Свет дает нам информацию о планетах, спутниках и кометах нашей Солнечной системы; о звездах, звездных скоплениях и туманностях нашей галактики; об объектах, находящихся за пределами нашей галактики.

В древние времена люди не думали о физике и химии звезд; они запоминали и передавали следующим поколениям легенды и мифы: о Большой Медведице, Звезде Дьявола, о Лунном человеке, о драконе, пожирающем Солнце во время солнечного затмения, и т. д. Эти сказания были разными у разных народов, но многие люди научились распознавать конфигурации звезд. В Полинезии опытные местные мореплаватели проходили в открытом море на гребных судах сотни миль без компаса и каких-либо береговых ориентиров в поле зрения. Они плавали, ориентируясь по звездам и Солнцу и используя свои знания преобладающих ветров и течений.

Наблюдая за светом, исходящим от звезды, даже древние люди отмечали ее яркость, положение на небе и цвет. Эта информация помогала людям отличать один небесный объект от другого и узнавать уже знакомые им объекты. Вот самое простое, что вы должны уметь, наблюдая звездное небо:

отличать звезды от планет;

определять названия созвездий и звезд;

определять блеск (соответствующий звездной величине);

определять положение небесного объекта в небе (с помощью специальных единиц измерения);

узнавать метеоры и кометы.

Слово "планета" произошло от древнегреческого слова planetes, буквально "странник". Древние греки, как и почти все остальные древние народы, заметили, что пять светящихся точек перемещаются на фоне остальных звезд на небе. Причем одни постоянно движутся вперед, а другие время от времени делают петлю и движутся назад по своему собственному пути. И никто не знал — почему. Эти светящиеся точки обычно не мерцали, как остальные звезды. И данному различию также не было никакого разумного объяснения. У каждого народа были свои названия для этих пяти светящихся точек или планет. А сегодня мы называем их Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. И почти все уже знают, что они не блуждают среди звезд, а вращаются вокруг Солнца — звезды, находящейся в центре нашей системы.

Сегодня мы знаем, что планеты — это объекты, которые больше или меньше Земли, но что все они гораздо меньше Солнца. Они намного ближе к Земле, чем к звездам (отличным от Солнца), поэтому, по крайней мере в телескоп, они видны в форме дисков. Это значит, что планеты имеют круглую форму и различимый размер. А звезды находятся так далеко от Земли, что даже в мощный телескоп кажутся всего лишь светящимися точками.

Посетителям лекций в планетарии, которые вытягивали свои шеи, чтобы увидеть звезды, проектируемые над их головами, я привык повторять: "Если вы не видите над головой Большую Медведицу, не волнуйтесь. Волноваться следует, скорее, тем, кто ее видит".

Древние люди делили небо на воображаемые фигуры, например Большая Медведица (Ursa Major)[4], Лебедь (Cygnus), Персей (Perseus) и Андромеда (Andromeda). Каждая фигура соответствовала некоторой конфигурации звезд. Хотя, честно говоря, большинству людей Андромеда совсем не напоминает силуэт прикованной девушки или что-либо другое в этом роде (рис. 1.2).

Сегодня небо делят на 88 созвездий, в которые входят все видимые звезды. Международный астрономический союз (International Astronomical Union), высший руководящий орган в астрономии, определяет границы созвездий, чтобы существовало четкое разделение, к какому созвездию относится каждая звезда. Раньше карты неба рисовали разные астрономы, которые не придерживались единых стандартов. Но так быть не должно. Когда вы читаете, что туманность Тарантул (Tarantula) находится в созвездии Золотая Рыба (Dorado) (подробности— в главе 12), то знаете, что искать ее надо в созвездии Золотая Рыба, расположенном в Южном полушарии.

Самое большое созвездие — это Гидра (Hydra), а самое маленькое — Южный Крест (Crux). На самом деле есть и Северный Крест, но вы не найдете его в списке созвездий, потому что это астеризм в созвездии Лебедя. По поводу названий созвездий существует общая договоренность, но по поводу того, что означает каждое название, согласия нет. Например, некоторые астрономы называют созвездие Золотая Рыба "Рыба-меч", но я за то, чтобы отвергнуть это название. А созвездие Змеи (Serpens) разделено на две несвязанные части, расположенные по обеим сторонам созвездия Змееносца (Ophiuchus), — Голова Змеи (Serpens Caput) и Хвост Змеи (Serpens Cauda).

Отдельные звезды в созвездии обычно никак не связаны между собой, просто с Земли они кажутся расположенными поблизости. Одни звезды могут находиться сравнительно недалеко от Земли, а другие — на гораздо больших расстояниях. Но для наблюдателя с Земли они складываются в определенный рисунок.

Как правило, всем ярким звездам в созвездии древние греки либо астрономы более поздних времен присвоили какую-нибудь греческую букву. Самую яркую звезду любого созвездия обычно называют "альфа" (первая буква греческого алфавита). Вторую по яркости звезду называют "бета" (вторая буква греческого алфавита), и т. д. до "омеги", двадцать четвертой (и последней) буквы. Кстати, все эти греческие буквы — строчные, а не прописные, и пишутся они так: α, β…, ω.

Поэтому Сириус, самая яркая звезда на ночном небе — которая находится в созвездии Большого Пса (Canis Major) — называется Альфа Большого Пса (Alpha Canis Majoris). (Астрономы добавляют в названиях окончания, чтобы получить латинский родительный падеж. Что поделаешь, ученые всегда любили латынь.) В табл. 1.1 приведен список букв греческого алфавита по порядку — названия букв и соответствующие им символы.

 Но если сегодня посмотреть на созвездия, то станет ясно, что далеко не всегда порядок яркости звезд точно соответствует греческим буквам, обозначенным на звездной карте. Эти исключения вызваны следующим.

 Буквы присваивались на основании наблюдений невооруженным глазом, которые не очень точны.

 Со временем авторы звездных атласов меняли границы созвездий, поэтому некоторые звезды переместились в другие созвездия, хотя звездам уже присвоили определенные буквы.

 Многие мелкие созвездия и созвездия Южного полушария были нанесены на карты не во времена Древней Греции, а намного позже, поэтому прежние правила не всегда соблюдались.

 Через многие столетия после древних греков яркость некоторых звезд изменилась.

В качестве примера можно привести созвездие Лисички (Vulpecula), в котором только одной звезде присвоена греческая буква (альфа).

У астрономов нет специальных названий, таких как Сириус, для каждой звезды созвездия Большого Пса, поэтому они просто называют их греческими буквами или другими символами. На самом деле существуют созвездия, в которых нет ни одной поименованной звезды. (Не "покупайтесь" на рекламу, в которой предлагают дать имя звезде за определенную сумму денег. Международный астрономический союз не признает "купленных" звездных названий.) В других созвездиях звездам присваивали греческие буквы, но оказалось, что в них больше 24 легкоразличимых звезд, и греческих букв не хватило. Поэтому многим звездам астрономы присвоили цифры и буквы латинского алфавита: например 236 Лебедя (236 Cygni), b Лисички (b Vulpeculae), HR 1516 и т. д. Есть даже звезды, которые называются RU Lupi и SX Sex (честное слово, я это вовсе не выдумал). Но как и любые другие звезды, их можно определить не по названиям, а по положению на небе (указанному в астрономических таблицах), блеску, цвету и друг им характеристикам.

 Если вы заглянете в звездный атлас, то увидите, что отдельные звезды в созвездии не отмечены как α Canis Majoris, β Canis Majoris и т. д. Обычно область всего созвездия обозначена как "Canis Major", а отдельные звезды — просто как α, β и т. д. Когда в каком-нибудь астрономическом журнале вы читаете про звезду, которая предлагается в списке объектов для наблюдения, то, скорее всего, она не будет упомянута ни как Alpha Canis Majoris, ни даже как α Canis Majoris. Вместо этого для экономии места она будет обозначена как α Cma; "Cma" — это сокращение Canis Majoris. Сокращенные обозначения созвездий приведены в табл. 1.2.

Поскольку альфа — не всегда самая яркая звезда в созвездии, для описания "высокого" статуса самой яркой звезды нужен другой термин. Этот термин — люцида (lucida). Люцида Большого Пса — Сириус (в данном случае α Большого Пса), но люцида Ориона (Orion) — Ригель (β Ориона) и люцида Малого Льва (Leo Minor) (не очень заметного созвездия) — просто 46 Малого Льва (46 Leo Minoris).

В табл. 1.2 перечислены 88 созвездий, их самые яркие звезды и звездные величины последних. Звездная величина (magnitude) — это мера яркости звезды. (О звездных величинах мы поговорим немного позже в разделе "Чем меньше, тем ярче: что такое звездная величина".) Если люцида созвездия совпадает с его альфой и у нее есть название, я просто привожу его. Например, самая яркая звезда созвездия Возничего — Капелла, она же α Возничего. Но если люцида не совпадает с альфой, я указываю соответствующую ей греческую букву либо другое обозначение в скобках. Например, люцида Рака — Аль-Тарф (β Рака).

Определить звезды было бы намного проще, будь у них, как у делегатов конференций, маленькие бэйджики с именами, которые можно рассмотреть в телескоп.

Надеюсь, с названиями звезд вам все ясно. А как насчет всех остальных небесных объектов? (О галактиках, туманностях, звездных скоплениях и прочем подробно говорится в части III.) Шарль Мессье (Charles Messier), французский астроном, живший в конце XVIII века, составил список примерно 100 космических объектов и пронумеровал их. Этот список получил название Каталог Мессье (Messier Catalog). В этом каталоге объекты обозначаются буквой М, а затем следует номер по каталогу. Поэтому, когда вы услышите, что галактику Андромеды (или туманность Андромеды) называют М31, то будете знать, что это ее обозначение в каталоге Мессье. Сегодня в стандартном Каталоге Мессье насчитывается 110 объектов.

 Фотографии объектов из каталога Мессье можно найти, например, на сайте http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/messiercat.html.

На звездной карте, изображении созвездия или в каталоге всегда указывается звездная величина каждой звезды. Звездная величина (magnitude) — это просто некоторый уровень яркости (или блеска). Древнегреческий ученый Гиппарх разделил все видимые им звезды на шесть классов — самые яркие, менее яркие и т. д. по убыванию яркости. Самым ярким звездам он присвоил звездную величину, равную 1 (или первая звездная величина), следующим за ними по яркости — равную 2, и т. д. до самых тусклых звезд шестой звездной величины.

Обратите внимание, что, в противоположность большинству систем и единиц измерения, чем ярче звезды, тем меньше ее звездная величина. Но, поскольку нет в мире совершенства, не было его и у греков — даже у Гиппарха была ахиллесова пята: в его системе не осталось места самым ярким звездам.

Поэтому современная наука считает, что несколько звезд имеют нулевую или даже отрицательную звездную величину. Например, звездная величина Сириуса равна -1,5. И самая яркая планета Солнечной системы Венера иногда имеет звездную величину, равную -4 (это значение меняется в зависимости от расстоянии Венеры до Земли и положения Венеры относительно Солнца).

Еще одно упущение: у древних греков не было класса звездной величины для звезд, которых они не видели. В то время это не считалось оплошностью, потому что об этих звездах никто ничего не знал. Но сегодня нам известно, что существуют миллионы звезд, не видимых невооруженным глазом; естественно, у всех у них тоже есть некие звездные величины. Им присвоены большие числа: 7–8 для звезд, которые можно легко увидеть в бинокль и 10–11 для звезд, которые легко различимы в небольшой, но хороший телескоп. Значения звездных величин достигают 21 для самых тусклых звезд, которые можно увидеть в Паломарской обсерватории, и даже 30–31 для самых тусклых объектов, изображения которых получены с помощью телескопа "Хаббл".

Расстояние до звезд и других объектов, находящихся за пределами нашей Солнечной системы, измеряется в световых годах. В обычных единицах измерения длины световой год равен примерно 9 400 миллиардам километров.

Людям обычно кажется, что световой год — это единица измерения времени, поскольку в этом термине присутствует слово год, но на самом деле это единица измерения расстояния. Световым годом называется расстояние, которое проходит свет за год, перемещаясь в пространстве со скоростью 300 тысяч километров в секунду.

Когда люди наблюдают в космосе некоторый объект, они на самом деле видят, как он выглядел в момент излучения света. Рассмотрим следующие примеры.

Когда астрономы замечают вспышку на Солнце, они на самом деле видят ее не в реальном времени, а с некоторым запаздыванием: свету от вспышки нужно 8 минут, чтобы дойти до Земли. Таким образом, астрономы видят то, что происходило на Солнце 8 минут назад.

Ближайшая к нам после Солнца звезда, Проксима Центавра, находится на расстоянии примерно 4 световых лет от Земли. Поэтому, наблюдая Проксиму, мы видим не то, какая она сейчас, а какой она была 4 года назад.

 Ясной и темной осенней ночью поищите на небе туманность Андромеды (М31). Это самый удаленный объект, который можно легко увидеть невооруженным глазом. Свет, который воспринимают ваши глаза, покинул эту галактику примерно 2 миллиона лет назад. И если по какой-то таинственной причине эта галактика исчезнет, следующие 2 миллиона лет люди на Земле даже не узнают об этом.

Подведем итоги.

 Когда мы смотрим на космические объекты, мы видим не настоящее, а прошлое,

 Нельзя узнать точно, как какой-либо космический объект выглядит прямо сейчас.

Вполне возможно и даже очень вероятно, что некоторые крупные звезды из далеких галактик, которые мы видим на небе, больше не существуют. Дело в том, что "продолжительность жизни" некоторых больших звезд — только 10–20 миллионов лет. И если они находятся в галактике, отстоящей от нас на 50 миллионов световых лет, скорее всего, то, что мы видим — уже только воспоминание об этих звездах. Они больше не озаряют свою галактику; они мертвы.

Если мы пошлем вспышку света по направлению к одной из самых отдаленных галактик, обнаруженных с помощью телескопа "Хаббл" или других больших телескопов, то свет будет идти до них около 10–14 миллиардов лет, потому что именно на таком расстоянии от нас находятся подобные галактики. Но, по некоторым прогнозам ученых, примерно через 5–6 миллиардов лет на Солнце закончатся запасы водорода и гелия, в результате чего оно "раздуется" до невероятных размеров и уничтожит всю жизнь на Земле. Поэтому посланный нами свет станет тщетной попыткой оповестить кого-то о существовании нашей цивилизации — удивительном всплеске жизни в холодных просторах Космоса.

Звезды обычно называют "неподвижными", чтобы отличать их от блуждающих планет. Но на самом деле звезды находятся в постоянном движении — и реальном, и видимом. Все небо, которое мы видим над головой, вращается, потому что вращается Земля. Звезды восходят и заходят, как Солнце и Луна, но порядок их расположения остается неизменным. Например, звезды Большой Медведицы не переворачиваются к Малому Псу или Водолею. Различные созвездия восходят в разное время и в разные дни, если смотреть на них из различных точек Земли.

На самом деле звезды Большой Медведицы (и любого другого созвездия) движутся одна относительно другой с огромной скоростью — порядка сотен километров в секунду. Но они настолько далеки от нас, что ученым нужно проводить точные измерения через довольно большие промежутки времени, чтобы обнаружить их движение по небу. Поэтому через 20 тысяч лет звезды Большой Медведицы создадут другой рисунок на небе. И, может быть, это даже будет похоже на медведицу.

Между тем ученые определили положение миллионов звезд, занесли данные о многих из них в каталоги и отметили на звездных картах. Положение звезды на небесной сфере определяется с помощью таких координат, как прямое восхождение (ascension) и склонение (declination), обозначаемых RA и Dec. Эти координаты аналогичны широте и долготе, используемым при определении положения объекта на Земле.

 RA (прямое восхождение) — это положение звезды, измеряемое в западном или восточном направлении на небе (аналог долготы, отсчитываемой от нулевого гринвичского меридиана).

 Dec (склонение) — это положение звезды, измеряемое в северном или южном направлении на небе (аналог широты, отсчитываемой от земного экватора).

RA обычно отсчитывают в часах, минутах и секундах, как время, но иногда и в градусах.

Разобраться в том, что такое RA и Dec и как читать звездную карту, вам помогут несколько простых правил (рис. 1.3).

 Северный небесный полюс (North Celestial Pole — NCP) — это точка на небе, на которую указывает ось Земли, продленная в северном направлении. Если стоять на географическом северном полюсе Земли, то NCP будет прямо над головой.

 Южный небесный полюс (South Celestial Pole — SCP) — это точка на небе, на которую указывает ось Земли, продленная в южном направлении. Если стоять на географическом южном полюсе Земли, то SCP будет прямо над головой. Только нужно одеваться тепло, это ведь в Антарктиде!

 Воображаемые линии, соответствующие равным значениям RA, проходят через NCP и SCP и представляют собой полуокружности, центр которых находится в центре Земли. Они воображаемые, но, тем не менее, отмечены на большинстве звездных карт, чтобы облегчить людям задачу нахождения звезд с определенными значениями RA.

 Воображаемые линии, соответствующие равным значениям Dec, например, 30 к северу, проходят в небе прямо над головой на соответствующей географической широте. Поэтому, если вы находитесь в Нью-Йорке, т. е. на 41° северной широты, то прямо над головой у вас будет точка с координатой Dec 41 к северу, хотя ее координата RA будет постоянно меняться по мере вращения Земли. Эти воображаемые линии тоже отмечены на звездных картах, и называются они окружностями склонений (declination circles).

Предположим, вы хотите найти NCP. Станьте лицом точно к северу и ищите точку, расположенную над горизонтом под углом X градусов, где X — ваша географическая широта. (Я предполагаю, что вы живете в Северной Америке, Европе или в какой-либо другой точке Северного полушария. Если же вы живете в Южной Америке, Южной Африке, Австралии или в любом месте Южного полушария, то не сможете найти NCP, потому что вместо этого вам нужно искать SCP. Для этого станьте лицом точно к югу и ищите точку, расположенную над горизонтом под углом, равным значению вашей географической широты.)

Но хочу вас успокоить: если вы хотите только научиться находить на небе созвездия и планеты, то можно обойтись без RA и Dec (если они вас напугали). Нужно только сравнить звездную карту для соответствующего времени года и ночи (такие карты печатают в астрономических журналах и календарях) с тем, что вы видите на небе. Но если вы хотите понять, как пользоваться звездными картами и каталогами и как найти с помощью своего телескопа далекую галактику, то постарайтесь все-таки разобраться с этими координатами.

Если же вы приобрели новый, шикарный и на удивление не слишком дорогой телескоп с компьютерным управлением (о нем подробно говорится в главе 3), то сможете ввести координаты RA и Dec только что обнаруженной кометы и телескоп будет направлен прямо на нее. (Обычно в каждом сообщении об обнаружении кометы приводится небольшая таблица, или эфемериды, в которой указываются расчетные координаты кометы RA и Dec, ночь за ночью, на протяжении ее пути по небу.)

Большой объем информации, множество организаций и людей помогут вам приобрести начальные знания и быть в курсе событий. Например, начальные сведения по астрономии и информацию о текущих небесных явлениях можно найти на Web-сайтах. Кроме того, вы можете стать членом клубов и ассоциаций, посещать собрания, лекции и специальные занятия.

Лучший способ войти в мир астрономии, не тратя чрезмерных усилий и денег, — это вступить в астрономический клуб и познакомиться с его постоянными членами. В клубах обычно проводят встречи, на которых опытные специалисты дают новичкам советы об используемой технике и оборудовании; на заседания клубов иногда приглашают ученых, которые читают лекции, рассказывают о последних научных достижениях и показывают фотографии и слайды. Члены клубов всегда знают, где можно недорого купить подержанный телескоп или бинокль, что стоит покупать, а что — нет.

Кроме того, клубы организуют совместные наблюдения, обычно по выходным дням или ради особых событий, таких как метеорный поток, солнечное затмение и т. д. На таком мероприятии можно узнать о методах астрономических наблюдений и оборудовании гораздо больше, чем где-либо еще. Вам даже не нужно приносить с собой телескоп; многие люди с радостью позволят вам воспользоваться их приборами. Короче говоря, одевайтесь потеплее, и вперед!

Найти какие-либо сведения по астрономии совсем несложно. К вашим услугам широкий спектр источников информации, включая Web-сайты, журналы и программное обеспечение.

 В Web есть сайты, где можно найти любую информацию по астрономии, и количество этих сайтов растет с астрономической скоростью! Один из лучших англоязычных сайтов — Sky & Telescope, который ведут редакторы одноименного журнала (http://skyandtelescope.com/). Здесь можно найти последние новости, информацию об астрономических событиях, советы о проведении наблюдений, интерактивную карту звездного неба, ссылки на другие ресурсы и т. д.

Чтобы больше узнать об астрономии, телескопах и исследовательских программах, вы можете посетить профессиональные обсерватории и общедоступные планетарии. В обсерваториях астрономы и другие ученые с помощью больших телескопов занимаются изучением Вселенной. А в планетариях в затемненном помещении с помощью специальной аппаратуры проектируют на экран на потолке (имитирующий небо над головой) изображения звезд и других небесных объектов, сопровождая это лекциями о различных космических явлениях.

Пулковская обсерватория

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория Российской Академии наук (ГАО РАН), основанная в 1839 году, расположена в Пулково, недалеко от Санкт-Петербурга (www.gao.spb.ru). Это исследовательский центр мирового значения для реализации крупных фундаментальных и прикладных научных проектов в астрономии, проектирования и строительства крупнейших инструментов, организации новых наблюдательных баз и обсерваторий, подготовки квалифицированных научных кадров. По широте охвата направлений современной астрономии — астрометрии, небесной механики, астрофизики, физики Солнца, радиофизики Пулковская обсерватория считается самым уникальным учреждением в России.

В ГАО были организованы и оснащены инструментами наблюдательные базы: в Азербайджане (Ордубад), Армении (Араратская экспедиция), Таджикистане (Памирская экспедиция), Узбекистане (Китаб), Чили, Боливии. Симеизское отделение Пулковской обсерватории было преобразовано в Крымскую астрофизическую обсерваторию (КрАО), Николаевский филиал — в Николаевскую обсерваторию (ныне — обсерватория Комитета по науке и интеллектуальной собственности Украины), экспедиция ГАО в Боливии стала самостоятельной Национальной астрономической обсерваторией Боливии Санта-Анна. Основанная в 1948 году кисловодская Горная станция ГАО (ГАС ГАО) — единственная солнечная обсерватория России, осуществляющая ежедневные комплексные наблюдения (мониторинг) Солнца, уникальные в мире по регулярности.

В обсерватории ведется большая работа по созданию и разработке, а также внедрению уникального астрометрического оборудования. Только в последние годы создан ряд наземных телескопов (МАГИС, 3A-32), разрабатываются три проекта космических астрометрических систем ("Струве", "Стереоскоп" и ГЕОБС), изготавливается наземный астрометрический рефлектор АР-115.

Основные направления небесной механики:

 изучение движения тел Солнечной системы; использование теории движения искусственных спутников Земли в прикладных задачах;

 исследование формы Земли и гравитационных потенциалов Земли и планет Солнечной системы;

 изучение динамики и эволюции планетных колец, галактических дисков и сходных объектов; хаотическая динамика небесных тел;

 эфемеридная поддержка программ наблюдений.

Планетарии — это как раз то, что нужно начинающему астроному. Именно здесь, на огромном экране, спроектированном на полусферический купол потолка, можно увидеть захватывающие звездные шоу и услышать познавательные лекции о планетах, звездах и Вселенной.

Чудесной машиной пространства и времени называют "планетарий" — сложный проекционный аппарат для демонстрации звездного неба, Солнца, Луны, планет, различных астрономических явлений. Планетариями называются также и научно-просветительские учреждения, в которых аппарат "планетарий" используется при чтении лекций по астрономии, космонавтике, географии и др. Аппарат "планетарий" похож на гигантскую гантель — две огромные сферы, соединенные ажурной перемычкой. В каждой сфере размещены проекционные фонари. А диапозитивами служат металлические пластинки с сотнями мельчайших отверстий, расположенных так же, как звезды на небе. Одна сфера демонстрирует звезды северного полушария небесной сферы, другая — южного. Благодаря этому в Звездном зале можно увидеть небо любого места на планете, побывать на экваторе, на Северном или Южном полюсе. Проекционные устройства могут продемонстрировать солнечные и лунные затмения, "хвостатые" светила — кометы, "падающие звезды" — метеоры, полет искусственных спутников Земли. Аппарат "планетарий" способен спрессовать время и поэтому может демонстрировать небесные явления, которые сложно, а то и невозможно наблюдать в действительности, например, положения небесных светил в прошлом или будущем[6].

Идея создания планетария принадлежит директору Гейдельбергской обсерватории профессору Максу Вольфу. В 1913 году он предложил основателю немецкого музея в Мюнхене д-ру Оскару Мюллеру изготовить два аппарата, которые показывали бы вид Солнечной системы. Но вскоре началась война и первый аппарат "планетарий" был создан только в 1924 году на заводе Цейсса в Германии. В 1926 году инженер В. Бауэрсфельд построил более совершенный аппарат, большой универсальный "Планетарий Цейсса", который мог показывать небо разных широт.

Сейчас "планетарий" — это сложный автоматизированный инструмент. Он позволяет изобразить на полусферическом куполе-экране суточное вращение неба на разных географических широтах; годичное изменение вида неба; звездное небо для воображаемого наблюдателя на Луне, Марсе, Венере. Специальные устройства позволяют создавать у зрителя полное впечатление участия в космическом полете, в межпланетном перелете, путешествии по планете.

Специальные проекторы служат для демонстрации движения Солнца, Луны и пяти планет, видимых невооруженным глазом. Специальные приборы проецируют на купол небесный экватор, эклиптику, небесный меридиан и другие точки и линии небесной сферы.

В планетарии можно "ускорить" (для наглядности) суточное и годичное движение Солнца, планет. Планетарии оборудуются проекторами полярных сияний, комет, метеоров, солнечных и лунных затмений, переменных звезд, новых звезд, искусственных спутников Земли и других небесных тел и явлений.

В России первый планетарий открылся в Москве 5 ноября 1929 года. Это был 13-й планетарий в мире и только третий за пределами Германии (вслед за Веной и Римом). Открытию планетария Маяковский посвятил стихотворение "Пролетарка, пролетарий, заходите в планетарий!"

Сколько всего планетариев в мире — сказать трудно. Но только в США их около 1000, в небольшой Японии — 400 планетариев, а в России — около З0[7].

Планетарии существуют во многих крупных городах мира. Но сейчас мы ограничимся кратким обзором планетариев России и Украины.

Планетарии России

Первым планетарием в России стал Московский, построенный в 1929 году. Среди других планетариев, появившихся только в 1948 году, был и Томский. Далеко не все российские планетарии имеют специально построенные здания (как, например, Санкт-Петербургский, Пермский, Волгоградский, Саратовский). Некоторые расположены в приспособленных помещениях (например, Брянский, Владимирский, Кировский); Томский планетарий функционирует, не имея помещения. К сожалению, несколько планетариев закрылось по разным причинам (Тамбовский, Таганрогский, Курганский, Казанский, Махачкалинский, Пятигорский).

 Московский планетарий (www.planetarium.ru) — центр популяризации естественнонаучных знаний; был открыт 5 ноября 1929 года. Основное направление деятельности — проведение общедоступных лекций и научно-художественных программ по астрономии и космонавтике, формирование научного мировоззрения на основе обобщения достижений современного естествознания. В обсерватории Московского планетария в телескоп можно наблюдать пятна на Солнце, Луну, планеты и другие небесные объекты.

 Томский областной планетарий (www.astro.tomsk.ru/planeta) — один из старейших в России, в ноябре 2003 года ему исполнилось 55 лет. Все эти годы велась активная работа в детских учреждениях города Томска. Занимательные программы по астрономии, космонавтике, естествознанию, интересные праздники, научные конференции пользуются неизменным успехом у ребят и их учителей. Сотрудники планетария постоянно следят за новыми достижениями в исследованиях Вселенной, воспитывают у ребят интерес к окружающему миру, способствуют формированию научного мировоззрения. К сожалению, вот уже 15 лет планетарий не имеет своего помещения.

 Санкт-Петербургский планетарий (www.planetarium.pl.ru), открытый в 1959 году, расположен в историческом центре города — Александровском парке на Петроградской стороне. В Звездном зале планетария находится главный аппарат — "планетарий". Он с большой точностью воспроизводит на куполе важнейшие астрономические явления, доступные наблюдению невооруженным глазом: звездное небо Земли, суточное движение небесного свода, годовое движение Солнца и планет (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн), месячное движение Луны с изменяющимися фазами, 17 туманностей и звездных скоплений, Млечный Путь, переменные звезды (Алголь в Персее, Мира Кита, Дельта Цефея). Много специальных приборов используется на учебных занятиях для школьников и студентов для демонстрации экватора, эклиптики, полюсов, меридиана, навигационного треугольника, кругов склонения, счета лет, изменение высоты полюса мира, прецессии. В Звездном зале проходят научно-популярные, абонементные лекции, программы, научно-художественные и музыкальные композиции, встречи с учеными, космонавтами, новогодние представления. В обсерватории планетария находится самый большой в городе телескоп-рефрактор диаметром 180 мм, в который можно наблюдать различные небесные объекты: Солнце, планеты, кометы, Луну, двойные звезды, галактики, туманности. При Санкт-Петербургском планетарии существует Центр Естественнонаучного Образования (ЦЕНО). Он объединяет ребят, интересующихся астрономией, физикой, космонавтикой, математикой и другими науками естественного цикла. Преподаватели, работающие с ребятами, используют различные формы обучения, что дает возможность заниматься в кружке с младшего школьного возраста. Занятия проходят в учебном кабинете планетария. Ребята участвуют в экскурсиях и наблюдениях на телескопе в Пулковской обсерватории. В планетарии находится единственный на северо-западе России маятник Фуко, длина нити которого составляет 8 метров.

Земля вращается. Впервые эту идею провозгласил греческий философ Гераклит Понтийский в IV веке до н. э. Но люди сомневались в том, что утверждал Гераклит. Им казалось, что в этом случае они должны чувствовать головокружение, как на крутящейся карусели, но ведь ничего подобного не происходило! Люди не верили, что Земля вращается, потому что никак этого не ощущали. Наоборот, наши древние предки считали, что Солнце вращается вокруг Земли, совершая полный оборот за один день.

Доказательство вращения Земли появилось только в 1815 году, больше, чем через две тысячи лет после Гераклита (в те времена государство почти не финансировало научные исследования, поэтому прогресс шел медленнее, но зато стоил дешевле). Французский физик Фуко подвесил металлический шар весом 28 кг под куполом Пантеона в Париже на проволоке длиной 67 м с периодом 16 секунд. Эта конструкция получила название маятник Фуко, по имени французского физика, которому пришла в голову идея этого эксперимента. Опыт Фуко основан на свойстве свободного маятника сохранять неизменным в пространстве плоскость (или направление) своих колебаний, если на него не действует никакая сила, кроме силы тяжести. Если проследить за колебаниями маятника, то станет заметно, что направление, в котором качается маятник над полом, постепенно меняется, как будто пол поворачивается под ним. На самом деле так оно и есть — пол поворачивается вместе с Землей.

 Если вы не верите, что Земля вращается, или просто хотите посмотреть на маятник, посетите Исаакиевский собор в Санкт-Петербурге. В 1931 году в этом соборе был подвешен маятник длиной 93 м и весом 54 кг. Амплитуда колебаний этого маятника равна 5 м, период — около 20 секунд. И за одну-две минуты можно убедиться в том, что Земля действительно вращается вокруг своей оси.

Как я уже говорил в главе 1, из-за вращения Земли вокруг своей оси кажется, что звезды и другие небесные объекты движутся по небу с востока на запад. Кроме того, Солнце движется по небу в течение года по кругу, который называется эклиптикой. Угол наклона эклиптики к небесному экватору равен 23,5°; отклонение оси Земли от перпендикуляра к ее орбитальной плоскости также составляет 23,5°.

Траектории движения планет в течение года проходят вблизи эклиптики. Вокруг плоскости эклиптики расположены 12 созвездий, которые называют зодиакальными: Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей и Рыбы. (На самом деле между Скорпионом и Стрельцом есть еще одно созвездие — Змееносец, но в древние времена его не включили в Зодиак.)

По мере движения Земли по орбите вокруг Солнца время восхода и захода звезд сдвигается на 4 минуты назад каждую ночь. Это приводит к тому, что со сменой времен года картина ночного неба меняется. Звезды не стоят на месте ни в течение ночи, ни в течение года. Созвездия, которые месяц назад по вечерам были высоко в небе, теперь опустились ниже к западу. А созвездия, которые висят низко над горизонтом на востоке перед самым рассветом, через несколько месяцев будут находиться в этом положении в полночь.

Конечно, на звезды может смотреть каждый, кто вышел из дома прогуляться ясной ночью. Но как узнать, что вы видите? Как снова найти на небе эти звезды? И как можно сориентироваться?

Один из самых известных способов научиться хоть немного ориентироваться в ночном небе (если вы живете в Северном полушарии) — это найти на небе Полярную звезду, которая почти не движется. А с помощью этого ориентира уже можно попробовать найти что-то еще. А если вы находитесь в Южном полушарии, нужно найти звезды α и β Центавра, которые указывают на созвездие Южный Крест.

Еще раз о яркости

О звездной величине уже говорилось в главе 1, но вы должны знать, что на самом деле существует три типа звездных величин.

 Абсолютная звездная величина — то, что ученые называют истинной яркостью небесного объекта, видимой со стандартного расстояния, равного 32,6 светового года.

 Видимая звездная величина — то, насколько ярким объект кажется с Земли. Может отличаться от абсолютной звездной величины, в зависимости от того, насколько далеко от Земли находится небесный объект. Звезда, которая расположена ближе к Земле, может казаться ярче более далекой звезды, даже если ее абсолютная звездная величина меньше.

 Ограниченная звездная величина связана с состоянием наблюдаемого неба во время наблюдения, т. е. насколько оно ясное и темное. Даже очень яркий объект может быть невидимым, если метеорологические условия неподходящие. Ограниченную звездную величину чаще всего используют при наблюдении метеоров и объектов дальнего космоса. Темной ясной ночью ограниченная звездная величина может быть равна 6 в зените, в то время как при наблюдениях в городе она составит только 4.

На звездных картах указывают видимые звездные величины, соответствующие их яркости на ночном небе.

Полярную звезду легко найти с помощью "ковша" из созвездия Большой Медведицы. Ковш — это одна из самых известных и узнаваемых звездных конфигураций (рис. 3.1).

Рис. 3.1. Ковш Большой Медведицы — прекрасный ориентир для поиска других небесных объектов

Две самые яркие звезды Ковша, Дубхе и Мерак (их еще называют "указателями"), образуют одну из сторон "ковша" (чаши) и указывают прямо на Полярную звезду. С помощью этих "указателей" можно найти также звезды Кастор и Поллукс из созвездия Близнецов и Денеб из созвездия Лебедя. А "ручка ковша" указывает на Арктур из созвездия Волопаса.

