Ф. Ю. Зигель
АСТРОНОМИЯ
В ЕЕ РАЗВИТИИ
* *
Ф.Ю. Зигель
АСТРОНОМИЯ
В ЕЕ
РАЗВИТИИ
Книга
для учащихся 8—10 классов
средней школы
МОСКВА
«ПРОСВЕЩЕНИЕ»
1988
ББК 22.6
3-59
Рецензенты:
кандидат физико-математических наук, доцент О. К. Ухова;
кандидат педагогических наук Е. П. Левитан
Зигель Ф. Ю.
3-59 Астрономия в ее развитии: Кн. для учащихся 8—10 кл. сред,
шк.— М.: Просвещение, 1988.— 159 с.: ил.
ISBN 5-09-000338-6
Книга рассказывает об истории развития астрономии от ее зарождения
до современных успехов астрофизики, внегалактической астрономии, космогонии,
космологии. Читатель узнает о прошлом и настоящем данной науки, о ее перспек-
тивах, о борьбе за победу научного мировоззрения, о том, как человек по-
стоянно познает окружающий мир.
о 4306020000—702 л
3	103(03)—88	214-88
ББК 22.6
ISBN 5-09-000338-6
© Издательство «Просвещение», 1988
ВВЕДЕНИЕ
Необходимо изучать последовательное ’ развитие отдельных
отраслей естествознания.— Сперва астрономия, которая уже
из-за времен года абсолютно необходима для пастушеских
и земледельческих народов.
Ф. Энгельс
Астрономия — это наука о Все-
ленной, изучающая движение,
строение, происхождение и развитие
небесных тел и их систем. Таково
строгое определение науки о звездах,
даваемое обычно в учебниках астро-
номии. Как и все на свете, астроно-
мия имеет длительную историю,
едва ли не большую, чем любая
другая наука. Во всяком случае,
перечисляя последовательность за-
рождения наук в истории человече-
ства, Фридрих Энгельс назвал астро-
номию первой.
Как из крошечных ручейков,
постепенно набирающих силу, обра-
зуется громадная река, так из
первых астрономических наблюде-
ний, главной целью которых была
ориентировка во времени и в
пространстве, возникла современ-
ная астрономия — многоплановая,
разветвленная наука. В желуде
трудно усмотреть будущее величе-
ственное дерево. Так и в первых
астрономических исследованиях не-
возможно было увидеть современную
науку. По ходу знакомства с окру-
жающей нас Вселенной возникали
новые области познания. Рождались
отдельные направления исследова-
ний, постепенно складывавшиеся в
самостоятельные научные дисципли-
ны. Все они, разумеется, объединя-
лись общими интересами астроно-
мии, но сравнительно узкая спе-
циализация внутри астрономии все
больше и больше давала себя
знать.
Такова судьба любой науки.
Не существует, скажем, медиков
вообще, а есть терапевты, невро-
1
з
патологи, хирурги и другие спе-
циалисты, работающие в любой
поликлинике.
В современной астрономии четко
выделились следующие разделы:
I.	Астрометрия — древнейший
раздел астрономии, изучающий по-
ложение на небе небесных тел в
определенные моменты времени. Где
и когда — таков по существу основ-
ной вопрос, на который отвечает
астрометрия. Очевидно, для ответа
нужно знать ту систему координат,
относительно которой определяют
положение тела, и уметь измерять
промежутки времени с помощью
равномерного движения.
Порожденная нуждами практики,
астрометрия до сих пор остается
наиболее «практической», приклад-
ной отраслью астрономии. Измере-
ния времени и местоположения
нужны во всех делах человеческих,
и поэтому трудно указать обстоя-
тельства, где астрометрия прямо
или косвенно не находила бы себе
применение.
II.	Небесная механика возникла
лишь в XVII в., когда стало
возможным изучать силы, управ-
ляющие движением небесных тел.
Главной из этих сил, как известно,
является гравитационная сила, т. е.
сила тяготения, или, иначе говоря,
сила взаимного притяжения небес-
ных тел. Хотя природа гравитации
до сих пор не ясна, теория
движения небесных тел под дейст-
вием тяготения разработана очень
обстоятельно, как, впрочем, и теория
фигур равновесия небесных тел,
которые определяются гравитацией
и вращением. Обе эти теориц и
составляют главное, чем занимается
небесная механика.
III.	Почти одновременно с не-
бесной механикой развивалась и
астрофизика — та отрасль астроно-
мии, которая изучает физическую
природу небесных тел. А стало это
возможным благодаря изобретению
телескопа, который далекое сделал
близким и позволил рассмотреть
удивительные подробности на небе
и небесных телах. Особенно бурное
развитие астрофизика испытала с
открытием спектрального анализа
в XIX в. Стремительный рост
астрофизических знаний, невиданно
быстрое расширение средств иссле-
дования физики космоса продол-
жается и в наше время.
Изучая Вселенную, астрономы
постепенно вышли далеко за границы
видимого участка электромагнитного
спектра. Астрономия стала все-
волновой, и недоступная глазу
астрономическая реальность оказа-
лась куда богаче, многообразнее
того, что мы видим невооруженным
глазом. Постепенно сложилась аст-
рономия невидимого, имеющая, впро-
чем, иное официальное название.
В зависимости от участка электро-
магнитного спектра в настоящее
время различают радиоастрономию,
инфракрасную астрономию, ультра-
фиолетовую и рентгеновскую астро-
номию и, наконец, наиболее коротко-
волновую гамма-астрономию. Неко-
торые из этих терминов исполь-
зуются давно (например, радио-
астрономия), другие пока звучат
непривычно (инфракрасная астроно-
мия). По существу, эти разделы
входят главным образом в астро-
физику, поэтому выделять их особо
мы не будем. Несмотря на многие
свои отрасли, астрономия, конечно,
остается единой наукой о космосе.
IV.	Звездная астрономия изучает
строение и развитие звездных сис-
тем. Этот раздел возник на грани
XVIII и XIX вв. с классических
работ Вильяма и Джона Гершелей.
Дальнейшие шаги в познании звезд-
4
них систем показали, что звездная
астрономия немыслима без астро-
физики. Подобно тому, как в
современной астрономии астромет-
рия все теснее сближается с небесной
механикой, астрофизические методы
исследования приобретают все боль-
шее значение в исследовании звезд-
ных систем.
V.	Конкретные данные, добывае-
мые перечисленными выше отрасля-
ми астрономии, обобщаются космо-
гонией, которая изучает происхож-
дение и развитие небесных тел.
Так как эволюция небесных тел
совершается, как правило, за сроки,
несравнимо большие, чем время су-
ществования человека, решение
космогонических проблем — дело
очень трудное. Правда, в какой-то
мере оно облегчается некоторыми
быстропротекающими космическими
процессами типа взрывов, которых
в последнее время открывают все
больше и больше. Однако разгадать
их эволюционный смысл далеко не
всегда просто.
VI.	Космология занимается наи-
более общими вопросами строения
и эволюции всего мира в целом.
Космологи стараются рассматривать
Вселенную в целом, не забывая,
конечно, о том, что человеку всегда
доступна лишь ограниченная часть
бесконечного и неисчерпаемого во
всех отношениях Мира. Поэтому
космологические «модели» всей Все-
ленной, т. е. теоретические схемы
«Мира в целом», неизбежно стра-
дают упрощенчеством и лишь в
большей или меньшей степени отра-
жают реальность. Космология всегда
была и остается сферой идеоло-
гической борьбы идеалистического и
материалистического мировоззрений.
В предлагаемой вниманию чита-
теля книге излагаются главнейшие
факты из истории развития отдель-
ных разделов современной астроно-
мии, или, иначе говоря, разных
«астрономий». Рассказывается здесь
и о перспективах этих наук. Вероят-
но, это пригодится тем, кто изберет
астрономию своей специальностью.
Небольшой объем книги заставил
автора ограничиться самыми глав-
ными этапами и фактами из истории
астрономии. Но в списке рекомен-
дуемой литературы читатель найдет
книги, с помощью которых он всегда
сможет пополнить свои знания.
В конце каждого раздела даются
выводы, обобщающие то главное,
что характерно для исторического
развития данного астрономического
раздела.
ГДЕ И КОГДА?
Необходимость вычислять периоды подъема и спада
воды в Ниле создала египетскую астрономию.
К. Маркс
РОЖДЕНИЕ НЕБЕСНОЙ СФЕРЫ
LJ Древнем Египте большая часть
L-) населения старалась поселить-
ся в плодородной долине Нила.
