меньше — порядка 10 — 50 км/с, причем
у объектов разных типов они различны. Меньше всего скорости у горячих мас-

сивных звезд (6 — 8 км/с), у звезд солнечного типа они около 20 км/с. Чем меньше
эти скорости, тем более «плоским» является распределение данного типа звезд.

В том масштабе, которым мы пользовались для наглядного представления

Солнечной системы, размеры Галактики будут составлять 60 млн км — величина,
уже довольно близкая к расстоянию от Земли до Солнца. Отсюда ясно, что по ме-
ре проникновения во все более удаленные области Вселенной этот масштаб уже не
годится, так как теряет наглядность. Поэтому мы примем другой масштаб. Мыс-
ленно уменьшим земную орбиту до размеров самой внутренней орбиты атома во-
дорода в классической модели Бора. Напомним, что радиус этой орбиты равен
0,53 • 10

-8

см. Тогда ближайшая звезда будет находиться на расстоянии приблизи-

тельно 0,014 мм, центр Галактики — на расстоянии около 10 см, а размеры нашей
звездной системы будут около 35 см. Диаметр Солнца будет иметь микроскопи-
ческие размеры: 0,0046 А (ангстрем — единица длины, равная 10

- 8

см).

Мы уже подчеркивали, что звезды удалены друг от друга на огромные рас-

стояния, и тем самым практически изолированы. В частности, это означает, что
звезды почти никогда не сталкиваются друг с другом, хотя движение каждой из
них определяется полем силы тяготения, создаваемым всеми звездами в Галактике.
Если мы будем рассматривать Галактику как некоторую область, наполненную га-
зом, причем роль газовых молекул и атомов играют звезды, то мы должны счи-
тать этот газ крайне разреженным. В окрестностях Солнца среднее расстояние ме-
жду звездами примерно в 10 млн раз больше, чем средний диаметр звезд. Между
тем при нормальных условиях в обычном воздухе среднее расстояние между моле-
кулами всего лишь в несколько десятков раз больше размеров последних. Чтобы
достигнуть такой же степени относительного разрежения, плотность воздуха следо-
вало бы уменьшить по крайней мере в 10

раз! Заметим, однако, что в централь-

ной области Галактики, где звездная плотность относительно высока, столкнове-
ния между звездами время от времени будут происходить. Здесь следует ожидать
приблизительно одно столкновение каждый миллион лет, в то время как в «нор-

мальных» областях Галактики за всю историю эволюции нашей звездной системы,
насчитывающую, по крайней мере, 10 млрд лет, столкновений между звездами
практически не было (см. гл. 9).

Мы кратко обрисовали масштаб и самую общую структуру той звездной си-

стемы, к которой принадлежит наше Солнце. При этом совершенно не рассматри-

вались те методы, при помощи которых в течение многих лет несколько поколе-
ний астрономов шаг за шагом воссоздавали величественную картину строения

Галактики. Этой важной проблеме посвящены другие книги, к которым мы отсы-
лаем интересующихся читателей (например, Б. А. Воронцов-Вельяминов «Очерки
о Вселенной», Ю. Н. Ефремов «В глубины Вселенной»). Наша задача — дать толь-
ко самую общую картину строения и развития отдельных объектов Вселенной. Та-
кая картина совершенно необходима для понимания этой книги.

*) Полезно запомнить простое правило: скорость в 1 пк за

рости в 1 км/с. Предоставляем читателю убедиться в этом.

млн лет почти равна ско-

Уже несколько десятилетий астрономы настойчиво изучают другие звездные

системы, в той или иной степени сходные с нашей. Эта область исследований полу-
чила название «внегалактической астрономии». Она сейчас играет едва ли не веду-
щую роль в астрономии. В течение последних трех десятилетий внегалактическая
астрономия добилась поразительных успехов. Понемногу стали вырисовываться

грандиозные контуры Метагалактики, в состав которой наша звездная система вхо-

дит как малая частица. Мы еще далеко не все знаем о Метагалактике. Огромная
удаленность объектов создает совершенно специфические трудности, которые раз-
решаются путем применения самых мощных средств наблюдения в сочетании
с глубокими теоретическими исследованиями. Все же общая структура Метагалак-
тики в последние годы в основном стала ясной.