Звезды, близкие к Полярной звезде, никогда не заходят за горизонт (на большей территории Северного полушария); они называются околополярными звездами. Они как будто движутся вокруг Полярной звезды. Большая Медведица — это околополярное созвездие; таким его видят почти на всей территории Северного полушария. Размер околополярной области неба зависит от широты, на которой проводится наблюдение. Чем ближе вы живете к Северному полюсу, тем большая часть неба будет околополярной. Аналогично, в Южном полушарии, чем южнее вы находитесь, тем большая часть будет околополярной.

Созвездие Ориона, хоть и не является околополярным, тоже выделяется на зимнем небе. Три его звезды (образующие "пояс Ориона") указывают на Сириус из созвездия Большого Пса и Альдебаран из Тельца. В созвездии Ориона есть также звезды первой звездной величины Бетельгейзе и Ригель — два ярких небесных маяка (рис. 3.2).

Рис. 3.2. Орион и его яркие звезды — Ригель и Бетельгейзе

Чтобы познакомиться с ночным небом, пользуйтесь приведенными в этой книге рисунками и наблюдайте. Приведу такую аналогию: узнав расположение улиц города, вы сможете ориентироваться в нем и быстрее добраться в нужное место. Точно так же, зная созвездия и яркие звезды-ориентиры, вы сможете легче найти объекты наблюдения и следить за их перемещением по ночному небу.

Какое бы новое увлечение у вас ни появилось, общее правило таково: не спешите покупать дорогостоящее оборудование. Прежде чем купить телескоп, познакомьтесь с приборами разных типов, постарайтесь увидеть их в действии и услышать мнение других астрономов-любителей. В следующих разделах я дам вам советы по поводу того, как выбрать хороший бинокль или телескоп.

Хороший бинокль — это не роскошь, а необходимость. Пока не приобретете телескоп, купите или одолжите бинокль. Это великолепное средство для многих видов наблюдений, и если вдруг (ах!) вы бросите астрономию, то сможете использовать его для других целей.

 Бинокль отлично подходит для наблюдения переменных звезд, поиска ярких комет и новых звезд, а также быстрого просмотра всего неба, просто для того, чтобы получить удовольствие от захватывающего зрелища. Конечно, вы вряд ли откроете новую комету, но, наверное, захотите рассмотреть известные кометы во время их появления. И для этого нет ничего лучшего, чем хороший бинокль.

Устройство бинокля показано на рис. 3.3.

Если вы собираетесь рассматривать кратеры на Луне либо поверхность и облачную атмосферу планет, то вам нужен телескоп. Это относится также к наблюдению тусклых переменных звезд или галактик и удивительных сияющих облаков, которые называют "планетарными туманностями", хотя они не имеют ничего общего с планетами (подробности — в главах 11 и 12).

 При наблюдении Солнца или любого другого объекта, проходящего перед Солнцем, внимательно прочитайте указания в главе 10, чтобы защитить свои глаза и не повредить зрение!

Телескопы делятся на три основных класса.

Рефракторы, в которых используются линзы, собирающие и фокусирующие свет (рис. 3.4). Большинство телескопов относятся к рефракторам.

Рис. 3.4. Телескоп-рефрактор

 Рефлекторы, в которых используются зеркала, собирающие и фокусирующие свет (рис. 3.5). Существуют различные типы рефлекторов. Если рефлектор относится к системе Ньютона, то вы смотрите через окуляр под прямым углом к трубе телескопа. Если же телескоп относится к типу Кассегрен, то вы смотрите через окуляр, расположенный внизу.

Рис. 3.5. Телескоп-рефлектор изобрел английский ученый Исаак Ньютон

 Зеркально-линзовые телескопы типа Шмидт-Кассегрен и Максутов-Кассегрен, в которых используются и зеркала, и линзы. Как правило, они дороже, чем рефлекторы и рефракторы соответствующего уровня.

В пределах этих основных типов телескопов существует множество разновидностей. В каждом любительском телескопе есть окуляр, представляющий собой специальную линзу (на самом деле, это комбинация линз, собранных в единый элемент), предназначенную для увеличения сфокусированного изображения. При фотосъемке окуляр обычно не используется.

Почти во всех телескопах, так же как в микроскопах и фотоаппаратах со сменными объективами, можно использовать сменные окуляры. Некоторые компании не производят телескопов вообще, а вместо этого специализируются на выпуске окуляров, которые можно использовать в самых разных телескопах.

 Начинающие обычно покупают окуляры с самым большим увеличением, и это верный способ выбросить деньги на ветер. Я рекомендую окуляры с низким или средним увеличением. Если телескоп небольшой, то лучше всего использовать окуляры с параметрами 25× или 50×, а не 200× и больше (здесь "×" означает "кратность увеличения"; т. е. 25× — увеличение в 25 раз по сравнению с наблюдениями невооруженным глазом).

Если телескоп рекламируется как "очень мощный", скорее всего, это тот самый случай, когда ничего не подозревающим покупателям пытаются всучить посредственный товар. И если продавец расхваливает "мощность" телескопа, советую вам найти другой магазин.

 Вашу способность рассмотреть мелкие детали в небольшой телескоп ограничивает не мощность (т. е. сила увеличения) окуляра, а турбулентность атмосферы или даже колебания телескопа на ветру. Поэтому мощные окуляры используются редко. Более того, при прочих равных условиях, чем сильнее увеличение, тем меньше поле зрения. Поэтому, если вы вставите в телескоп окуляр с большим увеличением, то вам будет труднее направить его и найти неяркий объект — а иногда даже яркую звезду.

 Какого цвета Вселенная?

Что вы видите, рассматривая небесный объект с помощью бинокля или телескопа? Увидите ли вы прекрасные звезды, планеты и другие небесные объекты такими же яркими и цветными, как на фотографиях в цветной вклейке этой книги?

К сожалению, скорее всего, вы увидите большинство небесных объектов в бледных тонах. Звезды большей частью кажутся белыми или белыми с каким-то опенком, скорее желтоватым, чем желтым. В телескоп можно ясно увидеть цвета некоторых двойных звезд, если они резко контрастируют.

На фотографиях небесных объектов цвета чаще всего усилены и по этой причине их часто объявляют фальшивыми. Но это не так; никто не использует фальшивые цвета, чтобы приукрасить Вселенную, которая прекрасна сама по себе. Никто не хочет также дать вам ложное представление о дальнем космосе. На самом деле усиление цвета делается для поиска истины, так же как краситель на медицинских снимках позволяет убрать лишние детали в клетках и выявить физические отличия и взаимосвязи.

В зависимости от метода наблюдения и представления, фотографии одного и того же объекта могут быть поразительно разными. Но все они говорят ученым о различиях в структуре объекта, о том, какие газы есть в его атмосфере и какие динамические процессы там происходят.

 Опоры (или монтировки) телескопов (основа поддерживающей телескоп структуры) обычно бывают двух типов.

 Высотно-азимутальная опора позволяет телескопу перемещаться параллельно (т. е. вправо-влево, горизонтально) и перпендикулярно горизонту (т. е. вверх-вниз, вертикально). При этом меняется азимут (перемещение в горизонтальной плоскости) и высота (перемещение в вертикальной плоскости). Чтобы компенсировать смещение звезд из-за вращения Земли, нужно регулировать обе оси, что вызывает определенные неудобства. Монтировка Добсона — это недорогой вариант опоры высотно-азимутального тина, которая используется для больших любительских телескопов-рефлекторов.

 Более дорогая экваториальная опора позволяет сориентировать телескоп вдоль оси, направленной прямо на небесный северный полюс (или на небесный южный полюс, если наблюдения проводятся в Южном полушарии.) После нахождения объекта достаточно просто поворачивать телескоп вокруг полярной оси, чтобы держать объект в поле зрения. Но выравнивать телескоп по полярной оси необходимо на каждом сеансе наблюдения.

Высотно-азимутальная монтировка обычно устойчивее, но экваториальная лучше подходит для отслеживания движения звезд от их восхода до захода.

Не забывайте, что объекты, которые вы видите в телескоп, обычно перевернуты "вверх ногами" (а для бинокля это не так). Конечно, это не имеет большого значения для проводимых вами наблюдений, но нужно помнить: когда вы смотрите в телескоп, верх и низ меняются местами. Если добавить линзу, которая перевернет изображение в нормальное положение, то световой поток, улавливаемый телескопом, сократится и изображение уменьшится. Участок неба, наблюдаемый через телескоп с экваториальной опорой, будет сохранять ту же ориентацию. А в случае телескопа с высотно-азимутальной опорой наблюдаемый участок будет поворачиваться в течение ночи, так что звезды, которые были сверху, окажутся сбоку.

 Глядя на Солнце, защищайте глаза!

Даже украдкой бросать быстрый взгляд на Солнце через телескоп, бинокль или любой другой оптический инструмент очень опасно, если ваше устройство не оснащено солнечным фильтром от известной фирмы-производителя, специально предназначенным для наблюдения Солнца. Причем этот фильтр должен быть установлен правильно и аккуратно, с соблюдением всех инструкций.

Солнечный фильтр нужно использовать также при наблюдении планет, проходящих по солнечному диску. При наблюдении любого объекта на фоне Солнца необходимо использовать специальные методы, позволяющие защитить зрение. Если у вас рефлектор системы Ньютона или рефрактор, попробуйте использовать проекцию. Более подробно о специальных методах наблюдения Солнца и защиты глаз говорится в главе 10.

Как недорого купить хороший телескоп

 Купить дешевый телескоп массового производства — в большинстве случаев значит выбросить деньги на ветер. Причем немалые деньги — иногда до нескольких сотен долларов.

Хороший новый телескоп в лучшем случае обойдется вам в тысячу долларов и даже больше. Но есть и другие возможности.

 Можно найти подержанный телескоп по объявлению в астрономическом журнале или в информационном бюллетене местного астрономического клуба. Если, проверив и опробовав подержанный телескоп, вы пришли к выводу, что именно такой вам и нужен, смело покупайте! Телескоп в хорошем состоянии прослужит многие десятилетия.

 Астрономы-любители могут наблюдать небо с помощью больших телескопов, принадлежащих астрономическим клубам, планетариям и обсерваториям.

Прогресс не стоит на месте, и любительские телескопы постепенно становятся все более совершенными. Так и выходит, что то, о чем вчера астроном-любитель не мог и мечтать, сегодня — уже устаревшее оборудование. Качество становится выше, возможности увеличиваются, а цена падает.

Вообще говоря, хороший рефрактор дает лучшую видимость, чем хороший рефлектор с такой же апертурой. Апертура (или размер телескопа) — это диаметр главного объектива, зеркала или, в более сложном телескопе, размер открытой (ничем не заслоненной) части оптического устройства. Но, увы, хороший рефрактор гораздо дороже хорошего рефлектора.

Компромиссный вариант

Телескопы типа Максутов-Кассегрен и Шмидт-Кассегрен — это хорошие варианты компромисса между низкой стоимостью рефлектора и более высоким качеством рефрактора. Поэтому многие астрономы выбирают именно их.

В 1999 году самой популярной на рынке моделью небольшого любительского телескопа был Meade ЕТХ-90/ЕС — существенно усовершенствованная версия телескопа ЕТХ-90, который тоже пользовался большой популярностью. Апертура этого телескопа составляла всего 3,5 дюйма (около 9 см) — наверное, самый минимальный размер изо всех телескопов для начинающих. (Если вы найдете хороший прибор по хорошей цене с апертурой от 2 дюймов (примерно 5 см) и выше — особенно рефрактор — подумайте, это неплохой вариант.)

 Можно купить базовую модель Meade ЕТХ-90/ЕС, но я рекомендую модель Autostar controller с компьютерным блоком управления. Кроме того, вам наверняка понадобится полевой штатив. Упомянутый телескоп насколько хорош, имеет такие возможности, что некоторые опытные астрономы жалуются, что он практически работает сам и может сориентироваться на любой из тысяч небесных объемов, координаты которых RA и Dec хранятся в памяти компьютера телескопа (более подробно о координатах RA и Dec читаете в главе 1). На основании сохраненной информации Autostar может находить даже перемещающиеся объекты, например планеты.

Но, во всяком случае, не платите большие деньги до тех пор, пока не увидите телескоп в действии на каком-либо мероприятии астрономического клуба, даже если цена будет не выше, чем вы заплатили бы за хороший фотоаппарат и пару сменных объективов. К тому же можно попытаться найти больший телескоп за меньшие деньги по объявлениям в астрономических журналах и на Web-сайтах. Но, чтобы научиться эффективно им пользоваться, придется приложить больше усилий.

Телескопы некоторых известных торговых марок продают только официальные дилеры. Как правило, это специалисты своего дела, обладающие глубокими познаниями в этой сфере. Но их советы следует воспринимать немного критически, особенно если они продают несколько конкурирующих марок телескопов.

 Перечислим основные фирмы — производители телескопов и Web-сайты, на которых можно найти информацию о телескопах.

 Фирма Celestron, продукция которой в течение многих лет пользовалась большой популярностью среди астрономов (www.celestron.com).

 Meade Instruments Corporation (www.meade.com, www.meade.ru).

 Orion Telescopes & Binoculars (www.telescope.com).

 Internet-магазин по продаже телескопов (www.telescope.ru).

 Internet-магазин по продаже телескопов и астрономического оборудования (www.jj-astro.ru).

Ни один астрономический термин не употребляют неправильно так часто, как слово метеор. Его часто неправильно употребляют даже ученые, в то время как правильнее было бы сказать — метеорное тело, или метеорит. Поэтому давайте разберемся, в чем же разница.

 Метеорное тело (или метеороид) — это мелкий твердый космический объект, обычно обломок астероида или кометы, движущийся по орбите вокруг Солнца. Некоторые (очень немногие) метеорные тела — это на самом деле осколки Марса и Луны.

 Метеор — это вспышка света, наблюдаемая в результате того, что мелкий твердый объект (метеорное тело) входит из космоса в атмосферу Земли; именно метеоры называют "падающими звездами".

 Метеорит — это твердый космический объект, упавший на поверхность Земли (а не сгоревший в атмосфере).

Если ясной темной ночью вы выйдете из дома и увидите "падающую звезду" (вспышку света, порожденную одиноким метеорным телом), то это спорадический метеор. Если же в течение ночи наблюдается большое количество метеоров, причем кажется, что все они появляются из одного и того же места на небе, это метеорный дождь, одно из самых захватывающих небесных зрелищ.

Метеоры, заметно отличающиеся от других своей яркостью, называются яркими метеорами (fireball). Хотя нет официального определения, многие астрономы называют яркими метеоры, которые выглядят ярче Венеры. Но во время наблюдения яркого метеора Венеру может и не видно. Как же тогда определить, к какому типу он относится?

 Для определения яркого метеора я использую следующее правило. Если люди, стоящие лицом к метеору, кричат "ох!" и "ах!" (как это обычно происходит), это просто обычный метеор. Но если люди, глядящие в другую сторону, внезапно видят ВСПЫШКУ, на краткий миг осветившую все небо и даже землю, как днем, это уже совсем другое дело. Вспышку подобного метеора трудно не заметить, потому что иногда он затмевает самые яркие звезды. Именно такой небесный объект я называю ярким метеором.

Обычно можно наблюдать на небе только несколько метеоров в час, причем после полуночи их больше, чем до полуночи и (для наблюдателей из Северного полушария) осенью больше, чем весной. Но каждый год в определенное время можно увидеть 10, 20 или даже 50 и больше метеоров в час, особенно темной безлунной ночью вдали от городских огней. Это время метеорных дождей, когда Земля проходит сквозь огромное кольцо, состоящее из миллиардов метеорных тел (или через метеорный поток), движущихся вокруг орбиты кометы, их породившей. (Более подробно о кометах говорится ниже в этой главе.) На рис. 4.1 показано, как получается метеорный поток.

Рис. 4.1. Когда Земля пересекает пояс метеорных тел, мы наблюдаем метеорный поток

Нам кажется, что во время этого "дождя" все метеоры появляются из одной точки на небе, которая называется радиантом. Самый известный метеорный поток — это Персеиды, при прохождении Земли через него можно увидеть целых 80 метеоров в час. Персеиды названы так, поскольку кажется, что они появляются со стороны созвездия Персея. Метеорные потоки вообще часто называют по имени созвездий или ярких звезд (таких как η Водолея), расположенных рядом с их радиантом.

Некоторые другие метеорные потоки порождают такие же или даже более интенсивные метеорные дожди, чем Персеиды, но увидеть их удается далеко не всем. Дело в том, что Персеиды появляются в теплые августовские ночи, т. е. в идеальное время для астрономических наблюдений, а другие крупные метеорные потоки — Геминиды и Квадрантиды — можно увидеть в такие холодные месяцы, как декабрь и январь, когда погода гораздо хуже и активность наблюдателей заметно снижается.

В табл. 4.1 перечислены самые крупные метеорные потоки, появляющиеся ежегодно; указаны также дни, в которые интенсивность метеорных потоков обычно достигает максимума. Одни метеорные дожди продолжаются несколько дней, другие — несколько недель, но только в определенные дни можно увидеть максимальное количество метеоров в час; в остальное время "дождь льет" гораздо слабее. Но Квадрантиды можно наблюдать только на протяжении одной ночи или даже нескольких часов.

Радиант Квадрантид находится в северо-восточном углу созвездия Волопаса. Они были названы по имени созвездия, которое можно найти на звездных картах XIX века, но в настоящее время его больше официально не признают. В придачу к потере созвездия, по имени которого они были названы, Квадрантиды, похоже, потеряли и породившую их комету, поскольку их происхождение все еще остается загадкой для астрономов.

Геминиды — это, похоже, единственный метеорный поток, связанный с орбитой астероида, а не кометы. Хотя этот "астероид", скорее всего, представляет собой "мертвую" комету, больше не испускающую газ и пыль, из которых формируется ядро и хвост кометы. (О кометах мы подробнее поговорим в следующем разделе.)

Леониды — это метеорный поток, наблюдаемый примерно 17 ноября ежегодно. Его необычность в том, что из года в год интенсивность потока остается на довольно низком уровне, но каждые 33 года она резко возрастает и остается высокой на протяжении нескольких лет подряд. Например, в ноябре 1966 года и на рубеже столетий (в 1999 и 2001/2002 годах) наблюдался необычайно интенсивный поток Леонид. А 19 ноября 2002 года на Чукотке наблюдался настоящий метеорный шторм[9] — до 3000 метеоров в час!

 Вообще говоря, такое количество метеоров в час, какое указано в табл. 4.1, можно увидеть очень редко. Дело в том, что официальные цифры активности метеорного потока соответствуют идеальным условиям наблюдений, которые в реальности бывают чрезвычайно редко. Но метеорные потоки меняются год от года, как и обычные дожди. Иногда можно увидеть столько метеоров в час, сколько указано в таблице, а иногда (хотя и очень редко) — даже больше. Поэтому так важно сохранить точные данные о наблюдении метеоров, если, по вашему мнению, это принесет пользу науке.

Во время наблюдений за метеорами вам понадобятся часы, блокнот и ручка (карандаш), чтобы записывать необходимые данные, а также тусклый фонарик, чтобы видеть, что вы пишете.

 Красный фонарик для наблюдений

Самый лучший фонарь для астрономических наблюдений — красный. Его можно купить или сделать из обычного фонаря, обернув лампочку красным прозрачным целлофаном. Некоторые астрономы-любители наносят на лампочку тонкий слой красного лака для ногтей. Вы спросите, а зачем вообще нужен именно красный фонарь? Отвечаю: обычный белый будет слепить вас и примерно 10–30 минут — (пока глаза не адаптируются) вы не сможете видеть неяркие звезды и метеоры. Кроме того, во время каждого сеанса наблюдения ночного неба нужно дать глазам привыкнуть к темноте.

 Лучший способ наблюдать и считать метеоры — лежа в шезлонге. (Конечно, можно просто лечь на одеяло с подушкой, но вы наверняка быстро уснете и пропустите самую интересную часть представления.) Запрокиньте голову, чтобы ваш взгляд был направлен чуть выше точки, находящейся посредине между линией горизонта и зенитом (рис. 4.2). Это оптимальное направление для подсчета метеоров.

Рис. 4.2. Запрокиньте голову, чтобы ваш взгляд был направлен чуть выше точки, находящейся посредине между линией горизонта и зенитом

Многие люди во время наблюдения метеорных потоков стоят лицом к радианту, но это необязательно. Метеоры будут проноситься по всему небу, и их видимые траектории могут начинаться и заканчиваться далеко от радианта. Но если бы можно было восстановить воображаемые линии траекторий метеоров (в обратном направлении от видимой точки их появления), то все траектории пересеклись бы в радианте. Именно это отличает метеорный поток от спорадических метеоров.

Фотографирование метеоров и метеорных потоков

Ясная и темная безлунная ночь — идеальное время для фотографирования метеоров. Для получения наилучших результатов возьмите несколько устаревший 35-миллиметровый фотоаппарат с ручным управлением или современный, который можно установить на полностью ручное управление. Затем выполните следующие действия.

1. Возьмите штатный объектив с нормальным фокусным расстоянием (а не телеобъектив или объектив с переменным фокусным расстоянием) и установите его на "бесконечность".

2. Установите минимальное значение диафрагмы.

Используйте объектив, для которого можно установить значение диафрагмы 5,6 или меньше — чем меньше, тем лучше.

3. Возьмите фотопленку с чувствительностью ISO 400.

Специалисты обычно предпочитают черно-белую пленку, но цветная дает лучшие результаты, и в наше время ее, как правило, легче (а иногда и дешевле) проявить.

4. Установите фотоаппарат на штатив и направьте объектив на точку, находящуюся посредине между линией горизонта и зенитом или немного выше. Неважно, какое направление вы выберете — главное, чтобы не мешали городские огни или другие источники света.

5. Установите фотоаппарат на ручную выдержку и оставьте затвор объектива открытым 10–15 минут. Затем отпустите затвор, перемотайте пленку и приступите к съемке следующего кадра.

Но если тот участок неба, на который направлен объектив, пересечет яркий метеор, сразу заметьте время этого события и немедленно закройте затвор объектива. Затем приступите к съемке следующего кадра.

6. Когда пойдете проявлять пленку, попросите "напечатать все негативы".

Это очень важно, потому что операторы часто не печатают фотографии ночного неба, поскольку неастроному они могут показаться неудачными или недодержанными.

Метеорный поток фотографируют так же, как отдельный метеор. Но чтобы получить лучшие снимки, подождите, пока радиант (созвездие или участок на небе, со стороны которого, как кажется, идет метеорный поток) не окажется значительно выше линии горизонта, например, под углом 40° или больше, и только тогда направляйте на него свой фотоаппарат. Если вы сделаете несколько снимков метеорного потока с одной выдержкой, следы метеоров будут напоминать спицы велосипедного колеса, сходящиеся в одной точке — радианте.

Примечание по поводу высоты. Точка, находящаяся у вас прямо над головой, или зенит, находится на высоте 90°, а линия горизонта — на высоте 0°, поэтому точка посредине между ними находится на высоте 45°, а точка, которая на две трети выше горизонта, — на высоте 60° и т. д.

Если стоять лицом к радианту, можно увидеть несколько метеоров, хотя и ярких, но с очень короткими траекториями. Траектории кажутся короткими, потому что метеоры летят почти прямо на вас. Но, к счастью, элементы метеорных потоков очень мелкие и не достигают земли.

 Подробную информацию о метеорах и кометах можно найти на сайте Североамериканской метеорной сети (Web.InfoAve.Net/~meteorobs), на сайте Гэри Кронка (comets.amsmeteors.org) и на сайте Международной метеорной организации (www.imo.net).

Кометы, гигантские сгустки льда и грязи, медленно движутся по небу и выглядят как расплывчатые пятна, за которыми тянется газовый шлейф; они появляются из глубин Солнечной системы. Эти космические странники всегда вызывали к себе интерес. Каждые 75–77 лет знаменитая комета Галлея приближается к Солнцу и Земле. Если вам не удалось увидеть ее в 1986 году, то попробуйте повторить попытку в 2061! Не хотите ждать так долго? Что ж, есть и другие кометы. Например, менее знаменитая комета Хейла-Боппа (недавно приближавшаяся к Земле) гораздо ярче кометы Галлея.

Многие люди путают метеоры и кометы, но отличить их легко. Вспышка, порожденная метеором, длится секунды, а комета видна на протяжении нескольких дней, недель и даже месяцев. Метеоры быстро проносятся в небе и вспыхивают на краткий миг, потому что входят в атмосферу Земли на расстоянии примерно 150 км от наблюдателя. А при наблюдении за кометами кажется, что они движутся медленно, потому что их отделяют от нас многие миллионы километров. Метеоры — это довольно частое явление, а кометы, которые легко увидеть невооруженным глазом, появляются в среднем только раз в год или еще реже.

Раньше астрономы описывали кометы как состоящие из головы и хвоста (или хвостов). Впоследствии яркую световую точку в голове кометы стали называть ядром. Сегодня мы знаем, что ядро — это и есть комета, так называемый "грязный снежок", смесь льда, замерзших газов (например, угарного и углекислого газов) и твердых частиц (пыли или грязи) (рис. 4.3). Все остальные видимые части кометы — это просто результат испарения льда ядра.

Если комета находится далеко от Солнца, она представляет собой только ядро; у нее еще нет ни головы, ни хвоста. Диаметр этого ледяного шара может составлять десятки километров или всего пару километров. По астрономическим стандартам это очень мало, и поскольку ядро светится только отраженным светом Солнца, далекая комета почти не видна и поэтому ее трудно обнаружить.

Фотографии ядра кометы Галлея, сделанные с помощью зонда Европейского космического агентства (European Space Agency — ESA), показали, что этот ледяной комок неправильной формы имеет кору темного цвета (очень похоже на шарик ванильного мороженого, политый шоколадом). Увы, кометы не так вкусны, но зато для глаз это — истинное наслаждение! Но стоит только Солнцу немного нагреть поверхность ядра, и из него, как гейзеры, в окружающее пространство начинают вырываться струи газа и пыли. (Ну и кора! Толку никакого!)

По мере того как комета приближается к Солнцу, лед ее ядра начинает испаряться и потоки газа и пыли выбрасываются в космос. Газ и пыль образуют вокруг ядра что-то вроде туманного светящегося облака, которое называется кома (coma); этот термин происходит от латинского слова "волосы" и не имеет ничего общего с коматозным состоянием больного (шутка). Почти все путают кому с головой кометы, но голова, строго говоря, состоит из комы и ядра.

Свечение комы кометы — это отчасти свет Солнца, отраженный миллионами мельчайших пылевых частиц, а отчасти слабое излучение, исходящее от атомов и молекул комы.

Пыль и газ, содержащиеся в коме кометы, подвергаются действию возмущающих сил, поэтому у кометы образуются хвосты.

Под воздействием солнечного ветра пылевые частицы отбрасываются в направлении, противоположном Солнцу (рис. 4.4), формируя пылевой хвост кометы.

Каждые несколько лет появляется комета, достаточно яркая и удачно расположенная в небе, так что ее можно легко видеть невооруженным глазом или с помощью небольшого бинокля. Я не могу сказать, когда прилетит такая комета, потому что кометы, появление которых в ближайшем будущем точно предсказывают астрономы, не будут особенно яркими. Но дело в том, что почти все яркие и удивительные по красоте кометы были открыты, а не предсказаны.

Комета Галлея — это единственная яркая комета, появление которой можно точно предсказать, но она прилетает нечасто. О ее появлении в 1910 году широко возвещали повсюду, и все ходили на нее смотреть. Но в том же году появилась еще более яркая Великая комета 1910 года, хотя этого никто не предсказывал. Поэтому нужно просто постоянно наблюдать и ждать. Следите за сообщениями о новых кометах в астрономических журналах и на Web-сайтах (адреса которых приведены ниже), а затем проводите наблюдения в указанных направлениях. Или будьте первым — откройте новую комету, сообщите о ней, и ее назовут вашим именем.

Каждые 5-10 лет появляется комета настолько яркая, что ее провозглашают "кометой века". Что поделать, у людей короткая память. Будьте упорны и настойчивы, и у вас появится шанс открыть свою "комету века".

 В 1967 году комета Икея-Секи (Ikeya-Seki) была видна рядом с Солнцем при ярком свете дня — достаточно было просто заслонить яркий солнечный диск большим пальцем руки. Ни я, ни мой загорелый палец никогда не забудем этого зрелища.

 В 1976 году комета Уэста (West) была видна невооруженным глазом в ночном небе над центром Лос-Анджелеса, одним из наихудших мест для наблюдения небесных объектов изо всех, которые я знаю.

 В 1983 году можно было увидеть (невооруженным глазом), как комета ИРАС-Араки-Олкока (IRAS-Araki-Alcock)[10] буквально движется по ночному небу. Напомню, что большинство комет движутся на фоне неба так медленно, что заметить это движение можно, только если наблюдать за ними не меньше часа.

Найти комету на небе несложно, но сделать это первым, открыть "свою" комету — гораздо труднее. На это потребуются долгие годы упорных наблюдений. Знаменитый современный "охотник за кометами" Дэвид Леви систематически изучал небо в течение 9 лет, прежде чем обнаружил свою первую комету. С тех пор ему удалось найти свыше 20 комет.

Искать кометы можно двумя способами — простым и систематическим.

 Для поиска комет лучше всего использовать "короткофокусный" телескоп, т. е. телескоп с малым относительным отверстием (что аналогично диафрагме фотоаппарата) — 5,6 или, лучше всего, 4. Еще нужно использовать маломощный окуляр, например 20×-30×. Смысл этих параметров в том, чтобы просматривать в телескоп как можно большую область неба. Ведь ярких комет, которые можно открыть, мало и они очень редки.

Искусственный спутник — это аппарат, созданный людьми, запущенный в космос и летающий вокруг Земли. Эти спутники помогают людям предсказывать погоду, следить за Эль-Ниньо[11], передавать телевизионные программы и выполнять некоторые стратегические военные функции.

Телескоп "Хаббл" — это искусственный спутник, который очень любят астрономы. С его помощью мы впервые получаем изображения далеких звезд и галактик, а также видим Вселенную в ультрафиолетовом и инфракрасном свете, который не пропускают толстые слои земной атмосферы.

Но искусственные спутники могут отражать лучи не только заходящего Солнца, но и Солнца, которое уже село для наблюдателей, находящихся на поверхности Земли. В результате спутник в виде светящейся точки появляется на темном небе, когда астроном установил выдержку для съемки тусклых звезд. Естественно, такая помеха никому не нравится. Хуже того, некоторые искусственные спутники передают информацию на радиочастотах, совпадающих с частотой спутниковых антенн-"тарелок", которые астрономы используют для поиска радиосигналов из космоса. Возможно, эти радиоволны шли к Земле 5 миллиардов лет от квазара или 5000 лет из другой солнечной системы Млечного Пути. А вдруг они несут приветствие благожелательно настроенных инопланетян, которые хотят прислать нам рецепт исцеления от рака? Но именно в тот момент, когда эти сигналы достигнут Земли, их перекроют помехи от спутника, пролетающего над обсерваторией. И мы никогда не услышим зова издалека и даже не узнаем о нем!

Поэтому астрономы любят спутники за пользу, которую они приносят, и ненавидят за то, что они мешают наблюдениям. И, стараясь не падать духом, астрономы-любители с энтузиазмом наблюдают и фотографируют пролетающие в небе искусственные спутники.

Вокруг Земли вращаются сотни действующих искусственных спутников, а также тысячи фрагментов "космического мусора" — неработающие спутники, верхние ступени ракет для запуска спутников, фрагменты разбитых и даже взорвавшихся спутников и мельчайшие частички краски спутников и ракет. Космический "челнок" — это пилотируемая ракета, но в космосе она становится искусственным спутником. Крупные спутники и фрагменты космического мусора можно увидеть даже невооруженным глазом (поскольку они отражают солнечный свет), а мощная радиолокационная станция дальнего обнаружения позволяет следить даже за очень мелкими фрагментами.

Лучший способ начать наблюдать за искусственными спутниками — попробовать обнаружить крупные (Международная космическая станция и космический челнок) и яркие (телекоммуникационные спутники Iridium[12]). По крайней мере, наблюдение искусственных спутников может стать утешением для начинающего астронома. Прогнозы появления комет и метеорных потоков часто оказываются неточными. Кометы всегда кажутся более тусклыми, чем можно было ожидать, а метеорные дожди оказываются не такими интенсивными, как было объявлено. А вот прогнозы по поводу наблюдения искусственных спутников обычно точны. Только представьте, как вы сможете поразить друзей, если ясным вечером выведете их из дома, посмотрите на часы и скажете: "Так, международная космическая станция должна появиться (в этот момент вытяните руку в нужном направлении) с минуты на минуту". И она действительно появится!

 Такие спутники, как телескоп "Хаббл" или Международная космическая станция, обычно выглядят как равномерно движущиеся световые точки. Искусственные спутники движутся слишком медленно для метеора и слишком быстро для кометы. Их легко видно невооруженным глазом, поэтому они слишком яркие (и слишком быстрые) для астероида.

 Иногда за спутник можно принять летящий на большой высоте реактивный самолет. В этом случае достаточно посмотреть в бинокль. Если это самолет, то на фоне ночного неба вы сможете различить бортовые огни или даже силуэт самолета. Кроме того, если вокруг достаточно тихо, то можно и услышать звук работающих двигателей самолета. Если же это спутник, то вы ничего не услышите.

 Спутник Iridium — это совершенно другое дело. Обычно он выглядит как движущаяся полоска света, которая становится удивительно яркой, а затем через несколько секунд тускнеет. Этот спутник летит намного медленнее, чем метеор. При этом он иногда светится ярче Венеры, и по яркости на ночном небе уступает только Луне. Все дело в том, что одна из плоских алюминиевых антенн спутника отражает свет Солнца, уже опустившегося за горизонт. На "звездных вечеринках", завидев спутник Iridium, люди издают радостные возгласы и аплодируют, как будто они увидели яркий метеор. Иногда вспышки от спутника Iridium можно увидеть даже при свете дня.

Подробную информацию о наблюдении спутников можно найти на следующих сайтах.

 Sky & Telescope предоставляет информацию о наблюдении Международной космической станции для 500 городов по всему миру (www.skypub.com/sights/satellites/satellites.html).

 Самые лучшие прогнозы о наблюдении телекоммуникационных спутников Iridium можно найти на Web-сайте по адресу www.heavens-above.com.

На рис. 5.1 показаны четыре картинки Земли из космоса. Ясно видны очертания континентов, океаны и облака.

Ученые различают следующие оболочки Земли (или геосферы):

 литосферу, т. е. твердую (каменную) оболочку Земли;

 гидросферу, которая включает воду океанов, рек, озер и других водных ресурсов;

 криосферу, т. е. ледовый покров Земли — в основном, в Арктике, Антарктике и Гренландии;

 атмосферу, т. е. воздушный слой над землей толщиной в тысячи километров;

 биосферу, включающую все формы жизни на суше, в воздухе, в воде и под землей.