Это были земледельческие, народы,
уровень жизни которых зависел от
сбора урожая. Обычно с марта начи-
нался период засухи, длящейся около
четырех месяцев. В конце июня
далеко на юге, в районе озера
Виктория, начинались обильные
дожди. Потоки воды устремлялись
в Нил, который до сентября пре-
вращался в исполинскую реку,
шириной до 20 км. В это время
египтяне уходили из долины Нила
на близлежащие возвышенности, а
когда Нил входил в обычное свое
русло, в плодородной, увлажненной
его долине начинался сев. Проходило
еще четыре месяца, и египтяне
собирали обильный урожай.
Очень важно было вовремя
узнать, когда начнется разлив Нила.
История повествует, что еще 6 000
лет назад египетские жрецы умели
это делать. С пирамид или других
высоких мест они старались заметить
утром на востоке в лучах зари
первое появление самой яркой звезды
неба Сотне, которую теперь мы
называем Сириусом. До этого при-
мерно в течение 70 дней Сириус —
украшение зимнего ночного неба —
был невидим; он скрывался в сол-
нечных лучах. Первое же утреннее
появление Сириуса для египтян
было сигналом того, что наступает
время разлива Нила и надо уходить
от его берегов.
Так впервые была установлена
продолжительность года, которую
египтяне считали равной 360 суткам.
6
Египетский год был равен 12 ме-
сяцам, каждый из которых содержал
30 дней. Это был первый в истории
календарь, правда, неточный, так
как год на 674 суток длиннее.
Создавая календарь, египетские
жрецы, вероятно, и не подозревали,
насколько сложна эта задача. Один
природный цикл, знакомый людям
с незапамятных времен (сутки),
они старались выразить через доли
другого (года). Но мы теперь хорошо
знаем, что период обращения Земли
вокруг Солнца (год) несоизмерим с
продолжительностью ее оборота во-
круг оси (сутками). Это отношение
не может быть выражено ни целым,
ни каким-нибудь удобным дробным
числом, а определить его можно
лишь приближенно. Так, продолжи-
тельность 1900 г. составляла 365
суток 5 часов 48 минут 46 секунд.
Однако и эта величина, конечно,
не абсолютно точна, а приближенна.
Она уменьшается примерно на */2
секунды за столетие. Таким образом,
действительно «все врут календари»,
и первый египетский календарь
не был исключением. Кстати сказать,
около 4000 лет назад египтян^ уточ-
нили свой первоначальный календарь
и стали считать в году 365 суток.
Древние кочевые народы строили
свою временную жизнь сообразно
с изменениями фаз Луны. Как
известно, Луна непрерывно меняет
видимую форму, т. е. фазы. От одного
полнолуния до другого проходит
примерно 29,5 суток. Этот промежу-
ток времени был назван месяцем.
В лунном календаре год содержит
12 лунных месяцев и продолжается
354 дня. Любопытно, что лунный
календарь до сих пор бытует в
мусульманских странах. Конечно, и
он неточен — период смены лунных
фаз несоизмерим ни с сутками,
ци с годом.
Календарь, которым мы поль-
зуемся сейчас, является солнечным
календарем.
Календарный счет времени ка-
жется нам настолько привычным,
что в существование людей, живу-
щих в наше время (жители Цент-
ральной Австралии, тропических ле-
сов Индонезии и Южной Америки)
и обходящихся вообще без какого-
либо регулярного счета времени,
трудно поверить.
Главным инструментом астроно-
ма в древйости был его невоору-
женный глаз. При всех своих
достоинствах, глаз не позволяет
различать, какие из небесных тел
находятся к нам ближе, какие
дальше. И Солнце, и Луна, и звезды
кажутся равноудаленными от наблю-
дателя. Создается иллюзия, что
все они находятся на поверхности
какой-то громадной сферы неопреде-
ленно большого радиуса. Вероятно,
это непосредственное и всем свой-
ственное ощущение породило поня-
тие небесной сферы, т. е. сферы
любого радиуса с центром в глазу
наблюдателя. На небесной сфере
можно проводить лишь угловые
измерения — ведь нельзя же «на
глаз» определить, каков поперечник
Луны или Солнца в километрах.
А угловые их' диаметры измерить
просто. Именно отсюда следует,
что радиус небесной сферы может
быть любым, так как численное
значение угла не зависит от длины
его сторон.
Как ни примитивны были угловые
измерительные инструменты людей
в далеком прошлом, многое на небе
им удалось подметить и измерить.
Такие наблюдения были сделаны
независимо друг от друга астроно-
мами Древнего Египта, Вавилонии,
Китая и Греции. Попробуем разо-
браться, как и что они открыли.
7
При этом для удобства будем
пользоваться современной терми-
нологией.
В каждом месте наблюдения
направление отвеса определяет вер-
тикальную линию. Она пересекает
небесную сферу в двух точках.
Та из них, которая находится
над головой^ наблюдателя, называет-
ся зенитом, противоположная ей —
надиром. Плоскость, перпендикуляр-
ная вертикали и проходящая через
центр сферы, пересечет небесную
сферу по линии истинного мате-
матического горизонта. Он не совпа-
дает с видимым горизонтом, который
может быть испещрен силуэтами,
например, зданий или деревьев.
Вот и получилось построение, изо-
браженное условно на рисунке 1.
В дальнейшем в такого рода
чертежах мы не будем изображать
Землю и наблюдателя, не забывая,
однако, о том, что в центре небесной
сферы всегда мысленно помещают
глаз наблюдателя.
Древние, конечно, давно заме-
тили, что звездное небо как единое
целое вращается вокруг наблюдате-
ля. Не зная истинной причины
этого явления (вращение Земли),
они принимали его таким, каким
видели: считалось, что небесная
сфера со звездами непрерывно
вращается вокруг Земли. При этом
нетрудно было заметить, что на небе
есть две неподвижные точки, не
участвующие в этом движении. Их
назвали полюсами мира, а прямую,
их соединяющую, осью мира. Окруж-
ность большого круга, все точки
которой равноудалены от полюсов
мира, получила наименование не-
бесного экватора. Точки, в которых
небесный экватор пересекает истин-
ный горизонт, называются точками
востока Е и запада W. Две другие
точки горизонта, равноудаленные
от них, называются точками севера N
и юга S, а прямая, их соединяю-
щая,— полуденной линией (рис. 2).
Окружность, проходящая через по-
Рис. 1. Небесная сфера, наблюдатель и
Земля.
Северный
полюс мира 2 (Зенит)
, 3 Южный
(Надир) полюс мира
Рис. 2. Основные точки и линии небесной
сферы.
8
люса мира, зенит и надир, называет-
ся небесным меридианом.
На чертеже небесной сферы,
которую мы нарисовали, не хва-
тает еще одной важной линии —
эклиптики. Так астрономы называют
видимый годовой путь Солнца среди
звезд. В отличие от звезд, Солнце
сразу участвует в двух видимых
движениях — со всей небесной сфе-
рой вращается вокруг Земли и вместе
с этим медленно движется среди
звезд в обратном направлении,
переходя из созвездия в созвездие.
Все это похоже на то, как если бы
светлячок полз по вращающемуся
звездному глобусу. Точки пересе-
чения эклиптики и экватора назы-
ваются точками равноденствий —
весеннего и осеннего ().
В китайских хрониках сообщает-
ся, что около 1100 г. до н. э.
китайский астроном Чу Конг изме-
рил наклон эклиптики к экватору
и нашел его равным 23°54'. Как
он это сделал?
Двигаясь по эклиптике, Солнце
все время меняет угловое расстояние
от экватора. 22 июня, в день летнего
солнцестояния, Солнце находится
в самой «верхней» точке эклиптики
(точке летнего солнцестояния), т. е.
в наибольшем удалении от экватора
к северному полюсу мира. Пусть
в этот день в полдень, когда Солнце
находится над точкой юга, его угло-
вая высота над горизонтом равна
hmQX- Через полгода, когда Солнце
будет в точке зимнего солнце-
стояния, его полуденная высота
пусть равна /imzn. Нетрудно сообра-
зить, что угол 8 наклона эклиптики
к экватору определится формулой
hmax hrntn
Что же касается полуденной
высоты Солнца, то она определяется
Рис. 3. Горизонтальные координаты.
без всякого труда с помощью тех
угломерных инструментов, которые
описаны в следующей главе. Ве-
личина 8 имеет большое значение
в астрономии. Она множество раз
уточнялась разными астрономами
и в настоящее время принимается
равной 23°26'. . Заметим, что на
протяжении веков по ряду причин
она слегка изменяется.