Мы можем определить Метагалактику как совокупность звездных систем — га-

лактик, движущихся в огромных пространствах наблюдаемой нами части Вселен-
ной. Ближайшие к нашей звездной системе галактики — знаменитые Магеллановы

Облака, хорошо видные на небе южного полушария как два больших пятна при

мерно такой же поверхностной яркости, как и Млечный Путь. Расстояние до Ма-
геллановых Облаков «всего лишь» около 200 тыс. световых лет, что вполне сравни
мо с общей протяженностью нашей Галактики. Другая «близкая» к нам

галактика — это туманность в созвездии Андромеды. Она видна невооруженным
глазом как слабое световое пятнышко 5-й звездной величины*). На самом деле это
огромный звездный мир, по количеству звезд и полной массе раза в три превы-
шающей нашу Галактику, которая в свою очередь является гигантом среди галак-

тик. Расстояние до туманности Андромеды, или, как ее называют астрономы, М31
(это означает, что в известном каталоге туманностей Мессье она занесена под
№ 31), около 1800 тыс. световых лет, что примерно в 20 раз превышает размеры
Галактики. Туманность М 31 имеет явно выраженную спиральную структуру и по

многим своим характеристикам весьма напоминает нашу Галактику. Рядом с ней
находятся ее небольшие спутники эллипсоидальной формы (рис. 5). На рис. 6 пpи-
ведены фотографии нескольких сравнительно близких к нам галактик. Обращает на
себя внимание большое разнообразие их форм. Наряду со спиральными системам
(такие галактики обозначаются символами Sa, Sb и Sc в зависимости от характер

развития спиральной структуры; при наличии проходящей через ядро «перемычки
(рис. 6а) после буквы S ставится буква В) встречаются сфероидальные и эллипсои-
дальные, лишенные всяких следов спиральной структуры, а также «неправильные

галактики, хорошим примером которых могут служить Магеллановы Облака.

В большие телескопы наблюдается огромное количество галактик. Если галак-

тик ярче видимой 12-й величины насчитывается около 250, то ярче 16-й — уже
около 50 тыс. Самые слабые объекты, которые на пределе может сфотографиро

вать телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 5 м, имеют 24,5-ю величину. Оказы-
вается, что среди миллиардов таких слабейших объектов большинство составляют
галактики. Многие из них удалены от нас на расстояния, которые свет проходит за
миллиарды лет. Это означает, что свет, вызвавший почернение пластинки, был из-
лучен такой удаленной галактикой еще задолго до архейского периода геологиче-

ской истории Земли!

Иногда среди галактик попадаются удивительные объекты, например «радио-

галактики». Это такие звездные системы, которые излучают огромное количество
энергии в радиодиапазоне. У некоторых радиогалактик поток радиоизлучения в не-
сколько раз превышает поток оптического излучения, хотя в оптическом диапазоне
их светимость очень велика — в несколько раз превосходит полную светимость на-
шей Галактики. Напомним, что последняя складывается из излучения сотен мил-
лиардов звезд, многие из которых в свою очередь излучают значительно сильней
Солнца. Классический пример такой радиогалактики — знаменитый объект Лебедь

А. В оптическом диапазоне это два ничтожных световых пятнышка 17-й звездной
величины (рис. 7). На самом деле их светимость очень велика, примерно в 10 раз

'*) Поток излучения от звезд измеряется так называемыми «звездными величинами». По

определению, поток от звезды (т + 1)-й величины в 2,512 раза меньше, чем от звезды т-й ве-

личины. Звезды слабее 6-й величины невооруженным глазом не видны. Самые яркие звезды

имеют отрицательную звездную величину (например, у Сириуса она равна -1,5).

больше, чем у нашей Галактики.
Слабой эта система кажется по-
тому, что она удалена от нас
на огромное расстояние — 600
млн световых лет. Однако по-
ток радиоизлучения от Лебедя

А на метровых волнах настоль-
ко велик, что превышает даже
поток радиоизлучения от Солн-

ца (в периоды, когда на Солнце

нет пятен). Но ведь Солнце очень
близко — расстояние до него
«всего лишь» 8 световых минут;
600 млн лет — и 8 мин! А ведь

потоки излучения, как известно,
обратно пропорциональны
квадратам расстояний!