Магнитосферу иногда называют поясами земного излучения, или поясами излучения Ван-Аллена[13]. Она состоит из заряженных частиц, в основном, электронов и протонов, которые хаотично движутся над Землей, захваченные ее магнитным полем.

Время от времени некоторые электроны "вырываются на свободу" и, попадая в находящуюся под магнитосферой атмосферу, ударяют атомы и молекулы, заставляя их светиться. В результате получается полярное сияние — северное, которое наблюдается в Северном полушарии, и южное, наблюдаемое в Южном полушарии. Во врезке, помещенной в конце главы, подробно говорится о наблюдении полярных сияний.

 Согласно результатам геофизических исследований, по обеим сторонам срединно-океанических хребтов существует "узор" намагниченной породы. Намагничивание породы происходило по мере ее остывания из расплавленного состояния, что привело к фиксации определенного направления магнитного поля, которое действовало во время затвердевания породы. Поэтому породы на океанском дне — это магниты, поле которых имеет определенную силу и направление. После затвердения породы ее магнитное поле уже не может измениться; теперь это магнитное поле представляет собой "окаменелость", такую же, как окаменелые остатки динозавров, которые навсегда останутся такими, какими были в момент смерти.

В наши дни для измерения времени с большой точностью используются атомные часы. Но в древности и еще совсем недавно система измерения времени в нашем мире была основана на вращении Земли.

 Земля совершает один оборот вокруг своей оси за 24 часа. Она вращается с запада на восток (или против часовой стрелки, если смотреть сверху, со стороны Северного полюса). И вокруг Солнца Земля обращается против часовой стрелки (если смотреть из космоса сверху, со стороны северного небесного полюса). Продолжительность дня, 24 часа, — это среднее время, которое (с нашей точки зрения) требуется Солнцу, чтобы взойти, сесть и взойти опять. Это называется средним солнечным временем (mean solar time), которое эквивалентно стандартному времени, отсчитываемому на наших часах.

Поскольку Земля движется вокруг Солнца, время его восхода зависит и от вращения Земли, и от ее движения по орбите.

 Относительно звезд Земля совершает полный оборот вокруг своей оси за 23 часа 56 минут и 4 секунды. Этот промежуток времени называется сидерическими (или звездными) сутками (sidereal day). Заметьте, что разница между 24 часами и 23 часами 56 минутами 4 секундами равна 3 минутам 56 секундам, что составляет всего 1/365 долю суток. И это не совпадение. Это вызвано тем, что в течение суток Земля проходит 1/365 часть своей орбиты вокруг Солнца.

Объяснить студентам причину смены на Земле времен года — это, наверное, самая сложная задача для любого преподавателя астрономии. Как бы преподаватель ни старался объяснить, что смена времен года никак не связана с тем, насколько далеко Земля находится от Солнца, многие или даже большинство студентов в это не верят. Проведенные опросы показали: даже выпускники Гарвардского университета думают, что лето — это когда Земля находится ближе всего к Солнцу, а зима — когда Земля дальше всего от Солнца.

При этом студенты забывают, что, когда в Северном полушарии лето, в Южном полушарии — зима. И когда в Австралии лето, в России — зима. Но и Австралия, и Россия находятся на одной и той же планете Земля.

Истинная причина смены времен года — это наклон земной оси (рис. 5.2). Ось вращения, воображаемая линия, соединяющая северный и южный полюса Земли, не перпендикулярна плоскости земной орбиты, по которой она движется вокруг Солнца. И отклонение оси от перпендикуляра составляет 23,5°. Ось направлена на север в точку среди звезд возле Полярной звезды. (На самом деле, ось медленно меняет свое направление и со временем будет указывать не на Полярную, а на другую звезду.)

 Радиоактивное датирование — это единственный имеющийся у нас точный способ датирования различных древностей, как на Земле, так и в Солнечной системе. Некоторые химические элементы, такие как уран, имеют разновидности (отличающиеся атомной массой), называемые радиоактивными изотопами. Радиоактивный изотоп превращается в другой изотоп того же самого элемента или в другой элемент со скоростью, определяемой периодом полураспада радиоактивного элемента. Предположим, период полураспада составляет миллион лет. Тогда через миллион лет половина имевшегося первоначально радиоактивного изотопа превратится в другое вещество (называемое дочерним изотопом), а вторая половина останется радиоактивной. Затем за следующий миллион лет в дочерний изотоп превратится половина оставшегося вещества. Таким образом, через два миллиона лет останется только 25 % первоначального количества атомов радиоактивного изотопа. А через три миллиона лет останется только 12,5 % и т. д.

Диаметр Луны — 3476 км; это немного больше, чем 1/4 часть диаметра Земли. Масса Луны составляет только 1/81 часть массы Земли, а ее плотность примерно в 3,3 раза больше плотности воды, что заметно меньше плотности Земли (поскольку ее плотность в 5,5 раза больше плотности воды). На Луне практически нет атмосферы, только "следы" водорода, гелия, неона и аргона и других элементов в еще меньших количествах. По всей видимости, Луна состоит из твердых каменистых пород (рис. 5.3).

Плотность Луны, хотя и меньше средней плотности Земли, такая же, как плотность мантии Земли, т. е. слоя, расположенного между корой и ядром. Средняя плотность Земли больше плотности ее мантии, потому что ядро почти целиком состоит из железа и никеля, которые намного плотнее камня. Плотность ядра Земли больше средней ее плотности, а плотность мантии — меньше средней плотности. Эти различия очень важны, как вы поймете в разделе "Теория возникновения Луны".

За исключением времени лунного затмения, одна половина Луны всегда освещена Солнцем, в то время как на другой — ночь. Некоторые люди думают, что это ближняя и дальняя стороны Луны, но это не так. Ближняя и дальняя — это стороны Луны, которые обращены к Земле и от нее соответственно, и это всегда одни и те же стороны (т. е. Луна всегда обращена к Земле одной и той же стороной). А половинки Луны, на которых день или ночь — это полусферы, обращенные к Солнцу и от него соответственно. И они все время меняются по мере движения Луны вокруг Солнца (рис. 5.4).

Новолуние — это начало месячного лунного цикла, или лунного месяца. В это время ближняя к Земле сторона Луны повернута от Солнца, поэтому она темная и не видна. Первая фаза — молодой лунный серп, или растущая Луна — видна через 24 часа после новолуния (в наиболее благоприятных случаях). Это означает, что освещенная область Луны увеличивается. Во время этой фазы Луна постепенно отходит от положения на одной линии с Землей и Солнцем (в новолуние), одновременно обращаясь вокруг Земли. Одна половина Луны, обращенная к Солнцу, всегда освещена, но в фазе роста большая часть освещенной области повернута от Земли и не видна нам.

Двигаясь по орбите, Луна достигает точки, в которой линия "Земля-Луна" образует прямой угол с линией "Земля-Солнце". В этой фазе, которая называется первой четвертью, мы видим ровно половину лунного диска.

Как же может половина равняться четверти? Видите ли, то, что в обычной жизни невозможно, у астрономов — нормальное явление. Дело в том, что в этой фазе освещена половина ближней стороны Луны, т. е. обращенной к Земле. Но освещенная часть Луны, которую мы видим, — это только половина освещенной полусферы, обращенной к Солнцу, а половина половины — это четверть. Поспорьте с друзьями, что четверть может равняться половине, и вы выиграете!

Когда освещенная часть Луны, которую мы видим, уже больше половины, но пока еще меньше полной Луны, ее называют прибывающей.

Люди часто спрашивают, почему солнечное затмение не происходит каждый месяц в новолуние. Причина в том, что Земля, Луна и Солнце в новолуние обычно не выстраиваются точно на одной линии. А вот когда выстраиваются, тогда и случается солнечное затмение. А когда Земля, Луна и Солнце точно выстраиваются на одной линии в полнолуние, происходит затмение Луны.

Когда Луна оказывается в самой дальней точке своей орбиты противоположно Солнцу, то лунное полушарие, обращенное к Земле, полностью освещено. Это фаза полнолуния. По мере дальнейшего движения Луны по орбите освещенная область уменьшается, и эта фаза называется убывающей Луной, или ущербом (Луна меньше полной, но больше половины). Вскоре от Луны остается половина — эта фаза называется последняя четверть. Затем, по мере приближения к моменту, когда она снова окажется на одной линии с Землей и Солнцем, наступает фаза стареющего лунного серпа. Затем наступает новолуние, и цикл фаз начинается сначала.

Самое удивительное, что у Земли есть такие же фазы, как и у Луны! Но, чтобы увидеть их, нужно смотреть на Землю с Луны. Когда люди на Земле видят полнолуние, для наблюдателей на Луне наступит фаза "новой Земли", а когда для землян настанет новолуние, "луняне" будут наслаждаться зрелищем полной Земли.

Полные затмения Луны не так знамениты, как полные затмения Солнца, но мы можем наблюдать их чаще. Дело в том, что полное затмение Солнца можно наблюдать только с узкой полосы Земли. Но когда тень Земли закрывает Луну, ее затмение можно видеть во всем полушарии Земли, где в данный момент ночь.

Лунное затмение происходит, когда Луна выстраивается точно по линии "Солнце-Земля". И тогда Луна попадает в полную тень (umbra) Земли. Лунное затмение выгодно отличается от солнечного тем, что на него смотреть совершенно безопасно (постарайтесь только не удариться обо что-то в темноте и не стойте посреди дороги).

Во время полного затмения Луна все-таки видна, хотя и находится в тени Земли (рис. 5.5). На Луну не попадает прямой солнечный свет, но некоторые лучи, искривляясь при прохождении через земную атмосферу по краям Земли (как видно с Луны), падают на Луну. Солнечный свет, проходя через земную атмосферу, "фильтруется", и обычно остаются только красные и оранжевые лучи. Этот эффект меняется от одного затмения к другому, в зависимости от метеорологических условий и наличия облаков над Землей. Поэтому во время полного затмения Луна может быть бледно-оранжевого цвета или бледно-красного или очень темно-красного. А в некоторых случаях различить Луну во время полного затмения можно только еле-еле.

Вот расписание полных затмений Луны на следующие годы:

 4 мая 2004 года;

 28 октября 2004 года;

 3 марта 2007 года;

 28 августа 2007 года;

 21 февраля 2008 года;

 21 декабря 2010 года;

 15 июня 2011 года;

 10 декабря 2011 года.

Вся поверхность Луны усеяна кратерами всевозможных размеров, от микроскопических ямок до огромных бассейнов диаметром в сотни километров. Самый большой — бассейн "Южный полюс-Эйткен" (South Pole-Aitken)[15] диаметром 2600 км. Эти кратеры появились в результате столкновения с Луной различных небесных объектов (астероидов, метеорных тел и комет), которые происходили, по большей части, очень давно. Появление микроскопических кратеров, которые были обнаружены на камнях, взятых с поверхности Луны, вызвано микрометеоритами, т. е. мельчайшими каменными частицами, летающими в космосе. Всем этим кратерам и бассейнам дали общее название ударные кратеры (impact crater), чтобы отличать их от вулканических кратеров.

Да, на Луне происходили вулканические процессы, но не в такой форме, как на Земле. Здесь нет вулканов, т. е. больших вулканических гор с кратерами наверху. Но зато есть небольшие вулканические холмы с закругленной вершиной, какие встречаются в некоторых районах Земли, где идут вулканические процессы. Кроме того, извилистые каналы на лунной поверхности (борозды) похожи на пути прохождения потоков лавы, что также типично для рельефа в районах Земли с вулканической активностью (например, в северной Калифорнии). Но самый заметный признак — то, что на Луне есть огромные, покрытые лавой равнины, образующие дно больших бассейнов, возникших в результате столкновения. Эти равнины лавы называют морями.

Если всмотреться в очертания лунных кратеров, то можно увидеть "человека на Луне". Так вот, темные области, которые сформировали некоторые его очертания, и есть моря.

В древние времена некоторые ученые думали, что лунные моря — это настоящие океаны. Но, увы, это просто безжизненные высохшие пласты лавы. Если бы это были океаны, то мы увидели бы яркое отражение от них солнечного свега, — такое же, как от моря в солнечный день, если смотреть на него сверху, с самолета. Большие светлые участки на "лице человека" — это лунные материки, сильно испещренные кратерами. В морях тоже есть кратеры, но в расчете на квадратный километр их меньше, чем на материках, а это означает, что моря моложе. Бассейны морей были образованы в результате ударов огромной мощности, и эти удары "стерли" существовавшие прежде кратеры. Затем бассейны заполнились лавой, излившейся из глубин и уничтожившей следы всех новых кратеров, образовавшихся после этих мощных ударов. И все кратеры, которые видны в морях сейчас, — это результат метеоритных ударов уже после застывания лавы.

В конце 1990-х годов с помощью космического аппарата NASA под названием Lunar Prospector удалось получить косвенное свидетельство возможности существования замерзшей воды на дне нескольких кратеров в районах северного и южного полюсов Луны, которые никогда не освещаются Солнцем. На полюсах Луны Солнце, в лучшем случае, висит низко над горизонтом и края кратеров не дают его лучам достать до дна. Возможно, этот лед был принесен кометами, которые "бомбардировали" Луну в прошлом, поскольку эти ледяные пришельцы время от времени попадают в Луну и другие планеты. Другой воды на Луне, похоже, нет.

Лунный пейзаж

Луна — это один из самых "благодарных" объектов для наблюдения. Ее можно увидеть в туманную погоду, когда небо частично покрыто облаками, а иногда даже днем. Причем кратеры видны даже в самый малый телескоп. С помощью небольшого телескопа хорошего качества можно увидеть сотни и даже тысячи элементов лунной поверхности.

 Ударные кратеры. Круглые структуры, образовавшиеся от ударов метеорных тел и других крупных объектов; самые большие кратеры называются бассейнами.

 Моря. Слои лавы, устилающие дно бассейнов.

 Лунные материки (или возвышенности). Области лунной поверхности, сильно испещренные кратерами.

 Лучи. Светлые радиальные линии, выходящие из молодых светлых ударных кратеров, таких как Тихо и Коперник (рис. 5.6). Они образованы выбросами мелко раздробленного лунного вещества от ударов крупных небесных объектов.

Рис. 5.6. Кратер Коперник и его лучи

 Борозды. Извилистые каналы; на самом деле, вероятно, представляют собой пути прохождения лавы. Самая знаменитая — борозда Хэдли, на которой были астронавты с Apollo[16].

 Центральные горки. Горки из валунов, образовавшиеся в результате реакции Луны на мощный удар. Центральные горки обнаружены в некоторых, но не во всех ударных кратерах.

 Лунные горы. Края больших кратеров или ударных бассейнов, разрушенные; последующими ударами, в результате чего остались только части стены, напоминающие горные цепи. Но они совсем не похожи на горы Земли.

Чтобы узнать, какой кратер, борозду или лунную горную цепь вы видите в телескоп, вам понадобится карта Луны (которую можно приобрести, например, в планетарии).

 Карты Луны и их подробное описание можно найти в Web, например, по таким адресам http://cobr.kts.ru/astron/moon/moonch.htm, http://www.astrolab.ru/cgi-bin/manager2.cgi?id=31&level=2.

Как выглядит обратная сторона Луны

С Земли можно увидеть только одну сторону Луны, потому что последняя находится в синхронном вращении, т. е. за время одного оборота вокруг Земли она делает ровно один виток вокруг своей оси (и это время составляет 27 дней 7 часов 43 минуты).

Но, тем не менее, в планетариях продаются глобусы Луны, на которых отображена вся ее поверхность — и видимая, и обратная стороны. Первые фотографии обратной стороны Луны были сделаны 4 октября 1959 года с помощью советской автоматической станции "Луна-3". С тех пор Луну постоянно изучали и фотографировали советские и американские космические аппараты, включая Lunar Orbiter и Clementine. Но для наблюдения Луны вам не понадобится карта ее обратной стороны, поскольку вы ее не увидите.

Подружитесь с терминатором

Терминатор — это линия, отделяющая темную часть обращенного к Земле диска Луны от светлой. Самое лучшее время для наблюдения практически любого объекта на Луне — это когда он находится рядом с терминатором. Дело в том, что в это время (когда объект наблюдения находится на освещенной стороне совсем рядом с терминатором) лучше всего можно рассмотреть детали.

И, наверное, самое худшее время наблюдения объектов на Луне — это полнолуние. В полнолуние Солнце находится высоко в небе над большей частью видимой стороны Луны, поэтому теней почти нет или они невелики. А ведь именно тени помогают лучше выявить неровности рельефа.

В течение месяца, т. е. примерно от одного полнолуния до другого, терминатор равномерно перемещается по видимой стороне лунной поверхности, поэтому раньше или позже любой объект на этой стороне окажется рядом с терминатором. В зависимости от фазы Луны, терминатор находится или с той стороны, где Солнце восходит, или с той, где оно заходит. Как нам известно из "земного" опыта, предметы отбрасывают самые длинные тени, когда Солнце встает или садится, и самые короткие — когда оно находится высоко над горизонтом (в полдень). Зная длину тени и высоту Солнца над горизонтом, можно определить высоту элемента лунного рельефа, отбрасывающего ее.

Ученые собрали большой объем информации о породах, залегающих в различных районах Луны. Эти данные были получены с помощью метода радиоактивного датирования образцов лунной породы, привезенных на Землю шестью экипажами астронавтов кораблей Apollo, которые высаживались на Луне в разное время с 1969 по 1972 год.

До осуществления лунной программы Apollo несколько высококлассных специалистов уверенно предсказывали, что Луна будет "розеттским камнем"[17] Солнечной системы. При отсутствии воды в жидком состоянии, которая размывала бы поверхность, атмосферы и активных вулканических процессов на поверхности Луны, по их мнению, должно было быть много первичного материала, сохранившегося со времени образования Луны и планет Солнечной системы. Но, увы, лунные образцы, полученные с помощью кораблей Apollo, "бросили камень" в их теорию.

Когда порода плавится, остывает и снова кристаллизуется, все ее "радиоактивные часы" устанавливаются в нулевое положение (т. е. время обнуляется). Радиоактивные изотопы начинают превращаться в новые дочерние изотопы, которые оказываются во вновь сформированных кристаллах минералов. Породы, полученные с помощью лунной программы Apollo, показали, что практически вся Луна или по меньшей мере ее кора на значительную глубину была в расплавленном состоянии 4,6 миллиарда лет назад. Поэтому максимальный возраст самых древних лунных пород "всего лишь" 4,5 миллиарда лет. Разница между 4,6 и 4,5 миллиарда лет составляет 100 миллионов лет. И, в отличие от минералов в земных породах, в структуре которых в связанном состоянии содержится вода, в лунных породах совершенно нет воды.

 Чтобы объяснить все эти факты и избавиться от недостатков предыдущих теорий, была выдвинута теория происхождения Луны под названием "Гигантское столкновение"[18]. Согласно этой теории, Луна состоит из материала, вырванного из мантии Земли гигантским объектом, в три раза массивнее Марса, который нанес юной Земле удар по касательной. Считается, что Луна также содержит часть пород из мантии этого объекта.

 Для Марса были составлены очень точные топографические карты. Новейшую карту всей планеты можно найти на Web-сайте NASA (ltpwww.gsfc.nasa.gov/tharsis/global_paper.html). Поскольку карты топографические, на них отражены высоты форм рельефа. Они сделаны с помощью лазерного альтиметра (высотомера), установленного на искусственном спутнике Mars Global Surveyor (MGS), вращающемся по орбите вокруг Марса. На борту MGS установлен фотоаппарат, и самые последние сделанные им фотографии можно посмотреть на сайте Malin Space Systems (www.msss.com) — компании, разработавшей этот фотоаппарат и осуществляющей управление им.

Топографическая карта Марса показывает, что большая часть северного полушария расположена намного ниже, чем территория южного полушария. Вполне возможно, что эти огромные северные низменности — бывшее дно древнего моря. Но даже если это не так, существуют убедительные доказательства того, что когда-то на Марсе была вода в жидком состоянии.

В настоящее время поверхность Марса холодная и сухая, а на полюсах есть большие шапки льда. По некоторым оценкам, этого льда достаточно для того, чтобы, в случае их таяния, всю планету затопило море глубиной примерно 30 м. Но этот лед не растает, потому что на Марсе слишком холодно. Атмосфера состоит в основном из углекислого газа, а зимой часть этого газа замерзает на поверхности планеты, оставляя тонкие слои сухого льда. На том полюсе, где зима, тонкий слой сухого льда часто покрывает шапку льда из замерзшей воды. Сухие русла рек с островами обтекаемой формы, и галька, которая выглядит так, как будто ее обточили водяные потоки, — вот всего несколько свидетельств в пользу того, что в прошлом на Марсе существовала вода в жидком состоянии. Изображения гальки были получены с помощью космического аппарата Mars Pathfinder (которые совершил посадку на Марс в 1997 году) и его автоматического транспортного средства, первого марсохода Sojourner.

Магнитометр, установленный на MGS, обнаружил длинные параллельные полосы противоположно направленных магнитных полей, "застывших" в каменистой коре Марса. В настоящее время у Марса нет глобального магнитного поля, но данное открытие может означать, что когда-то у него было такое поле и оно периодически меняло свое направление на противоположное, — точно так же, как магнитное поле Земли (см. главу 5). Это может также означать, что в коре Марса происходили процессы, аналогичные расширению океанского дна на Земле, которые и привели к возникновению подобного магнитного "узора". Но расплавленное железное ядро Марса должно было затвердеть очень давно, поэтому в настоящее время оно уже не генерирует магнитное поле и тепловой поток из глубин планеты к ее поверхности настолько незначителен, что сегодня на ней, вероятно, уже нет вулканических процессов.

Вулканические процессы, которые в давние времена происходили на Марсе, привели к возникновению гигантских вулканов, таких как Гора Олимп (Olympus Mons), имеющий ширину около 600 км и высоту около 24 км! Это значит, что он в пять раз шире и почти в три раза выше крупнейшего вулкана Земли, Мауна-Лоа. На Марсе также много каньонов; в их числе такой огромный каньон, как Долина Маринер, длина которого составляет примерно 4000 км. Есть и ударные кратеры. Они имеют более размытую форму, чем лунные, потому что подвергались более сильному воздействию эрозии, вероятно, за счет действия воды, когда-то вызывавшей сильные наводнения на Марсе.

У Марса только два естественных спутника — Фобос и Деймос. Но они очень малы и поэтому их нельзя увидеть в любительский телескоп.

Относительно Марса существует множество заблуждений. Есть также гипотезы, которые могут оказаться правильными, но они пока еще не доказаны. Эти гипотезы связаны с возможностью существования жизни на Марсе. Но большинство из них так же неправдоподобны, как анекдот об астронавте будущего, который вернулся с этой планеты. На вопрос корреспондента "Ну что, есть на Марсе жизнь?" он отвечает: "В течение недели — не особенно, но зато в субботу вечером…"

В 2003 году начался новый этап освоения Красной планеты. И это не случайно, потому что это год великого противостояния Марса: летом 2003 года он приблизился к Земле ближе всего за последние 60 тысяч лет.

Было запланировано несколько независимых программ изучения Марса — японская, европейская и американская. В ходе европейской программы 2 июня 2003 года с космодрома Байконур был осуществлен запуск космического аппарата Mars Express с помощью российской ракеты "Союз". В конце 2003 года Mars Express достиг окрестностей Марса, и от него успешно отделился спускаемый аппарат Beagle-2, разработанный в Великобритании. Планировалось, что Beagle-2 будет проводить исследования почвы и атмосферы Марса в течение полугода, a Mars Express останется на марсианской орбите и будет под держивать связь с Землей.

В ночь на 25 декабря 2003 года Beagle-2 вошел в атмосферу Марса и достиг поверхности планеты. Однако на связь космическая лаборатория так и не вышла. Европейские специалисты считают, что Beagle-2, скорее всего, разбился о поверхность Марса.

Итак, выяснилось, что аппарат Beagle-2 потерян. Но миссия Mars Express на этом не закончилась: установленная на его борту мощная стереокамера будет передавать на Землю цветные трехмерные изображения поверхности Марса с очень высоким разрешением. Затем на основании полученных данных будет проведено подробное и качественное картографирование всей поверхности Марса. Mars Express оснащен мощными и чувствительными приборами для дистанционного зондирования марсианской поверхности, в создании которых принимали участие российские ученые. С помощью этой аппаратуры ученые намереваются обнаружить под поверхностью планеты продукты жизнедеятельности, в частности, метан, который вырабатывается микроорганизмами.

Европейская межпланетная станция Mars Express передала на Землю первые высококачественные снимки поверхности Марса с высоким разрешением. На них отображена Долина Маринер, каньон длиной 4000 км и глубиной до 10 км. Насколько известно, это самый крупный каньон в Солнечной системе.

Первый японский космический аппарат Nozomi, предназначенный для работы на орбите Марса, был запущен 4 июля 1998 года со стартового комплекса космического центра Кагосима. Его главной целью было изучение магнитного поля и верхних слоев атмосферы Марса, их взаимодействия с солнечным ветром. Но проблемы начались вскоре после старта. Из-за технических сбоев на Nozomi стало заканчиваться топливо, что стало причиной изменения его маршрута, а в 2002 году электронная система аппарата была повреждена солнечным излучением. Вторая попытка направить станцию к Марсу была предпринята в 2003 году и оказалась успешной. Однако в полете был исчерпан почти весь запас топлива Nozomi. Неоднократные попытки запустить двигатели станции для коррекции траектории не принесли результата. Станция сбилась с курса из-за нарушений в программе полета и не сможет выйти на нужную орбиту. В декабре 2003 года в японском космическом агентстве JAXA признали, что японская экспедиция по исследованию Марса потерпела неудачу.

Американская программа исследований оказалась более успешной. 10 июня и 7 июля 2003 года с космодрома на мысе Канаверал NASA запустило два космических корабля с марсоходами Spirit и Opportunity на борту. В начале 2004 года оба американских марсохода осуществили посадку на Марс. Они сели на противоположных сторонах планеты: Spirit — в кратере Гусева, a Opportunity — в заливе Меридиана. По словам ученых, выбор места не случаен: существуют предположения, что кратер Гусева когда-то был дном огромного озера, а залив Меридиана — морским дном. По имеющимся данным, кратер Гусева и залив Меридиана — одни из самых перспективных районов для поиска воды в экваториальной области Марса, так как влажность грунта там составляет примерно 7 %.

Марсоходы Spirit и Opportunity — это шестиколесные аппараты, способные перемещаться по поверхности планеты со скоростью до 18 км/час. Их основные задачи — разведка местности, исследование марсианского грунта, сбор образцов различных минералов, анализ и передача научных данных на Землю. Ну и, конечно, главная задача — поиск воды. Для определения химического состава марсианского грунта используются спектрометры Мессбауэра российского производства, сделанные по заказу NASA и установленные на обоих марсоходах. Opportunity будет изучать территорию с залежами красного железняка, или гематита. Дело в том, что на Земле гематит обычно находят там, где происходило взаимодействие минералов с водой.

12 января 2004 года NASA распространило первую цветную панораму поверхности Марса разворотом в 360°, полученную с борта марсохода Spirit. Кроме того, Spirit обнаружил в образцах породы следы кристаллической соли. По мнению ученых, это может указывать на вулканическое происхождение камня, а также на то, что соль осталась после испарения соленой морской воды.

Марсоходы Spirit и Opportunity передали сведения о погоде на Марсе. По этим данным, погода на Красной планете не слишком благоприятна: днем — +20, ночью —125 °C. Причем перепад между дневной и ночной температурами происходит в считанные минуты. Американские ученые связывают это с тем, что марсианская атмосфера не может удерживать тепло. Кроме того, резкие изменения температуры приводят к частым пыльным бурям, во время которых скорость ветра достигает 100 м/с.

За последними новостями о миссии марсоходов Spirit и Opportunity можно следить на Web-сайте NASA по адресу http://marsrovers.jpl.nasa.gov/home/index.html.

В конце января 2004 года Европейское космическое агентство сообщило, что европейская космическая станция Mars Express нашла на южном полюсе планеты воду, вернее, лед. Ученые заявили, что открытие сделано с помощью спектрометра, анализирующего минеральный состав почвы. Но воды в жидком агрегатном состоянии или микроорганизмов пока не обнаружено. Поиск воды — главная цель всех трех аппаратов, занимающихся исследованием Марса. Ее наличие может означать, что в прошлом на планете существовала жизнь. Кроме того, марсианская вода позволит существенно сократить затраты на планирующуюся NASA межпланетную экспедицию.

Неудача проекта Beagle-2 не сломила ученых; в Европе уже начали обсуждать новый марсианский проект Beagle-З. Судя по всему, европейские ученые не опускают руки и готовы к новым экспедициям на Марс.

После успешной посадки марсоходов Spirit и Opportunity на поверхность Красной планеты президент США Джордж Буш сделал сенсационное заявление о предстоящей колонизации Марса, которая должна начаться в ближайшие 10–20 лет. По мнению российских ученых, эти сроки нереальны. Однако они считают, что в более отдаленном будущем (примерно через 200 лет) это вполне осуществимо.

А вот пилотируемые полеты на Марс возможны уже в ближайшие 10 лет. Российские ученые считают, что для успешного полета на Марс у них есть все, кроме государственного финансирования. Еще в Советском Союзе было разработано несколько проектов пилотируемой экспедиции на Марс. Спектрометры Мессбауэра, работающие сегодня на Spirit и Opportunity, были созданы в советское время. Для спуска марсоходов на поверхность Красной планеты американцы использовали метод, разработанный советскими учеными для спуска на Луну советских луноходов. В России уже разработан эскизный проект корабля многоразового использования, способного доставить людей на Марс и вернуть их на Землю. И если удастся решить проблему финансирования и найти 15 миллиардов долларов (в такую сумму оценивается стоимость российской экспедиции на Марс), то первыми на Марсе могут оказаться русские. Для сравнения отметим, что американские специалисты оценивают проект пилотируемого полета на Марс в 150 миллиардов долларов.

Ученые считают, что исследования Марса очень важны и занимают особое место в изучении Солнечной системы. По научным данным, в процессе эволюции Марс и его атмосфера претерпели кардинальные изменения. Поэтому изучение этих изменений и причин, их вызвавших, имеет огромное значение для понимания прошлого и будущего Земли[20].

С помощью указаний из астрономических журналов и Web-сайтов или программы-планетария (см. главу 2) можно попытаться найти на небе Меркурий, Венеру и Марс. Легче всего обнаружить Венеру, потому что это самый яркий объект на ночном небе после Луны.

Меркурий находится ближе всего к Солнцу, а Венера — следующая за ним. Обе этих планеты находятся внутри орбиты Земли, поэтому и Меркурий, и Венера всегда находятся в том же районе неба, что и Солнце (если смотреть с Земли.) Поэтому эти планеты можно найти в западной части неба после заката или в восточной перед рассветом. Когда Солнце находится под самой линией горизонта (сразу после заката или перед самым рассветом), можно увидеть объекты, которые находятся рядом с Солнцем, но западнее его, утром, до восхода Солнца, и объекты, которые находятся рядом с Солнцем, но восточнее его, вечером, после захода Солнца. Вашим девизом при поиске Меркурия или Венеры должны стать слова "Смотреть на восток" или "Смотреть на запад" в зависимости от того, проводите вы наблюдения перед рассветом или после заката.

Яркую планету, появляющуюся на востоке перед рассветом, обычно называют утренней звездой, а яркую планету, появляющуюся на западе после заката, — вечерней звездой. Поскольку Меркурий и Венера быстро движутся вокруг Солнца, утренней звездой на этой неделе может быть тот же объект, который станет вечерней звездой в следующем месяце (рис. 6.1).

В следующих разделах я укажу самое лучшее время для наблюдения этих планет на основе элонгации, соединения и противостояния (три термина, описывающих расположение планет относительно Солнца и Земли) и расскажу, как использовать эти знания в наблюдениях планет земной группы.

Элонгация, противостояние и соединение — это термины, с помощью которых описывают расположение планеты относительно Солнца и Земли. Вы встретите эти термины, когда, планируя свои наблюдения, будете просматривать координаты положений планет. Давайте выясним, что же они означают.

 Элонгация — это угол между планетой и Солнцем, видимый с Земли. Орбита Меркурия так мала, что эта планета никогда не отходит от Солнца дальше, чем на 28°. А в некоторые периоды Меркурий находится от Солнца на расстоянии не больше 18°, из-за чего его очень трудно разглядеть. Венера может удаляться от Солнца на расстояние до 47°.

 Максимальная западная (или восточная) элонгация имеет место, когда планета находится на максимальном удалении от Солнца, возможном в данный период видимости (т. е. когда планета видна с Земли). Одни максимальные элонгации больше других, потому что в одних случаях Земля ближе к планете, чем в других. Элонгации особенно важны при наблюдении Меркурия, поскольку эта планета обычно настолько близка к Солнцу, что небо вокруг нее не слишком темное и поэтому ее трудно разглядеть.

 Противостояние происходит, когда планета находится с противоположной от Солнца стороны Земли. Конечно, это невозможно для Меркурия или Венеры (поскольку они движутся внутри орбиты Земли), но зато противостояние Марса происходит примерно каждые 26 месяцев. Это самое лучшее время его наблюдения, потому что диск планеты имеет наибольший размер и он лучше всего виден в телескоп. И во время противостояния Марс в полночь находится на наибольшей высоте в небе, поэтому его можно наблюдать всю ночь.

 Термин соединение часто используется, когда два объекта Солнечной системы находятся рядом один с другим в небе, например, когда Луна проходит рядом с Венерой (как нам кажется с Земли). И хотя на самом деле Венера далеко от Луны, такое положение называется соединением Луны и Венеры.

Внешними называют планеты, которые движутся за пределами земной орбиты. Это Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. Предположим, внешняя планета находится на той же долготе, что и Солнце. Такое положение планеты называют соединением (или верхним соединением) (рис. 6.2).

Рис. 6.2. Планета в соединении находится на той же долготе, что и Солнце

 Соединение — это неудачное время для наблюдения планеты, потому что она находится с обратной стороны Солнца (по отношению к наблюдателю на Земле). Поэтому не пытайтесь наблюдать Марс в соединении: вы его не увидите. Самое лучшее время наблюдения Марса — когда он находится в противостоянии.

Внутренними называют планеты, которые движутся внутри земной орбиты. Это Меркурий и Венера. Они могут находиться на той же долготе, что и Солнце, когда они окажутся между Землей и Солнцем, т. е. в нижнем соединении (как показано на рис. 6.3), или с обратной стороны Солнца в верхнем соединении.

Рис. 6.3. Планета в нижнем соединении находится на той же долготе, что и Солнце, но внутри орбиты Земли

В следующих разделах я расскажу вам, как наблюдать планеты земной группы в порядке возрастания сложности. Начнем с Венеры, поскольку ее наблюдать легче всего.