Ориентация во времени и про-
странстве есть главная задача прак-
тической астрономии. Вопрос
«когда?» решается указанием мо-
мента времени. Другой вопрос —
«где?» требует введения координат,
т. е. системы отсчета, в которой
фиксируется положение небесного
объекта. Так как, повторяем, на
небесной сфере возможны лишь
угловые измерения, небесные коорди-
наты представляют собой системы
углов, определяющих место светила
на небосводе.
Таковы прежде всего горизон-
тальные координаты — угловая вы-
сота и азимут (рис. 3). Под
угловой высотой или просто высотой
9
Рис. 4. Экваториальные (слева) и географические (справа) координаты.
светила h понимают угол между
лучом, идущим из центра небесной
сферы на светило, и плоскостью
горизонта. Дополнительный угол
z называется зенитным расстоянием
светила.
Проведем через зенит и светило
полуокружность, именуемую верти-
калом. Угол, который образует
плоскость вертикала с плоскостью
небесного меридиана, называется
азимутом Л. Этот угол отсчитывается
от точки юга к западу (от 0 до
360°)’. Значения азимута и высоты
полностью определяют положение
точки на небесной сфере.
У небесных светил, кроме тех,
которые находятся в полюсах мира,
эти координаты все время меняются,
что создает некоторое неудобство.
Однако есть другие, экваториальные
координаты, которые не зависят от
вращения небесной сферы. Они очень
похожи на географические коорди-
1 В геодезии азимуты отсчитываются от
точки севера к востоку.
наты — широту и долготу. Роль
широты играет склонение 6 — угло-
вое расстояние от небесного эква-
тора, а координата, похожая на
долготу, называется прямым восхож-
дением а (рис. 4). Оно отсчиты-
вается от точки весеннего равно-
денствия '"Р против вращения часо-
вой стрелки (если смотреть со сторо-
ны северного полюса мира).
Склонение 6 измеряется в граду-
сах, причем считается положитель-
ным к северу от небесного экватора
и отрицательйым к югу от него.
Прямое восхождение принято изме-
рять в часах, минутах и секундах.
При этом 360° соответствует 24 ч,
откуда каждый час прямого вос-
хождения соответствует lfj°.
До середины XVII в. среди
астрономов пользовалась популяр-
ностью эклиптическая система коор-
динат— астрономические широта и
долгота. В этой системе основой
для отсчета служит не горизонт
или экватор, а эклиптика, причем
широта аналогична склонению, а
10
долгота — прямому восхождению (и
то и другое выражается в градусах).
Эти координаты, как и экваториаль-
ные, не зависят от видимого'суточ-
ного движения звезд, в этом и со-
стоит их удобство.
Наше построение небесной сферы
будет неполным, если не уточнить,
от чего зависит угол наклона оси
мира к плоскости горизонта.
Около 320 г. до н. э. греческий
астроном, географ и мореплаватель
Питеас, убежденный в шарообраз-
ности Земли, впервые доказал, что
угловая высота полюса мира над
горизонтом всегда равна географиче-
ской широте места.
Рассмотрите внимательно рису-
нок 5. Так как видимое суточное
вращение небосвода вызвано дей-
ствительным вращением Земли во-
круг оси, то ось мира, проведенная
в данном пункте наблюдения, па-
раллельна земной оси. Но тогда
географическая широта места ср и
угловая высота полюса мира над
горизонтом hP есть углы со взаимно
перпендикулярными сторонами, ра-
венство которых доказывается в
элементарной геометрии.
Для Москвы ср = 56°, и на
московском небе есть никогда не
заходящие и никогда не восходящие
звезды. На полюсах Земли (<р = ±90°)
над горизонтом видно всегда какое-
нибудь одно полушарие звездного
Рис. 5. Теорема о высоте полюса мира.
неба, причем звезды движутся па-
раллельно горизонту. На земном
экваторе (<р = 0°) другая картина:
ось мира лежит в плоскости гори-
зонта, все звезды восходят и заходят,
причем их видимые пути перпенди-
кулярны горизонту.
Небесная сфера — очень удобное
геометрическое построение. Возник-
шее еще в те времена, когда
люди верили в реальность веществен-
ных, «хрустальных» небесных сфер,
оно сохранилось и в наши дни
как некая математическая абстрак-
ция, совершенно необходимая для
описания видимых движений небес-
ных тел.
НА ДРЕВНИХ ОБСЕРВАТОРИЯХ
Как уже говорилось, первона-
чальные астрономические наблюде-
ния (например, утреннего появления
Сириуса) не требовали каких-то
специально оборудованных помеще-
ний и инструментов. Они проводи-
лись с подножия пирамид или с их
вершин.
В Китае в период династии Чжоу
(XII в. до н. э.) правитель У Вон
построил, по-видимому, первую ки-
тайскую обсерваторию. Она пред-
ставляла собой невысокую башню, на
плоской вершине которой размеща-
лись угломерные инструменты.
Известно, что позже знаменитый
11
Рис. 6. Обсерватория в Дели.
китайский астроном Чжан Хэн
(78—139 гг. н. э.) сконструировал
несколько инструментов для измере-
ния углов и времени. Среди них
было искусственное дерево-кален-
дарь, с которого ежедневно падало
по одному листу. Когда завершался
месяц, эти листья снова водворялись
на дерево.
В 1154 г. в Пекине была
построена большая обсерватория,
ныне превращенная в астрономиче-
ский музей. На рисунке 6 изобра-
жена оригинальная по конструкции
обсерватория в Дели, одновременно
бывшая исполинскими солнечными
часами. Существовали подобные
обсерватории и в других странах
и городах, например в Александ-
рии. Чем же были оснащены
эти древние научные учреждения?
Самым простым и, по-видимому,
наиболее древним астрономическим
инструментом по праву считается
гномон (рис. 7). По сути это
вертикальный стержень, отбрасы-
вающий тень на горизонтальную
плоскость. Если известна высота
гномона L и длина тени /, то
угловая высота h Солнца определяет-
Рис. 7. Гномон.
12
ся по очевидной формуле tg/i = -y-.
С помощью гномона древние
астрономы определяли дни солнце-
стояний (когда полуденная высота
Солнца становилась наибольшей
hmax или наименьшей hmin). Мы уже
говорили, как по этим данным можно
найти наклон эклиптики к экватору.
Посмотрев на чертеж небесной сферы
(см. рис. 2), нетрудно сообразить,
Л hmax + hmin	ПЛО
что --------=90 —(р, где ср —
широта места наблюдения. Несмотря
на предельную простоту, гномон
позволял измерять очень важные в
астрономии величины.
Иногда гномоны делали огромных
размеров. Знаменитый узбекский
астроном Улугбек (XV в. н. э.)
пользовался гномоном высотой 55 м.
В том же веке во Флоренции на
здании собора был установлен гно-
мон, который ' вместе с собором
достигал высоты 90 м! Увеличение
высоты гномона было обоснованным.
Чем выше гномон, тем длиннее его
тень и тем легче заметить ее
изменение. Значит, здесь, как и во
многом другом, проявляется главное
стремление астрономов — сделать
измерения как можно более точными.
В древности широко использо-
вали прибор, именуемый астроно-
мическим посохом (рис. 8). В
простейшем варианте это градуиро-
ванная линейка АВ, вдоль которой
перемещается рейка CD. На концах
рейки обычно укрепляли небольшие
стержни — визиры. Визир с отвер-
стием имелся и на конце основной
линейки АВ в точке А. Рисунок
с транспортиром поясняет принцип
действия астрономического посоха.
С его помощью древние астрономы
определяли высоту звезд и угловое
расстояние между ними.
Рис. 8. Астрономический посох и принцип
его действия.
Несколько сложнее был устроен
трикветр (рис. 9). Он состоял из
трех соединенных между собой
линеек. К вертикальной неподвижной
линейке АВ на шарнирах прикрепля-
лись линейки ВС и АС. Верхняя
ВС имела два визира, или диоптра,
тип. При наблюдениях астроном
направлял эту линейку на звезду так,
чтобы звезда была одновременно
13
видна сквозь оба диоптра. Затем,
удерживая линейку ВС в этом поло-
жении, к ней прикладывали линейку
АС таким образом, чтобы расстояния
ВА и ВС были равны между собой.
Осуществить это было легко, так как
на всех трех линейках трикветра
имелись деления с одинаковой шка-
лой. Измерив по шкале длину
отрезка линейки АС, астроном затем
по специальным таблицам находил
угол АВС, равный зенитному рас-
стоянию звезды.