Спектры большинства га-

лактик напоминают солнечный;

в обоих случаях наблюдаются
отдельные темные линии по-

глощения на довольно ярком
фоне. В этом нет ничего неожи-

данного, так как излучение га-

лактик — это излучение милли-

ардов входящих в их состав звезд, более или менее похожих на Солнце. Вниматель-
ное изучение спектров галактик много лет назад позволило сделать одно открытие
фундаментальной важности. Дело в том, что по характеру смещения длины волны

какой-либо спектральной линии по отношению к лабораторному стандарту можно

определить скорость движения излучающего источника по лучу зрения. Иными
словами, можно установить, с какой скоростью источник приближается или уда-

ляется.

Если источник света приближается, спектральные линии смещаются в сто-

рону более коротких волн, если удаляется — в сторону более длинных. Это явление
называется «эффектом Доплера». Оказалось, что у галактик (за исключением не-

многих, самых близких к нам) спектральные линии всегда смещены в длинноволно-
вую часть спектра («красное смещение» линий), причем величина этого смещения
тем больше, чем более удалена от нас галактика.

Это означает, что все галактики удаляются от нас, причем скорость «разлета»

по мере удаления галактик растет. Она достигает огромных значений. Так, напри-
мер, найденная по красному смещению скорость удаления радиогалактики Ле-
бедь А близка к 17 тыс. км/с. Еще двадцать пять лет назад рекорд принадлежал

очень слабой (в оптических лучах 20-й величины) радиогалактике ЗС 295. В 1960 г.
был получен ее спектр. Оказалось, что известная ультрафиолетовая спектральная
линия, принадлежащая ионизованному кислороду, смещена в оранжевую область
спектра! Отсюда легко найти, что скорость удаления этой удивительной звездной
системы составляет 138 тыс. км/с, или почти половину скорости света! Радио галак-
тика ЗС 295 удалена от нас на расстояние, которое свет проходит за 5 млрд лет.
Таким образом, астрономы исследовали свет, который был излучен тогда, когда

образовывались Солнце и планеты, а может быть, даже «немного» раньше... С тех
пор открыты еще более удаленные объекты (гл. 6).

Причины расширения системы, состоящей из огромного количества галактик,

мы здесь касаться не будем. Этот сложный вопрос является предметом современ-

ной космологии. Однако сам факт расширения Вселенной имеет большое значение

для анализа развития жизни в ней (см. гл. 7).

На общее расширение системы галактик накладываются беспорядочные скоро-

сти отдельных галактик, обычно равные нескольким сотням километров в секунду.
Именно поэтому ближайшие к нам галактики не обнаруживают систематического

красного смещения. Ведь скорости беспорядочных (так называемых «пекулярных»)
движений для этих галактик больше регулярной скорости красного смещения. По-

следняя растет по мере удаления галактик приблизительно на 50 км/с, на каждый
миллион парсек. Поэтому для галактик, расстояния до которых не превосходят не-
скольких миллионов парсек, беспорядочные скорости превышают скорость удале-
ния, обусловленную красным смещением. Среди близких галактик наблюдаются

и такие, которые приближаются к нам (например, туманность Андромеды М 31).

Галактики не распределены в метагалактическом пространстве равномерно,

т. е. с постоянной плотностью. Они обнаруживают ярко выраженную тенденцию
образовывать отдельные группы или скопления. В частности, группа из примерно
20 близких к нам галактик (включая нашу Галактику) образует так называемую
«местную систему». В свою очередь местная система входит в большое скопление
галактик, центр которого находится в той части неба, на которую проектируется

созвездие Девы. Это скопление насчитывает несколько тысяч членов и принадле-
жит к числу самых больших. На рис. 8 приведена фотография известного скопле-
ния галактик в созвездии Северной Короны, насчитывающего сотни галактик.

В пространстве между скоплениями плотность галактик в десятки раз меньше, чем
внутри скоплений.

Обращает на себя внимание разница между скоплениями звезд, образующими

галактики, и скоплениями галактик. В первом случае расстояния между членами
скопления огромны по сравнению с размерами звезд, в то время как средние рас-

стояния между галактиками в скоплениях галактик всего лишь в несколько раз

больше, чем размеры галактик.
С другой стороны, число галак-
тик в скоплениях не идет ни в ка-
кое сравнение с числом звезд в

галактиках. Если рассматривать
совокупность галактик как не-
который газ, где роль молекул
играют отдельные галактики, то
мы должны считать эту среду
чрезвычайно вязкой.