 Венеру лучше всего наблюдать в нижнем соединении, когда она кажется самой большой и самой яркой. Но Меркурий слишком близок к Солнцу, чтобы его можно было наблюдать в нижнем соединении, поэтому лучшее время его наблюдения — максимальная элонгация.

Венера — это планета, которую найти проще всего. Она настолько яркая, что люди, не имеющие никаких познаний в астрономии, иногда вдруг обращают на нее внимание и звонят на радиостанции, в газеты и планетарии, чтобы спросить, что это за "яркая звезда".

Когда редкие облака движутся с запада на восток перед Венерой, то некоторые люди неправильно воспринимают то, что видят. Им кажется, что это Венера (которую они не узнали) движется так быстро с востока на запад (т. е. в противоположном направлении относительно движения облаков). По причине яркости планеты и ложного впечатления от ее быстрого движения за завесой облаков Венеру часто принимают за НЛО. Увы, это не НЛО, а хорошо известная нам Венера.

Лучше узнав Венеру, вы сможете находить ее даже при свете дня. Очень часто Венера настолько яркая, что если небо чистое и нет ни тумана, ни дымки, ее можно обнаружить в небе с помощью бокового зрения. Это означает, что вы будете смотреть на нее "уголком глаза". Существуют причины, по которым иногда легче найти небесное тело с помощью бокового зрения, чем глядя прямо на него. (Боковое зрение — это способность, развившаяся у человека, вероятно, для выживания; благодаря этому врагу или хищнику труднее незаметно напасть на человека сбоку.) Но, какими бы ни были причины, это факт, о котором нужно знать при наблюдении неба.

В небольшой телескоп можно различить самые заметные характеристики Венеры: ее фазы и изменения видимого размера. У Венеры есть фазы, как и у Луны, причем по той же причине: иногда часть полушария Венеры, обращенного к Солнцу (и поэтому освещенного), оказывается повернутой от Земли. Поэтому в телескоп Венера выглядит как диск, частично освещенный и частично темный.

Марс — это ярко-красный небесный объект, но далеко не такой сияющий, как Венера. Поэтому, чтобы убедиться, что вы не перепутали Марс с какой-нибудь ярко-красной звездой, например, с Антаресом из созвездия Скорпиона (название которого, кстати, означает "соперник Марса"), сверьтесь с картой звездного неба.

Большое преимущество Марса в том, что когда он виден на ночном небе, его, как правило, можно наблюдать почти всю ночь. Это вам не Меркурий с Венерой, которые садятся очень быстро после заката или восходят перед самым рассветом, так что не дают долго любоваться собой. А с Марсом у вас будет время и поужинать, и посмотреть вечерние новости, прежде чем вы пойдете во двор глядеть в телескоп.

В небольшой телескоп можно различить, по меньшей мере, несколько темных отметин на Марсе. Лучшее время наблюдения Марса длится несколько месяцев, но наступает оно только раз в 26 месяцев, когда Марс находится в противостоянии. В этом положении Марс выглядит самым большим и самым ярким, поэтому рассмотреть детали его поверхности совсем нетрудно.

Приведем даты предстоящих противостояний Марса:

 ноябрь 2005 года;

 декабрь 2007 года;

 январь 2010 года.

Не пропустите!

Говорят, что великий польский астроном XVII века Николай Коперник, предложивший гелиоцентрическую теорию (т. е. с Солнцем в центре) строения Солнечной системы, так и не смог обнаружить планету Меркурий. Но у Коперника не было современных инструментов и средств, таких как программы-планетарии, астрономические Web-сайты и астрономические журналы. С помощью этих средств вы можете выяснить, когда Меркурий будет находиться в лучшем месте для наблюдения в течение года. Это моменты максимальной западной и восточной элонгации, которые происходят примерно шесть раз каждый год.

Например, в умеренных широтах (т. е. на большей части территории России и Украины), Меркурий обычно виден только в сумерках (утренних или вечерних). Когда небо становится темным, т. е. когда после заката проходит достаточно много времени, Меркурий тоже заходит. И утром его нельзя обнаружить до того, как приближающийся рассвет начнет осветлять небо. Он напоминает яркую звезду, но все же выглядит намного более тусклым, чем Венера на западе после заката или на востоке перед рассветом.

К сожалению, не все астероиды безопасно расположены за орбитой Марса. Орбиты тысяч мелких астероидов подходят близко к орбите Земли или даже пересекают ее. В эту группу околоземных объектов (Near Earth Object— NEO) входит около 170 тысяч потенциально опасных астероидов (Potentially Hazardous Asteroids — РНА); это означает, что однажды они могут оказаться в опасной близости от Земли или даже врезаться в нее. Центр малых планет (Minor Planet Center) Международного астрономического союза ведет учет РНА, и несколько обсерваторий занимаются "прочесыванием" неба в поисках новых РНА.

Астрономам не известны какие-либо особые объекты, которые в настоящее время угрожают Земле. Те, кто верят в теории о заговоре молчания, считают: если бы астрономы знали об астероиде "конца света", то не сказали бы. Но посудите сами: если бы я знал, что Земля в опасности, то оставил бы все дела и отправился куда-нибудь к южным морям, а не писал эту книгу.

В 1998 году в голливудских фильмах "Армагеддон" и "Столкновение с бездной" представили сенсационные версии того, что может случиться, если крупный астероид или комета окажутся на пути Земли. Истории о подобных катастрофах отчасти основаны на широко признанном выводе о том, что около 65 миллионов лет назад в Землю врезался астероид диаметром примерно 10 км. Возможно, в результате этого столкновения образовался кратер Чиксулуб диаметром 180 км, который частично находится на полуострове Юкатан, а частично — в море, в Мексиканском заливе. Существует мнение, что именно это событие стало причиной исчезновения динозавров (во всяком случае, можно с уверенностью утверждать, что ничего хорошего это им не принесло).

В марте 1998 года всеобщий ажиотаж вызвало объявление в СМИ о том, что только что открытый небольшой NEO может врезаться в Землю в 2028 году. Но вскоре, после проведения дополнительных наблюдений и расчетов, ученые установили, что орбита этого астероида не пересечется с орбитой Земли.

В настоящее время считается, что Земле ничто не угрожает. Но вполне возможно, что в будущем обнаружат NEO, который окажется на пути Земли, поэтому ученые размышляют о том, что можно сделать в такой ситуации.

Некоторые специалисты предлагают создать ракету с мощным ядерным зарядом, чтобы остановить астероид-убийцу до момента столкновения. Но если мы взорвем астероид, направляющийся в нашу сторону, то результат может быть хуже, чем в случае столкновения.

Если мы взорвем астероид атомной бомбой, то на смертельной траектории по направлению к Земле окажется не один большой камень, а множество мелких, как разделяющиеся боеголовки с индивидуальным наведением баллистической ракеты СС-20. А СС-20 (или ее аналоги) — это баллистическая ракета с самой мощной поражающей способностью. Она несет на борту несколько атомных зарядов, которые выпускают и наводят по разным вражеским целям. Но осколки астероида обладают гораздо большей энергией, чем все оружие России и США вместе взятое. Поэтому лучше не взрывать астероид, а использовать ракету с ядерным зарядом (или, возможно ракету какого-то другого типа), только чтобы подтолкнуть астероид, тогда он окажется в расчетной точке встречи немного раньше или немного позже Земли. И столкновения не будет. Фу! (можно вздохнуть с облегчением).

Но проблема в том, что ученые не знают, какую силу нужно приложить, чтобы подтолкнуть астероид. Мы не хотим разбивать его на части, но, поскольку механическая прочность астероида неизвестна, не знаем, насколько сильно нужно ударить по нему. Астероиды могут состоять из твердых или хрупких каменистых пород, а некоторые — почти полностью из металла. И весь вопрос в том, с каким именно нам придется иметь дело. А если не знать врага, то, ударив по нему, можно получить еще худший результат. Поэтому нужно разработать систему надежной защиты Земли от астероидов.

У астрономов есть план создания системы защиты Земли от опасных астероидов. Он состоит в следующем.

 Во-первых, создать полный список околоземных объектов, чтобы быть уверенными в том, что мы обнаружили все камни диаметром в километр и больше, относящиеся к сфере нашего интереса. Имеются в виду астероиды, достаточно большие и близкие для того, чтобы представлять потенциальную угрозу Земле.

 Затем следить за этими NEO и рассчитывать параметры их орбит, чтобы знать, не может ли какой-либо из них врезаться в Землю в обозримом будущем.

 И наконец, изучать физические свойства астероидов, чтобы узнать о них как можно больше.

 Затем, когда мы будем знать опасность в лицо, разработать ракету, чтобы противостоять нависшей угрозе.

 Поиск астероидов чем-то напоминает поиск комет (см. главу 4), за исключением того, что на этот раз нужно искать небольшие световые точки, которые не размыты, а похожи на звезды. Но, в отличие от звезд, движение астероидов заметно на фоне звездного неба — от часа к часу и от ночи к ночи.

В малый телескоп легко увидеть самые крупные астероиды, такие как Церера и Веста; в периоды их хорошей видимости в астрономических журналах и на Web-сайтах обычно заранее публикуют карты, по которым можно ориентироваться. С помощью хороших программ-планетариев также можно создать звездные карты, на которых будет показано местонахождение этих астероидов.

В табл. 7.1 перечислены самые крупные объекты пояса астероидов. Два самых крупных, Церера и Паллас, находятся примерно на одинаковом расстоянии от Солнца, но орбита Палласа представляет собой намного более вытянутый эллипс, чем орбита Цереры.

Поиск неизвестных в настоящее время астероидов часто ведут опытные астрономы-любители с помощью установленных на телескопах фотоаппаратов с электронным блоком управления. Они делают ряд снимков выбранной области неба, обычно в направлении, противоположном Солнцу (которое, естественно, находится за горизонтом), а затем сравнивают их. И если заметно, что маленькая световая точка (похожая на звезду) меняет свое положение от одного снимка к другому, то, вероятно, это астероид.

Вы сумеете вести систематический поиск неизвестных астероидов только через несколько лет практики, когда станете опытным астрономом-любителем. Но как только вы научитесь использовать телескоп, займитесь наблюдением некоторых хорошо известных астероидов. Поищите в астрономических журналах и на Web-сайтах звездные карты и описания к ним, которые помогут вам сориентироваться для обнаружения крупных астероидов.

 Покрытие — это вид затмения, которое происходит, когда движущееся тело в Солнечной системе проходит перед звездой. Бывают покрытия звезд Луной (лунные покрытия), астероидами (астероидные покрытия), планетами (планетные покрытия), спутниками и кольцами планет, а также кометами.

 Астероидные покрытия наблюдать намного сложнее, чем лунные, потому что их, как правило, нельзя предсказать заранее с достаточной точностью. Астрономы отправляются в различные места, где, по прогнозам, можно наблюдать астероидные покрытия. Но поскольку диаметр, параметры орбиты и форма большинства астероидов известны с недостаточной точностью, прогнозы также не могут быть точными. В одних местах покрытия видны, а в других — нет, поэтому для наблюдения за ними нужны добровольцы в разных местах. Любительские наблюдения помогают определить форму и размеры астероидов — участников покрытия.

Масса Юпитера составляет примерно тысячную долю массы Солнца. Иногда его называют даже "неудавшейся звездой". Если бы его масса была всего в 80–90 раз больше, то температура и давление в его центре стали бы столь высокими, что начался бы процесс ядерного синтеза. И тогда Юпитер действительно стал бы звездой!

 Юпитер легко найти, потому что он, как и Венера, ярче любой другой звезды в небе. (Небольшое исключение: когда Юпитер находится с обратной стороны Солнца, он выглядит тусклее, чем самая яркая звезда, Сириус.) Если использовать телескоп с компьютерным блоком управления, который может ориентироваться по положению планеты, или просто знать, куда смотреть, то иногда можно увидеть Юпитер даже днем.

Юпитер — это действительно огромный газовый шар, экваториальный диаметр которого составляет примерно 143 тысячи километров. Эта гигантская планета вращается с огромной скоростью, делая один полный оборот всего за 9 часов 55 минут 30 секунд. Из-за такой большой скорости создаются постоянно меняющиеся полосы облаков, параллельные экватору планеты. Наблюдая Юпитер в телескоп, вы на самом деле видите верхний слой его облаков. В зависимости от условий наблюдения, размера и качества телескопа, а также состояния самого Юпитера, можно увидеть от всего одной до целых 20 полос облаков (рис. 8.1).

Рис. 8.1. Юпитер и его полосы облаков

Более темные полосы облаков Юпитера называют поясами, а более светлые— зонами. Рядом с центром диска находится Экваториальная Зона, ограниченная по бокам Северным и Южным экваториальными поясами (North Equatorial Belt — NEB и South Equatorial Belt — SEB). В SEB находится Большое Красное Пятно, самая заметная деталь Юпитера. Это атмосферное возмущение, которое иногда сравнивают с мощным ураганом, "висит" в атмосфере Юпитера уже по меньшей мере 120 лет. На самом деле Большое Красное Пятно можно было увидеть уже в 1664 году, но затем оно "угасло" и появилось снова лишь в XIX веке.

 Большое Красное Пятно, показанное на рис. 8.2, — это вихревое образование размером с Землю, а иногда и больше. Как и большинство деталей Юпитера, оно меняется день ото дня. Его цвет может побледнеть или стать более насыщенным. Белые облака, которые настолько велики, что их видно в некоторые любительские телескопы, образуются возле этого пятна и движутся вдоль Южного экваториального пояса. Иногда кажется, что облако в SEB или в другом поясе растягивается по всей планете. Облако такой формы называется гирляндой (festoon) и наблюдение этого удивительного зрелища — настоящий праздник!

При спокойном состоянии атмосферы и хорошей видимости можно увидеть в телескоп детали Юпитера и, возможно, один или несколько его спутников. У Юпитера четыре крупных спутника — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто.

 Четыре самых известных спутника Юпитера называют также Галилеевыми спутниками в честь их первооткрывателя Галилео Галилея[23]. Орбиты всех этих четырех спутников практически полностью лежат в экваториальной плоскости Юпитера. Поэтому каждый из них всегда находится прямо над какой-либо точкой экватора Юпитера. Спутники Юпитера можно увидеть в любой телескоп, а многим даже удается увидеть два-три спутника в хороший бинокль. Спутник Юпитера Ио, находящийся ближе всего к его поверхности, трудно увидеть в бинокль, потому что он всегда расположен рядом со своей яркой планетой. Помимо перечисленных крупных, у Юпитера есть еще множество более мелких спутников.

Космический зонд Galileo был запущен к Юпитеру в 1989 году и в декабре 1995 года вышел на орбиту планеты. В течение 8 лет Galileo изучал Юпитер с близкого расстояния. Несмотря на неудачи, преследовавшие его с самого начала, эта космическая миссия оказалась одной из самых удачных. Впервые за всю историю космических исследований, ученые получили точные данные об атмосфере Юпитера и о его естественных спутниках — Европе, Ганимеде, Ио и Каллисто.

С борта автоматической исследовательской станции на Землю была передана информация о составе атмосферы планеты и характеристиках ее магнитного поля. Эти данные помогли ученым разгадать многие загадки Юпитера, в частности причину бушующих там гроз. Однако самые сенсационные открытия были сделаны при изучении спутников Юпитера: сделаны снимки извержения вулканов на Ио и ледяной коры Европы.

Полученные данные говорят о том, что поверхность Европы не похожа ни на что другое в Солнечной системе. Она ровная и гладкая и не покрыта кратерами. Ученые предполагают, что это лед. Раз есть лед, значит, есть вода. А там, где есть вода, может быть жизнь. Данные, полученные Galileo, с высокой вероятностью говорят о том, что на Европе есть гигантский океан глубиной до 50 км. И, по мнению ученых, в нем может жить кто угодно — от простейших микробов и бактерий до таких существ, которых землянам даже трудно себе представить.

Если бы Galileo оставался на орбите до полной выработки ресурсов, то упал бы на Европу. И тогда земные микроорганизмы, живущие на космическом корабле, заразили бы маленькую планету и нанесли непоправимый вред живым микроорганизмам, которые, возможно, ее населяют. Именно поэтому руководство NASA приняло решение сжечь Galileo в атмосфере Юпитера. И 21 сентября 2003 года Galileo сгорел в его атмосфере. Даже во время падения исследовательский аппарат продолжал передавать информацию на Землю[24].

Большинство людей знают о Сатурне благодаря его удивительным кольцам. В течение многих веков астрономы считали, что Сатурн — это единственная планета, имеющая кольца. Но сегодня известно, что кольца есть у всех четырех планет — газовых гигантов: Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Однако большинство этих колец слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть в малый или даже большой телескоп с Земли. И только Сатурн является счастливым исключением из этого правила!

 Кольца Сатурна обычно легко увидеть, потому что они большие и состоят из ярких ледяных частиц — мириады мелких и крупных ледяных осколков. В малый телескоп можно увидеть эти кольца, а также тени, которые они отбрасывают на диск Сатурна (рис. 8.3). При отличных условиях наблюдения можно увидеть также щель Кассини — промежуток между кольцами, названный в честь исследователя, впервые сообщившего о нем.

Иногда бывает так, что кольца Сатурна, которые в этот же самый телескоп были отлично видны всего несколько месяцев назад, внезапно трудно различить. А если смотреть в малый телескоп, то может даже показаться, что они исчезли. Но все дело в том, что в это время кольца обращены к Земле ребром, а не поверхностью.

Как уже говорилось, кольца Сатурна очень большие, но очень тонкие. Они сохраняют фиксированную ориентацию, т. е. одно и то же направление в космическом пространстве. Каждый год некоторую часть времени кольца повернуты к Земле своей поверхностью (с точки зрения наблюдателя на Земле), а через три месяца они поворачиваются к Земле почти ребром; затем этот цикл повторяется сначала.

Но во время движения Сатурна по его 30-летней орбите существуют моменты — каждые 15 лет — когда его кольца оказываются точно направленными ребром к Земле и в малый (а иногда даже в большой) телескоп кажется, что они вообще исчезли. В эти моменты в мощный телескоп можно увидеть кольца, проектируемые в виде очень тонкой темной линии на диск Сатурна. Последний раз это происходило в 1996 году, а следующий такой случай не представится до 2011 года.

У Сатурна, как и у Юпитера, тоже есть пояса и зоны, но они не так контрастируют и их труднее увидеть. Рассмотреть их удается в условиях хорошей видимости и при использовании мощного окуляра, позволяющего обнаружить детали планет.

 Примерно один раз в 30 лет в северном полушарии Сатурна появляется большое белое облако (или происходит "большая белая буря"). Сильные ветры с большой скоростью разносят это облако, пока вокруг планеты не сформируется плотная светлая полоса. А через несколько месяцев все это исчезает. Иногда астрономы-любители первыми обнаруживают новую бурю на Сатурне. Последний раз сильная белая буря на Сатурне наблюдалась в 1990 году, так что увидеть следующую мы сможем примерно через 20 лет. А пока ищите меньшие пятна белых облаков, которые распространяются не над всей поверхностью планеты. Сатурн делает полный оборот вокруг своей оси за 10 часов 39 минут 22 секунды и имеет еще более сплющенную на полюсах форму, чем Юпитер. Но кольца создают некоторую оптическую иллюзию, поэтому разглядеть сплющенную форму Сатурна не так-то просто.

Титан, самый крупный спутник Сатурна, больше Меркурия. Его диаметр составляет 5150 км. У некоторых других крупных спутников Сатурна есть очень тонкий атмосферный слой, но у Титана плотная атмосфера, состоящая из азота и следов газов (метана и других). Сквозь эту атмосферу трудно что-то увидеть, но изображения, полученные с помощью 10-метрового телескопа Keck[25], подтвердили наличие ярко выраженных темных и светлых пятен на поверхности Титана.

Согласно основной на сегодня теории, темные области на Титане — это озера или океаны жидких углеводородов, таких как этан. Если плыть по такому морю на корабле, то на нем будет действовать категорическое правило "не курить". В противном случае это будет второй "Титаник". В хороший малый телескоп можно увидеть два других спутника — Рею и Диону во время их максимальной элонгации. В астрономических журналах и на Web-сайтах можно найти ежемесячные карты положений этих спутников относительно Сатурна.

 Самое новейшее и лучшее изображение Титана, спутника Сатурна, находится на Web-сайте Национальной лаборатории Лоуренса (Lawrence Livermore National Laboratory) в Ливерморе (штат Калифорния) по адресу www.llnl.gov. Самые лучшие изображения Сатурна целиком сделаны космическими зондами Voyager-1 и Voyager-2 и телескопом "Хаббл". Изображения Сатурна, сделанные зондами Voyager, вы найдете на Web-сайте "Планетный фотожурнал NASA" no адресу photojournal.jpl.nasa.gov/. Чтобы попасть в нужный раздел, щелкните на изображении Сатурна. А изображения, сделанные телескопом "Хаббл", находятся по адресу oposite.stsci.edu/pubinfo/SolarSystemT.html#Saturn.

Приведем самые важные факты об Уране и Нептуне.

 Это две планеты почти одинакового размера с похожим химическим составом; они меньше и плотнее Юпитера и Сатурна.

 Каждая из этих планет находится в центре миниатюрной системы спутников и колец.

 Каждая из этих планет явно пострадала от сильного столкновения с другим космическим телом в очень давние времена.

Доказательством того, что Уран пострадал от сильного столкновения или гравитационного притяжения другого космического объекта, служит тот факт, что он словно опрокинулся на бок. Плоскость экватора Урана даже близко не совпадает с плоскостью его орбиты вокруг Солнца, а находится почти под прямым углом к ней, так что планета вращается, "лежа на боку".

Иногда в сторону Солнца и Земли указывает северный полюс Урана, а иногда — южный. Год Урана (т. е. время, за которое он совершает полный оборот вокруг Солнца) равен почти 84 земным годам. В течение примерно четверти этого периода северный полюс Урана указывает в сторону Солнца; в течение другой четверти в сторону Солнца направлен южный полюс Урана; все остальное время к Солнцу обращен экватор.

На Земле Солнце никогда не стоит высоко в небе над Северным или Южным полюсами, а на Уране оно иногда находится прямо над полюсами.

По последним данным, у Урана 21 известный спутник; у него также есть система темных колец. Спутники и кольца Урана вращаются вокруг него в экваториальной плоскости, так же как Галилеевы спутники вращаются в экваториальной плоскости Юпитера (см. главу 8). Поэтому кольца и орбиты спутников Урана находятся почти под прямыми углами к плоскости его орбиты вокруг Солнца.

 Можете представить себе систему Урана (планету и ее спутники) как большую мишень, которая иногда "смотрит" на Землю, а иногда— нет. Давным-давно кто-то поразил эту "мишень" прямо в яблочко, из-за чего несчастная планета отклонилась от первоначального нормального положения.

Нептун не отклонен от нормального положения; его экватор примерно находится в плоскости его орбиты. По последним данным (на 2003 год), у Нептуна 11 известных спутников. Но у его самого крупного спутника Тритона (который больше Плутона) с диаметром 2710 км ретроградная орбита. Нептун, как и почти все планеты в нашей Солнечной системе (кроме Венеры), вращается вокруг Солнца против часовой стрелки (если смотреть сверху, со стороны северного небесного полюса). И большинство спутников тоже вращаются вокруг своих планет против часовой стрелки. Но Тритон вращается вокруг Нептуна в обратном направлении — по часовой стрелке. Обсудив этот вопрос, ученые пришли к заключению, что давным-давно Тритон подошел к Нептуну слишком близко, был им захвачен и стал его спутником, хотя при других обстоятельствах он вполне мог быть планетой, такой как Плутон.

 Тритон состоит из настоящего льда и камня. В этом он больше похож на Плутон, чем на Уран и Нептун. Поверхность Тритона сформировалась под влиянием криовулканизма (cryovolcanism), т. е. процессов извержения не горячей расплавленной породы, а холодного льда. Водяной лед, сухой лед, замерзший метан, замерзшая окись углерода и даже замерзший азот — все это есть на Тритоне. Здесь нет многочисленных ударных кратеров, вероятно, потому, что с течением времени они заполнились льдом и грязью.

Плутон— это самая маленькая и самая удаленная планета (рис. 9.1). Каждые 248 лет он на несколько десятилетий заходит внутрь орбиты Нептуна; таким образом, в это время он находится ближе к Солнцу, чем Нептун. Последний такой период закончился в начале 1999 года. Никто из ныне живущих на Земле людей не сможет стать свидетелем следующего такого события, если, конечно, медицина в ближайшем будущем не сделает большой шаг вперед.

 Время от времени кто-нибудь пытается унизить Плутон, заявляя, что его вообще не следует считать планетой. Совсем недавно, в 1999 году, была сделана попытка обозвать его астероидом № 10 000. Но астрономы и простые люди сплотились вокруг этого маленького холодного тела и помешали осуществлению коварного плана. Они утверждали, что он круглый, как планета (большинство астероидов, кроме самых больших, — неправильной формы), имеет крупный спутник и считается планетой с момента его открытия американским наблюдателем Клайдом Томбо в 1930 году. Даже если астрономы изменят само определение планеты, Плутон все равно должен ею остаться.

Плутон находится в так называемом поясе Койпера[27] — пространстве, расположенном за орбитой Нептуна и заполненном мелкими ледяными телами. По приблизительным оценкам, между орбитой Нептуна и воображаемой отметкой, находящейся на расстоянии 50 а.е. от Солнца, расположено около 100 тысяч объектов пояса Койпера (Kuiper Belt Objects — КВО) диаметром больше 100 км. Они находятся вне пределов досягаемости любительских телескопов (разве что ваш телескоп установлен на Нептуне или на одном из его спутников). Первый КВО был открыт в 1992 году и с тех пор обнаружили еще около 150 объектов. Астрономы, которые считают, что Плутон следует лишить звания планеты, говорят, что он просто самый крупный КВО. Но он может быть и самым большим КВО, и планетой одновременно.

Пояс Койпера еще мало изучен астрономами, и специалисты предполагают, что среди тысяч еще не открытых КВО может быть несколько таких же больших, как Плутон. Они могут быть более тусклыми, чем Плутон, потому что их поверхность темнее и/или они находятся дальше от Солнца. Открытие одного из этих больших объектов может вызвать дискуссию о том, следует ли называть Плутон планетой.

Среди примерно 150 известных КВО есть некоторые, обладающие тремя свойствами Плутона.

 У них сильно вытянутые эллиптические орбиты.

 Их орбитальные плоскости наклонены под большим углом к плоскости земной орбиты.

 Они делают два полных оборота вокруг Солнца примерно за то же время, за которое Нептун делает три оборота (Плутон делает два оборота вокруг Солнца за 496 земных лет, а Нептун делает три оборота за 491 земной год). Этот эффект называется резонансом (resonance); благодаря ему Плутон и Нептун никогда не столкнутся и даже не подойдут близко один к другому, хотя их орбиты пересекаются. Поэтому мощное притяжение намного более крупного Нептуна ничем не угрожает Плутону, и то же самое относится к КВО, обладающим тремя перечисленными свойствами Плутона.

Постепенно, приобретая опыт, вы сможете находить большие отдаленные планеты Уран и Нептун, но крохотный Плутон, наверное, окажется вам "не по зубам" (вернее сказать — "не по глазам"). Но в начале наблюдения любой из этих планет лучше прибегать к помощи более опытных астрономов-любителей.

Уран был открыт с помощью телескопа, но иногда он настолько яркий, что при очень хорошей видимости его можно разглядеть невооруженным глазом. В телескоп можно отличить Уран от звезды по следующим признакам:

 у него маленький диск диаметром несколько угловых секунд (эту единицу измерения мы определили в главе 6);

 он медленно движется на фоне тусклых звезд.

Нептун менее яркий, чем Уран, но по яркости достигает 8-й звездной величины. И если вы уже справились с Ураном, возьмитесь за Нептун!

 Нептун имеет почти такой же размер, как Уран, но он намного дальше, поэтому при наблюдении в телескоп его видимый диск меньше. Чтобы отличить Нептун от звезды, понадобится большой любительский телескоп. И если вам удается в телескоп воспринимать бледные оттенки тусклых объектов, то вы заметите бледно-голубой оттенок Нептуна.

Увидеть Плутон намного труднее, чем любую другую планету в Солнечной системе. Он очень мал и очень далек. Обычно Плутон имеет 14-ю звездную величину. Он движется очень далеко от Солнца и Земли, делая полный оборот вокруг Солнца за 248 лет.

 Опытные астрономы-любители говорят, что они наблюдали Плутон в телескоп диаметром 15 см, но я советую вам использовать самый большой телескоп, который удастся найти. Возьмите телескоп диаметром по меньшей мере 20 см. Карты с обозначением положения Плутона публикуются каждый год в выпуске Observer*s Handbook Королевского астрономического общества Канады (www.rasc.ca). Читайте также статьи и советы в журналах Astronomy (www.astronomy.com) и Sky & Telescope (www.skypub.com).

Спутник Плутона, Харон, очень близок к нему и делает полный оборот вокруг планеты за 6 дней 9 часов 17 минут. Его можно различить только в самые мощные телескопы обсерваторий.

 Солнце — это звезда, горячий газовый шар, светящийся благодаря собственной энергии ядерного синтеза, т. е. процесса слияния легких атомных ядер в более тяжелые ядра[28]. Эта энергия питает не только само Солнце, но и все планеты и другие космические тела, вращающиеся вокруг Солнца, — т. е. всю Солнечную систему, частью которой является Земля (рис. 10.1).

Когда я преподавал астрономию, всегда задавал студентам вопрос: "Почему у Солнца именно такой размер?" Я видел открытые от удивления рты, глаза, шарящие по потолку в поисках ответа, но едва ли хоть кто-нибудь когда-нибудь давал внятное объяснение. Мой вопрос даже не казался логичным. Ведь все имеет размер, не так ли? И что из того?

Но если Солнце на 100 % состоит из горячего газа, что заставляет этот газ удерживаться в одном месте? Почему он не развеивается, как дым от сигареты? А ответ очень прост: гравитация удерживает Солнце от того, чтобы "развеяться по ветру". Гравитация — это сила, о которой я говорил в главе 1; сила, влияющая на все во Вселенной. Масса Солнца настолько велика — в 330 тысяч раз больше массы Земли, — что его мощное тяготение в состоянии удержать весь горячий газ в одном месте.

Вы можете спросить: если солнечная гравитация притягивает все газы, то почему она не сожмет их в шар намного меньшего размера? Ответ таков: все дело в высоком давлении. Чем горячее газ и чем больше он сжат гравитацией или любой другой силой, тем выше давление. И это давление газа "раздувает" Солнце (точно так же как оно заставляет надуваться автомобильные шины, поскольку воздух — это тоже газ).

Таким образом, гравитация сжимает, а давление раздувает. И на определенном уровне (соответствующем шару с некоторым диаметром) эти две силы уравновешиваются. Поэтому Солнце имеет определенный размер; его диаметр равен 1 391 000 км, т. е. он примерно в 109 раз больше диаметра Земли. Внутри Солнца можно поместить 1 300 000 планет Земля (не знаю только, где их столько взять).

Круглая форма Солнца во многом обусловлена той же причиной: гравитация притягивает вещество к центру одинаково во всех направлениях, а давление точно так же одинаково отталкивает вещество во всех направлениях от центра. Если бы Солнце быстро вращалось, оно было бы более выпуклым на экваторе и немного сплющенным на полюсах из-за центробежной силы. Но Солнце вращается очень медленно, делая полный оборот за примерно 25 дней на экваторе и за 35 дней на полюсах, так что выпуклости на его "талии" совсем малы.

Внутри Солнца есть две основные зоны, а снаружи — три (рис. 10.2). Внутренняя часть Солнца называется звездными недрами (stellar interior), а его центр называется ядром. Внутри ядра происходят процессы ядерного синтеза, в результате чего генерируется вся солнечная энергия. Эта энергия выделяется в виде гамма-излучения. Гамма-лучи движутся в разные стороны, но чаще всего вверх и наружу. Чем дальше от ядра, тем ниже становится температура.

На расстоянии примерно 494 000 км (примерно 71 % расстояния от центра до поверхности) ядро переходит в следующую основную зону, которая называется зоной конвекции. Здесь мощные потоки газа переносят генерируемую в ядре энергию наружу. Горячие потоки газа поднимаются вверх, перенося с собой тепловую энергию; затем, по мере набора высоты, они охлаждаются и снова опускаются вниз. Точно так же происходит процесс переноса тепла со дна чайника с кипящей водой на поверхность и образования облаков в атмосфере Земли. Ученые, изучающие Солнце, считают, что его магнитное поле, причина появления солнечных пятен и взрывов различного рода в верхних слоях солнечной атмосферы, генерируется внизу зоны конвекции.

 Внутри солнечного ядра тоже есть отдельные зоны. Внутренняя часть генерирующего энергию ядра простирается на 173 000 км от центра. А остальная, внешняя часть ядра называется излучающей зоной.

Солнечный ветер — это поток ионизованной водородной плазмы, т. е. газа, состоящего из электронов и протонов примерно одинаковой плотности, который движется от Солнца со сверхзвуковой скоростью; на орбите Земли его скорость составляет примерно 470 км/с.

Солнечный ветер — это поток заряженных частиц, которые постоянно возмущают и пополняют магнитосферу Земли. (Магнитосфера — это огромный окружающий Землю слой, в котором электроны, протоны и другие заряженные частицы перемещаются от высоких северных широт к высоким южным, захваченные магнитным полем Земли.) Как уже говорилось в главе 5, магнитосферу сначала называли поясами Ван-Аллена, в честь Джеймса Ван-Аллена из Университета Айовы, открывшего этот слой с помощью первого американского искусственного спутника Explorer-1.

Магнитосфера Земли испытывает постоянные возмущения из-за изменчивой природы солнечного ветра и солнечных бурь, которые деформируют ее после вспышек на Солнце. Магнитосфера сжимается и снова расширяется; ее изменения вызывают геомагнитные бури, которые, в свою очередь, возмущают окружающую среду на Земле.

На Солнце время от времени случаются разнообразные возмущения, включая те, которые происходят вблизи групп солнечных вспышек (о них мы поговорим еще в этой главе). Некоторые виды солнечной активности оказывают влияние на Землю.

Солнечные вспышки в большинстве случаев нельзя увидеть в любительский телескоп, но зато они отлично видны в телескопы, установленные на спутниках. Эти вспышки выбрасывают сгустки солнечной плазмы весом в миллиарды тонн в Солнечную систему, где некоторые из них сталкиваются с защитным "магнитным зонтиком" Земли — ее магнитосферой. В результате этого взаимодействия на Земле возникают северные и южные полярные сияния, а также геомагнитные бури. Эти бури могут привести к неприятным последствиям: сбоям в работе электросетей (и отсутствию электрического освещения), сбоям в электронных системах на газо- и нефтепроводах, помехам радиосвязи, а также нарушению нормального функционирования искусственных спутников.