И астрономический посох, и
трикветр были грубыми, неточными
инструментами, и в древности им
обычно предпочитали квадранты,
один из которых изображен на ри-
сунке 10. Квадрант представлял
собой доску в форме четверти
градуированного круга. В его центре
укреплялась подвижная линейка с
двумя диоптрами (в некоторых
квадрантах линейку заменяли полой
трубкой). Квадрант устанавливали
вертикально и по положению трубки
или линейки с визирами, направлен-
ными на светило, измеряли по шкале
высоту этого светила. Если вместо
четверти круга брали его шестую
часть, то инструмент называли
секстантом, а если восьмую —
октантом. Чем крупнее был квадрант,
тем точнее была градуировка, но
при этом возникали трудности с
обеспечением вертикальности его
установки во время наблюдений.
Некоторые из квадрантов укрепляли
на вертикальных стенах (в плоскости
небесного меридиана), почему они и
получили Наименование стенных
квадрантов. В других конструкциях
квадранты могли вращаться вокруг
вертикальной оси и с их помощью
удавалось измерять не только вы-
соту, но и азимут. Это были
универсальные квадранты — про-
образ будущих оптических универ-
сальных инструментов. Некоторые
из квадрантов позволяли измерять
углы в любой плоскости.
Существовали в древности и лег-
кие переносные инструменты типа
астролябии (рис. 11). Главной
ее частью был разделенный на
градусы металлический круг. За
кольцо А астролябия подвешивалась
к какой-либо опоре, или ее просто
держали в руках. Подвижная линей-
ка с двумя диоптрами, называемая
алидадой, направлялась на светило,
а отсчет высоты производился по
кругу.
Непременной принадлежностью
любой древней обсерватории были
армиллярные сферы, или просто
Рис. 10. Древний квадрант.
Рис. 11. Древняя (справа) и самодельная
астролябия.
14
Рис. 12. Армиллярная сфера.
армиллы (рис. 12). Так называли
модели небесной сферы с ее важней-
шими точками и кругами—полюсами,
осью мира, небесным меридианом,
экватором, горизонтом. Многие ар-
миллы дополнялись и другими дета-
лями. Каждая из армилл могла
вращаться вокруг оси мира, а во
многих из них делался подвижным
и меридиан, так что наклон оси
мира к горизонту можно было
устанавливать соответственно широ-
те обсерватории. Основные круги ар-
милл обычно были градуированы.
При наблюдении армиллы уста-
навливали по отвесу так, чтобы
их меридиан лежал в плоскости
небесного меридиана. Во время
наблюдений через диоптры фикси-
ровалось направление на светило
и по шкале отсчитывались его
координаты. Замечательно, что ар-
миллы позволяли измерять не только
горизонтальные, то также эквато-
риальные и эклиптические коорди-
наты светил.
В наше время изготовляют метал-
лические модели небесной сферы —
это далекие потомки древних
армилл. Сегодняшняя армиллярная
сфера — всего лишь наглядное по-
собие при изучении школьного курса
астрономии. Но когда-то без них
не обходился ни один астроном.
Великий Коперник (XVI в.) поль-
зовался астрономическим жезлом,
квадрантом и армиллами. С их
помощью он мог производить угло-
вые измерения с точностью до одной-
двух минут дуги. Но и этого ока-
залось достаточным, чтобы утвер-
дить новую систему мира, которая
произвела революцию в астроно-
мии.
ВЕЛИКИЕ АСТРОМЕТРИСТЫ ДРЕВНОСТИ
В древности астрономия не де-
лилась на более «узкие» специаль-
ности— слишком мал был общий
объем знаний о Вселенной. Тем не
менее, с современной точки зрения,
древние астрономы по необходимости
были астрометристзми — главное их
занятие заключалось в определении
положения светил на небе и измере-
нии времени. Редкие астрофизиче-
ские явления вроде вспышек новых
звезд и появления комет при всей
их важности для будущего развития
науки мало что давали для физи-
15
ческого миропонимания неизвестных
тогда еще объектов, осмыслить
физическую суть которых было
невозможно. Вот почему первых
астрономов мы вправе считать
астрометристами. Трое из них осо-
бенно заслуживают нашего внима-
ния как искуснейшие наблюдатели
древности — это Гиппарх, Улугбек
и Тихо Браге.
О Гиппархе известно немного.
Жил он во II в. до н. э. в Никее,
но большую часть жизни провел
на острове Родос, где и построил
себе обсерваторию. К сожалению,
из всех сочинений Гиппарха лишь
одно, и притом второстепенное,
дошло до наших дней. О главных
его трудах известно из более
поздних сочинений других авторов.
Гиппарх фактически рассчитал
первые тригонометрические таблицы.
Однако вместо современных синусов
и тангенсов он приводил выраженные
в долях радиуса окружности длины
хорд соответствующих центральных
углов. Используя эти таблицы, он
решал задачи сферической триго-
нометрии, например, переводил эква-
ториальные координаты светил в
эклиптические, и обратно. То же1
относится и к другим астрономиче-
ским координатам. Сферическая три-
гонометрия есть основа сферической
астрономии — важнейшего раздела
астрометрии.
Еще за двести лет до Гиппарха
определили, что Солнце движется
по эклиптике неравномерно, хотя
истинной причины этого явления
(неравномерное обращение Земли
вокруг Солнца) тогда не знали.
Гиппарх составил таблицы, по ко-
торым можно было выяснить, где
находится Солнце на эклиптике в
любой момент времени. Он также
открыл важное явление — предва-
рение равноденствий. Оно выра-
жается в том, что каждый год
равноденствие случается несколько
раньше, чем Земля совершит полный
путь вокруг Солнца. Иначе говоря,
точка весеннего равноденствия мед-
ленно смещается по эклиптике, за-
вершая полный оборот за 26 000 лет.
При этом наклон эклиптики к эква-
тору остается почти неизменным.
Причина этих явлений, как мы
теперь знаем, заключается в пре-
цессии — медленном перемещении
земной оси по конусообразной по-
верхности. (Прецессию можно на-
блюдать у любого волчка — доста-
точно слегка щелкнуть пальцем по
его оси.) Гиппарх этого, конечно,
не знал. Он открыл прецессию
по изменению эклиптических коорди-
нат звезд, вызванных перемещением
начала отсчета — точки весеннего
равноденствия. Гиппарх был отлич-
ным наблюдателем — ошибки его
угловых измерений не превосходили
нескольких минут дуги. Такая точ-
ность и позволила Гиппарху заме-
тить, что вследствие прецессии
координаты звезд, измеренные его
предшественником Тимохарисом
(III в. до н. э.), заметно изменились.
Движение Луны оказалось еще
более сложным, чем видимое дви-
жение Солнца. Гиппарху удалось
подметить важнейшие неправиль-
ности, или, как говорят, неравенства
в этом движении, нашедшие себе
объяснения спустя почти две тысячи
лет. Еще более сложными и трудно
объяснимыми показались Гиппарху
движения планет.
Изучение звезд начинается с их
переписи, т. е. с составления звезд-
ного каталога, в котором указаны
координаты звезд, их кажущаяся
яркость, цвет и другие особенности.
Около 355 г. до н. э. китайские
астрономы Гань Гун и Ши Шэнь
составили, по-видимому, первый в
мире звездный каталог, где были
даны сведения о 8Q0 звездах,
причем для 120 из них определялись
эклиптические координаты. Каталог
китайских астрономов, увы, не дошел
до нас. Такая же участь постигла
первый в Европе звездный каталог
греческих астрономов Аристилла
и Тимохариса (280 г. до н. э.). Да
и о каталоге Гиппарха мы можем
судить лишь по сочинениям Клавдия
Птолемея (II в. н. э.).
Этот каталог содержал сведения
о 1008 звездах 48 созвездий.
Самые яркие из звезд, видимые
невооруженным глазом, Гиппарх
назвал звездами первой звездной
величины, самые слабые — шестой.
По классификации Гиппарха его
каталог включал в себя 15 звезд
первой величины, 45— второй, 208—
третьей, 474— четвертой, 217— пятой
и 49— шестой. Разумеется, эта ста-
тистика не отражает действительного
распределения звезд по их свети-
мости. Но не будем строги к
Гиппарху — ведь его каталог был
одним из первых в истории астро-
номии. Примечательно, что понятие
«звездная величина», введенная Гип-
пархом, сохранилась до наших дней.
Гиппарх был пионером и в
наблюдении некоторых астрофизи-
ческих явлений. В 134 г. до н. э.
в созвездии Скорпиона он заметил
новую, неизвестную ранее яркую
звезду. Именно это событие, кстати,
и побудило его составить звездный
каталог.
Перенесемся теперь мысленно
в XV в. н. э. Около 1425 г. в
окрестностях Самарканда было
завершено строительство величай-
шей в мире обсерватории. Она была
создана по замыслу и под руковод-
ством внука знаменитого Тимура.