Как же выглядит Метага-

лактика в нашей модели, где
земная орбита уменьшена до
размеров первой орбиты атома

Бора? В этом масштабе расстоя-

ние до туманности Андромеды

будет несколько больше 6 м,
расстояние до центральной час-
ти скопления галактик в Деве,
куда входит и наша местная

система галактик, будет поряд-
ка 120 м, причем такого же по-

рядка будет размер самого
скопления. Радиогалактика
Лебедь А будет теперь удалена
уже на вполне «приличное»

Т а б л и ц а 1

Большой Взрыв

Образование галактик (z~10)

Образование Солнечной системы

Образование Земли

Возникновение жизни на Земле

Образование древнейших скал на Земле

Появление бактерий и сине-зеленых водорослей

Возникновение фотосинтеза

Первые клетки с ядром

1 января 0ч 0м 0с

10 января

9 сентября

14 сентября

25 сентября

2 октября

9 октября

12 ноября

15 ноября

Декабрь

Воскресенье

21 Мел

Первые цветы

28 Девон

Первые насекомые

Животные колони-

зируют сушу

Понедельник

1 Возникновение

кислородной ат-

мосферы на Зем-

ле

22 Первые амфи-

бии и крылатые

насекомые

29 Третичный пе-

риод

Первые прима-

ты

Вторник

16 Первые черви

23 Карбон

Первые деревья

Первые репти-

лии

30 Первые гоми-

ниды

Среда

24 Пермь

Первые динозавры

31 Четвертичный

период

Первые люди

(~22

)

Четверг

18 Океанский план-

ктон

Трилобиты

25 Начало мезозоя

Пятница

5 Мощная вулка-

ническая деятель-

ность на Марсе

19 Ордовик

Первые рыбы

26 Триас

Первые млеко-

питающиеся

Суббота

20 Силур

Растения коло-

низируют сушу

27 Юра

Первые птицы

расстояние — 2,5 км, а расстояние до радиогалактики ЗС 295 достигнет
25 км...

Мы познакомились в самом общем виде с основными структурными особенно-

стями и с масштабами Вселенной. Это как бы застывший кадр ее развития. Не
всегда она была такой, какой мы теперь ее наблюдаем. Все во Вселенной меняется:
появляются, развиваются и «умирают» звезды и туманности, развивается законо-
мерным образом Галактика, меняются сама структура и масштабы Метагалактики
(хотя бы по причине красного смещения). Поэтому нарисованную статическую кар-
тину Вселенной необходимо дополнить динамической картиной эволюции от-
дельных космических объектов, из которых она образована, и всей Вселенной как
целого.

Что касается эволюции отдельных звезд и туманностей, образующих галакти-

ки, то об этом речь будет в гл. 4. Здесь мы только скажем, что звезды рождаются
из межзвездной газопылевой среды, некоторое время (в зависимости от массы)
спокойно излучают, после чего более или менее драматическим образом «уми-
рают».

Открытие в 1965 г. «реликтового» излучения (см. гл. 7) со всей наглядностью

показало, что на самых ранних этапах эволюции Вселенная к а ч е с т в е н н о отли-
чалась от своего современного состояния. Главное — это то, что тогда не было ни

звезд, ни галактик, ни тяжелых элементов. И, конечно, не было жизни. Мы наблю-
даем грандиозный процесс эволюции Вселенной от п р о с т о г о к с л о ж н о м у .

Такое же н а п р а в л е н и е эволюции имеет и развитие жизни на Земле. Во Вселен-

ной скорость эволюции вначале была значительно выше, чем в современную эпоху.
Похоже, однако, что в развитии жизни на Земле наблюдается о б р а т н а я к а р -
т и н а . Это наглядно видно из модели «космической хронологии», представленной

в таблице 1, предложенной американским планетологом Саганом. Выше мы до-
вольно подробно развили пространственную модель Вселенной, основывающуюся
на выборе того или иного линейного масштаба. В сущности говоря, тот же метод

используется в табл. 1. Все время существования Вселенной (которое для опреде-

ленности принимается равным 15 миллиардам реальных «земных» годов, причем

здесь возможна ошибка в несколько десятков процентов) моделируется некоторым
воображаемым «космическим годом». Нетрудно убедиться, что одна секунда «кос-

мического» года равна 500 вполне реальным годам. При таком масштабе каждой
эпохе развития Вселенной ставится в соответствие определенная дата (и время «су-
ток») «космического» года.