 Солнечные возмущения и их воздействие на магнитосферу называют космической погодой. Последние официальные отчеты о космической погоде, а также прогнозы можно посмотреть на Web-сайте Space Environment Center, подразделения National Oceanographic and Atmospheric Administration (Национальное управление по исследованию океанов и атмосферы) по адресу www.sec.noaa.gov/today.html.

Все виды солнечной активности, включая 11-летний цикл и некоторые более продолжительные циклы, похоже, имеют магнитную природу. Глубоко внутри Солнца естественная динамо-машина постоянно генерирует новые магнитные поля. Эти магнитные поля поднимаются к поверхности Солнца и в более высокие слои солнечной атмосферы, где в них происходят завихрения, вызывающие различного рода возмущения.

Астрономы с помощью магнитографов измеряют магнитные поля на Солнце по их влиянию на солнечную радиацию. На многих Web-сайтах профессиональных обсерваторий можно увидеть изображения, сделанные с помощью этих устройств (см. раздел "Изображения Солнца в Web"). Наблюдения этих магнитных полей показали, что солнечные пятна — это области усиленного искаженного магнитного поля, что группы солнечных вспышек имеют магнитные полюса — северный и южный. Но, с другой стороны, общее магнитное поле Солнца довольно слабое.

Похоже, что многие быстро меняющиеся детали на Солнце и, вероятно, все взрывы и извержения связаны с солнечным магнетизмом. Когда есть меняющиеся магнитные поля и электрические токи и когда два магнитных поля наталкиваются одно на другое, происходит короткое замыкание, — которое называется перезамыканием магнитных полей, когда внезапно высвобождается огромное количество энергии.

Выбросы корональных масс: причина солнечных вспышек

Сейчас я скажу то, что противоречит написанному в большинстве учебников, за исключением некоторых, опубликованных сравнительно недавно. В течение десятилетий астрономы считали, что наблюдаемые взрывы на Солнце — это, в основном, солнечные вспышки. Мы думали, что солнечные вспышки происходят в хромосфере и что именно они — причина взрывов на Солнце.

Солнечные вспышки можно увидеть на многих изображениях профессиональных астрономических Web-сайтов. И по мере того, как в течение 11-летнего цикла солнечной активности (или цикла пятнообразования) количество солнечных пятен увеличивается, увеличивается также количество вспышек.

Но теперь астрономы знают, что они были подобны слепому, который ощупывал хвост слона и думал, что это и есть весь слон. Наблюдения Солнца из космоса показали, что основная причина солнечных вспышек — это выбросы корональных масс (coronal mass ejections), т. е. гигантские извержения, происходящие высоко в короне, самой тонкой и самой удаленной от центра зоне Солнца. Очень часто выброс корональных масс вызывает солнечную вспышку в нижнем слое короны и в хромосфере.

В течение многих лет ученые не знали о выбросах корональных масс, потому что никто не мог их увидеть. Астрономы получали возможность наблюдать корону только иногда в течение короткого промежутка времени — во время полного солнечного затмения. И видели они только солнечные вспышки, поэтому и приписали им больше значения, чем они того заслуживали.

Некоторые протуберанцы, которые можно увидеть на краешке солнечного диска с помощью Н-альфа фильтра, время от времени извергаются. Эти извергаемые протуберанцы могут быть одним из этапов процесса выброса корональных масс.

Когда на изображениях, сделанных с искусственного спутника, на восточной или западной стороне Солнца виден выброс корональных масс, который не ослабевает, а формирует вокруг Солнца гигантское расширяющееся кольцо, или гало, дело плохо. Появление гало означает, что выброс корональных масс направляется прямо к Земле.

 Если на одном из изображений, сделанных с искусственного спутника, вы видите гало, обязательно проверьте сообщения на Web-сайте NOAA Space Environment Center (www.sec.noaa.gov/today.html); возможно, там будут прогнозы NOAA об очень неблагоприятной космической погоде.

Циклы внутри циклов: может ли Солнце менять свои пятна?

Солнечные пятна — это области на Солнце, выглядящие как темные пятна на его фотосфере (рис. 10.3), где магнитное поле очень сильное. Солнечные пятна холоднее окружающей атмосферы и часто появляются группами.

Рис. 10.3. Солнечные пятна

Фотография любезно предоставлена Джерри Лодригессом

На протяжении 11-летнего цикла, этого знаменитого цикла солнечной активности, количество солнечных пятен на Солнце существенно меняется. Когда у американцев еще не было такой темы для обсуждения, как Ричард Никсон или Эль-Ниньо, они обвиняли солнечные пятна абсолютно во всем, начиная от плохой погоды и заканчивая падением цен на акции на фондовой бирже. Обычно между последовательными пиками (когда появляется наибольшее количество пятен) проходит 11 лет, но этот период времени может меняться. Более того, количество пятен, появляющихся на каждом пике, может меняться в широких пределах от одного цикла к другому. И никто не знает — почему.

Когда группа солнечных пятен перемещается по солнечному диску из-за вращения Солнца, самое большое пятно с той стороны, в которую происходит движение (т. е. пятно, которое движется по диску впереди, "ведя" за собой остальные), называется ведущим пятном (leading spot). А самое большое пятно с противоположной стороны называется ведомым пятном (following spot).

Наблюдения с помощью магнитографа показали, что в большинстве групп солнечных пятен существуют определенные схемы и закономерности. В течение 11-летнего цикла солнечной активности все ведущие пятна в северном полушарии Солнца имеют северную магнитную полярность, а ведомые пятна — южную магнитную полярность. В то же время в южном полушарии Солнца ведущие пятна имеют южную полярность, а ведомые пятна — северную.

Вот как определяется эта полярность: компас, стрелка которого на Земле указывает на север, называется ориентированным на север. Такой компас на Солнце будет указывать на северную магнитную полярность. А южная магнитная полярность на Солнце — это направление, противоположное тому, на которое будет указывать компас, ориентированный на север.

Вам все это кажется простым и естественным? Тогда вот что я вам скажу. Когда начинается новый 11-летний цикл, эти полярности меняются местами. Теперь в северном полушарии ведущие пятна имеют южную полярность, а ведомые — северную. И в южном полушарии магнитные полярности тоже меняются местами. Если бы вы были компасом, то не смогли бы понять, что происходит.

Чтобы как-то систематизировать эту информацию, астрономы определили магнитный цикл Солнца. Он длится примерно 22 года и состоит из двух циклов солнечной активности. Каждые 22 года вся схема изменения магнитных полей на Солнце повторяется снова — приблизительно.

Солнечная постоянная или не постоянная?

 Общее количество энергии, генерируемой Солнцем, называется солнечной светимостью (solar luminosity). Но нас, землян, больше интересует количество солнечной энергии, которое получает Земля. Оно называется солнечной постоянной (solar constant) и определяется как суммарное количество энергии солнечных лучей, попадающей за 1 секунду на 1 см² площадки, перпендикулярной направлению лучей и расположенной вне земной атмосферы на расстоянии 1 а.е. от Солнца. Солнечная постоянная приблизительно равна 1386 Вт/м².

Измерения, сделанные с помощью спутников, запущенных NASA в 1980-х годах, выявили очень небольшие изменения солнечной постоянной по мере вращения Солнца. Вы, наверное, думаете, что, когда на солнечном диске есть темные пятна, Земля получает меньше энергии, чем когда этих пятен нет. Но все обстоит как раз наоборот. Чем больше солнечных пятен, тем больше энергии Земля получает от Солнца. И это еще одна загадка, которую предстоит решить астрономам.

 Согласно астрофизической теории, когда Солнце было очень молодым, оно было немного ярче, чем последние несколько миллиардов лет, и через много лет, когда оно станет красным гигантом, то будет отдавать Земле больше энергии.

Поэтому, говоря "солнечная постоянная", мы принимаем желаемое за действительное. Хотя, конечно, ведя отсчет в масштабе дней, а не тысячелетий, да еще используя любительское оборудование, мы получим значение солнечной постоянной с достаточной точностью.

Ядерный синтез в самом сердце Солнца — это больше, чем превращение водорода в гелий и выделение энергии в виде гамма-лучей для нагрева всего Солнца. При этом высвобождается также огромное количество нейтрино, нейтральных субатомных частиц, которые не имеют (или почти не имеют) массы, перемещаются со скоростью света (или близкой к ней, в зависимости от того, есть ли у них масса) и могут проходить почти сквозь все.

Нейтрино — как горячий нож в масле, очень легко разрезающий его.

На самом деле, нейтрино могут беспрепятственно вылетать прямо из центра Солнца и выходить в космическое пространство. Причем те, которые направляются к Земле, пролетают ее насквозь и выходят с противоположной стороны. Некоторые из таких солнечных нейтрино подсчитывают в огромных подземных лабораториях, которые называются нейтринными обсерваториями и расположены, в основном, в глубоких шахтах и туннелях под горами. Но одна новая лаборатория под названием AMANDA построена под полутора километрами льда на Южном полюсе.

Подсчитывать нейтрино непросто, но отчеты нейтринных обсерваторий говорят о нехватке солнечных нейтрино. Дело в том, что количество нейтрино, проходящих сквозь Землю, гораздо меньше того количества, которое должно быть, если исходить из интенсивности генерации Солнцем энергии.

Правда, нехватка солнечных нейтрино — это наименьшая из наших земных проблем. Она отходит на задний план на фоне таких проблем, как недостаток продовольствия в Африке, уничтожение лесов, исчезновение ценных биологических видов и потребление невозобновляемых топливных ресурсов.

Однако проблема солнечных нейтрино тревожит ученых, побуждая их создавать новые теории физики элементарных частиц и проверять теоретические модели процессов, происходящих в солнечных недрах. Недостаток нейтрино может сказать ученым нечто такое, что совершит переворот в физике или астрономии.

Что ж, подождем и посмотрим, как дальше будет развиваться дело о пропавших нейтрино. Но несомненно одно: астрономы будут продолжать изучать Солнце до тех пор, пока не решат его загадки, в том числе о недостатке нейтрино.

Рано или поздно Солнце должно исчерпать свое топливо, поэтому настанет день, когда оно умрет. Что поделать, всему хорошему рано или поздно приходит конец.

Представляется, что без солнечной энергии и тепла жизнь на Земле станет невозможной: все на нашей планете замерзло бы. Но на самом деле произойдет следующее: Солнце увеличится в размерах и станет красным гигантом. Оно будет таким огромным, что просто высушит океаны — вода в них испарится до того, как у нее появится возможность замерзнуть.

Внимательно прочитайте предыдущий абзац: я не сказал, что океаны замерзнут; я сказал, что они замерзли бы без солнечной энергии и тепла. Но на самом деле перед "смертью" Солнца получаемая Землей энергия возрастет настолько, что мы умрем от жары (если к тому времени человечество еще будет существовать), а не от холода. Это к вопросу о глобальном потеплении!

Будущий красный гигант-Солнце раздуется и превратится в красивую расширяющуюся туманность. Оно станет сияющим газовым облаком, которое астрономы называют планетарной туманностью. Но увы, восхищаться им будет некому. Поэтому, чтобы понять, что мы потеряем, посмотрите на изображения некоторых планетарных туманностей, которые сформировались из других звезд; я расскажу о них в главах 11 и 12.

Эта туманность постепенно рассеется, и в ее центре от Солнца останется только крохотный "уголек" — маленький горячий объект, который называют белым карликом (это один из типов звезд). Эта звезда будет ненамного больше Земли. Она будет хотя и горячей, но настолько маленькой, что сможет отдавать Земле очень мало энергии. Поэтому все, что к тому моменту останется на Земле, замерзнет. И этот белый карлик будет похож на тлеющий уголек в угасающем костре. Он будет медленно-медленно гаснуть.

К счастью, у нас есть еще примерно 5 миллиардов лет до того, как это случится. Оставим эту проблему будущим поколениям, наряду с государственным долгом и вопросом о том, как приобрести редкое первое издание Астрономии для "чайников"

Галилей был не дурак. И после того как он на своем горьком опыте понял, что нельзя в телескоп смотреть прямо на Солнце, он изобрел метод проекции, когда простой телескоп используется для перевода изображения Солнца на экран — так, как это делается с помощью проектора слайдов. Но этот метод безопасен, только если правильно использовать его для простых телескопов, таких как рефлектор Ньютона или рефрактор.

Как я объяснял в главе 3, в рефлекторе Ньютона, помимо окуляра, используются только зеркала. И вы смотрите через окуляр под прямым углом к трубе телескопа. В рефракторе используются линзы, и зеркал в нем нет.

Не используйте метод проекции с телескопами, в которых, помимо окуляра, есть и линзы, и зеркала. Другими словами, не используйте проекционный метод с телескопами моделей Шмидт-Кассегрен и Максутов-Кассегрен, включая очень популярный телескоп Meade ЕТХ-90/ЕС, в котором есть и линзы, и зеркала (обо всех этих телескопах говорилось в главе 3). Сфокусированные солнечные лучи могут повредить аппаратуру внутри герметичной трубы телескопа, что в дальнейшем станет источником опасности.

Вот метод безопасного наблюдения Солнца с помощью проекции.

1. Установите телескоп-рефлектор Ньютона или рефрактор на треножник.

2. Установите на телескопе маломощный окуляр.

3. Направьте телескоп примерно на Солнце, не глядя в телескоп; держитесь сами и удерживайте других подальше от окуляра и не находитесь на одной линии с ним.

4. Найдите на земле тень от трубы телескопа.

5. Перемещайте телескоп вверх-вниз и вперед-назад, при этом наблюдая за тенью, чтобы получить тень как можно меньшего размера.

Лучший способ сделать это — держать под телескопом кусок картона перпендикулярно трубе телескопа, чтобы тень от трубы падала на картон. Передвиньте телескоп, чтобы форма тени от трубы как можно больше походила на однородный темный круг.

6. Держите картон у окуляра так, чтобы изображение Солнца появилось на картоне.

Если изображения Солнца нет на картоне, то сбоку от картона появится яркое солнечное пятно. В этом случае перемещайте телескоп, пока изображение Солнца не появится на картоне.

Схема использования этого метода показана на рис. 10.4. Самый простой и безопасный способ освоить данный метод — проконсультироваться с опытным наблюдателем из местного астрономического клуба.

Рис. 10.4. Проекция изображения Солнца

 Но у проекционного метода есть и другие опасности, которым вы подвергаетесь, даже если не смотрите прямо в телескоп. Однажды я видел одного упрямого парня из бруклинской школы, который проецировал изображение Солнца с помощью телескопа с диаметром 17,5 см. Он не приближал свое лицо к окуляру, но в какой-то момент его рука попала под проецируемый луч света очень близко от окуляра, где солнечное изображение маленькое. Понятно, что луч прожег маленькое отверстие на рукаве его черного кожаного пиджака.

Чтобы избежать травм, не смотрите на Солнце сквозь окуляр и не допускайте, чтобы какая-либо часть вашего тела, тела другого человека или любые вещи попадали под проецируемый луч солнечного света.

 При использовании телескопа в качестве проектора солнечного изображения нужно быть очень осторожным и ни в коем случае не допускать, чтобы ребенок без присмотра или другой человек, не обученный данному методу, самостоятельно управлял телескопом. Не смотрите на Солнце в телескоп, в малый вспомогательный телескоп или в видоискатель, которым оснащен ваш телескоп. Следите за тем, чтобы никакая часть вашего тела, тела другого человека или любые вещи не попадали под проецируемый луч солнечного света. На пути луча должен быть только ваш картонный экран.

Теперь можете попробовать поискать пятна на солнечном диске (это научный термин, обозначающий видимую поверхность Солнца, обращенную к Земле). Если вы обнаружите какие-либо пятна, продолжайте наблюдать несколько дней подряд (2–3 дня), и вы увидите, что они как будто перемещаются по солнечному диску. Хотя они немного перемещаются сами по себе, на самом деле их движение обусловлено в основном вращением Солнца. Таким образом, вы повторили открытие Галилея, причем сделали это абсолютно безопасно.

Если вы не хотите использовать проекционный метод или у вас просто более современный телескоп (имеющий и линзы, и зеркала), который нельзя использовать для данного метода, то для безопасного наблюдения Солнца вам необходим специальный солнечный фильтр. Конечно, это потребует денежных затрат, но поверьте: дело стоящее.

 Если цена не имеет значения, то можно увидеть больше

Специальные солнечные фильтры, которые называются Н-альфа фильтрами, позволяют увидеть намного больше деталей Солнца. Особенно хорошо использовать их для наблюдения солнечных протуберанцев, которые выглядят как огненные дуги на краешке, или лимбе, солнечного диска. К сожалению, эти фильтры очень дорого стоят (больше 1000 долларов).

Но если такая цена вас не пугает, сначала попрактикуйтесь в обычном наблюдении Солнца (без фильтров), а затем уже попробуйте Н-альфа фильтры. Их продают две фирмы-производителя: Thousand Oaks Optical (www.thousandoaksoptical.com) и Coronado Instrument Group в Пирсе, штат Аризона (www.coronadofiIters.com).

Возможно, для присоединения одного из этих Н-альфа фильтров к телескопу вам понадобится переходник. Дело в том, что эти фильтры не всегда легко соединять со всеми моделями телескопов.

Единственные солнечные фильтры, которые я рекомендую, — это внешние по отношению к телескопу, т. е. свет не может проникнуть в телескоп, не пройдя через фильтр.

 Фильтры, которые расположены на окуляре, около или вместо него, во многих случаях могут повредиться сильным нагревом от сфокусированных лучей, и, в свою очередь, будут представлять большую опасность для вашего зрения. Поэтому используйте только фильтры, расположенные на входе лучей в телескоп.

Ниже перечислены фильтры, входные по отношению к телескопу, которые я рекомендую использовать при наблюдении Солнца.

 Полноапертурные фильтры. Подходят для телескопов с апертурой 10 см или меньше (напоминаю, апертура — это диаметр светособирающего зеркала или линзы телескопа), таких как Meade ЕТХ-90/ЕС. Этот фильтр полностью покрывает зеркало (линзу) телескопа, так что вся поверхность зеркала (линзы) получает фильтрованный солнечный свет.

 Внеосевые фильтры. Это самые лучшие фильтры для телескопов с апертурой 10 см или больше, которые не относятся к рефракторам. Внеосевой фильтр меньше апертуры телескопа, но он устанавливается на пластине, которая покрывает всю апертуру. Солнце очень яркое и потому нет необходимости, чтобы свет собирала вся апертура телескопа. Вы и так хорошо его увидите. Это правда, что большая апертура позволяет получить более четкое изображение. Но в большинстве мест наблюдения состояние земной атмосферы не позволит получить такое резкое солнечное изображение, какое дает полная апертура телескопа размером 10 см или больше. Чем меньше ненужного света попадет в ваш телескоп, тем в большей безопасности будете и вы, и телескоп.

Солнце — потрясающий объект для наблюдения! Этот постоянно меняющийся горячий газовый шар может очень многое дать осторожному наблюдателю. Если принимать необходимые меры предосторожности (см. предыдущий раздел), то можно проводить наблюдения самостоятельно. В дополнение к наблюдению Солнца с помощью проекционного метода или телескопов, оснащенных солнечными фильтрами, можно также посетить Web-сайты, на которых представлены впечатляющие, профессионально сделанные изображения. В данном разделе я расскажу о некоторых способах, которые вам подойдут для самостоятельного наблюдения Солнца.

Когда вы будете уверены в том, что научились наблюдать Солнце безопасно для себя, — т. е. используя проекционный метод или телескоп, оснащенный солнечным фильтром, можете приступать к наблюдению солнечных пятен по следующему плану.

 Наблюдайте Солнце как можно чаще.

 Отмечайте размер и расположение пятен и групп пятен на солнечном диске. Некоторые солнечные пятна выглядят как крохотные темные точки. Если даже в мощный телескоп обсерватории эти объекты выглядят как маленькие темные точки, то они называются порами. Но если пятно достаточно большое, то вы сможете различить его отдельные участки. Темная часть в центре называется тень (umbra), а окружающая область, которая темнее солнечного диска, но светлее тени, — это полутень (penumbra).

 Зарисуйте схему движения солнечных пятен по мере совершения Солнцем одного полного оборота, который оно делает от 25 дней (на экваторе) до примерно 35 дней (на полюсах). Да, Солнце на разных широтах вращается с разными скоростями; это одна из многих его тайн и неожиданных свойств.

 В Web можно найти самые последние или недавние профессиональные фотографии солнечного диска и солнечных пятен (то, что астрономы называют фотографией в белом свете; весь видимый свет Солнца — это белый свет). Очень хороший в этом отношении сайт итальянской астрофизической обсерватории в Катании по адресу http://woac.ct.astro.it/. Астрономы этой обсерватории называют количество солнечных пятен числом Вульфа в честь знаменитого астронома, занимавшегося изучением Солнца. На этом сайте есть таблицы количества солнечных пятен и их групп, а также фотографии Солнца. Изучая эти фотографии, вы попрактикуетесь в определении групп и подсчете солнечных пятен.

 Когда вы станете опытным астрономом и научитесь фотографировать в телескоп небесные объекты, попробуйте сфотографировать также Солнце. Надеюсь, вас вдохновят снимки, сделанные в обсерватории Маунт-Вилсон, в которой занимаются фотографированием Солнца с 1905 года. Оцените потрясающую фотографию силуэта самолета на фоне пятнистого Солнца, а также фотографию самой большой группы солнечных пятен изо всех, когда-либо сфотографированных, начиная с 7 апреля 1947 года. Если вам повезет настолько, что вы увидите группу солнечных пятен размером хотя бы в половину этой, то, вероятно, она будет видна через солнечный фильтр и телескоп вам даже не понадобится. Фотографии Солнца в белом свете, сделанные в обсерватории Маунт-Вилсон, можно посмотреть по адресу http://physics.use.edu/solar/direct.html.

Лучший способ ежедневно наблюдать самую внешнюю, самую изменчивую и самую красивую зону Солнца, т. е. корону, — это следить за изображениями, сделанными с помощью спутников и опубликованными на Web-сайтах, указанных в предыдущем разделе.

Но непосредственное, "живое" наблюдение короны — это зрелище, в котором не стоит себе отказывать. Достаточно сказать, что это одно из самых красивых и захватывающих природных явлений. Поэтому многие астрономы-любители годами копят деньги, чтобы потратить их на великое путешествие для наблюдения солнечного затмения. И профессиональные астрономы тоже ищут способы попасть в ту точку Земли, где будет наблюдаться полное солнечное затмение, несмотря на все свои спутники и космические телескопы.

Бывает частичное (partial), кольцеобразное (annular) и полное (total) затмения (eclipse) Солнца (рис. 10.5). Конечно, самое потрясающее зрелище — полное затмение, но некоторые кольцеобразные затмения тоже стоят того, чтобы отправиться в путешествие. Во время кольцеобразного затмения вокруг контура Луны видно тонкое светлое кольцо фотосферы. Частичное затмение — не то, ради чего я проехал бы сотни километров, поскольку нельзя увидеть хромосферу или корону. Но, конечно, если такое затмение произойдет там, где вы живете, то зачем упускать случай попрактиковаться? В конце концов, первая и последняя стадия полного или кольцеобразного солнечного затмения — это частичные затмения! Поэтому вы должны уметь наблюдать и эти стадии тоже.

Рис. 10.5. Что происходит во время затмения Солнца

Наблюдение полного солнечного затмения

Чтобы наблюдать частичное затмение или частичные фазы полного солнечного затмения, используйте Solar Skreen или другие солнечные фильтры, которые я описывал в предыдущем разделе. Затмение можно наблюдать в бинокль или телескоп, оснащенные таким фильтром, либо через фильтр, если держать его перед глазами.

Полное затмение обычно начинается с частичной фазы. Сначала происходит первый контакт (first contact), когда край Луны наползает на край Солнца. Теперь наблюдатель видит частичное затмение Солнца; это значит, что он находится в полутени или более светлой внешней части тени Луны. Во время второго контакта (second contact) движущийся вперед край Луны достигает противоположного края Солнца, так что теперь Солнце полностью закрыто. Вы стали свидетелем полного затмения и находитесь в темной тени, или центральной тени Луны. В этот период можно опустить солнечный фильтр или бинокль с фильтром и просто, не отрываясь, смотреть (не рискуя повредить зрение) на фантастическое зрелище полного солнечного затмения. Но когда период полного затмения пройдет, не смотрите пристально на Солнце без фильтра.

Корона формирует вокруг Луны яркое белое гало, из которого иногда на запад и восток простираются длинные "языки". С южной и северной стороны лимба Луны, а также вокруг всего лунного диска можно увидеть тонкие яркие полярные лучи. Ищите маленькие ярко-красные точки — это солнечные протуберанцы, видимые невооруженным глазом в краткие моменты затмения. Во время пика 11-летнего цикла солнечной активности корона обычно круглая, но в периоды минимума пятнообразования она вытянута с востока на запад. Нужно отметить, что во время каждого затмения форма короны разная.

 Некоторые люди снимают солнечные фильтры со своих биноклей и телескопов и наблюдают полное солнечное затмение через эти инструменты, не пользуясь фильтрами. Это очень опасно, если:

 вы снимаете фильтр слишком рано, до того как Солнце действительно войдет в фазу полного затмения;

 вы смотрите без фильтра слишком долго (очень простой способ нарваться на неприятности) и продолжаете смотреть сквозь оптический инструмент без фильтра и тогда, когда Солнце уже начинает появляться из-за Луны.

 Предупреждаю! Не советую смотреть на Солнце через бинокль или телескоп без фильтра даже во время фазы полного солнечного затмения, если вы не находитесь под непосредственным контролем специалиста. Например, иногда опытный руководитель группы, совершающей путешествие для наблюдения затмения, использует звукоусилительную аппаратуру (микрофон, усилитель, динамик), компьютерные вычисления и собственные "ноу-хау", чтобы объявлять группе, когда можно смотреть на солнечное затмение без фильтра, а когда нужно прекратить это делать, дает советы и предостерегает.

На собственном (горьком) опыте я знаю, что самый простой способ нанести себе вред — это прильнуть к биноклю или телескопу, чтобы посмотреть еще "только пару секундочек", в то время как тонкий и яркий краешек солнечного диска уже начинает выходить из-за Луны. Этот тонкий краешек не заставит вас немедленно отвести взгляд, потому что он не кажется особенно ярким. Но вы не отдаете себе отчет, что инфракрасные лучи от этой маленькой части солнечного диска повреждают ваше зрение, не слепя вас и не вызывая мгновенной боли. Всего через несколько минут (или еще быстрее) вы начнете ощущать боль. Но будет поздно: зрение уже повреждено.

 Такое яркое, что нужно носить солнцезащитные очки

Компания Rainbow Symphony, Inc. из Реседы, штат Калифорния, — это известный производитель солнечных фильтров, вставленных в недорогую оправу для очков (это похоже на очки для просмотра стереоскопических фильмов). Кстати, компания Rainbow продает также стереоскопические очки, но для наблюдения затмения они не помогут. Компания производит продукцию под названием Eclipse Shades. Эти очки достаточно недороги, поэтому советую приобрести их каждому члену вашей компании, даже если вы покупаете более дорогие солнечные фильтры для своих оптических инструментов. Обычно организаторы туров и круизов для наблюдения затмения распространяют специальные очки, но они не всегда так удобны, как Eclipse Shades. Более подробно об этих очках вы можете узнать на Web-сайте компании Rainbow Symphony по адресу www.rainbowsymphony.com/soleclipse.html.

Соблюдайте меры предосторожности, следуйте всем инструкциям, не смотрите прямо на Солнце без фильтра — и тогда вы с нетерпением будете ожидать новых и новых полных затмений Солнца!

Поиск полос тени и четок

Еще одна причина, по которой не следует смотреть на Солнце во время фазы полного затмения через оптические инструменты, состоит в том, что в это время можно увидеть в небе много интересного невооруженным глазом.

 Прямо перед фазой полного затмения так называемые полосы тени (shadow bands) — мерцающие малоконтрастные узоры темных и светлых полос — могут пробегать по земле или по палубе вашего корабля. Это оптические эффекты, порождаемые в атмосфере Земли, когда от яркого солнечного диска затмевающая его Луна оставляет только последнюю маленькую частичку, но когда она еще не затмила его полностью.

 Четки Бейли[29] (Baily's Beads) — это еще одно удивительное, но быстротечное зрелище, которое происходит во время фазы полного затмения. Всего на несколько мгновений до и после фазы полного затмения на краю лунного диска появляются яркие точки ("четки"), когда солнечный свет проходит между горами или краями кратеров Луны.

 И не забывайте наблюдать за дикими животными (а также домашними, если будет такая возможность). Куры возвращаются в курятник, коровы — в хлев и т. д. Во время одного затмения в XIX веке астрономы установили свои инструменты в хлеву и направили телескопы наружу через дверь. Как же они удивились, когда во время фазы полного затмения коровы вернулись домой!

Во время фазы полного затмения посмотрите на темное небо вокруг Солнца. Это редкая возможность увидеть звезды днем. В специальных статьях, публикуемых в астрономических журналах или на Web-сайтах, обычно сообщают, какие звезды и планеты искать. Вы можете также узнать это самостоятельно, введя дату и время затмения в программу-планетарий и выбрав режим отображения неба в том месте Земли, где вы собираетесь наблюдать затмение.

Путь полного затмения

В конце фазы полного затмения наступает третий контакт, когда ведущий краешек Луны выходит за пределы солнечного диска. Теперь вы снова находитесь в полутени и наблюдаете частичное затмение. Четвертый, или последний контакт происходит, когда ведомый краешек Луны сползает с солнечного диска. Увы, затмение закончилось.

Все затмение, от первого до последнего контакта, может продолжаться несколько часов, но самая интересная часть, фаза полного затмения, длится от одной до семи минут или чуть больше.

И есть только одно место на пути полного затмения — следа центра тени Луны на поверхности Земли, — где продолжительность полного затмения наибольшая. Во всех других местах на этом пути фаза полного затмения короче. Конечно, место, где затмение имеет максимальную продолжительность, может находиться не там, где прогноз погоды наилучший, или не там, куда легко и безопасно добраться. Поэтому очень важно планировать "путешествие за затмением" заранее. В любом хорошем месте все номера в отелях, автомобили напрокат и т. д. будут заказаны по меньшей мере за один или даже за два года до затмения.

Чтобы спланировать путешествие для наблюдения затмения, выберите в табл. 10.1 подходящее затмение и начинайте искать оптимальный способ увидеть его.

 За несколько лет до затмения в астрономических журналах начнут появляться статьи с информацией о прогнозах погоды в месте затмения и о том, как наблюдать его в различных точках земного шара. Читайте Web-сайты журналов Sky & Telescope и Astronomy. Ищите объявления об организации "путешествий за затмением" в журналах и в Web. Самые надежные прогнозы о затмениях можно найти на Web-сайте NASA, посвященном затмениям, по адресу sunearth.gsfс. nasa.gov/eclipse.

Удачи!

Самые важные категории звезд соответствуют последовательным этапам их жизненных циклов: дети, взрослые, пожилые и умирающие. (Что? А подростки? Вселенная отказалась от категории "молодежь" после ее ужасных разгульных выходок!) Конечно, ни один астрофизик, имеющий степень Ph. D. (д-ра философии), не будет использовать такие простые термины. Поэтому астрономы называют эти типы звезд так: молодые звездные объекты (YSO), звезды главной последовательности, красные гиганты и звезды, находящиеся на завершающих этапах своей эволюции соответственно. (Наверное, вам будет приятно узнать, что ни одна звезда не умирает полностью; как правило, она переходит в новое состояние, завершающее ее эволюцию, и становится белым карликом или черной дырой.)

Перечислим этапы жизненного цикла нормальной звезды примерно такой же массы, как у Солнца.

1. Звезда "рождается", когда газ и пыль в холодной туманности сжимаются, формируя молодой звездный объект (YSO).

2. Сжимаясь, звезда разгоняет остатки породившего ее облака и начинаются реакции горения водорода. Другими словами, происходит ядерный синтез (об этом подробнее говорилось в главе 10).

3. По мере постепенного сгорания водорода звезда переходит в разряд главной последовательности (об этом этапе жизни звезд я расскажу позже в этой главе).

4. Когда звезда израсходует весь водород в своем ядре, начнется горение водорода, содержащегося в оболочке (большой внешний слой, окружающий ядро).

5. Энергия, выделяющаяся при горении водорода оболочки, приведет к тому, что звезда станет ярче и расширится. Звезда станет больше, холоднее и приобретет красный оттенок, т. е. превратится в так называемый красный гигант.

6. Звездные ветры, овевающие звезду, постепенно оторвут от нее внешние слои, которые сформируют планетарную туманность вокруг остатка горячего звездного ядра.

7. Туманность расширяется и рассеивается в космосе, и от звезды остается только маленькое горячее ядро.

8. Это ядро, которое теперь называется белым карликом, постепенно остывает и угасает навсегда.

У звезд с массой, намного большей, чем у Солнца, другой жизненный цикл. Вместо того чтобы породить планетарную туманность и превратиться в умирающего белого карлика, они взрываются как сверхновые и в конце концов после них остаются нейтронные звезды или черные дыры. Причем происходит это довольно быстро. Продолжительность жизни Солнца должна составить примерно 10 миллиардов лет, а звезда, масса которой в 20–30 раз превышает массу Солнца, взорвется всего через несколько миллионов лет после своего рождения.

А у звезд с массой, намного меньшей, чем у Солнца, другая судьба. Они начинают как YSO, затем присоединяются к главной последовательности звезд и навсегда остаются красными карликами. В основе всех описанных фактов лежит фундаментальный принцип астрофизики: чем больше масса, тем быстрее выгорает ядерное топливо и тем короче жизнь звезды. И, наоборот, чем меньше масса, тем медленнее происходит процесс сгорания водорода и тем дольше живет звезда.

К тому времени, когда Солнце исчерпает весь водород своего ядра, ему будет по меньшей мере 9 миллиардов лет. А у красного карлика водород сгорает так медленно, что такое положение сохраняется почти навечно (с практической точки зрения).

В последующих разделах мы более подробно рассмотрим этапы жизненного пути звезд.

 Молодые звездные объекты (YSO) — это новорожденные звезды, которые еще окружены шлейфом породивших их облаков или тянут его за собой. К ним относятся звезды типа Т Тельца, названные по имени первой найденной звезды этого типа — Т из созвездия Тельца; и объекты Хербига-Аро (Herbig-Haro, сокращенно Н-Н), названные в честь двух открывших их астрономов[30]. (На самом деле объекты Н-Н — это сверкающие газовые шары, выброшенные в противоположных направлениях от самой молодой звезды, которая обычно не видна, так как ее скрывает пыль из породившего ее облака.) YSO можно обнаружить в районах молодых звезд, которые астрономы называют районами НП, например, в туманности Ориона (рис. 11.1), где за последние пару миллионов лет родились сотни звезд.