Его звали Мухаммед-Тарагай.
Впрочем, в истории он известен по
своему прозвищу — Улугбек, что
означает «великий князь». Жил
Улугбек — выдающийся астроном и
математик — с 1394 по 1449 г.
После долгой междоусобной
борьбы в 1409 г. Улугбек становится
правителем Мавераннахра, Хорезма
и Ферганы.
Столицей всей этой обширной об-
ласти Средней Азии стал древний
Самарканд.
В отличие от деда, Улугбек не
был склонен к ратным подвигам.
Его больше увлекала наука. Он
всемерно покровительствовал уче-
ным, строил великолепные по архи-
тектуре медресе (школы). Улугбек
окружил себя учеными самых разных
профессий, из которых наиболее
привлекательной он считал астро-
номию.
Обсерватория Улугбека действи-
тельно уникальна. Цилиндрическое
трехэтажное здание со множеством
помещений имело высоту около 50 м.
Его цоколь был украшен яркой мо-
заикой, а на внутренних стенах зда-
ния виднелись изображения небесных
сфер и аллегорические фигуры
«климатов». С крыши обсерватории
виднелся открытый горизонт.
Главным инструментом обсерва-
тории был исполинский квадрант,
частично сохранившийся до наших
дней. Он был укреплен в централь-
ном широком проеме здания, строго
в плоскости небесного меридиана
(рис. 13), и имел радиус 40,2 м.
В центре его дуги укреплялся
основной диоптр, а на самой дуге
по бронзовым рельсам наблюдатель
передвигал визирные инструменты,
с помощью которых фиксировалось
направление на небесное светило.
При наблюдении Солнца помещение
квадранта затемняли, и луч Солнца,
проходя через основной диоптр,
давал «зайчик» на специальном
17
Рис. 13. Обсерватория (общий вид — справа)
и часть дуги и квадранта Улугбека (слева).
белом диске, перемещавшемся по
дуге инструмента.
В те времена Самарканд стал
астрономической столицей мира, а
слава Улугбека перешагнула далеко
границы Азии. На гравюрах XVII в.
мы видим Улугбека в окружении
самых знаменитых астрономов мира.
Улугбек одним из первых после
Гиппарха решился составить новый
звёздный каталог. Он дошел до
нас в главном труде Улугбека и
сотрудников его обсерватории под
названием «Новые астрономические
таблицы» (1437—1449). Он содер-
жал не только перепись звезд,
но также сведения о различных
системах летосчисления, основах
сферической астрономии, данные,
помогающие предсказать наступле-
ние солнечных и лунных затмений,
и многое другое. Однако главной
частью труда был звездный каталог,
включающий сведения о 1018 звез-
дах. Положение некоторых из них
заметно изменилось со времен Ти-
мохариса и Гиппарха, причем вы-
звано это было не только ошибками
наблюдателей и прецессией. По-
видимому, Улугбек, не сознавая
этого, впервые зафиксировал реаль-
ные перемещения звезд в про-
странстве.
Точность измерения, достигнутая
Улугбеком, оставалась непревзой-
денной более века. Но в, 1546 г.
в Дании родился мальчик, которому
суждено было достичь еще больших
вершин в дотелескопической астро-
номии. Звали его Тиге, но позже
это имя латинизировалось, и в
историю астрономии знаменитый
датчанин вошел под именем Тихо
Браге.
Тихо Браге был сыном своего
века. Он верил астрологам и даже
сам пытался предсказывать будущее
по звездам. Однако научные интере-
сы одержали победу над заблуж-
дениями. В 1563 г. 17-летний
Тихо приступил к первым самостоя-
тельным астрономическим наблю-
Рис. 14. Тихо Браге и его стенной квадрант.
Наблюдатель справа фиксирует положение
визира на дуге квадранта, один помощник
записывает данные наблюдений, а другой
следит за показаниями часов.
18
дениям. Во время последовавшего
затем трехлетнего путешествия Тихо
встречался с известными немецкими
астрономами и здесь же в Германии
соорудил огромный квадрант ра-
диусом 2 м. По возвращении на
родину Тихо неожиданно увлекся
алхимией, но в 1572 г. в созвездии
Кассиопеи вспыхнула необычайно
яркая новая звезда, сиявшая даже
днем. Она вновь привлекла Тихо
к астрономии. Он написал трактат
о Новой звезде 1572 г., который
принес ему широкую известность.
Однако физическая природа этой
звезды была для Тихо совсем
непонятной.
В 1576 г. датский король отвел
Тихо остров Вен около берегов
Швеции для строительства там
большой астрономической обсерва-
тории. На средства, отпущенные
королем, Тихо в 1584 г. соорудил
две обсерватории, внешне похожие
на роскошные замки. Одну из них
Тихо назвал Ураниборг (т. е. замком
Урании, музы астрономии), вторая
получила наименование Стьернеборг
(«звездный замок»). На острове
Вен находились мастерские, где под
руководством Тихо изготовляли изу-
мительные по точности угломерные
астрономические инструменты. В
размерах они, конечно, уступали
самаркандскому квадранту, но зато,
будучи металлическими, допускали
очень точную градуировку — ошибка
при работе с ними не превосходила
минуты дуги, а зачастую была
даже меньшей.
На известной гравюре XVI в.
(рис. 14) Тихо Браге изображен
во время наблюдений на своем ги-
гантском (радиусом 2 м) стенном
квадранте.
Двадцать один год продолжалась
деятельность Тихо на острове Вен.
Он был первым из астрономов,
кто стал учитывать рефракцию —
кажущееся смещение небесных
светил к зениту из-за преломления
лучей в земной атмосфере. Тихо
удалось открыть новые, неизвестные
ранее неравенства в движении Луны.
Им составлены таблицы видимого
движения Солнца и планет, более
точные, чем раньше. Наконец, за-
мечателен звездный каталог, на
создание которого датский астроном
затратил 7 лет. По количеству
звезд (777) каталог Тихо уступает
звездным каталогам Гиппарха и
Улугбека. Но зато координаты
звезд Тихо измерил с большей
точностью, чем его предшественники.
Тихо Браге достиг наибольшей точ-
ности угловых измерений на небе
невооруженным глазом. Он не дожил
всего лишь несколько лет до того
момента, когда был изобретен теле-
скоп, значительно расширивший воз-
можности астрометрии.
ОПТИКА УТОЧНЯЕТ ИЗМЕРЕНИЯ
Как телескоп, так и микроскоп
позволяют увеличить угол, под
которым наблюдают предмет. По-
этому даже при сравнительно не-
больших размерах оптического ин-
струмента точность угловых измере-
ний получается несравненно более
высокой, чем с огромными, но
лишенными оптики древними угло-
мерными инструментами.
Не сразу после изобретения
телескопа (1609) его стали ис-
пользовать в астрометрии. Лишь
в 1671 г. французский академик
Жан Пикар (1620—1682) впервые
заменил в угломерных инструментах
19
Рис. 15. Пассажный инструмент Рёмера.
обычные диоптры зрительными тру-
бами. В их фокальной плоскости
он укрепил крест паутинных нитей,
точка пересечения которых лежала
на оптической оси инструмента.
Это новшество сразу же увеличило
точность измерения и нашло себе
последователей. Уже в 1689 г.
датский астроном Оле Рёмер (впер-
вые в 1675 г. измеривший скорость
света) построил первый оптический
пассажный инструмент (рис. 15).
Его оптическая ось лежала в
плоскости небесного меридиана, так
что Рёмер мог наблюдать моменты
верхних кульминаций звезд, т. е.
прохождения их через наивысшее
положение над горизонтом. Зритель-
ная труба пассажного инструмента
имела, как говорят механики, одну
степень свободы — могла двигаться
лишь в плоскости небесного мери-
диана. В начале XIX в. почти одно-
временно в ряде европейских стран
по тому же принципу были построены
меридианные круги (рис. 16).
В отличие от пассажного инстру-
мента, меридианный круг пред-
назначен для измерения склонений
звезд. С этой целью на его
горизонтальной оси укреплен метал-
лический лимб больших размеров
с очень точно градуированными
делениями. Наблюдатель измеряет
зенитное расстояние звезд в моменты
кульминаций. Если звезда кульми-
нирует между небесным экватором
Рис. 16. Меридианный круг.
20
и зенитом, ее склонение (см. рис. 2)
находят по формуле:
6 = ср — z.
Точность современных меридиан-
ных инструментов высока — ошибка
в определении склонений звезд
не превышает десятой доли секунды
дуги!
Хотя идею меридианного круга
впервые высказал еще Рёмер, ее
практическое осуществление задер-
жалось почти на полтора века —
слишком сложным делом оказалось
изготовление высокоточных измери-
тельных кругов.