Легко видеть, что эта таблица в своей основной части сугубо «антропоцентрич-

на»: даты и моменты космического календаря после «сентября» и, особенно, всего
специально выделенного «декабря», отражают определенные этапы развития жизни
на Земле. Этот календарь совершенно иначе выглядел бы для обитателей какой-ни-
будь планеты, обращающейся вокруг «своей» звезды в какой-нибудь удаленной га-
лактике. Тем не менее само сопоставление темпа космической и земной эволюции

в высшей степени впечатляюще.

2. Основные характеристики звезд

В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в тече-

ние последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд,
природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется парадоксальным,

сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов

звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то степени это понятно: астро-
номы наблюдают огромное множество звезд, находящихся на различных стадиях
эволюции, в то время как непосредственно наблюдать другие планетные системы
мы пока не можем.

Мы упомянули о «характеристиках» звезд. Под этим понимаются такие их ос-

новные свойства, как масса, полное количество энергии, излучаемой звездой в еди-
ницу времени (эта величина называется «светимостью» и обычно обозначается бук-
вой L), радиус и температура поверхностных слоев. Температура определяет цвет
звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды
3 — 4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6 — 7 тыс. К — желтоватый. Очень горячие
звезды с температурой свыше 10—12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет.

В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. По-

следний определяется так называемым «показателем цвета», равным разности фо-
тографической и визуальной звездной величины*). Каждому значению показателя

цвета соответствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры
характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами
некоторых простейших соединений (например, CN, СН, Н

О и др.). По мере увели-

чения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы,
слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии ионизованных ато-
мов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. На-

пример, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей
20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного ге-
лия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд
с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии
водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К — линии ионизо-

ванного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой частей
спектра. Заметим, что такой вид имеет спектр нашего Солнца.

Последовательность спектров звезд, получающихся при непрерывном измене-

нии температуры их поверхностных слоев, обозначается следующими буквами: О,

В, A, F, G, К, М, от самых горячих к очень холодным. Каждая такая буква описы-
вает с п е к т р а л ь н ы й к л а с с . Спектры звезд настолько чувствительны к изме-

нению температуры их поверхностных слоев, что оказалось целесообразным ввести
в пределах каждого класса 10 подклассов. Например, если говорят, что звезда
имеет спектр В9, то это означает, что он ближе к спектру А2, чем, например,
к спектру В1.

Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца. По-

следняя равна 4 • 10

эрг/с. По своей светимости звезды различаются в очень ши-

роких пределах. Есть звезды (их, правда, сравнительно немного), светимости ко-
торых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз.

Огромное большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значи-
тельно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости

является так называемая «абсолютная величина» звезды. Видимая звездная величи-

*) Так как обычная несенсибилизированная фотографическая пластинка чувствительна

к синему свету, а глаз — к желтому и зеленому, то фотографические и визуальные величины

неодинаковы. Например, для красных звезд показатель цвета может достигать 1,5 звездной

величины и даже больше, в то время как для голубоватых он бывает, отрицательным.

2 И. С. Шкловский 33

на зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой — от расстояния
до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10 пк,

то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером. Если ви-
димая звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) рав-
на — 26,8, то на расстоянии 10 пк (которое приблизительно в 2 млн раз больше ис-
тинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около + 5.
На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой

невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невоору-

женным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрица-
тельные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости харак-

теризуются большими положительными значениями абсолютных величин, напри-
мер + 10, +12 и

т. д.

Важной характеристикой звезды является ее м а с с а. В отличие от светимости

массы звезд меняются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы ко-

торых больше или меньше солнечной в 10 раз. Масса Солнца равна 2 • 10

г, что

превышает массу Земли в 330 тыс. раз.

Еще одна существенная характеристика звезды — ее радиус. Радиусы звезд ме-

няются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышаю-
щие земной шар (так называемые «белые карлики»), есть огромные «пузыри», вну-

три которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы не случайно

назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что по своим массам
звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом
радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя
плотность солнечного вещества равна 1,4 г/см

, то у таких «пузырей» он может

быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют
огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен тысяч грам-
мов на кубический сантиметр.