Звезды главной последовательности, к которым относится Солнце, отбрасывают породившие их облака и ярко светят в небе благодаря реакциям ядерного синтеза (т. е. превращению водорода в гелий), идущим в их ядрах (более подробно о реакциях ядерного синтеза на Солнце говорилось в главе 10). В прежние времена астрономы классифицировали звезды, еще не зная и не понимая различий между ними, поэтому звезды главной последовательности также называют карликами (dwarfs). Так и получилось, что звезду главной последовательности называют карликом, даже если ее масса в 10 (или даже больше) раз превышает массу Солнца.

Когда астрономы и авторы научно-популярных статей говорят "нормальные звезды", они, как правило, имеют в виду звезды главной последовательности. Когда они пишут о "солнце-подобных" звездах, то имеют в виду звезды главной последовательности примерно такой же массы, как у Солнца (больше или меньше не более чем в 2 раза).

Самые малые звезды главной последовательности — это красные карлики (red dwarfs), которые имеют тусклый красный оттенок.

У красных карликов малая масса, но их великое множество. Подавляющее большинство звезд главной последовательности — это красные карлики. Они — как мелкие мошки, которые окружают вас со всех сторон, но едва заметны. Красные карлики настолько тусклые, что даже ближайшую звезду этого типа, Проксиму Центавра (ближайшая к Солнцу звезда), нельзя увидеть без телескопа.

Красные гиганты (red giant) — это звезды совершенно другого типа; они намного больше Солнца. Диаметр некоторых из них примерно равен диаметру орбиты Венеры или даже орбиты Земли. Они представляют собой более поздний этап жизни звезд промежуточной массы (т. е. имеющих массу от чуть меньшей массы Солнца до превышающей ее в несколько раз), после того как она выйдет из категории главной последовательности ("перерастет" ее).

У красного гиганта сгорание водорода происходит не в ядре, а в сферической области сразу за пределами ядра, которая называется слоем водородного горения. У такой звезды водород не может сгорать в ядре, потому что весь ее водород ядра уже выгорел и в результате реакций ядерного синтеза превратился в гелий. Звезды, масса которых намного превышает массу Солнца, не становятся красными гигантами; они раздуваются настолько, что мы называем их красными сверхгигантами (red supergiant). Типичный красный сверхгигант в тысячу или в две тысячи раз больше Солнца; он велик настолько, что может простираться за орбиту Юпитера или даже Сатурна, будь он на месте Солнца.

Завершающий этап звездной эволюции — это вежливый термин для обозначения этапа жизни звезд, чьи лучшие годы далеко позади. Этим термином называют такие объекты:

 белые карлики;

 центральные звезды планетарных туманностей;

 нейтронные звезды;

 сверхновые звезды;

черные дыры.

Чем больше, тем реже

Участники программы SETI (подробности — в главе 14) не направляют свои радиотелескопы на массивные звезды, чтобы обнаружить радиосигналы от развитых цивилизаций. Дело в том, что массивные звезды взрываются и умирают после настолько короткой жизни, что трудно представить, чтобы на любой из окружающих их планет за это время успела развиться жизнь.

Массивные звезды встречаются гораздо реже, чем звезды малой массы. Чем массивнее звезды, тем их меньше. Поэтому в конце концов, когда существующие звезды постареют и исчерпаются порождающие облака новых звезд, Млечный Путь будет состоять, в основном, только из двух типов звезд. Это будут красные карлики, которые живут практически вечно (во всяком случае, очень долго по сравнению с другими), и белые карлики, которые ведут себя примерно так же, но постепенно угасают. Да, будет много нейтронных звезд и черных дыр, но, поскольку они представляют собой остатки более массивных звезд, их будет немного по сравнению с количеством красных и белых карликов, которыми станут представители самых многочисленных типов звезд главной последовательности.

Звезды — как люди, если говорить о том, что самые большие из них (например, ростом 2,20 м, как голландский баскетболист Рик Смите) встречаются очень редко.

Белые карлики

Белые карлики (white dwarfs) на самом деле могут быть голубыми, белыми, желтыми или даже красными, в зависимости от того, насколько они горячие. Они представляют собой остатки солнцеподобных звезд и похожи на старых генералов, которые, по словам генерала Дугласа Мак-Артура[31], не умирают, а просто угасают.

Белый карлик похож на тлеющий уголек из костра, который вы только что загасили. Он еще горячий, хотя больше не горит. Он будет угасать целую вечность по мере остывания. Белые карлики — это компактные звезды, так как они маленькие и очень плотные. Типичный белый карлик может иметь такую же массу, как у Солнца, но при этом по размерам быть чуть больше (или даже не больше) Земли. Белые карлики практически не видны. Это самые распространенные звезды после красных карликов, но даже ближайший к Земле белый карлик слишком тусклый, чтобы его можно было увидеть без телескопа. В белом карлике так много вещества упаковано в малом объеме, что "чайная ложка белого карлика" весила бы на Земле около тонны. Вот что по этому поводу говорится в университетском учебнике Jeffrey Bennett, Megan Donahue, Nicholas Schneider, Mark Voit, The Cosmic Perspective (Addison-Wesley Publishing Company, 1999): "Две игральные кости, сделанные из материала белого карлика, весили бы пять тонн, т. е. как три автомобиля". Попробуйте-ка сыграть в такие кости!

Центральные звезды планетарных туманностей

Центральные звезды планетарных туманностей — это малые звезды, находящиеся в центре небольших красивых туманностей, таких как знаменитая Кольцевая туманность (Ring Nebula) в созвездии Лиры, показанная на цветной вклейке в этой книге.

Центральные звезды планетарных туманностей во многом похожи на белых карликов и действительно превращаются в них, если еще не стали ими. Так что они тоже представляют собой остатки солнцеподобных звезд. Туманности, состоящие из газа, выброшенного из звезды, расширяются, угасают, рассеиваются и в конце концов оставляют после себя звезды, которые уже не являются центрами чего-либо, — теперь они просто белые карлики.

Нейтронные звезды

Нейтронные звезды очень малы, даже меньше белых карликов, но зато они весят больше их. (Точнее, они превосходят их по массе. Вес — это сила, с которой планета или другое тело действует на объект определенной массы. Ваш вес на Луне, Марсе или Юпитере будет отличаться от вашего веса на Земле, хотя ваша масса при этом останется неизменной.)

Нейтронные звезды — как Наполеон: рост маленький, но недооценивать не стоит. Диаметр типичной нейтронной звезды — всего один-два десятка километров, но зато ее масса в полтора-два раза превосходит массу Солнца. "Чайная ложка нейтронной звезды" весила бы на Земле около миллиарда тонн. Авторы книги The Cosmic Perspective подсчитали, что "обрывок бумаги, сделанный из материала нейтронной звезды, весил бы больше Эвереста".

Некоторые нейтронные звезды называют пульсарами (pulsars). На рис. 11.2 показана Крабовидная туманность, в центре которой находится пульсар.

Рис. 11.2. Крупный план Крабовидной туманности (сверху); стрелка указывает на пульсар, находящийся в центре этой туманности

Фотография любезно предоставлена NASA

Пульсар — это нейтронная звезда с высокой намагниченностью, которая быстро вращается и излучает пучки энергии (это могут быть радиоволны, рентгеновские лучи, гамма-лучи и/или видимый свет). Когда такие лучи проносятся мимо Земли, наши телескопы фиксируют кратковременные скачки излучения, которые мы называем импульсами, или пульсациями. Теперь вы понимаете, почему пульсары получили свое название. Частота вашего пульса говорит о том, насколько быстро бьется ваше сердце. А частота испускания лучей пульсаром говорит о том, насколько быстро он вращается. Эта частота может составлять несколько сотен раз в секунду или всего один раз за несколько секунд.

Сверхновые

Сверхновая (supernovae) — это мощнейший взрыв, в результате которого звезда полностью разрушается (рис. 11.3).

Рис. 11.3. Сверхновая в спиральной галактике М51

Фотография любезно предоставлена NASA

Сначала давайте познакомимся со сверхновой типа II. Сверхновая типа II (type II supernova) — это ослепительный, невероятной силы взрыв звезды, намного более массивной, крупной и яркой, чем Солнце. До взрыва это был красный сверхгигант и, возможно, даже достаточно горячий, чтобы его можно было назвать голубым сверхгигантом. Когда сверхгигант, какого бы цвета он ни был, взрывается, после него остается небольшой сувенир на память — нейтронная звезда. Может произойти также сжатие звезды, причем настолько сильное, что после нее останется еще более странный объект — черная дыра.

Второй тип сверхновой, который особенно важен, — это тип Iа. Сверхновая типа Ia (type Ia supernova) даже ярче сверхновой типа II, и ее взрыв происходит вполне предсказуемо и закономерно. Наблюдая сверхновую типа Iа, астрономы по степени ее яркости могут определить, на каком расстоянии она находится. Чем тусклее выглядит сверхновая, тем она дальше. Поэтому астрономы используют сверхновые типа Iа для измерения расстояний во Вселенной и степени ее расширения. В 1998 году две группы астрономов, изучая тип Iа, обнаружили, что расширение Вселенной вовсе не замедляется, а наоборот, ускоряется. Это открытие заставило специалистов пересмотреть свои теории космологии и Большого Взрыва (подробности вы узнаете в главе 16).

У всех сверхновых типа Iа наблюдаются аналогичные картины взрывов, поскольку они представляют собой извержения в системах двойных звезд, когда газ от одной звезды стекает на другую (белый карлик), создавая внешний горячий слой, в результате чего накапливается что-то вроде критической массы и происходит взрыв. Когда есть критическая масса, происходит стандартный взрыв, а когда есть больше критической массы… подождите — нельзя получить больше критической массы, потому что звезда уже взорвется! Так что астрофизика не так уж сложна.

Черные дыры

Черные дыры (black holes) — объекты настолько плотные и компактные, что по сравнению с ними нейтронные звезды и белые карлики кажутся чем-то очень неплотным и разреженным, как "сахарная вата". В черных дырах в малом объеме упаковано так много вещества, что огромная сила гравитации не дает ничему, даже световым лучам, вырваться из них. По мнению физиков, то, что попало внутрь черной дыры, покинуло нашу Вселенную. Так что если вы вдруг попадете в черную дыру, можете послать нашей Вселенной прощальный поцелуй.

Увидеть свет, исходящий из черной дыры, невозможно, потому что свет из нее не может выйти наружу. Возникает вопрос: как же обнаружить черную дыру? Оказывается, ученые определяют черную дыру по ее воздействию на окружающее пространство. Вблизи черной дыры вещество раскаляется и хаотично движется с бешеной скоростью, но из него никогда ничего не образуется. В конце концов это вещество попадает в черную дыру "и — привет". И такая ситуация обусловлена мощнейшей гравитацией черной дыры.

Но на самом деле я слишком упрощаю: иногда некоторой части вещества, движущегося вокруг черной дыры, удается "спастись". Оно выбрасывается в мощных потоках на огромной скорости.

Ученые обнаруживают черные дыры так: они видят газ, вращающийся вокруг некоего участка, причем этот газ оказывается слишком горячим для обычных условий. Они обнаруживают потоки частиц высоких энергий, которым удалось ускользнуть из черной дыры. И наконец, ученые видят звезды, мчащиеся по орбитам с фантастической скоростью, как будто их приводит в движение чудовищная гравитация невидимого объекта огромной массы. Все это признаки черной дыры.

До апреля 1999 года, когда астрономы объявили об открытии третьего класса черных дыр — черных дыр промежуточной массы, — различали два типа черных дыр:

 черные дыры звездной массы;

 сверхмассивные черные дыры.

Черная дыра звездной массы (stellar mass black hole), как вы уже догадались, имеет массу звезды. А точнее, масса таких объектов варьируется примерно от трех до ста солнечных масс, хотя черные дыры с массой, соответствующей верхнему из указанных пределов, пока не обнаружены[32]. Эти черные дыры имеют примерно такой же размер, как нейтронные звезды. Черная дыра, масса которой примерно в 10 раз превышает солнечную, имеет диаметр около 60 км. Если бы можно было сжать Солнце до достаточно малого размера, так чтобы оно превратилось в черную дыру (к счастью, это вряд ли возможно), то его диаметр составил бы примерно 6 км. Черные дыры звездной массы образуются в результате взрыва сверхновых и, возможно, какими-то другими способами.

Сверхмассивные черные дыры (supermassive black hole) имеют массу от сотен тысяч до нескольких миллиардов масс Солнца. Как правило, они расположены в центре галактик. Например, в центре нашей родной галактики Млечный Путь находится черная дыра, которая называется Стрелец А* (заметьте, звездочка здесь — не ссылка на комментарий, а составная часть названия). Ее масса составляет примерно миллион солнечных масс. Наша Солнечная система совершает полный оборот вокруг этой черной дыры в центре Галактики примерно за 226 миллионов лет. Это последние данные, полученные с помощью радиотелескопа Very Long Baseline Array (система телескопов со сверхдлинной базой), состоящего из 10 радиотелескопов, расположенных на линии, протянувшейся по всей территории США, от Виргинских островов через Северную Америку и до Гавайских островов. Некоторые астрономы считают, что в центре каждой галактики или по крайней мере каждой галактики нормального размера находится черная дыра. По поводу карликовых галактик полной уверенности нет. Более подробно о сверхмассивных черных дырах я расскажу в главе 13.

Черным дырам промежуточной массы (intermediate mass black holes) их умное название досталось от специалистов, которые их открыли, но пока слабо представляют, что же они открыли. Одни ученые считают, что это "подростковый" этап развития будущих сверхмассивных черных дыр и их масса намного меньше той, которая у них будет в будущем. По мнению этих ученых, проглатывая все вокруг, они неизбежно в будущем приобретут огромную массу. Другие ученые полагают, что эти черные дыры — нечто совершенно особенное, но что? Конечно, очень хотелось бы это знать, но увы, пока данных недостаточно и необходимы новые исследования. Эти черные дыры имеют массу, примерно в 500-1000 раз превышающую массу Солнца.

По правде говоря, сверхмассивные черные дыры — это не звезды. И, скорее всего, не являются ими и черные дыры промежуточной массы. Но я все-таки решил уделить им немного внимания. Не зная о черных дырах, нельзя называть себя астрономом. Как только вы начнете выдавать себя за астронома, вам сразу начнут задавать всевозможные вопросы о черных дырах. А теперь угадайте, много ли вопросов вам зададут о звездах главной последовательности и о молодых звездных объектах?

Чтобы лучше понять, что представляют собой различные типы звезд, на основании данных наблюдений построим графики. Отложим значения звездной величины (или степени блеска) звезды по вертикальной оси, а цвет (или температуру) — по горизонтальной. Такой график называется диаграммой "цвет— звездная величина", или диаграммой Герцшпрунга-Ресселла, сокращенно H-R-диаграммой, в честь двух астрономов, которые первыми ее построили (рис. 11.4).

 У Герцшпрунга и Ресселла не было достаточной информации о цветах или температурах звезд, поэтому по горизонтальной оси первоначальной диаграммы они отложили значения спектральных типов. Спектральный тип (spectral type) — это параметр, присваиваемый звезде в зависимости от ее спектра. А спектр (spectrum) — это составляющие, на которые раскладывается свет звезды, проходя через призму или другое оптическое устройство в приборе под названием спектрограф.

Сначала астрономы понятия не имели, что представляют собой различные типы звезд, поэтому они просто группировали их вместе (именуя их тип А, тип В и т. д.) на основе сходства их спектров. Впоследствии астрономы поняли, что спектральные типы отражают температуры и другие физические условия в атмосфере звезд, где их свет выходит в космическое пространство. Как только ученые поняли, что означают цвета, они упорядочили спектральные типы в зависимости от температуры, а Герцшпрунг с Ресселлом построили диаграмму. При этом некоторые лишние типы они исключили.

Основные спектральные типы, отображенные на H-R-диаграмме, — это О, В, А, F, G, К, М, от самых горячих звезд до самых холодных. Студенты университетов запоминают эту последовательность букв с помощью следующей фразы: "Oh, be a fine girl (guy), kiss me"[33] (первые буквы этих слов составляют нужную аббревиатуру).

В табл. 11.1 перечислены общие свойства звезд каждого спектрального класса.

У каждого спектрального класса есть подразделения. Например, Солнце имеет спектр G2V, т. е. считается звездой типа G, немного более холодной, чем звезда типа G0 или G1, и немного более горячей, чем звезда типа G3. Но Солнце намного холоднее звезды типа К и считается карликом главной последовательности, на что указывает римская цифра "V". "V" называется классом светимости Солнца. Каждая звезда относится к некоторому классу светимости, который обозначается римской цифрой.

Сверхгиганты относятся к классам светимости I и II, гиганты — к классу III, а субгиганты (промежуточный этап между звездами главной последовательности и красными гигантами) — к классу светимости IV. Все красные карлики относятся к классу светимости V, а белые карлики — к классу D.

Сегодня можно найти H-R-диаграммы, которые отличаются по форме, но представляют одни и те же данные: относительные свойства звезд, определяемые их температурой и блеском.

Некоторые H-R-диаграммы откалиброваны, так что на них отображены действительные значения блеска или светимости звезд, а не видимые звездные величины или уровни блеска с точки зрения наблюдателя на Земле.

У звезды большей массы в ядре идут более интенсивные ядерные реакции и она выделяет больше энергии, чем звезда меньшей массы. Так что более массивная звезда главной последовательности ярче и горячее, чем менее массивная звезда главной последовательности. К тому же более массивные звезды больше по размерам. На основании этой информации можно вывести фундаментальное положение астрофизики, отраженное на H-R-диаграмме: масса определяет класс.

На H-R-диаграмме (см. рис. 11.4) звездные величины, соответствующие большему блеску (т. е. с меньшими числовыми значениями) находятся на диаграмме выше, спектральные классы горячих звезд — слева, а холодных — справа. Так что температура возрастает справа налево, а звездная величина — сверху вниз.

Если отобразить на H-R-диаграмме реальные данные наблюдений, где каждой точке соответствует одна звезда, это очень многое даст внимательному читателю.

 Многие или даже большинство звезд расположены в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого угла в правый нижний. Эта диагональная полоса соответствует главной последовательности звезд и все находящиеся в ней звезды — нормальные звезды типа Солнца, в ядрах которых происходят термоядерные реакции горения водорода.

 Некоторые звезды находятся в более широкой и разреженной, приблизительно вертикальной полосе, протянувшейся от диагональной полосы вверх и немного вправо (т. е. в сторону большего блеска и более низких температур). В этой полосе находятся красные гиганты.

 Небольшое количество звезд разбросано по всей верхней части диаграммы, Н слева направо. Это полоса сверхгигантов; слева находятся голубые, а справа — красные сверхгиганты (превосходящие голубые по численности).

 Еще немного звезд находится намного ниже диагональной полосы— внизу слева и в центре диаграммы. Это белые карлики.

Еще немного объяснений — и вы, как заправский астрофизик, будете знать, почему все эти звезды попадают в различные части диаграммы. Исследователи потратили десятки лет, чтобы это понять, а вы с помощью книги Астрономия для "чайников" получите все объяснения на блюдечке с голубой каемочкой. Для простоты мы рассмотрим калиброванную H-R-диаграмму, на которой все звезды отображены в соответствии с их истинным блеском.

Попробуйте ответить на вопрос: почему одна звезда ярче или тусклее другой? Блеск звезды определяют два простых фактора— температура и площадь поверхности. Чем больше звезда, тем больше у нее площадь поверхности, и каждый квадратный сантиметр этой поверхности излучает свет. Таким образом, чем больше квадратных сантиметров поверхности, тем больше света. Но возникает также вопрос о количестве света, которое излучает данный квадратный сантиметр поверхности. Горячие звезды ярче холодных, поэтому чем горячее звезда, тем больше света излучает каждый квадратный сантиметр ее поверхности.

Ну как, все понятно? А теперь разложим все по полочкам, применив эти знания к различным типам звезд.

 Белые карлики находятся в нижней части диаграммы, потому что они очень малы. Имея очень малую площадь поверхности (по сравнению с нормальными звездами, такими как Солнце), они просто не могут светить очень ярко. По мере угасания они сдвигаются по H-R-диаграмме вниз (поскольку становятся более тусклыми) и вправо (поскольку становятся холоднее). Их немного в правой части H-R-диаграммы, потому что холодные белые карлики настолько тусклые, что они обычно оказываются уже под осью абсцисс, и астрономы не могут ни увидеть многие из них, ни оценить их параметры.

 Сверхгиганты находятся в верхней части H-R-диаграммы, потому что они очень велики. Красный сверхгигант иногда больше, чем в 1000 раз превышает размер Солнца, так что если поместить его на место Солнца, то он может протянуться за орбиту Юпитера. Естественно, что с такой площадью поверхности сверхгиганты светят очень ярко.

То, что сверхгиганты находятся на диаграмме примерно на одинаковой высоте и слева, и справа, означает, что голубые сверхгиганты (расположенные слева) меньше красных (расположенные справа). Откуда нам это известно?

Голубые сверхгиганты потому голубые, что они горячее, а если они горячее, то каждый квадратный сантиметр их поверхности излучает больше света. Но, поскольку их звездные величины примерно одинаковы (все сверхгиганты находятся в верхней части диаграммы), у красных площадь поверхности должна быть больше. Только в этом случае они могут излучать такое же общее количество света, как и голубые, при том, что от каждого квадратного сантиметра поверхности красных исходит меньше света, чем у голубых.

 Звезды главной последовательности находятся на диагональной полосе, проходящей от верхнего левого угла диаграммы до правого нижнего, потому что у всех звезд главной последовательности происходит горение водорода в ядрах, независимо от их размера. Но различие в размерах звезд главной последовательности влияет только на то, где они находятся на H-R-диаграмме. Горячие звезды главной последовательности, которые находятся в левой части диаграммы, больше холодных звезд главной последовательности. Так что для горячих звезд главной последовательности характерны две особенности — у них больше площадь поверхности и каждый сантиметр их поверхности излучает больше света, чем у холодных звезд. А звезды главной последовательности, расположенные с правого края диаграммы, очень тусклые и холодные. Это красные карлики.

Около половины всех звезд двойные, причем эти двойные звезды — одного возраста, т. е. "рождены вместе". Звезды, которые рождаются вместе и которых во время образования из первичного облака объединяет взаимная гравитация, обычно так и остаются вместе. А то, что объединяет гравитация, мало что в космосе может разорвать. У "взрослой" звезды из двойной системы никогда не было другого партнера.

 Физическая двойная звезда (binary star) состоит из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра масс. Центр масс двух звезд, имеющих одинаковую массу, находится точно посредине между ними. Но если масса одной звезды в два раза больше массы другой, то центр масс находится ближе к звезде большей массы. Более того, он расположен в два раза дальше от звезды меньшей массы, чем от звезды большей массы. Если же одна звезда в три раза больше другой, то центр масс находится в три раза ближе к ней, чем к ее партнеру и т. д. Пару звезд можно сравнить с детьми на качелях (представьте себе доску, качающуюся на опоре). Чтобы уравновесить качели, более тяжелый ребенок должен сесть ближе к центру.

Оптическая двойная звезда (double star) — это две звезды, который с точки зрения наблюдателя на Земле кажутся очень близкими одна к другой. Некоторые из них действительно являются физическими двойными звездами, вращающимися вокруг общего центра масс. Но некоторые просто кажутся расположенными рядом наблюдателю с Земли, но на самом деле находятся на большом расстоянии одна от другой. У таких звезд нет ничего общего; они даже "не знакомы".

Оптическая тройная звезда (triple star) — это три звезды, которые кажутся расположенными рядом и, как и в предыдущем случае, могут действительно быть членами тройной звездной системы (triple star system) или находиться очень далеко одна от другой. А тройная звезда, аналогично двойной, состоит из трех звезд, которых удерживает вместе взаимная гравитация и которые вращаются вокруг общего центра масс.

Здесь кстати может быть сравнение со счастливой супружеской жизнью. "Третий — лишний" — вот самое распространенное объяснение нестабильности романтических отношений, в которые вмешивается третий человек. То же самое верно и по отношению к тройной звезде: на самом деле она состоит из прочной пары (или двойной звезды) и третьей звезды, которая движется по гораздо большей орбите. Если бы все три звезды находились рядом, то их гравитационное взаимодействие носило бы хаотичный характер и группа очень быстро распалась бы так, что по меньшей мере одна звезда улетела бы, чтобы никогда не вернуться. Поэтому тройная звезда — это, в сущности, двойная система, один член которой на самом деле представляет собой очень прочную звездную пару.

Четверная звезда (quadruple stars) часто представляет собой систему "два на два", т. е. состоит из двух прочных двойных звездных систем, каждая из которых вращается вокруг общего для четырех звезд центра масс.

Кратная звезда (multiple star) — это собирательное название для всех звездных систем, в которых больше двух членов, т. е. для тройных, четверных звезд и т. д. И на каком-то этапе становится уже трудно различить звездную систему большой кратности от малого звездного скопления. Получается, что в сущности, это одно и то же.\\

Зависимость орбитальных скоростей членов двойной звездной системы от их масс — вот что вызывает большой интерес к ним со стороны астрономов. У нас есть множество теорий о массах различных типов звезд, но мало способов их проверить. Что поделаешь, так мало способов взвесить звезду! Но, к счастью, астрономы так легко не сдаются. Они научились определять массу звезд, изучая двойные системы и используя простое физическое свойство наблюдаемого источника света.

 Если масса одной звезды в три раза больше массы другой, то она движется по своей орбите в двойной системе со скоростью, в три раза меньшей скорости звезды-партнера. Поэтому, чтобы узнать относительные массы звезд (т. е. во сколько раз одна тяжелее другой), достаточно измерить их скорости. Только в очень редких случаях удается непосредственно следить за движением звезд, поскольку большинство двойных звезд настолько удалены, что мы не можем наблюдать за их перемещением по орбите. Но даже на большом расстоянии можно изучить спектр света, излучаемого двойной звездой. В этом спектре могут быть линии обеих звезд двойной системы.

Увы, не все звезды, как говорил Шекспир, так же "постоянны, как Полярная". Но на самом деле Полярная звезда вовсе не постоянна. Это переменная звезда, т. е. такая, блеск которой время от времени меняется. В течение многих лет астрономы думали, что они знают причину изменений блеска Полярной звезды. Казалось, она становилась немного ярче, а затем немного тусклее, и все это повторялось снова и снова. Но затем ожидаемые изменения, хм! тоже изменились. Это изменение закономерности может означать произошедшее со временем физическое изменение, и в настоящее время ученые пытаются понять, что это означает.

Переменные звезды делятся на два основных типа.

 Физические переменные звезды (intrinsic variable stars) — те, изменение блеска которых вызвано физическими процессами, происходящими в самих звездах.;

Они подразделяются на три основные категории:

• пульсирующие звезды;

• вспыхивающие звезды;

• эруптивные (взрывные) звезды.

 Существуют также переменные звезды (extrinsic variable stars), изменение, блеска которых вызвано какими-то внешними причинами. Они подразделяются на две основные категории:

• затменные звезды;

• звезды с эффектом микролинзирования.

Пульсирующие звезды расширяются и сжимаются, становясь больше и меньше, горячее и холоднее, ярче и тусклее. Физические свойства этих звезд таковы, что они просто переходят из одного состояния в другое и обратно, как будто совершают некие колебания или пульсируют, совсем как бьющиеся в небе сердца.

Вспыхивающие звезды — это маленькие красные карлики, на которых происходят сильные взрывы, подобные вспышкам на Солнце, но только более мощные. Большинство вспышек на Солнце нельзя увидеть без помощи специальных цветных фильтров, поскольку свет от вспышки — это всего лишь крохотная доля общего света Солнца. Только очень редкие крупные вспышки "белого света" можно увидеть на Солнце без специального фильтра. (Но по-прежнему необходимо использовать метод проекции или фильтр для безопасного наблюдения, о чем подробно говорилось в главе 10.) Но взрывы на вспыхивающих звездах настолько яркие, что при этом заметно изменяется звездная величина звезды в целом. Не для всех красных карликов характерны эти частые взрывы, но, например, Проксима Центавра, ближайшая к нашему Солнцу звезда, — вспыхивающая.

Взрывы новых и сверхновых звезд настолько сильны, что я не хочу смешивать их со вспыхивающими звездами.

Новые звезды

Новые звезды взрываются после постепенного накопления вещества на белом карлике, входящем в состав двойной звездной системы, как на сверхновых типа Iа, о которых уже говорилось в этой главе. Но только в данном случае белый карлик не разрушается. Во время взрыва он просто сбрасывает накопившуюся верхнюю оболочку, затем возвращается в первоначальное "спокойное" состояние и снова начинает получать вещество от своего "партнера" по двойной системе, накапливая его на поверхности. Мощная гравитация белого карлика сжимает и нагревает этот поверхностный слой и по прошествии столетий или тысячелетий снова сбрасывает его! По крайней мере теория именно такова. Увы, еще никому не удавалось прожить так долго, чтобы дважды увидеть взрыв обычной, или классической, новой звезды. Но существуют аналогичные двойные системы, взрывы в которых не такие мощные, как у классических новых звезд, но зато они повторяются достаточно часто, так что астрономы-любители могут наблюдать за ними, объявить об открытии нового взрыва и вдохновить профессиональных астрономов на изучение данного явления. Эти объекты известны под разными названиями, такими как карликовая новая звезда (dwarf nova) и системы типа AM Геркулеса[36] (AM Herculis systems).

Классические новые звезды, карликовые новые звезды и подобные им объекты имеют собирательное название катастрофические переменные звезды (cataclysmic variables).

Существуют достаточно яркие новые звезды, которые можно увидеть невооруженным глазом примерно раз в 10 лет (± пару лет). Я изучал одну такую из созвездия Геркулеса во время работы над докторской диссертацией в 1963 году. Если бы она не взорвалась как раз в нужный момент, то, возможно, мне пришлось бы искать другую тему диссертации. А совсем недавно, в 1999 году, астрономы обнаружили яркую новую звезду в созвездии Парусов.

Сверхновые звезды

Сверхновые звезды, взрываясь, выбрасывают в космическое пространство большую часть своей массы. Из этого вещества формируется туманность, называемая остатками сверхновой (supernova remnants), и эти остатки на огромной скорости разлетаются во всех направлениях (рис. 11.5). Туманность сначала состоит из вещества взорвавшейся звезды, но никак не из вещества того, что после нее осталось, т. е. центрального объекта, будь то нейтронная звезда или черная дыра. Но по мере перемещения в космическом пространстве эта туманность подбирает по пути межзвездный газ, точно так же как лопасть снегоочистителя собирает снег. Так что через несколько тысяч лет остатки сверхновой состоят из собранного по пути газа в большей степени, чем из осколков взорвавшейся звезды.

Рис. 11.5. Часть Петли Лебедя, остатка сверхновой

Фотография любезно предоставлена NASA

Сверхновые звезды невероятно яркие, но это довольно редкое явление. По оценкам астрономов, в галактике Млечный Путь сверхновая появляется каждые 25-100 лет, но мы не были свидетелями вспышки сверхновой в своей родной галактике со времени Звезды Кеплера в 1604 году, еще до изобретения телескопа. Вероятно, были и другие случаи, но вспышки скрывали пылевые облака галактики. Огромная южная звезда η Киля выглядит так, как будто она вот-вот станет сверхновой галактики Млечный Путь. Но имейте в виду, что "вот-вот" на языке астрономов означает, она может взорваться в любой момент — в пределах следующего миллиона лет.

Затменно-двойные звезды — это двойные системы, блеск которых не меняется (если только одна из двух звезд не окажется пульсирующей, вспыхивающей или переменной звездой другого типа), но которые наблюдателю на Земле кажутся переменными звездами. Причина в том, что орбитальная плоскость этой системы — т. е. плоскость, в которой лежат орбиты обеих звезд двойной системы, — ориентирована таким образом, что в ней лежит также линия прямой видимости двойной системы с Земли.

 Если орбитальные периоды обеих звезд двойной системы равны 4 дням, то каждые 4 дня более массивная звезда этой системы, обычно называемая "А", проходит прямо перед другой звездой, с точки зрения наблюдателя с Земли. Это преграждает путь к нам всему свету или большей его части, идущему от звезды "В" (в зависимости от того, звезда "В" больше или меньше звезды "А"; иногда менее массивная звезда больше своего более тяжелого партнера), поэтому двойная звезда выглядит более тусклой. Такое явление называется звездным затмением. А спустя 2 дня после этого затмения звезда "В" пройдет перед звездой "А", и снова произойдет затмение.

 Иногда звезда, которая находится далеко от Земли, проходит точно перед другой звездой, которая находится еще дальше. Эти две звезды совершенно не связаны, и могут быть на расстоянии тысяч световых лет одна от другой. Но гравитация звезды, проходящей впереди, искривляет лучи света, идущие от звезды сзади, так что эта далекая звезда в течение нескольких дней или недель кажется нам, на Земле, гораздо более яркой. Этот эффект следует из общей теории относительности Эйнштейна и действительно подтверждается практикой, так как регулярно наблюдается. Он называется гравитационным линзированием (gravitational lensing). Когда "линза" или тело, гравитация которого искривляет световые лучи, — это просто звезда, данный эффект называют микролинзированием (microlensing). А когда лучи искривляет гравитация целой галактики или еще более масштабного объекта, то слово линзирование (lensing) употребляют без приставки "микро".

Ясной летней или зимней ночью вы наверняка видели широкую полосу, протянувшуюся через все небо. Это и есть Млечный Путь.

"Молочная река, текущая через Вселенную". Что ж, такая трактовка Млечного Пути была не лучше и не хуже других до 1610 года, когда Галилей разглядел его в телескоп. Он обнаружил, что Млечный Путь не имеет с молоком ничего общего; что он состоит из колоссального количества тусклых звезд, которые объединяются в одно огромное расплывчатое облако. Таким образом, телескоп позволил значительно продвинуться в деле изучения космоса в целом и Млечного Пути в частности.

Как я объясняю в этой главе, галактики — это основные структурные элементы ("кирпичики") Вселенной, и Млечный Путь среди них — "кирпичик" очень приличного размера. Он содержит почти все, что можно увидеть невооруженным глазом, и очень много такого, что увидеть нельзя, — от Земли и Солнечной системы до звезд из окрестностей Солнца, видимых звезд созвездий и всех звезд, которые вместе создают в ночном небе картину молочной реки. Помимо этого, Млечный Путь содержит почти все туманности, которые можно увидеть без телескопа, и множество других, которые невооруженным глазом увидеть не получится.

Млечный Путь — это большая галактика! Помимо отдельных звезд, он содержит сотни звездных скоплений, таких как Плеяды и Гиады в созвездии Тельца, а также множество других.