Если при наблюдениях зафикси-
ровать время кульминации звезды,
то можно вычислить ее прямое
восхождение. Таким образом, мери-
дианные круги используют для
измерения экваториальных коорди-
нат светил.
Пассажные инструменты пред-
назначены для решения обратной
задачи: по известному значению
прямого восхождения а кульмини-
рующей звезды вычисляют момент
времени ее кульминации. Склонение
звезды для этого знать не нужно,
а потому пассажные инструменты
лишены больших градуированных
кругов. Вместо них используют
небольшие лимбы для приближенной
установки трубы пассажного инстру-
мента на нужное зенитное рас-
стояние.
В настоящее время астрономы
широко используют переносные угло-
мерные инструменты. Среди них
прежде всего назовем универсальный
инструмент (рис. 17), труба которого
может вращаться как вокруг верти-
кальной, так и вокруг горизонталь-
ной оси. На этих осях находятся
градуированные круги (лимбы), по
которым ведется отсчет поворота
трубы около осей. Небольшие микро-
Рис. 18. Переносной пассажный инструмент.
21
скопы позволяют четче видеть де-
ления на лимбах. На раме прибора
укреплены уровни — без них трудно
было бы установить инструмент
строго горизонтально. Универсал
позволяет измерять зенитное рас-
стояние и азимут звезды. Теодоли-
ты — разновидность универсальных
инструментов.
Существуют небольшие перенос-
ные пассажные инструменты, пред-
ставляющие собой телескоп, вра-
щающийся только вокруг горизон-
тальной оси (рис. 18). Обычно
их ось делается полой, и в нее
с помощью призмы направляется
луч звезды. Он попадает в окуляр,
укрепленный на одном из концов
оси. Есть еще зенит-телескоп, пред-
назначенный для измерения раз-
ностей зенитных расстояний звезд
вблизи зенита, где другие инстру-
менты использовать трудно.
От одной минуты дуги до десятых
долей секунды — таков прогресс точ-
ности астрономических измерений
с использованием оптики. Потомки
квадрантов,трикветров и астролябий
оказались куда совершеннее своих
предшественников.
БОРЬБА ЗА ТОЧНОЕ ВРЕМЯ
Чередование дня и ночи было,
вероятно, тем первым временным
ритмом, который заметил первобыт-
ный человек. В его жизни играло
немалую роль и другое, ритмически
повторяющееся явление, — смена
времен года. Постепенно возникла
необходимость в измерении неболь-
ших промежутков времени — долей
суток. На первых порах помог
обычный гномон. Самая короткая
тень от него отмечала полдень.
До и после этого момента тени
были длиннее, и по их длине
можно было судить о времени
суток.
Так возникли солнечные часы,
известные по крайней мере уже
за полторы тысячи лет до нашей
эры. Одни из них имели горизон-
тальный циферблат, каждое деление
которого соответствовало часу. Де-
ления эти были неодинаковы, так как
перемещение указателя, т. е. тени,
происходит неравномерно (рис. 19).
В отличие от таких горизонтальных
солнечных часов, экваториальные
солнечные часы имеют циферблат,
лежащий в плоскости небесного
экватора (рис. 20). Деления шкалы
циферблата этих часов одинаковы,
но, к сожалению, такие часы хорошо
работают лишь в ту половину
года, когда Солнце имеет положи-
тельное склонение. Когда же Солнце
уходит в южное полушарие неба,
тень на циферблат падает снизу,
что затрудняет наблюдения. Правда,
иногда циферблат экваториальных
солнечных часов делают полупро-
зрачным.
Солнечные часы отличались боль-
шим разнообразием конструкций
и размеров — вспомните обсервато-
рию в Дели (см. рис. 6). В Индии
Рис. 19. Горизонтальные солнечные часы.
22
Рис. 20. Экваториальные солнечные часы,
паломники употребляли миниатюр-
ные переносные солнечные часы,
вделанные в посох. С другой стороны,
в обсерватории Улугбека действо-
вали солнечные часы высотой около
50 м. До XVII в. солнечные часы
широко использовались для измере-
ния времени. В дальнейшем они
постепенно превратились в декора-
тивные украшения некоторых зданий.
Что же заставило человека от-
казаться от солнечных часов? В чем
их главный недостаток? Он оче-
виден: солнечные часы не всегда
показывают время. Ночью и в
пасмурную погоду они бездействуют.
Неудивительно поэтому, что наряду
с солнечными часами в древности
пользовались и другими способами
измерения времени — такими, ко-
торые работают, не считаясь с
плохой погодой или временем суток.
Таковы песочные и водяные часы,
употреблявшиеся еще жителями Ва-
вилона и Египта.
Принцип действия у этих часов,
в общем, один и тот же. В
песочных часах песок пересыпается
из одного стеклянного резервуара
в другой. Когда пересыпется весь
песок, пройдет определенный проме-
жуток времени. До сих пор еще,
например, в медицинской практике
встречаются песочные часы, рассчи-
танные на 10, 15, 20 мин. Когда
пересыпется вниз весь песок, доста-
точно перевернуть часы, и они
снова «пойдут». Так же действуют
и водяные часы — клепсидры. Раз-
ница только в том, что в клепсидрах
не песок пересыпается, , а вода
переливается из одного сосуда в
другой. Клепсидры, как и солнечные
часы, были разных размеров и
конструкций. Некоторые из них
рассчитывались на небольшие про-
межутки времени— 15—20 мин.
В древности был хороший обычай.
Ставили перед оратором маленькие
клепсидры, и он должен был вы-
говорить все, что ему хотелось,
за то время, пока вода перельется
из одного резервуара в другой.
Если оратор слишком увлекался,
председатель собрания указывал
ему на клепсидру и предупреждал,
что его время «истекает». Как
часто мы употребляем такие выра-
жения, как «время течет», не
сознавая, что когда-то они имели
почти буквальный смысл!
И клепсидры, и песочные часы
могут показывать время днем, ночью
и при любой погоде. Этим они
выгодно отличаются от солнечных
часов. Есть у них, однако, и много
недостатков. Главный из них —
неравномерность хода. Пересыпание
песка или переливание воды не
совершается строго равномерно, по-
этому клепсидры и песочные часы
измеряют промежутки времени гру-
бо приближенно — с точностью до4
минут.
С развитием торговли и море-
плавания возникла острая необхо-
димость в точных часах, обладавших
как можно более равномерным
ходом. Этому условию долгое время
удовлетворяли механические гиревые
и пружинные часы.
Гиревые часы были, по-видимому,
23
изобретены арабами в период их
могущества (IX—XI вв.). Около семи
веков назад они появляются в
Европе. Пружинные карманные часы
изобрели в XVI в. В 1658 г.
появилась работа знаменитого гол-
ландского астронома Христиана
Гюйгенса (1629—1695) под назва-
нием «Маятниковые часы», где он
описывал созданные им часы с
маятником.
С ростом точности часов менялся
и внешний вид их циферблата.
Лишь около 1700 г. стали поль-
зоваться минутной стрелкой—до
этого обходились одной часовой.
Спустя шесть десятилетий появилась
секундная стрелка. Первый хроно-
метр изобрел в 1736 г. английский
часовщик Джон Гаррисон, получив-
ший за это премию в 22 500
фунтов стерлингов,— так высоко
ценили точное время английские
моряки и их правительство. До сих
пор столь удобные переносные часы,
как хронометр, широко используют
в экспедициях и в мореплавани-
ях. У лучших из них колебания
суточного хода не превосходят
±0,3 с.
В каждой крупной современной
астрономической обсерватории есть
«служба времени», т. е. отдел, за-
нимающийся измерением и хране-
нием точного времени. Астрономи-
ческие часы помещают в глубокие
подвалы, где разными способами
стараются сохранить постоянное дав-
ление и температуру, чтобы ход
часов оставался неизменным.
Наиболее точными маятниковыми
астрономическими часами являются
часы Шорта и Федченко. Первые из'
них за сутки изменяют ход не
более чем на 0,001 с в ту или другую
сторону. Часы Федченко еще точ-
нее— суточные колебания их хода
не превосходят ±0,0003 с!
Самыми точными современными
часами долгое время были кварце-
вые часы, в которых использовали
высокую стабильность колебаний
кварцевой пластинки в переменном
электрическом поле. Они в сотни раз
точнее маятниковых часов, и коле-
бание их суточного хода не пре-
вышает миллионной доли секунды.
Именно при помощи кварцевых
часов впервые удалось открыть
и изучить неравномерность вращения
Земли.