Большое значение имеет исследование химического состава звезд путем тща-

тельного анализа их спектров. При этом необходимо учитывать температуру и да-
вление в поверхностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще
спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях,
господствующих в звездных атмосферах.

По химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные

и гелиевые плазмы *). Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно не-
значительных «загрязнений». Средний химический состав наружных слоев звезды
выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится

1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода,

0,3 атома железа. Относительное содержание других элементов еще меньше. Хотя

по числу атомов так называемые «тяжелые элементы» (т. е. элементы с атомной
массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их
роль очень велика. Прежде всего они в значительной степени определяют характер
эволюции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излучения существенно
зависит от содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как
оказывается, тоже зависит от ее непрозрачности. Мы здесь на этих вопросах не

имеем возможности остановиться. Об этом подробно написано в нашей книге
«Звезды: их рождение, жизнь и смерть», к которой мы и отсылаем читателей.

Наличие во Вселенной (в частности, в звездах) тяжелых элементов имеет ре-

шающее значение для проблемы, которой посвящена эта книга. Совершенно оче-
видно, что живая субстанция может быть построена только при наличии тяжелых
элементов и их соединений. Общеизвестна роль углерода в структуре живой мате-

*) Плазмой называется ионизованный газ, в каждом элементе объема которого нахо-

дится одинаковое количество электронов и положительных ионов.

рии. Не менее важны и другие элементы, например железо, фосфор. Царство живо-
го — это сложнейшие сцепления тяжелых элементов. Мы можем поэтому со всей

определенностью сформулировать следующее положение: если бы не было тя-
желых элементов, не было бы и жизни. Поэтому проблема химического состава
космических объектов (звезд, туманностей, планет) имеет первостепенное значение
для анализа условий возникновения жизни в тех или иных областях Вселенной.

Всегда ли во Вселенной были тяжелые элементы? Ниже мы будем обсуждать этот
важный вопрос. Оказывается, что в далеком прошлом во Вселенной тяжелых эле-
ментов было значительно меньше, чем сейчас. Может быть, их совсем не было.
Поэтому крупнейшей научной проблемой является происхождение тяжелых элемен-
тов. Эта проблема столь же важна, как проблемы происхождения звезд, планет
и даже жизни.

Спектроскопические исследования показали, что имеются удивительные разли-

чия в химическом составе звезд. Так, например, горячие массивные звезды, концен-
трирующиеся к галактической плоскости, сравнительно богаты тяжелыми элемен-
тами, между тем как у звезд, входящих в состав шаровых скоплений (см. рис. 2),
относительное содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше. Этот важный

факт находит обоснование в современных теориях эволюции звезд и звездных си-
стем, о которых речь будет идти ниже.

Исследования последних десятилетий позволили сделать вывод, что звезды

вращаются вокруг своих осей. Выяснилось, что звезды различных спектральных
классов вращаются с разной скоростью. Этому очень важному для космогонии во-
просу будет посвящена гл. 10.

Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же спектроско-

пическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосфе-

рах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях доходит до

10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное поле Земли. Заметим,

что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей доходит до 3 — 4 тыс. Э.
Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значитель-

ную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются
все основания полагать, что то же самое справедливо и для звездных атмосфер.

Казалось бы, к проблеме происхождения и развития жизни во Вселенной звездный
магнетизм совершенно не имеет отношения. Но это только так кажется. В действи-
тельности причинная цепь явлений, приводящих в итоге к возникновению жизни на
какой-нибудь планете, заброшенной в просторах Вселенной, необыкновенно слож-
на. В частности, существенным звеном в этой цепи должно быть само возникнове-
ние планет. И вот оказывается, что магнитные эффекты при образовании пла-
нетных систем могут иметь решающее значение. Об этом речь будет идти в гл. 10.

Мы перечислили основные характеристики звезд. Возникает вопрос: суще-

ствует ли между этими характеристиками какая-нибудь связь? Такая связь,
оказывается, существует. Она была обнаружена свыше 70 лет назад.