Млечный Путь— это спиральная галактика. Она содержит состоящую из миллиардов звезд структуру в форме блина (галактический диск, galactic disk), у которой есть спиральные рукава (или ветви). По форме эти рукава можно сравнить со струями воды, вылетающими из вращающейся системы для поливки газонов. В них множество ярких, молодых, голубых и белых звезд и газовых облаков. Спиральные рукава галактического диска усеяны группами молодых горячих звезд (которые называются ассоциациями, associations); здесь много также светлых и темных туманностей. Между рукавами находятся межрукавные пространства (увы, не все астрономические термины удачны и легки для запоминания).

Где и когда лучше наблюдать Млечный Путь

В былые времена все видели и знали Млечный Путь, но теперь все изменилось. Сегодня многие люди не видят и не знают его, потому что живут в городах или пригородах, где яркие огни мешают хорошей видимости Млечного Пути.

Чтобы увидеть Млечный Путь без "светового загрязнения" (уличным освещением и т. д.), нужно во время отпуска отправиться в горы или на море. Там небо будет намного темнее, чем в городе, и вы сможете в полной мере насладиться невыразимой красотой космоса! Полная Луна тоже мешает наблюдению Млечного Пути, поэтому постарайтесь так спланировать свой отпуск, чтобы это было время новолуния, когда лунного света мало или совсем нет. Млечный Путь лучше всего виден в небе летом и зимой и хуже всего — весной и осенью.

А что за Млечным Путем?

Три объекта за пределами Млечного Пути, которые легко увидеть невооруженным глазом, — это Большое и Малое Магеллановы Облака, две соседние галактики, которые можно увидеть в Южном полушарии, и галактика Андромеды (или туманность Андромеды). Некоторые люди, которым повезло с хорошим зрением (и многие другие, которые просто пытаются произвести впечатление на друзей), утверждают, что видят также галактику Треугольник. И галактика Андромеды, и галактика Треугольник находятся примерно в двух миллионах световых лет от Земли, но первая гораздо больше и ярче.

Я считаю Большое Магелланово Облако единым объектом, но на самом деле оно содержит огромную яркую туманность Тарантул, которую тоже можно увидеть невооруженным глазом. В течение нескольких месяцев 1997 года в Большом Магеллановом Облаке была видна яркая сверхновая 1987А.

В центре нашей галактики находится место, которое называется (как вы уже догадались) галактическим центром (galactic center). А в самом центре (т. е. в центре этого центра) — галактическая выпуклость (или балдж) (galactic bulge). Это приблизительно сферическое образование, состоящее из миллионов, в основном, оранжевых и красных звезд. Вообще форму нашей галактики можно сравнить с двумя яичницами, сложенными желтками наружу; белок — это галактический диск, а образующие сферическую структуру желтки, — выпуклость в центре диска. Это форма летающей тарелки, которую можно примерно получить, если сложить два блюдца выпуклостями наружу. Надеюсь, я объяснил достаточно понятно и вы представили себе форму этого гигантского космического объекта. Тогда остается добавить, что в центре нашей галактики находится сверхмассивная черная дыра — Стрелец А* (Sagittarius А*). На рис. 12.1 показана структура Млечного Пути и его компоненты.

Рис. 12.1. Млечный Путь — это спиральная галактика с рукавами, вращающимися вокруг галактического центра

 Плоская воображаемая поверхность, или срединная плоскость, галактического диска называется галактической плоскостью (galactic plane). Если мысленно продолжить эту плоскость до пересечения с небесной сферой (с точки зрения наблюдателя на Земле), то получим окружность, которую называют галактическим экватором (galactic equator).

Иногда положение небесного объекта дается в галактических координатах, а не с помощью прямого восхождения и склонения (об этих координатах подробно говорилось в главе 1). Галактические координаты— это галактическая широта (Galactic Latitude), измеряемая в градусах в направлении на север или на юг от галактического экватора, и галактическая долгота (Galactic Longitude), измеряемая в градусах вдоль галактического экватора.

Точка отсчета галактических долгот — направление на галактический центр, который проектируется на 27-й градус Стрельца. В этой точке долгота равна нулю. (На самом деле нулевая отметка галактической долготы немного смещена от галактического центра. Дело в том, что в 1959 году считали, что галактический центр находится именно в этом месте. Но теперь мы знаем гораздо больше.) Отметки галактической долготы проходят вдоль галактического экватора от созвездия Стрельца до Орла, Лебедя и Кассиопеи; затем идут через созвездия Возничего, Большого Пса, Киля и Центавра, и так до долготы 360°, т. е. обратно к галактическому центру. Если вы посмотрите в бинокль на созвездия, которые я только что перечислил, то увидите больше звезд, звездных скоплений и туманностей, чем в любом другом месте неба.

Как оказывается, созвездия, которые пересекает галактическая плоскость, — одни из самых прекрасных в небе.

Если вы думаете, что Млечный Путь находится на некотором расстоянии от Солнца и Земли, то вы ошибаетесь. И Солнце, и Земля сами входят в Млечный Путь. Но галактический центр находится на расстоянии примерно 25 тысяч световых лет от Земли. Последние измерения с помощью радиотелескопа Very Long Baseline Array показали, что Солнечной системе требуется около 226 миллионов лет, чтобы совершить один оборот вокруг галактического центра. С помощью этой информации было устранено большое расхождение в цифрах: до сих пор ученые не знали точной продолжительности галактического года; по разным оценкам, она составляла 200 или 250 миллионов лет. А теперь астрономы могут правильно устанавливать календари. Окраины галактики поклонники научной фантастики называют галактическим ободом (galactic rim). Диск Млечного Пути — во многом и есть та "молочная полоса", которую мы видим в небе.

Млечный Путь находится примерно в 169 тысячах световых лет от Большого Магелланова Облака, в 2 миллионах световых лет от Андромеды и примерно в 50 миллионах световых лет от ближайшего большого скопления галактик, Скопления Девы. Он также находится прямо посредине маленького скопления галактик (упоминаемые размеры, конечно, относительны) — Местной Группы. Обо всех этих объектах я расскажу в этой главе.

Млечный Путь, вероятно, почти так же стар, как Вселенная. Ему наверняка больше 12 миллиардов лет; по оценкам ученых, именно таков возраст некоторых самых старых из его звезд, причем, по другим оценкам, некоторые звезды еще старше. Увы, никто из тех, кого мы знаем, не был свидетелем его рождения. В то время даже Земли еще не существовало, поэтому оценки очень приблизительны.

 Форма и размеры Млечного Пути обусловлены действующими во Вселенной законами гравитации. Давным-давно под воздействием гравитации гигантское облако первичного газа собралось воедино и начало сжиматься. Когда небольшие сгустки внутри этого облака сжимались еще быстрее, чем все облако в целом, формировались звезды. Большое облако начинает вращаться очень медленно, но, по мере уменьшения, его вращение ускоряется, происходит уплощение его формы и получается нынешняя форма спирального диска. И вот вам Млечный Путь!

Звездные скопления (star clusters) — это просто группы звезд, расположенных внутри и вокруг галактики. Это не случайные группы, поскольку они вместе сформировались из общего облака и, в большинстве случаев, удерживаются вместе силами гравитации.

Существует три основных типа звездных скоплений: открытые скопления, шаровые скопления и ОВ-ассоциации.

 Великолепные изображения звездных скоплений можно найти на Web-сайте Англо-австралийской обсерватории по адресу www.аао. gov.au. Можно также обратиться к книге David Malin, The Invisible Universe (Bulfinch Press, 1999), в которой собрана коллекция прекрасных фотографий из этой обсерватории.

Открытые скопления (open clusters) содержат от десятков до тысяч звезд, не имеют определенной формы и расположены на диске галактики Млечный Путь. Ширина типичного звездного скопления — 30 световых лет. В отличие от шаровых скоплений, у них нет высокой концентрации звезд по направлению к центру (если такая концентрация есть вообще) и обычно они намного моложе. Это прекрасные объекты для наблюдения в малые телескопы и бинокли, и некоторые из них можно увидеть невооруженным глазом.

 Рассмотрим самые знаменитые и легко видимые открытые скопления в Северном полушарии.

 Плеяды, расположенные в северо-западной части созвездия Тельца.

Если на Плеяды, известные также как Семь Сестер, смотреть невооруженным глазом, то они похожи на крошечный ковшик. Вы можете оценить остроту своего зрения по тому, сколько звезд сумеете сосчитать в Плеядах. Заметим, что это 45-й объект каталога Мессье, М45 (о каталоге Мессье говорилось и в главе 1). Затем посмотрите на Плеяды в бинокль и снова посчитайте количество звезд, которые вы видите. Самая яркая звезда в созвездии Плеяд — Эта Тельца (η Тельца) 3-й звездной величины, известная также под именем Альциона. (Если вы забыли, что такое звездная величина, обратитесь к главе 1.)

 Гиады, также расположенные в созвездии Тельца.

Это также прекрасный объект для наблюдения невооруженным глазом. В него входит большинство звезд, составляющих букву "V" в голове Тельца. Вы не пропустите это скопление, потому что в букву "V" входит яркая красная звезда (красный гигант) Альдебаран, или Альфа Тельца 1-й звездной величины (рис. 12.2). На самом деле Альдебаран не находится в Гиадах, он далеко за их пределами, но наблюдателю с Земли кажется, что он входит в это звездное скопление.

Шаровые скопления (globular clusters) — это "дома для престарелых" галактики Млечный Путь. Они почти так же стары, как сама галактика (некоторые специалисты полагают, что это были первые сформировавшиеся объекты галактики Млечный Путь), состоят из очень старых звезд, среди которых много красных гигантов и белых карликов (см. главу 11). Звезды, которые можно увидеть в шаровом скоплении в телескоп, — это, в основном, красные гиганты. В больший телескоп можно уже наблюдать оранжевых и красных карликов главной последовательности. И только с помощью космического телескопа "Хаббл" и других очень мощных инструментов можно различить большее количество более тусклых белых карликов.

Типичное шаровое звездное скопление содержит от сотен тысяч до миллиона и больше звезд, и все они "упакованы" в шаре (отсюда название "шаровое") диаметром 60-100 световых лет. И чем ближе к центру, тем более плотно упакованы звезды (рис. 12.3). Таким образом, шаровое скопление отличается от открытого высокой концентрацией и большим количеством звезд.

ОВ-ассоциации (OB associations) — это неплотные группировки десятков звезд спектрального типа О и В, а иногда и более тусклых, холодных звезд (более подробно о спектральных типах говорилось в главе 11). В отличие от открытых и шаровых скоплений, силы гравитации не удерживают вместе эти ассоциации. Со временем находящиеся в них звезды удаляются одна от другой и ассоциации рассеиваются. ОВ-ассоциации расположены рядом с галактической плоскостью.

Многие из ярких молодых звезд в созвездии Ориона (оно находится совсем рядом с галактической плоскостью в юго-западном направлении) — члены ОВ-ассоциации этого созвездия.

Туманность — это газо-пылевое облако в космическом пространстве. (Пыль — это микроскопические твердые частицы силикатов, углерода, льда или разнообразных сочетаний этих веществ.) Как я уже говорил в главе 11, одни туманности играют важную роль в процессе формирования звезд, а другие сами остались "продуктом жизнедеятельности" умирающих звезд. Существует несколько разновидностей туманностей, в зависимости от этапа их жизненного цикла.

 Зоны Н II (Н II regions) — это туманности, в которых водород находится в ионизированном состоянии, т. е. потерял свой электрон. (У атома водорода один протон и один электрон.) Газ в зоне Н II горячий, ионизированный и светящийся от ультрафиолетового излучения, исходящего от находящихся поблизости звезд спектрального типа О или В. Все крупные и яркие туманности, которые можно увидеть в бинокль, — это зоны Н II, т. е. ионизированного водорода.

 Темные туманности (dark nebulae) — это плотные и непрозрачные газопылевые облака, которые не светятся. Водород в них находится в нейтральном состоянии, т. е. он не потерял свой электрон. Зона H I — это туманность, водород в которой находится в нейтральном состоянии; т. е. это просто другое название темных туманностей.

 Отражающие туманности (reflection nebulae) состоят из пыли и холодного нейтрального водорода. Они светятся отраженным светом соседних звезд. А если бы этих звезд поблизости не оказалось, то данные объекты были бы темными туманностями.

 Гигантские молекулярные облака (giant molecular clouds) — это самые крупные объекты Млечного Пути. Но они темные и холодные, и мы даже не знали бы о их существовании, если бы не данные, полученные с помощью радиотелескопов, которые могут обнаруживать излучения слабых радиоволн от молекул, таких как окись углерода (СО). Как и все остальные туманности, гигантские молекулярные облака, в основном, состоят из водорода, но часто их изучают с помощью компонентов, содержащихся в очень малых количествах, таких как СО. Водород в этих гигантских облаках находится в молекулярной форме (и обозначается Н₂), т. е. каждая его молекула содержит два нейтральных атома водорода.

 Одно из самых поразительных открытий последних десятилетий в изучении туманностей состояло в том, что яркие зоны Н II, такие как туманность Ориона, — это только маленькие горячие участки на окраинах гигантских молекулярных облаков. На протяжении столетий люди смотрели на туманность Ориона и даже не представляли, что это — не более чем яркий "пупырышек" на огромном невидимом объекте, молекулярном облаке Ориона. Но теперь мы это знаем. Новые звезды рождаются в молекулярных облаках, и когда они становятся достаточно горячими, ионизируют окружающее пространство вокруг себя, превращая его в зону Н II. Если в молекулярном облаке пылевой слой достаточно толстый для того, чтобы преградить путь свету многих или большинства звезд, расположенных за этим облаком (с точки зрения наблюдателя на Земле), то эта часть молекулярного облака называется темной туманностью.

 Планетарная туманность (planetary nebulae), как уже упоминалось в главе 11, — это атмосфера старой звезды типа Солнца, которая в предсмертной агонии сбросила свои внешние слои. Более подробно о планетарных туманностях мы поговорим в следующем разделе.

 Остатки сверхновой (supernova remnants) — это туманность, образованная из вещества, извергнутого при взрыве массивной звезды (об этом я тоже говорил в главе 11). Более подробно о сверхновых речь пойдет дальше в этой главе.

Итак, планетарная туманность — это атмосфера старой звезды типа Солнца, которая затем сбросила свои внешние атмосферные слои. Такая туманность ионизирована и светится ультрафиолетовым светом, исходящим от расположенной в ее центре маленькой горячей звезды, т. е. того, что осталось от прежнего "солнца". Эти туманности распространяются в космос и, по мере такого расширения, угасают.

На протяжении десятилетий астрономы считали, что многие или большинство планетарных туманностей имеют приблизительно сферическую форму. Но теперь известно, что большинство их них биполярны, т. е. они состоят из двух круглых долей, выступающих с противоположных сторон от центральной звезды. Некоторые планетарные туманности, которые выглядят сферическими, как, например, Кольцевая туманность (Ring Nebula) из созвездия Лиры (рис. 12.4), на самом деле тоже биполярные. Дело в том, что ось, проходящая через центры этих долей, направлена на Землю, поэтому они и кажутся сферическими, — как гантель, если смотреть на нее с торца. Но, чтобы понять это, астрономам понадобилось много лет. Заметим, что, в отличие от зон Н II, планетарные туманности могут находиться достаточно далеко от галактической плоскости.

Остатки сверхновой на начальном этапе представляют собой вещество, извергнутое при взрыве массивной звезды. Молодые остатки сверхновой состоят почти исключительно из осколков взорвавшейся звезды. Но по мере продвижения по межзвездному пространству газ начинает собирать все на своем пути, как снежный ком. И к тому времени, когда остатки сверхновой станут старыми, т. е. спустя десятки тысяч лет, туманность будет до краев заполнена этим собранным по пути межзвездным газом, и сами осколки взорвавшейся звезды будут составлять незначительную долю общей массы.

Остатки сверхновых обнаружены в галактической плоскости Млечного Пути или рядом с ней.

 Ниже перечислены некоторые из самых лучших и ярких (или, наоборот, самых темных, для темных туманностей) и красивых туманностей, которые видны в северных широтах, а также некоторые объекты, которые ненамного южнее небесного экватора.

 Туманность Ориона (Orion Nebula), М42, в созвездии Ориона.

Зону Н II, туманность Ориона, очень легко увидеть невооруженным глазом. Эта туманность кажется размытым пятном в Мече Ориона. Она прекрасно выглядит в бинокль и очень эффектно — в малый телескоп. В телескоп также видна Трапеция (Trapezium), яркая четверная звезда (см. главу 11) в этой туманности.

 Кольцевая туманность (Ring Nebula), М57, в созвездии Лиры.

Кольцевая туманность — это планетарная туманность, которая летними ночами видна высоко в небе северных умеренных широт. Чтобы найти в небе эту туманность и разглядеть ее в телескоп (как и все планетарные туманности), вам понадобится звездная диаграмма. Но, конечно, если у вас телескоп с компьютерным управлением, такой как Meade ЕТХ-90/ЕС (см. главу 3), который по команде будет направлен прямо на нужную туманность, то никакие диаграммы вам ни к чему.

 Туманность Гантель (Dumbbell Nebula), М27, в созвездии Лисички.

Туманность Гантель и Кольцевая туманность относятся к планетарным туманностям, которые легче всего обнаружить в малый телескоп. Они удачно расположены в небе летом и осенью.

 Крабовидная туманность (Crab Nebula), M1, в созвездии Тельца.

Крабовидная туманность— это остаток сверхновой, взорвавшейся в 1054 году (с точки зрения наблюдателя на Земле). Если смотреть на эту туманность в малый телескоп, то вы увидите еще одно размытое пятно, но в большой телескоп видны две звезды рядом с центром туманности. Одна из них никак не связана с Крабовидной туманностью, а просто находится на одной линии прямой видимости. Другая звезда — пульсар, оставшийся после взрыва сверхновой. Это звезда с пульсирующим излучением, вращающаяся со скоростью 30 оборотов в секунду.

 Североамериканская туманность (North American Nebula), NGC 7000, в созвездии Лебедя.

Североамериканская туманность — это тусклая, но большая зона Н II, которую внимательный наблюдатель увидит темной летней ночью невооруженным глазом. Чтобы легче обнаружить эту туманность, используйте боковое зрение — смотрите уголком глаза. Название туманность получила благодаря своей форме.

 Северный Угольный Мешок (Northern Coal Sack) в созвездии Лебедя.

Северный Угольный Мешок — это темная туманность недалеко от Денеба, Альфы Лебедя, самой яркой звезды созвездия Лебедя. Ее легко обнаружить невооруженным глазом; это темное пятно на более светлом фоне Млечного Пути.

Большая галактика содержит тысячи звездных скоплений и от миллиардов до триллионов отдельных звезд, удерживаемых вместе силами гравитации. Существуют галактики разнообразных форм и размеров. В 1920-х годах астроном Эдвин Хаббл разделил их на четыре основные группы: эллиптические (Е), спиральные (S), пересеченные спиральные, или линейно-спиральные (SB), и неправильные (Irr) (рис. 12.5).

Основными типами галактик (в зависимости от формы и размера) являются:

 спиральные;

 пересеченные спиральные;

 линзообразные;

 эллиптические;

 неправильные;

 карликовые;

 низкой поверхностной яркости.

Спиральные галактики (spiral galaxies) имеют форму диска и спиральные рукава, изогнутые по этому диску. Эти галактики похожи на Млечный Путь, но их спиральные рукава могут быть свиты более или менее туго, чем рукава нашей галактики. И полная звезд центральная выпуклость спиральной галактики может быть более или менее рельефной, по сравнению с рукавами.

Спиральные галактики отличаются большим количеством межзвездного газа, туманностей, ОВ-ассоциаций, открытых и шаровых скоплений.

Пересеченные спиральные галактики (barred spiral galaxies) — это спиральные галактики, в которых рукава кажутся выходящими не из галактического центра, а из концов звездного облака, напоминающего по форме линию или эллипс и накрывающего центр. Это звездное облако называется поперечиной (bar). Газ из внешних областей галактики иногда проходит к центру через эту поперечину. За счет этого формируются новые звезды, составляющие центральную галактическую выпуклость, т. е. галактика становится еще более выпуклой в центре.

Линзообразные галактики (lenticular galaxies) — это плоские системы с галактическими дисками, как у спиральных галактик, но только без рукавов. Они состоят из газа и пыли. Их обозначение — SO.

Эллиптические галактики (elliptical galaxies) имеют форму эллипса. Причем это определение охватывает как эллипсоидные, так и сферические по форме галактики. Это великолепное зрелище, от которого я получил море удовольствия. Такие галактики содержат множество старых звезд и шаровых звездных скоплений, но мало чего помимо этого.

Эллиптические галактики — это системы, в которых формирование звезд в основном или полностью прекратилось. Здесь нет зон Н II, молодых звездных скоплений или ОВ-ассоциаций. Представьте, каково жить в одной из таких тусклых галактик, где нет ничего похожего на Туманность Ориона, которой можно было бы порадоваться, и ничто не дает рождения новым звездам. И, наверное, по телевизору тоже нечего смотреть.

Возможно, процесс образования новых звезд в эллиптической галактике прекратился, потому что использован весь имевшийся для этого газ. Или потому, что нечто развеяло или унесло весь оставшийся газ, пригодный для формирования новорожденных звезд. Я делаю такое предположение потому, что в некоторых эллиптических галактиках, хотя и не имеющих зон Н II или групп молодых звезд вообще, есть некоторое количество газа, но слой его так тонок и он настолько горяч, что излучает только в рентгеновском диапазоне. Подобному газу не так-то легко сжаться и превратиться в звезды. И, по правде говоря, в некоторых эллиптических галактиках есть ряд голубоватых звездных скоплений, которые, похоже, относятся к очень молодым шаровым звездным скоплениям, значительно моложе каких-либо других в Млечном Пути.

 Основная на сегодня теория об эллиптических галактиках, или по меньшей мере о некоторых из них, говорит о том, что они сформировались в результате столкновения и слияния меньших галактик. Например, столкновение двух спиральных галактик может породить большую эллиптическую галактику, и образовавшиеся ударные волны могут сжать большие молекулярные облака в спирали, порождая огромные скопления горячих молодых звезд, возможно, те самые голубоватые звездные скопления, которые обнаруживают в некоторых эллиптических галактиках. Но столкновение малой галактики с большой спиральной может просто привести к тому, что вторая поглотит первую. И тогда выпуклость в центре спиральной галактики еще больше увеличится.

У неправильных галактик (irregular galaxies), как правило, очень неправильная форма. Возможно, в какой-то из них вы обнаружите намек на небольшую спиральную структуру, а может, и нет. Обычно в них много межзвездного газа и новые (т. е. новорожденные) звезды формируются постоянно. Обычно неправильные галактики меньше спиральных и эллиптических галактик, в которых звезд гораздо меньше.

 Карликовые галактики (dwarf galaxies) полностью соответствуют своему названию — это крошечные галактики, имеющие всего несколько тысяч световых лет в поперечнике или даже меньше. Они подразделяются на подтипы: карликовые эллиптические (dwarf elliptical), карликовые сфероидальные (dwarf spheroidal), карликовые неправильные (dwarf irregular) и, видимо, карликовые спиральные (dwarf spiral), хотя это спорный вопрос.

Перечислим самые лучшие галактики для наблюдения в Северном полушарии.

 Галактика Андромеды (М31) в созвездии Андромеды, названном в честь эфиопской царевны из греческой мифологии (эта галактика показана на рис. 12.6).

Галактику Андромеды также называют Великой спиральной галактикой Андромеды, и в течение долгого времени она носила название Великой спиральной туманности Андромеды. Это еще одно размытое пятно, видимое невооруженным глазом; его можно увидеть в небе Северного полушария осенними ночами. Если небо в месте наблюдения будет достаточно темным, то в бинокль можно проследить эту галактику размером в три градуса на небе, что примерно в 6 раз больше диаметра полной Луны. Но не пытайтесь разглядеть галактику Андромеды в полнолуние, подождите, пока Луна не станет узким серпом, или, еще лучше, скроется под горизонтом. Чем темнее ночь, тем большую часть галактики Андромеды вы увидите.

 Галактики NGC 205 и М32 в созвездии Андромеды.

NGC 205 и M32 — это небольшие эллиптические галактики по соседству с галактикой Андромеды. Одни специалисты называют их обеих карликовыми эллиптическими галактиками, а другие — нет. (Было бы неплохо, чтобы они пришли к общему мнению.) М32 — сфероидальная по форме, a NGC 205 — эллипсоидальная.

 Галактика Треугольник (Triangulum), МЗЗ, в созвездии Треугольника.

Треугольник — это еще одна большая и яркая соседняя спиральная галактика, чуть меньшая и чуть более тусклая, чем галактика Андромеды. Она тоже прекрасно выглядит в бинокль темными осенними ночами.

 Галактика Водоворот (Whirlpool Galaxy), М51, в созвездии Гончих Псов.

Галактика Водоворот более далекая и тусклая, чем галактики Андромеды и Треугольника, но это восхитительное зрелище в высококачественный малый телескоп. Это спиральная галактика, галактический диск которой находится практически под прямым углом к нашей линии зрения с Земли. Мы смотрим на нее прямо сверху (или снизу). Если у вас будет возможность воспользоваться большим телескопом, то вы сможете разглядеть ее спиральную структуру с расстояния около 15 миллионов световых лет. Именно у объекта М51 ученые открыли спиральную галактическую структуру, причем задолго до того, как мы узнали, что эти "туманности" — на самом деле галактики. Ищите эту галактику в небе весенними ночами.

 Галактика Сомбреро (Sombrero Galaxy), M104, в созвездии Девы.

Галактика Сомбреро — это яркая спиральная галактика, которую мы видим сбоку. "Поля шляпы" — это галактический диск, а темная полоса на поле видна потому, что мы смотрим прямо на темную туманность, расположенную на галактическом диске. Попробуйте наблюдать эту туманность также весной; она почти в три раза дальше, чем галактика Водоворот, но, тем не менее, прекрасно выглядит в телескоп.

Местная Группа Галактик (Local Group of Galaxies), которую для краткости именуют просто Местной Группой, состоит из двух больших спиральных (Млечный Путь и галактика Андромеды) и меньшей спиральной галактики (галактика Треугольник), галактик-спутников (включая Большое и Малое Магеллановы Облака, а также галактики М32 и NGC 205) и около двух десятков карликовых галактик.

Местная Группа Галактик не так велика, как другие скопления галактик, но это наш дом. Это самая крупная структура, с которой наша Земля связана гравитационными силами. Это означает, что в процессе расширения Вселенной Земля не улетит от Местной Группы. Так же как Солнечная система не становится больше — потому что гравитация Солнца не позволяет планетам удаляться или вообще улететь, — все объекты Местной Группы удерживаются вместе гравитацией трех спиральных галактик и более мелких объектов. Но все остальные группы и скопления галактик, а также далекие отдельные галактики Вселенной, которые находятся вне воздействия гравитации Местной Группы, удаляются от Местной Группы со скоростью, определяемой законом Хаббла. Более подробно об этом удалении говорится в главе 16.

Размер Местной Группы — примерно один мегапарсек в ширину. Ее центр находится возле Млечного Пути. Парсек (parsek) — это единица измерения расстояния в космосе, равная 3,26 световых года. А приставка мега означает "миллион". Таким образом, ширина Местной Группы — примерно 3,26 миллиона световых лет. Но если вам кажется, что это очень много, замечу, что это лишь крохотная часть по сравнению с размерами остальной обозримой Вселенной за пределами Местной Группы.

Скопления и сверхскопления галактик намного больше Местной Группы и их легко обнаружить в космосе на расстоянии миллиардов световых лет от нас. Но большинство галактик во Вселенной, по меньшей мере из тех, которые легко увидеть, входят в небольшие группы, насчитывающие только десятки членов (или даже меньше), как и Местная Группа (в которой около 30 объектов). Так что, похоже, мы находимся в "средних" условиях.

Большинство галактик входят в небольшие группы, такие как Местная Группа, но когда астрономы наблюдают далекий космос в профессиональные телескопы обсерваторий, на общем фоне резко выделяются скопления галактик. Самые заметные так называемые богатые скопления (rich clusters), в которые входят сотни и даже тысячи галактик, каждая с собственным "комплектом" из миллиардов звезд.

Ближайшее к нам большое скопление галактик — это Скопление Девы, простирающееся через одноименное и соседние созвездия. Это скопление находится на расстоянии около 50 миллионов световых лет и содержит сотни известных галактик.

Некоторые из самых больших и ярких галактик, входящих в состав Скопления Девы, вы можете наблюдать в свой собственный телескоп. М87 (т. е. 87-й объект по каталогу Мессье) — это одно из красивейших зрелищ. Это гигантская эллиптическая галактика сфероидальной формы, в центре которой рядом со сверхмассивной черной дырой происходит мощный выброс вещества. М87 можно увидеть в любительский телескоп, но разглядеть выброс вещества в ее центре вам вряд ли удастся, если вы еще не приобрели достаточного опыта. Похоже, эта галактика поглотила несколько мелких галактик. Возможно, поэтому она такая большая. Наверное, сначала она была небольшой, а затем увеличилась за счет поглощения других малых галактик. М49 и М84 — это еще две гигантские эллиптические галактики Скопления Девы, которые вы можете увидеть, a M100 — большая спиральная галактика в этом скоплении.

Вопрос о количестве существующих скоплений галактик упирается в возможности телескопов. В настоящее время современная аппаратура позволяет сделать следующую оценку: в обозримой Вселенной существует около 150 миллиардов галактик, хотя их никто не считал.

Вы, наверное, думаете, что огромные скопления галактик, размером до 3 миллионов световых лет в поперечнике, — это самые крупные структурные единицы Вселенной. Но исследования дальнего космоса показывают, что большинство или даже все скопления галактик сами группируются в еще более крупные структуры — сверхскопления (superclusters). Они не удерживаются вместе силами гравитации, но и не распадаются. Похоже, они имеют нитевидную и в то же время плоскую форму. Сверхскопление может содержать десятки или сотни скоплений галактик и иметь размер 100–200 миллионов световых лет в длину.

Мы находимся в окраинной части Местного Сверхскопления (Local Supercluster), который иногда называют также Сверхскоплением Девы (Virgo Supercluster), потому что его центр находится рядом со Скоплением галактик Девы.

Похоже, сверхскопления расположены по краям огромных пустых районов Вселенной, называемых космическими пустотами (cosmic voids). Ближайшая из них, Пустота Волопаса (Bootes Void), имеет примерно 3 миллиона световых лет в поперечнике. Большинство галактик расположено по ее контуру, и только очень немногие, главным образом мелкие, находятся внутри нее. Пустоту Волопаса открыл астроном Роберт Киршнер.

Некоторые из самых больших сверхскоплений, или группы сверхскоплений, называются Великими Стенами (Great Walls). Первая открытая такая структура имеет около 750 миллионов световых лет в длину. Но, возможно, другие Великие Стены, находящиеся в далеких глубинах Вселенной, еще больше. Насколько известно астрономам, на Великих Стенах нет никаких Великих Надписей. Но если мы поймем их язык, они смогут многое рассказать нам о происхождении крупных космических структур и о начальных этапах развития Вселенной.

Упасть в черную дыру можно, а вот выбраться из нее — нет, даже если очень сильно захотеть. Вы не успеете даже крикнуть "мама!". Инопланетянину повезло, что он попал на Землю, а не в черную дыру, потому что он хотя бы мог позвать на помощь[37].

Черная дыра (black hole) — это космический объект, имеющий настолько мощную гравитацию, что из него не могут вырваться даже световые лучи; именно поэтому черные дыры невидимые.

 Любому объекту, попавшему в черную дыру, нужно больше энергии, чем у него было когда-либо, чтобы вырваться из этой дыры. Формальное название этой "энергии" — скорость убегания (escape velocity). Ракетостроители под термином "скорость убегания" понимают скорость, с которой должна двигаться ракета или любой другой объект, чтобы преодолеть земное притяжение и выйти в межпланетное пространство. Аналогично этот термин применяется к любому объекту во Вселенной (т. е. как скорость преодоления притяжения какого-либо космического объекта).

Ученые обнаруживают черные дыры, когда видят, что газ, вращающийся вокруг них, слишком горячий для нормальных условий. Мы замечаем потоки частиц высокой энергии, которые как будто стремятся избежать попадания в черную дыру, а также звезды, летящие по своим орбитам с невероятной скоростью, как будто движимые чрезвычайно мощным притяжением невидимого объекта колоссальной массы (как оно и есть на самом деле).

Как я уже говорил в главе 11, существует два основных типа черных дыр — черные дыры звездной массы, имеющие массу нормальной звезды, и сверхмассивные черные дыры, масса которых может составлять от миллиона до нескольких миллиардов масс Солнца.

Черные дыры промежуточной массы, масса которых составляет 500-1000 масс Солнца, были открыты в 1999 году. Их роль во Вселенной ученые понимают еще хуже, чем черных дыр звездной массы и сверхмассивных черных дыр.

Черная дыра имеет три части:

 "горизонт событий", или внешняя граница черной дыры по периметру;

 сингулярность, т. е. центр дыры, сформированный за счет предельного сжатия всего вещества, находящегося внутри нее, за исключением:

 вещества, падающего с горизонта событий в сингулярность.

В последующих разделах эти части черной дыры мы рассмотрим более подробно.

Горизонт событий

Горизонт событий (event horizon) — это граница черной дыры (рис. 13.1). Если объект попадает внутрь горизонта событий, то он уже никогда не сможет вырваться из черной дыры и снова стать видимым для наблюдателей, находящихся снаружи. Аналогично те, кто попал внутрь горизонта событий, не видят ничего из того, что находится снаружи.

Рис. 13.1. Одна из концепций строения черных дыр. Стрелками обозначено обреченное вещество, падающее внутрь

Размер горизонта событий пропорционален массе черной дыры. Например, если удвоить массу черной дыры, то ее горизонт событий станет в два раза шире. Если бы ученые знали способ сжать Землю так, чтобы превратить ее в черную дыру (успокойтесь, мы такого способа не знаем, а если и знали бы, то я вам его не рассказал бы), то ее горизонт событий составил бы всего около 2 см в поперечнике. Основные параметры черных дыр приведены в табл. 13.1.

Масса малых черных дыр, или черных дыр звездной массы, составляет от трех солнечных масс и выше. Масса сверхмассивных черных дыр в сотни тысяч или даже в несколько миллиардов раз превышает массу Солнца. Черные дыры звездной массы появляются в результате смерти больших звезд, как я описывал в главе 11. А сверхмассивные черные дыры, похоже, находятся в центрах галактик и, возможно, образовались за счет слияния множества плотно упакованных звезд примерно в то время, когда происходило формирование галактик. Но наверняка этого не знает никто.

Черных дыр, масса которых меньше трех солнечных, а диаметр — меньше 18 км, пока не обнаружено.

Сингулярность и падающие объекты

Все, что попадает внутрь горизонта событий, движется вниз по направлению к сингулярности. Здесь оно вливается в сингулярность, которая, по мнению ученых, имеет бесконечную плотность. Мы не знаем, какие законы физики действуют в местах такой колоссальной плотности, какая достигается в точке сингулярности или рядом с ней, поэтому не можем описать характеристики данного места. Это буквально "черная дыра" (или белое пятно?) в наших знаниях.