С 1964 г. международным этало-
ном точного времени стали считать
атомные часы. В них мерилом
времени служат колебания электро-
магнитной волны, которую излучает
атом цезия. Секундой считают время,
за которое происходит 9 192 631 770
таких колебаний. Как и кварце-
вые часы, атомные часы, или атомо-
хроны, как их иногда называют,
никак не связаны с вращением
Земли. Точность их хода поразитель-
на— ошибка в одну секунду «на-
бегает» за десятки тысяч лет!
Более равномерного процесса совре-
менная техника не знает.
И все-таки истоки времени на-
ходятся в космосе! Даже сверх-
точные атомохроны приходится
сопоставлять с астрономическими
явлениями, так как жизнь челове-
чества до сих пор во многом
определяется суточным и годовым
ритмом. Не вдаваясь в подробности,
рассмотрим астрономические прин-
ципы измерения времени.
Основная единица (сутки) опре-
деляется как время полного оборота
Земли вокруг оси. Продолжитель-
ность этой единицы, очевидно, равна
промежутку времени между двумя
последующими верхними кульмина-
циями одной и той же звезды.
Такой период времени называется
звездными сутками, которые делятся
24
на часы, минуты и секунды. Время,
отсчитываемое подобным способом,
называют звездным временем.
Так как на небесной сфере
Солнце движется среди звезд по
эклиптике в сторону с запада на
восток, то полный оборот Земли
вокруг оси относительно Солнца
не будет равен звездным суткам.
Каждый раз Солнце отстает от
тех звезд, с которыми кульмини-
ровало в предыдущую полночь. По-
этому солнечные сутки оказываются
примерно на 4 мин длиннее звездных.
Время, отсчитываемое подобным
образом по наблюдаемому, «истин-
ному» Солнцу, называется истинным
солнечным временем.
Определенное неудобство, од-
нако, связано с тем, что Солнце
по эклиптике движется неравномерно
(так как Земля с неодинаковой
угловой скоростью обращается
вокруг Солнца). Кроме того, эклип-
тика наклонена к небесному эк-
ватору, и потому проекции суточного
пути Солнца на экватор в разные
дни года неодинаковы. Из-за этих
двух причин величина истинных
солнечных суток в течение года
все время меняется. Это неудобно,
и поэтому астрономы ввели в обиход
«среднее Солнце» — воображаемую
точку, которая движется по экватору
и притом равномерно. Положение
«среднего Солнца» по отношению
к «истинному» Солнцу астрономы
рассчитывают, зная движение Земли
вокруг Солнца. Отсюда по истинному
солнечному времени можно вычис-
лить среднее солнечное время, не-
посредственно связанное с показа-
нием наших часов.
Из трех «времен» — звездного,
истинного солнечного и среднего
солнечного — первые два могут опре-
деляться из наблюдений, а послед-
нее— только по часам, контроли-
руемым астрономическими наблю-
дателями.
Так как Земля есть вращаю-
щийся шар, на каждом меридиане
существует свое местное время.
В целях практического удобства
земной шар разбили на 24 пояса
и договорились в пределах данного
пояса всем жить по времени -сред-
него меридиана данного пояса. Это
общее для всех жителей одного
пояса время называется поясным.
В Советском Союзе, кроме того,
введено еще декретное время, опе-
режающее поясное на 1 ч. В послед-
ние годы жители нашей Родины
на лето переводят стрелки часов еще
на 1 ч вперед. Делается это для
экономии электроэнергии без каких-
либо существенных практических
неудобств. Итак, на вопрос, какое
время показывают наши часы, сле-
дует отвечать «декретное средне-
солнечное время соответствующего
часового пояса».
Для измерения больших проме-
жутков времени сутки оказываются
слишком малой единицей масшта-
ба, и вместо нее астрономы исполь-
зуют гораздо более крупную единицу,
называемую тропическим годом.
Тропическим годом называется
промежуток времени между двумя
последовательными прохождениями
центра Солнца через точку весен-
него равноденствия.
Точка весеннего равноденствия
смещается относительно звезд (из-за
прецессии). Однако это смещение
крайне медленное: всего 50" дуги
в год. Поэтому тропический год
мало отличается от периода обраще-
ния Земли вокруг Солнца относи-
тельно звезд.
Основная проблема счета боль-
ших промежутков времени, т. е.
календаря, связана с тем, что
продолжительности тропического го-
25
да и суток несоизмеримы: их
отношение может быть выражено
только приближенно. Напомним,
что с точностью до десятых долей
секунды тропический год содержит
365 суток 5 часов 48 минут
46,1 секунды. Между тем в любой
системе календаря необходимо, что-
бы календарный год содержал целое
число суток.
Во времена Юлия Цезаря (I в.
до н. э.) был использован следующий
способ: продолжительность тропи-
ческого года посчитали приближен-
но равной 365 суткам 6 часам
или 365 1 /4 суток. Тогда календарный
год можно принять равным 365
суток. Ошибка, составляющая 1 /4
суток, за 4 года накопится в 1 сутки,
и эти «лишние» сутки надо приба-
вить к последнему, четвертому году,
положив его равным 366 суткам.
Таким образом, в юлианском, или,
как его иначе, называют, старом,
календаре каждый четвертый год
считался «високосным», содержа-
щим 29 дней в феврале. Договори-
лись високосными считать те годы,
номера которых без остатка делятся
на 4 (например, 1980, 1984, 1988,
1992 гг.).
Юлианский календарь, или ста-
рый стиль, долгое время считался
у европейских народов образцовым
календарем. Правда, юлианский год,
равный 365 суткам 6 часам, отли-
чался от тропического года на 11
минут 13,9 секунды.
Сначала этой ошибкой пренеб-
регали, но к XVI в. н. э. она уве-
личилась до 10 суток, и расхож-
дение юлианского календаря с аст-
рономическими явлениями (в част-
ности, моментом наступления весны)
стало слишком разительным.
Чтобы исправить положение,
римский папа Григорий XIII произ-
вел календарную реформу. По его
указанию в 1582 г. после 4 ок-
тября было пропущено сразу 10
суток и следующий день назвали
15 октября. А чтобы впредь ежегод-
ная ошибка в 11 минут 13,9 се-
кунды не накапливалась более чем
до 1 дня (ведь за 400 лет эта
ошибка достигает приблизительно
трех лишних суток), было решено
три високосных года в течение 400
лет считать простыми. Договорились,
что простыми будут последние годы
столетий, в которых число сотен не
делится на 4 нацело (в старом кален-
даре эти годы были високосными).
Следовательно, 1600 г. считался
високосным, а 1700, 1800 и 1900 г.—
простыми. Поэтому в настоящее
время разница между новым гри-
горианским календарем и старым
юлианским календарем достигла уже
13 суток. Вот почему новый стиль
сейчас опережает старый стиль на
13 суток.
Преимущества нового календаря
очевидны. Средняя продолжитель-
ность календарного года в этом
календаре очень мало отличается
от длины тропического года —
ошибка в 1 сутки накапливается
в этом календаре только за 3300 лет.
Зная звездное время, можно
определить прямое восхождение
звезд. Когда точка весеннего равно-
денствия 'р' в верхней кульминации
проходит через небесный меридиан,
считают, что такой момент соответ-
ствует 0 часов звездного времени.
От этого момента и ведется счет
звездным часам, минутам и секун-
дам. Угол отклонения точки р4 от
небесного меридиана, выраженный
в часовой мере, равен звездному
времени в данный момент. Когда,
скажем, точка ^р заходит, звездное
время равно 6 ч (90°), при ее восхо-
де— 18 ч (270°), в нижней кульми-
нации —12 ч (180°).
26
Рис. 21. Звездное время и прямое восхож-
дение. Экваториальные координаты светила
М обозначены буквами а и 6.
Нетрудно сообразить (рис. 21),
что звездное время в данный
момент равно прямому восхождению
тех звезд, которые проходят через
верхнюю кульминацию. Прямое вос-
хождение Солнца можно вычислить
по его склонению и углу наклона
эклиптикик экватору. А тогда,
зная эту величину, легко найти
прямое восхождение других звезд.
Делается это так.
Выбирают три-четыре десятка
настолько ярких звезд (близких
к эклиптике), чтобы их можно было
наблюдать днем в пассажный ин-
струмент. Сначала определяют
момент кульминации Солнца, затем
опорной звезды. Разность между
этими двумя моментами, очевидно,
равна разности прямых восхождений
обоих светил. Отсюда и находят
с возможно большей точностью
прямое восхождение опорной звезды,
предварительно вычислив прямое
восхождение Солнца. Склонения
звезд определяют по их высоте в
кульминации. Зная экваториальные
координаты опорных звезд, подоб-
ным же способом (но с меньшей
точностью) находят координаты мно-
жества других звезд.