Будем изображать звезды точками на диаграмме Герцшпрунга — Рессела, где

по оси абсцисс отложены спектральные классы (или соответствующие им показате-
ли цвета), а по оси ординат — абсолютные величины, являющиеся мерой светимо-

сти соответствующих звезд (рис. 9). Из рисунка видно, что звезды лежат на этой
диаграмме не беспорядочно, а образуют явно выраженные последовательности.
Большинство звезд находится в пределах сравнительно узкой полосы, идущей от
левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему. Это так называемая «главная

последовательность» звезд. В верхнем правом углу группируются звезды в виде до-
вольно беспорядочной кучи. Их спектральные классы — G, К и М, а абсолютные
величины находятся в пределах (+2) -- (—6). Они называются «красными гиганта-
ми», хотя среди них есть и желтые звезды. Наконец, в нижней левой части диа-
граммы мы видим небольшое количество звезд. Их абсолютные величины слабее

2* 35

+ 10, а спектральные классы лежат в пределах от В до F. Следовательно, это очень

горячие звезды с низкой светимостью. Но низкая светимость при высокой поверх-
ностной температуре может быть, очевидно, только тогда, когда радиусы звезд до-
статочно малы. Таким образом, в этой части диаграммы «спектр — светимость»
находятся очень маленькие горячие звезды. Такие звезды называются «белыми кар-
ликами». Именно о них речь шла в начале этой главы.

Количество точек на диаграмме «спектр — светимость», приведенной на рис. 9,

не дает правильного представления об относительном количестве звезд различных
классов в Галактике. Так, например, звезд-гигантов с высокой светимостью на этой

диаграмме непропорционально много по сравнению с «карликами» низкой свети-
мости. Это объясняется условиями наблюдений: благодаря высокой светимости ги-

ганты видны с очень больших расстояний, между тем как значительно более

многочисленные карлики на таких расстояниях очень трудно наблюдать (если гово-
рить о спектральных наблюдениях).

Некоторое представление об относительном количестве звезд разных последо-

вательностей можно получить, если откладывать на диаграмме «спектр — свети-
мость» все без исключения звезды, находящиеся от Солнца на расстоянии, не пре-

вышающем 5 пк (16,3 светового года). Такая диаграмма приведена на рис. 10.

Обращает на себя внимание отсутствие хотя

бы одного гиганта. Зато нижняя правая

часть главной последовательности очень
отчетливо выражена. Мы видим, что в этом
сферическом объеме радиусом 5 пк, (до-
вольно типичном для Галактики) подавляю-
щее большинство звезд слабее и холоднее

Солнца. Это так называемые «красные кар-

лики», лежащие на нижней правой части
главной последовательности. На этой же
диаграмме нанесено наше Солнце. Только

три звезды (из примерно 50, находящихся

в этом объеме) излучают сильнее Солнца.

Это Сириус — самая яркая из звезд, види-
мых на небе, Альтаир и Процион. Зато на
рис. 10 мы видим пять белых карликов. Из

того простого факта, что в малом объеме
радиусом 5 пк наблюдается столь заметное

число белых карликов, следует, что число их

во всей Галактике очень велико. Подсчеты
показывают, что число белых карликов в на-
шей звездной системе по крайней мере рав-
но нескольким миллиардам, а может быть,
даже больше 10 млрд (напомним, что пол-
ное количество звезд всех типов во всей

Галактике около 150 млрд). Число белых карликов в десятки тысяч раз больше,

чем гигантов высокой светимости, столь обильно представленных на диаграмме,

изображенной на рис. 9. Этот пример убедительно показывает, какую заметную
роль в астрономии (так же как и в других науках о природе) играет наблюдатель-
ная селекция.

На диаграмме «спектр — светимость» (или «цвет — светимость»), кроме отме-

ченных главной последовательности и группировок красных гигантов и белых кар-
ликов, существуют и некоторые другие последовательности. Уже на рис. 9 наме-
чается последовательность звезд, расположенная несколько ниже главной. Это так
называемые «субкарлики». Хотя в окрестностях Солнца эти звезды сравнительно

малочисленны, в центральных областях Галактики, а также в шаровых скоплениях
количество их огромно. Субкарлики довольно слабо концентрируются к галактиче-
ской плоскости, но зато очень сильно — к центру нашей звездной системы. По-ви-
димому, они — самый многочисленный тип звезд в Галактике. Субкарлики отли-
чаются от звезд главной последовательности сравнительно низким содержанием

тяжелых элементов. Разница в химическом составе является причиной различия
в светимостях при одинаковой температуре поверхностных слоев *).

*) Радиусы звезд главной последовательности и последовательности субкарликов с оди-

наковой поверхностной температурой неодинаковы.

содержание .. 1 2 3 ..