Некоторые математики считают, что в сингулярности находится так называемая червоточина (wormhole), или пространственно-временной туннель, т. е. переход из черной дыры в другую вселенную. Концепция туннеля вдохновила многих писателей и кинорежиссеров на создание множества фантастических произведений на данную тему. Но цель у них одна — заработать деньги, и больше ничего. Большинство специалистов считают, что никаких туннелей-червоточин не существует. Но даже если бы они существовали, мы не знаем способа ни увидеть их внутри черных дыр, ни проникнуть к ним другим путем. Но есть и другая теория, которая заключается в следующем: там, где гипотетическая червоточина соединяется с другой вселенной, существует белая дыра (white hole), т. е. место, где колоссальная энергия выливается из нашей вселенной в другую. Скорее всего, эта теория тоже неверна, но даже если она верна, то мы должны совершить путешествие в другую вселенную, чтобы увидеть эту белую дыру.

О путешествиях в другие вселенные не может быть и речи (по крайней мере, пока). Но, конечно, у нас есть другая возможность: поискать белые дыры в нашей вселенной, где могут возникнуть туннели из других вселенных. Однако ученые пока ничего подобного не обнаружили. Кто-то когда-то предположил, что квазары — это, возможно, червоточины. Но в настоящее время у ученых есть достаточно хорошая теория квазаров (о ней я расскажу в этой главе), никак не связанная с червоточинами.

В реальных небесных объектах, которых, по мнению ученых, можно считать "кандидатами в черные дыры", обычно происходит следующее.

1. Газообразное вещество, движущееся по направлению к черной дыре, кружится вокруг нее в плоском облаке, называемом аккреционным диском (accretion disk).

2. Чем ближе газ в аккреционном диске подходит к черной дыре, тем плотнее и горячее он становится.

Газ нагревается, поскольку его сжимает гравитация черной дыры; причина в том, что по мере увеличения плотности газа трение возрастает. (Это похоже на принцип работы кондиционеров воздуха и холодильников: когда газ расширяется, он становится холоднее, а когда сжимается, — горячее.)

3. Когда газ приближается к черной дыре и нагревается, он ярко светится. Излучение от аккреционного диска может быть разным, но чаще всего — это рентгеновское излучение. Рентгеновские телескопы, такие как новейшая обсерватория на орбите, CHANDRA, регистрируют эти рентгеновские лучи, что позволяет ученым определить черную дыру.

Так что, хотя мы не видим черную дыру в телескоп непосредственно, мы можем зарегистрировать излучение от аккреционного диска, который вращается вокруг нее, с помощью рентгеновского телескопа, летающего в космосе. Дело в том, что рентгеновские лучи не проходят, слава Богу, через атмосферу Земли, поэтому для их обнаружения астрономы используют телескопы, находящиеся в космосе.

Могут существовать также голые черные дыры, в которые не попадает вращающийся газ. В этом случае астрономы не смогут обнаружить такую дыру, если только она не пройдет прямо перед звездой или галактикой, которую в данный момент наблюдают. Тогда можно предположить, что черная дыра существует, поскольку мы увидим влияние ее гравитации на внешний вид объекта на заднем плане. Но это очень редкое совпадение. Поэтому не очень-то на него рассчитывайте.

Черную дыру определяют также как место, где структура пространства и времени сильно искривлена. Прямая линия — ее в физике определяют как путь, по которому свет движется в вакууме, — вблизи черной дыры становится кривой. И по мере приближения объекта к черной дыре с самим временем тоже происходят странные вещи, по крайней мере с точки зрения наблюдателя, находящегося на безопасном расстоянии.

Предположим, что, находясь на безопасном расстоянии, вы запустили автоматический космический зонд в черную дыру. На большой электронной панели сбоку от зонда высвечивается время, которое показывают его бортовые часы.

По мере того как зонд движется к черной дыре, вы наблюдаете за этими часами в телескоп. И вот вы видите, что чем ближе зонд подходит к черной дыре, тем все больше и больше отстают часы, замедляется время. На самом деле вы никогда не увидите момент, когда зонд попадет в черную дыру. Вы увидите, что он становится все краснее и краснее, поскольку мощная гравитация черной дыры смещает свет в красную область спектра. Через некоторое время свет от электронной панели будет смещен в инфракрасный диапазон, который ваши глаза уже не воспримут. (Об эффекте Допплера и красном смещении читайте в главе 11.)

А теперь давайте представим, что вы увидели бы, находясь в самом зонде, направляющемся к черной дыре. (Только не пытайтесь это осуществить на самом деле.) Предположим, вы можете наблюдать за часами внутри зонда. И вот вы, несчастный астронавт, видите, что часы идут вполне нормально. И вам вовсе не кажется, что они хоть немного отстают. Когда вы выглядываете в иллюминатор, чтобы посмотреть на космический корабль-носитель и на звезды, то вам кажется, что на все вокруг действует фиолетовое смещение. И вам самому грустно от мысли о том, что вы никогда не вернетесь домой. Вы очень быстро, почти незаметно для себя, пересекаете невидимую границу вокруг черной дыры. Эта граница — горизонт событий; попав внутрь него, вы уже никогда не увидите ничего, что находится снаружи, как и никто снаружи никогда не увидит вас.

Наблюдателям на корабле-носителе будет казаться, что вы никогда не войдете в черную дыру; им кажется, что вы просто подлетаете все ближе и ближе. Но вы, находясь на космическом зонде, можете сказать, что попали прямо в черную дыру. Конечно, если к этому моменту вы еще сможете что-то сказать (т. е. останетесь в живых). В конце концов, все, что попадает в черную дыру, разрывается на части приливными силами, результатом действия мощнейшей гравитации черной дыры. Вы будете разорваны на части, по меньшей мере, в одном измерении. И, что еще хуже, в двух других пространственных измерениях приливные силы безжалостно вас сожмут.

Если вы войдете в черную дыру "вперед ногами", то вас растянет (если еще не разорвало на части), пока вы не станете достаточно высоким, чтобы стать центральным нападающим баскетбольной сборной (шутка). Но от живота до спины и от одного бока до другого вас сожмет так же, как невероятное давление в глубинах Земли сжимает уголь, превращая его в алмаз. И даже сильнее.

Черные дыры малой или звездной массы — самые смертоносные, так же как некоторые маленькие паучки ядовитее больших тарантулов. Если вы движетесь в черную дыру звездной массы, то вас разорвет на части и сожмет еще до того, как вы упадете внутрь, и вам не удастся увидеть исчезающую Вселенную перед тем, как все будет кончено. Попасть в сверхмассивную черную дыру совсем не так страшно. Начав падать внутрь горизонта событий, вы увидите меркнущий свет Вселенной, прежде чем вас накроют приливные силы.

Учитывая, что черные дыры окружают нас во Вселенной со всех сторон, становится понятно, почему ученые стараются обнаружить и изучить их, оставаясь при этом на безопасном расстоянии.

 Существует по меньшей мере два определения квазаров — первоначальное и современное.

 Первоначальное определение. Квазар (quasar) — это сложносокращенное слово от выражения "квазизвездный источник радиоизлучения". Под этим термином имеется в виду небесный объект, который излучает сильные радиоволны, но в обычный телескоп (работающий в видимом диапазоне) выглядит как звезда (рис. 13.2).

В этом первоначальном определении квазара нет ничего неправильного, за исключением следующего факта. Как оказалось, изо всех объектов, которые мы сегодня называем квазарами, этому определению соответствуют максимум 10 %. А остальные 90 % не излучают сильных радиоволн. Такие объекты астрономы называют радиоспокойными квазарами.

 Современное определение. Квазар — это яркий объект в центре галактики, который производит примерно в 10 триллионов раз больше энергии в секунду, чем наше Солнце, и чье излучение очень изменчиво во всем диапазоне длин волн.

Почему многие ученые разделяют оптимистическую точку зрения о возможности существования инопланетян?

По большей части этот оптимизм основан на следующем факте: наше место во Вселенной ничем не примечательно. Конечно, для нас Солнце — это важная звезда, но во Вселенной оно далеко не на главных ролях. В одной только галактике Млечный Путь таких солнц — десятки миллиардов. Если же эта цифра вас не впечатляет, подумайте о том, что в пределах досягаемости наших телескопов больше сотни миллиардов других галактик. Отсюда следует вывод: в видимой Вселенной солнцеподобных звезд больше, чем на Земле — травинок. И считать, что наша травинка — единственная, где происходит что-то интересное, было бы, мягко говоря, слишком дерзко и самонадеянно. И каким бы это ни было ударом по нашему самолюбию, планета Земля, скорее всего, не является разумным центром Вселенной.

Как же землянам найти своих братьев по разуму? Увы, мы не можем посетить их вероятные планеты. Полет к далеким звездным системам, хотя и стал обычным делом в научно-фантастических книгах, в жизни осуществить довольно сложно. Впечатляющая скорость наших земных ракет — 48 000 км/с, уже не так впечатляет, если учесть, что этой ракете понадобится сотня тысяч лет, чтобы долететь всего лишь до Альфы Центавра, ближайшей к Солнцу звезды. Что уж говорить о путешествии в глубины Вселенной! Конечно, более скоростные ракеты летели бы быстрее, но и потребляли бы больше энергии — причем намного больше.

Что ж, мы выяснили, что в гости к инопланетянам слетать не можем. Но зато мы можем найти доказательства существования технически высокоразвитых инопланетных цивилизаций, занимаясь "перехватом" их радиосигналов.

В 1960 году годах астроном Фрэнк Дрейк пытался прислушиваться к космическим сообщениям, используя радиотелескоп диаметром 26 м в Западной Вирджинии, направленный на пару солнцеподобных звезд. Телескоп был настроен на частоту 1420 МГц (СВЧ-диапазон радиочастот). Если вы смотрели фантастические фильмы, то знаете, что радиотелескоп похож на спутниковую тарелку, только он намного больше (рис. 14.1).

Почти все современные исследователи, занимающиеся программой SETI, идут по стопам Фрэнка Дрейка. Другими словами, они используют большие радиотелескопы, пытаясь услышать сигналы от внеземных цивилизаций.

В отличие от световых, радиоволны легко проникают сквозь газопылевые облака, заполняющие межзвездное пространство. К тому же радиоприемники стали очень чувствительными. Количество энергии, необходимой для отправки обнаружимого сигнала от одной звезды к другой, не больше того, которое потребляет ваша местная телестанция, — при условии, что у инопланетян есть передающая антенна диаметром в сотню метров.

На сегодня самым эффективным в исследованиях SETI считается проект Phoenix, проводимый Институтом SETI в Маунтин-Вью, штат Калифорния. Этот проект можно назвать "наследником" программы SETI, которую проводило NASA и которая была прекращена Конгрессом США в 1993 году (с тех пор все исследования в рамках программы SETI в США финансировались частным образом.)

Проект Phoenix — это единственный крупномасштабный эксперимент в рамках SETI, в ходе которого изучают отдельные звезды. В других проектах с помощью телескопов "прочесывают" большие участки неба. Конечно, метод такого широкого охвата позволяет ученым получить больше информации о космосе. Но если сосредоточиться только на ближайших солнцеподобных звездах (как в проекте Phoenix), можно достичь большей чувствительности наблюдений, т. е. обнаруживать гораздо более слабые радиосигналы. В настоящее время эти исследования проводятся с помощью радиотелескопа в Аресибо (Пуэрто-Рико), диаметром примерно 300 м. Это крупнейший радиотелескоп в мире (рис. 14.2).

Рис. 14.2. Огромный радиотелескоп в Аресибо

Фото Сета Шостака

В ходе проекта Phoenix ищут радиосигналы в микроволновом диапазоне. Микроволны, наряду с их способностью превращать объедки во вкусную пищу, считаются самым вероятным диапазоном для использования инопланетянами по следующим двум причинам.

 Во Вселенной мало микроволновых звуков, т. е. они не столь "естественны", как остальные. И инопланетяне тоже должны это понимать.

 Естественный сигнал, генерируемый молекулами водорода, имеет частоту 1420 МГц. И поскольку водород — самый распространенный элемент в космосе, любой инопланетный радиоастроном знает об этом естественном индикаторе, и не сможет удержаться от того, чтобы привлечь наше внимание (или внимание любой другой цивилизации в космосе), послав сигнал примерно на этой частоте.

Но давайте смотреть фактам в лицо. На самом деле ученые не знают точно, на какую именно частоту инопланетяне настраивают свои передающие устройства. Поэтому в ходе проекта Phoenix проверяют много миллионов каналов одновременно (миллиарды каналов для каждой исследуемой звезды). На рис. 14.3 показана часть SETI-приемника, который используется в проекте Phoenix.

Рис. 14.3. Приемник SETI предназначен для поиска сообщений от инопланетян

Если предположить, что исследователи получат сигнал из космоса, то как мы распознаем его? Исследователи SETI предлагают искать сигналы из узкой полосы частот (рис. 14.4). Дело в том, что только передатчики могут передавать узкополосные сигналы. Квазары, пульсары и даже холодный водородный газ — все они генерируют радиоволны. Но их естественные сигналы имеют самую разную частоту, т. е. они распределены по всему спектру радиочастот. А узкополосные сигналы — это признак передающего устройства. А передающие устройства — признак разума. Ведь, чтобы создать передатчик, нужен разум.

Рис. 14.4. Глядя на этот экран системы обнаружения, участники проекта Phoenix ищут в космосе признаки разума

Помимо проекта Phoenix, существует несколько других программ в рамках SETI.

 Planetary Society (Планетарное общество) финансирует проекты BETA (Billion-Channel Extraterrestrial Assay — Поиск внеземных цивилизаций с помощью многоканальных приемников) и МЕТА (Mega-Channel Extraterrestrial Assay — Поиск внеземных цивилизаций с помощью мегаканальных приемников), проводимые с помощью радиотелескопов, расположенных недалеко от Бостона и в Аргентине.

 В проекте SERENDIP (Search for Extraterrestrial Radio Emissions from Nearby Developed Intelligent Populations — Поиск внеземных радиосигналов от соседних развитых разумных цивилизаций), проводимом Калифорнийским университетом в Беркли, используется телескоп в Аресибо в режиме "комбинирования". Ученые берут второй, неиспользуемый, приемник телескопа и просто принимают случайные сигналы от тех участков неба, на которые направлен телескоп. Этот метод, при его кажущейся бессмысленности, позволяет постоянно собирать информацию: почти каждый день в течение всего дня.

 Метод комбинирования используется также в проекте Southern SERENDIP, проводимом SETI Australian Centre (Австралийским центром SETI) в Новом Южном Уэльсе. Исследователи используют 70-метровый радиотелескоп в Парксе, в нескольких сотнях километров к западу от Сиднея.

 Кроме того, SETI League (Лига SETI), находящаяся в живописном Нью-Джерси, принимает в свои ряды радиолюбителей, чтобы они использовали свои спутниковые антенны для поиска разумных инопланетян.

Еще один адрес, который стоит внимательно выписать из этой книги, — адрес проекта SETI@home: setiathome.ssl.berkeley.edu. SETI@home— это составная часть проекта SERENDIP. Если вы заглянете на их сайт, то сможете бесплатно загрузить специальную компьютерную программу, сделанную в виде шикарной экранной заставки и работающую, только когда компьютер находится в ждущем режиме. После того как вы установите эту программу на своем компьютере, ваш модем будет периодически соединяться с сервером в Беркли, чтобы получить порцию данных проекта SETI. Затем программа обработает эти данные в поисках сигналов, а через несколько дней (в зависимости от того, как часто вы оставляете компьютер в ждущем режиме), результаты будут выгружены обратно на сервер.

И хотя ваши шансы обнаружить сигнал инопланетной цивилизации невелики, все же они не равны нулю. Кто знает? Возможно, вам суждено есть фрикадельки со шведским королем после вручения Нобелевской премии.

Как вы помните, один из параметров знаменитой формулы Дрейка — f_p, доля солнцеподобных звезд, у которых есть планеты. Десятки лет ученые считали, что планет в нашей галактике — великое множество, просто потому, что после рождение звезды неизбежно остается материал — мешанина из газа и пыли, которая может превратиться в небольшие планеты, вращающиеся вокруг своей звезды.

Но на деле найти планеты, вращающиеся вокруг звезд, оказалось нелегко. Если просто направить телескоп на ближайшую звезду в надежде увидеть ее планеты, то ничего не выйдет. Планеты слишком тусклы и слишком близки к ослепительному источнику света (их солнцу). Чтобы в полной мере понять сложность данной задачи, представьте, что вы пытаетесь разглядеть бусинку, находящуюся в 30 метрах от электрической лампочки, с расстояния 16 тысяч километров.

Но, несмотря на эти обескураживающие сложности, астрономы все-таки нашли внесолнечные планеты (т. е. планеты других звезд, за пределами Солнечной системы; их еще называют экзопланетами), причем не по фотографиям, а с помощью расчетов движения их "материнских" звезд.

Планеты и звезды вращаются вокруг своего общего центра масс, а это значит, что движутся и те, и другие. И во время этого движения под влиянием взаимной гравитации звезда притягивает планету, заставляя ее двигаться, а планета притягивает звезду, тоже заставляя ее двигаться. Конечно, масса планеты намного меньше массы звезды, поэтому ответное движение звезды обычно невелико — она проходит, наверное, всего 80 км в час (по сравнению с планетой, которая может пройти 16 000 км в час или даже больше). Используя чувствительные спектроскопы на больших телескопах, астрономы искали проявления небольшого эффекта Допплера (см. главу 11), который должно оказывать на свет звезды ее медленное покачивание. И теперь ученые уже нашли несколько десятков звезд, чье ленивое покачивание выдает наличие у них планет.

Осенью 1995 года два шведских астронома, Мишель Майор и Дидье Квелоц, объявили об открытии первой внесолнечной планеты, вращающейся вокруг нормальной (т. е. солнцеподобной) звезды. Это открытие вызвало большое волнение в научном мире, главным образом, потому, что новая планета мчалась вокруг своей звезды (51 Пегаса) с головокружительной скоростью, делая полный оборот всего за 4 дня. Отсюда следует, что она находится на расстоянии всего каких-нибудь несчастных 8 миллионов километров от своей звезды (рис. 14.5). Это в 8 раз меньше расстояния от Меркурия до Солнца, а значит, температура на планете достигает примерно 1000 °C. Колебания этой звезды, происходящие с периодом 4,23 суток, говорят о том, что они вызваны влиянием планеты с массой, равной по меньшей мере половине массы Юпитера. Естественно, новую планету вскоре прозвали горячим юпитером.

В 1999 году Джефф Мэрси, Пол Батлер и их сотрудники (они открыли многие из новых планет, обнаруженных после 1995 года) объявили, что не одна, а целых три большие планеты вращаются вокруг звезды Ипсилон Андромеды. Это открытие они сделали после тщательного анализа едва заметного покачивания звезды.

Ипсилон Андромеды — это звезда типа F, находящаяся на расстоянии 44 световых лет от Земли. Таким образом, она стала первой нормальной звездой, помимо Солнца, имеющей настоящую планетную систему. Заметим, что и в этом случае планеты очень массивные — больше, чем 0,7; 2,1 и 4,6 масс Юпитера. Но не все они слишком близки к солнцу. Радиусы орбит двух внешних планет сравнимы с радиусами орбит Венеры и Марса.

Конечно, приятно сознавать, что существует множество планет, на которых могли бы обитать разумные существа. Но все же открытия новых планет слегка обескураживают. В конце концов, "горячие юпитеры" (или холодные, не имеет значения) трудно назвать благоприятными для развития "биологической жизни". И если эти слишком большие планеты — типичные представители планет галактики, то землянам не стоит рассчитывать на большую компанию инопланетных цивилизаций.

Впрочем, такое положение дел маловероятно. Метод, используемый для нахождения планет, — поиск допплеровского смещения в спектре звезд — идеально подходит именно для открытия гигантских планет, близко расположенных к своим звездам, т. е. "горячих юпитеров". Такой поиск можно сравнить с исследованием африканской саванны с вертолета. Конечно, слонов и носорогов вы увидите, а вот мышей и комаров — вряд ли. Ученые нашли большие планеты, потому что это легче всего. Возможно, малых планет очень много, но пока мы не создадим телескопы нового типа, открыть их будет очень трудно.

 Если вас интересуют самые последние новости о поиске внесолнечных планет, посетите сайт по адресу cfa-www.harvard.edu/planets, где есть также ссылки на многие другие сайты по этой теме.

Уже в 1930-х годах астрономы обнаружили признаки того, что по меньшей мере 90 % массы Вселенной не излучает света. Этот невидимый материал, называемый темной материей (dark matter), считается тем гравитационным клеем, который не дает звездам стремительно вращающейся галактики, как и галактикам скопления, разлететься в разные стороны. Похоже, что темная материя также сыграла решающую роль в том, что Вселенная стала такой, какой мы ее знаем сегодня, — паутиной из невероятно длинных сверхскоплений галактик, разделяемых гигантскими пустотами (см. главу 12). И, быть может, именно темная материя определяет судьбу Вселенной.

Первый намек на то, что во Вселенной есть темная материя, появился в 1933 году. Изучая движения галактик внутри большого скопления галактик в созвездии Волос Вероники, астроном Фриц Цвикки из Калифорнийского технологического института обнаружил, что некоторые галактики движутся с необычно высокой скоростью. И в самом деле, эти галактики из созвездия Волос Вероники двигались так быстро, что по всем законам физики выходило: все видимые звезды и газ в скоплении не сумели бы обеспечить такую связь между галактиками, чтобы те не разлетелись в разные стороны. И, тем не менее, со скоплением ничего не происходило, оно оставалось прежним.

Отсюда Цвикки заключил, что в созвездии Волос Вероники может существовать какая-то невидимая материя, восполняющая недостаток гравитации.

Но не менее удивительным, чем данный вывод, оказалось то, что в течение нескольких последующих десятилетий о темной материи не было никаких сенсационных статей в прессе. Многие астрономы считали, что, поскольку движение галактик изучено очень подробно, для "изобретения" невидимой материи нет никаких оснований. Но в 1970-х годах появились более убедительные доказательства существования темной материи. Выходило, что она есть не только в звездных скоплениях, но и в отдельных галактиках. В следующих разделах приведены основные аргументы в пользу существования темной материи.

Ну хорошо, есть много убедительных причин, заставляющих верить в существование темной материи. Но что она собой представляет?

Вообще говоря, астрономы поделили возможные виды темной материи на два класса — барионная темная материя и странная темная материя.

Физики всего мира разрабатывают чувствительные детекторы, позволяющие обнаруживать неуловимые, но неопровержимые признаки темной материи. Некоторые ученые анализируют осколки субатомных частиц, полученные в гигантских ускорителях ядерных частиц, где можно быстро воссоздать условия (температуру, энергию, плотность), которые были на заре формирования Вселенной.

Но методы поиска должны быть новаторскими. В конце концов, ученые ищут вещество, которое по определению нельзя увидеть и которое, если не считать тяготения, никак не взаимодействуют с другой материей.

Давайте подумаем, сколько усилий нужно приложить, чтобы найти WIMP. Эти слабо взаимодействующие частицы нельзя удержать ни в одном контейнере, но зато ученые могут искать доказательства того, что они проходят сквозь детектор. Когда WIMP-частица проносится мимо, она слегка нагревает один из атомов детектора, придавая ему небольшую дополнительную энергию. Но такие соударения редки. В типичном лабораторном детекторе такой случай может произойти только один раз за много дней.

К сожалению, космические лучи, энергетические частицы, которые летят к нам из космоса со всех сторон, могут имитировать действие WIMP-частиц. Поэтому, чтобы минимизировать бомбардировку космическими лучами, детектор помещают в подземный туннель. Естественное радиоактивное излучение, исходящее от стен туннеля, также может нагревать атомы, поэтому детектор экранируют — помещают в свинцовый кожух. И чтобы снизить колебания атомов, вызванные увеличением их энергии при высоких температурах, детектор охлаждают до температуры абсолютного нуля.

Поскольку МАСНО — это протяженные, огромные объекты, искать их намного легче. Основной метод следует из общей теории относительности Эйнштейна. Напомню: масса искажает пространство и путь световой волны. Это означает, что объект, который волей случая оказался на одной линии зрения между Землей и далекой звездой, сфокусирует свет этой звезды, и на короткое время ее блеск увеличится. Причем чем массивнее объект — в данном случае, МАСНО, — тем ярче будет звезда во время выравнивания по одной линии.

В сущности, МАСНО ведут себя, как миниатюрные гравитационные линзы, или микролинзы, искажая и усиливая свет от звезды на заднем плане. (Более подробно о микролинзировании говорилось в главе 11.)

В поисках MACHO астрономы следили за блеском звезд из Большого Магелланова Облака, одного из ближайших соседей Млечного Пути. Чтобы достичь Земли, свет звезд от Облака должен пройти сквозь гало Млечного Пути, и находящиеся там МАСНО должны оказывать заметный эффект на этот свет.

Астрономы зарегистрировали несколько случаев, когда звезды из Большого Магелланова Облака внезапно становились ярче, а затем — снова тусклыми. Но количество МАСНО, выведенное на основе этих наблюдений, совсем невелико.

Гораздо шире ученые пользуются эффектом гравитационного линзирования, чтобы составить карту темной материи для целых галактик или даже скоплений галактик.

 Если скопление окажется на пути световых лучей от галактики, находящейся на заднем плане, то оно исказит и искривит эти лучи — эффект гравитационного линзирования, создавая несколько изображений объекта заднего плана. Гало этих призрачных изображений формируется вокруг границ скопления, с точки зрения наблюдателей с Земли.

Чтобы создать некоторый рисунок наблюдаемых призрачных изображений, масса вставшего на пути света скопления должна быть распределена определенным образом. И, поскольку большую часть массы скопления составляет темная материя, этот метод позволяет выяснить, как темная материя распределена в скоплении.

Все методы обнаружения и измерения темной материи являются косвенными, а попытки понять, что она собой представляет, — это непростое дело. Будучи преобладающей формой материи, темная материя оказывает глубокое влияние на прошлое, настоящее и будущее Вселенной.

Помимо отсутствия указания источника взрыва, у теории Большого Взрыва есть и другие слабые места. Например, она не объясняет, почему районы Вселенной, которые разделяет такое огромное расстояние, что между ними нельзя установить связь, — даже с помощью посланника, путешествующего со скоростью света, — тем не менее, выглядят настолько похожими один на другой.

 В 1980-х годах физик Алан Гут выдвинул теорию раздувания (или инфляции) Вселенной, которая способна объяснить эти загадки. А. Гут предположил, что за крошечную долю секунды после рождения Вселенная испытала скачок колоссального роста. Всего за 10^-32 секунды Вселенная расширилась со скоростью гораздо большей, чем когда-либо в последующие примерно 14 миллиардов лет, который прошли с тех пор.

В этот период мощного расширения мельчайшие фрагменты, которые раньше находились в тесном контакте, были разбросаны в далекие уголки Вселенной. А в большом масштабе Космос выглядит везде одинаково, в каком направлении наблюдатель ни направил бы свой телескоп. На самом деле в результате раздувания мелкие участки Космоса превращаются в объемы намного большие, чем земные астрономы когда-либо могли наблюдать. Из этого расширения следует возможность создания вселенных, находящихся далеко за пределами нашей собственной Вселенной. Возможно, существует не одна, а множество вселенных, или мультивселенная (multiverse).

У раздувания есть еще одно свойство. В процессе этого скачкообразного роста происходят захват случайных субатомных колебаний энергии и увеличение их до макроуровня. Благодаря сохранению и усилению этих квантовых колебаний в процессе раздувания создаются участки, немного различающиеся по плотности.

В одних районах, в среднем, содержится больше материи и энергии, чем в других. Это соответствует холодным и горячим температурным уровням космического микроволнового фона (см. предыдущий раздел и рис. 16.1). Со временем гравитация на основе этих различий создала тонкую паутину из скоплений галактик и огромных пустот, из которых состоит Вселенная сегодня.

Рис. 16.1. Светлые и темные пятна на этой карте неба, полученной с помощью спутника СОВЕ (Cosmic Background Explorer — Исследователь космического фона), указывают на горячие и холодные участки космического микроволнового фона

Фотография любезно предоставлена NASA

По иронии судьбы, энергия, которая питает раздувание, генерируется из ничего: из вакуума. Но по квантовой теории, вакуум — это не значит пустота. Он полон частиц и античастиц, которые постоянно создаются и разрушаются. Подключение к этой энергии, по предположению теоретиков, обеспечило энергией Большой Взрыв и излучение, порожденное вместе с ним.

У вакуума есть еще одно странное свойство. Он может проявлять гравитационную силу отталкивания. Вместо того чтобы притягивать объекты, сила гравитационного отталкивания тянет их в разные стороны. Возможно, именно эта сила отталкивания стала причиной кратковременного, но интенсивного периода раздувания.

Процесс раздувания, по крайней мере в самой простой форме, которую можно представить, должен был привести к тому, что Вселенная стала бы плоской. Любая кривизна в космосе была бы вытянутой в этот период быстрого расширения. И мы получили бы знакомую евклидову геометрию на плоскости — вспомните линии и углы, нарисованные на листе бумаге, которые вы учили в средней школе.

Но чтобы Вселенная была плоской, она должна иметь особую плотность, называемую критической плотностью. Если бы плотность Вселенной превысила это критическое значение, гравитационное притяжение стало бы достаточно сильным, чтобы повернуть вспять процесс расширения, и в конце концов это привело бы к коллапсу, сжатию Вселенной, т. е. к тому, что астрономы называют Большим Сжатием (Big Crunch).

Такая Вселенная снова искривилась бы сама в себе, формируя замкнутое пространство конечного объема, такое как поверхность сферы. И космический корабль, летящий по прямой линии по поверхности этой сферы, в конце концов оказался бы в той точке, из которой стартовал. Математики называют это положительной кривизной.

Если бы плотность Вселенной была меньше критического значения, то гравитация не смогла бы преодолеть расширение и Вселенная продолжала бы расширяться вечно. Про такую вселенную говорят, что она имеет отрицательную кривизну; подобный объект имеет форму, напоминающую седло.

Хотя из теории раздувания следует, что Вселенная должна быть плоской, некоторые наблюдения показали, что плотность космической материи составляет только 40 % той, которая необходима для поддержания ее плоской. Если же говорить о массе, то "космическая бухгалтерия" показывает, что ее катастрофически не хватает.

Чтобы Вселенная была плоской, глыб материи — видимой или невидимой (темной) — явно недостаточно. Должна существовать особая форма материи или энергии (согласно выводам Эйнштейна, эти два понятия эквивалентны), заполняющей весь Космос и составляющей недостающие 60 %. Космолог Майкл Тернер из Чикагского университета и сотрудники Национальной лаборатории имени Ферми назвали этот особый компонент темной, или странной энергией (dark, funny energy).

Каков возраст Вселенной? После многолетних ожесточенных споров некоторые астрономы пришли к выводу, что они установили это число — с точностью примерно 10 %. По их оценкам, Вселенной или около 12, или около 13,5 миллиарда лет. Первая цифра означает, что Вселенная будет расширяться вечно, но все медленнее и медленнее, а вторая — что какая-то таинственная сила ускоряет расширение Вселенной (см. раздел "Темная энергия: расширение ускоряется?" выше в этой главе)[39].

Оценки возраста Вселенной в значительной степени зависят от числа, которое занимало астрономов в течение десятилетий, — это постоянная Хаббла, представляющая собой скорость расширения Вселенной в настоящее время. Поиски этого числа начались в 1929 году, когда астроном Эдвин Хаббл обнаружил доказательства того, что мы живем в расширяющейся Вселенной. В частности, он сделал замечательное открытие: все далекие галактики (находящиеся за пределами Местной Группы Галактик, о которой говорилось в главе 12), похоже, удаляются от нашей родной галактики, Млечного Пути.

При этом Хаббл обнаружил, что чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется. Представим, например, две галактики, одна из которых в 2 раза дальше от Млечного Пути, чем другая. Так вот: галактика, которая в 2 раза дальше, удаляется в 2 раза быстрее. (По общей теории относительности Эйнштейна сами галактики не движутся; расширяется ткань пространства, в которую они включены.) Это соотношение называется законом Хаббла.

 Коэффициент, связывающий расстояние до галактики со скоростью ее удаления, называется постоянной Хаббла и обозначается Н₀. Другими словами, скорость удаления галактики равна H₀, умноженной на расстояние до галактики. Таким образом, Н₀ выражает собой степень скорости расширения Вселенной и, следовательно, определяет ее возраст.

 Но постоянная Хаббла на самом деле может вовсе и не быть постоянной. Причины этого следующие: взаимное гравитационное притяжение галактик могло замедлить расширение, которое началось после Большого Взрыва, или какая-то таинственная космическая энергия недавно его ускорила. Скорость расширения в прошлом могла быть другой. Аналогично, величина, обратная постоянной Хаббла, (т. е. 1/H₀), — так называемый хаббловский возраст (Hubble age) — может указывать на возраст Вселенной, если с момента Большого Взрыва скорость расширения была постоянной.

Для большинства стратегий измерения расстояния требуется нечто вроде стандартной свечи, космического эквивалента электрической лампочки известной мощности.

Предположим, вы считаете, что вам известен истинный блеск, или светимость, звезды определенного типа. Свет от отдаленного источника тускнеет пропорционально квадрату расстояния. Поэтому степень тусклости этой звезды в далекой галактике показывает, насколько эта галактика далека.

Желтые пульсирующие звезды, которые называют переменными цефеидами (Cepheid variables), остаются одними из самых надежных "стандартных свечей" для оценки расстояния до сравнительно близких галактик (см. главу 12). Блеск этих молодых звезд периодически увеличивается и уменьшается.

В 1912 году Генриетта Ливитт из обсерватории Гарвардского колледжа обнаружила, что скорость изменения цефеидами их блеска непосредственно связана с их истинной светимостью. Чем дольше этот период (изменения блеска), тем больше светимость.

Сверхновые типа Iа (см. выше в этой главе раздел "Темная энергия: расширение ускоряется?" и главу 11) — это еще один тип "стандартной свечи". Поскольку сверхновые намного ярче цефеид, их можно увидеть в гораздо более далеких галактиках. В недавних исследованиях по вычислению постоянной Хаббла использовались оба этих типа "свечей", а также два других типа калибраторов.

Но все же эти методы пока достаточно грубые. Поэтому, хотя мы знаем наверняка, что Вселенная расширяется, точное значение скорости этого расширения, а также то, как она изменилась за миллиарды лет, пока неизвестны. Наверное, некий эквивалент космического гаишника стоит где-то неподалеку с радиолокатором для измерения скорости расширения Вселенной. Но заглянуть ему через плечо и увидеть значение скорости — довольно непросто!

В написании данной главы принимал участие Рон Ковен, освещающий вопросы астрономии и космоса в Science News.