Так в принципе создаются
звездные каталоги — едва ли не
главная продукция астрометристов.
Немалую помощь оказывает фото-
графия — на негативах координаты
звезд определять по ряду причин
легче, чем на небе. В наиболее
точных, так называемых фундамен-
тальных звездных каталогах кроме
экваториальных координат указы-
вают и другие характеристики звез-
ды. Подобное каталоги по существу
являются фундаментальной системой
отсчета в астрометрии.
В 1845 г. был опубликован
первьш фундаментальный Пулков-
ский каталог. Как и последующие
Пулковские звездные каталоги, он
является непревзойденным образцом
точности измерений. Самым обшир-
ным из фундаментальных каталогов
остается пока «Общий каталог»
Босса, содержащий сведения о
33 342 звездах. Кроме фундамен-
тальных каталогов издаются «Обо-
зрения неба», содержащие прибли-
женные координаты множества
звезд. Таково, например, «Боннское
обозрение», составленное в 1859—
1887 гг. Имеются в распоряжении
астрономов и каталоги других объек-
тов, скажем, туманностей и звездных
скоплений. В лучших современных
каталогах координаты звезд приво-
дятся с ошибкой ±0,20".	।
На основе каталогов создаются
звездные карты, атласы и глобусы,
ныне используемые главным образом
в учебных целях. В 1949—1956 гг.
на Паломарской обсерватории
(США) было получено 1758 фото-
графий неба в синих и красных
лучах. Фотографический Паломар-
ский атлас неба содержит изобра-
жения не только звезд, но и мно-
жества галактик — далеких звездных
27
систем. Именно по этим фотографиям
известный советский астроном
Б. А. Воронцов-Вельяминов изучил
морфологию галактик и открыл
удивительнейшие подробности в их
строении.
Астрометрия может показаться
несколько скучной и суховатой.
Но не забывайте — это та основа,
с которой начиналась астрономия
и без которой до сих пор невозможно
ее существование.
МАСШТАБЫ МИРОЗДАНИЯ
Угловые измерения сами по себе
еще не дают представления о раз-
мерах небесных тел. На небе Солнце
и Луна выглядят одинаковыми
кружочками поперечником около
0,5°. Какое из светил больше или
дальше, сразу не скажешь. Кроме
угловых нужно знать еще линейные
размеры, или расстояние до светил.
Астрометрия, оставляя в стороне
вопрос о физической природе небес-
ных тел, позволяет узнать их
удаленность и настоящие размеры.
Иначе говоря, благодаря астро-
метрии мы можем наглядно пред-
ставить себе масштабы Вселенной.
Знаменитый древнегреческий
астроном Эратосфен был, по-види-
мому, первым, кто (около 250 г.
до н. э.) измерил размеры земного
шара.
Принцип определения размеров
Земли достаточно прост (рис. 22).
Допустим (в первом приближении),
что Земля — шар. Выберем два пунк-
та А и С, расположенных на одном
меридиане на расстоянии d друг
от друга (AC = d). Пусть из этих
пунктов одновременно в момент
кульминации наблюдается Солнце,
причем в пункте С оно находится в
зените, а в пункте А — на зенитном
расстоянии 7°. Выразим этот угол
в радианах и обозначим его буквой
а. Составляя очевидную пропорцию
2л/? _ 2л
d a ’
находим из нее радиус земного
шара (в километрах):
Эратосфен нашел, что длина
земного экватора равна 250 000
греческих стадий, что близко к
45 000 км. Точность для первого
измерения очень неплохая.
Позже подобные градусные из-
мерения, как их называют, повторя-
лись много раз со все возрастающей
точностью. Иногда на них тратились
годы и десятилетия. Так, скажем,
в 1735 г. Парижская Академия
наук организовала две экспедиции —
одну в Перу, в район экватора,
другую в Лапландию, к полярному
кругу. Целью экспедиций было
измерение длины дуги одного градуса
меридиана. Перуанская экспедиция
работала 7 лет, Лапландская —
28
Рис. 23. Модели Земли.
год. По данным первой из них
длина одного градуса меридиана
получиласьравной 110,6 км, по
результатам второй 111,9 км.
Обратите внимание на заметную
разницу в результатах. Вызвана
она тем, что Земля сплющена
у полюсов и приближенно имеет
форму сфероида (рис. 23)1. Сле-
довательно, кривизна меридиана
у экватора меньше, чем у полюсов.
Отсюда проистекает и различие
в линейной длине одного градуса
меридиана. Таким образом, астро-
метрические измерения позволяют
узнать не только размеры Земли,
но и ее форму.
Огромная работа по измерению
дуги меридиана между Дунаем
и Ледовитым океаном была выпол-
нена знаменитым пулковским астро-
номом Василием Яковлевичем Стру-
ве (1793—1864). На нее ушло почти
40 лет, и результаты измерений
были опубликованы лишь в 1861 г.
Работа В. Я. Струве отличалась
такой тщательностью выполнения
и такой точностью, что измеренная
дуга длиной более 2800 км получила
в дальнейшем наименование дуги
Струве.
1 У сфероида экватор — это окружность,
а меридианы — эллипсы.
Другой способ определения раз-
меров Земли предложил выдающий-
ся хорезмийский ученый-энциклопе-
дист Бируни (973—1048). Он осно-
ван на явлении понижения видимого
горизонта при подъеме наблюдателя
на гору. Идея способа проста.
Пусть О В = R — радиус земного
шара (рис. 24), а наблюдатель
находится на высоте H = AD. Угол
понижения горизонта ЕАВ = а равен
углу при центре Земли BOD. Отсюда
R	Н cos а
р . -т, = cos а, откуда /? = ----.
R + H	J	1— cos а
В сочинении под названием
«Канон Масуда» Бируни приводит
результаты измерения средней длины
дуги, равной одному градусу мери-
диана. По его способу она состав-
ляла 111,6 км, что лишь на 0,5 км
больше современного ее значения.
Еще Аристарх Самосский (310—
250 гг. до н. э.) в сочинении «О ве-
личинах и расстояниях Солнца
и Луны» предложил метод опреде-
ления относительной удаленности
этих небесных тел по лунным
фазам. Так как моменты этих фаз
(первой и последней четверти)
определить очень трудно, результаты
вычислений Аристарха получились
Рис. 24. Дальность видимого горизонта.
29.
Рис. 25. Определение расстояния до не-
доступного предмета.
грубо ошибочными. Греческий уче-
ный пришел к выводу, что Солнце
находится от нас всего в 20 раз
дальше Луны (на самом деле в
400 раз). Позже расстояния до не-
бесных тел стали определять таким
же методом, как и расстояния до
недоступных земных предметов.
Допустим, что надо определить
расстояние до предмета на другом
берегу реки, не переплывая реку
(рис. 25). Для этой цели выбираем
отрезок АВ, называемый базисом,
и измеряем его длину. Затем из
концов базиса Л и В с помощью
какого-нибудь угломерного инстру-
мента измеряем углы между базисом
и лучами, идущими из точек А и В
на предмет С, расположенный на
противоположном берегу. В тре-
угольнике АВС теперь известны
стороны АВ и два угла при этой
стороне. В таком треугольнике
можно определить длину его сторон,
или, иначе говоря, расстояние до
недоступного предмета С.
Подобный принцип применяется
и в астрономии.
Если перемещаться вдоль базиса
АВ, то будет казаться, что предмет
С смещается на фоне более далеких
предметов. Такое кажущееся сме-
щение предмета, вызванное переме-
щением наблюдателя, называется
параллактическим, а угол,' под ко-
торым с недоступного предмета виден
базис,— параллаксом. Очевидно, что
чем дальше предмет (при одном
и том же базисе), тем меньше
его параллакс.
Таким образом, для определения
расстояния до недоступного пред-
мета надо возможно точнее измерить
его параллактическое смещение при
наблюдении с концов известного
базиса.
Даже самые близкие к нам
небесные тела находятся на чрез-
вычайно больших расстояниях от
Земли. Поэтому для измерения их
параллактического смещения необ-
ходим очень большой базис.
При перемещении наблюдателя
по земной поверхности на расстояния
в тысячи километров происходит
заметное параллактическое смеще-
ние Солнца, планет и других тел
Солнечной системы.
Пусть какое-то тело Солнечной
системы наблюдается с Земли из
пунктов А и В, расположенных
на одном меридиане. Измерив зенит-
ные расстояния Z| и z2, зная разность
широт пунктов А и В, можно
Рис. 26. Определение расстояния до близких
небесных тел: А и В — пункты наблюдения,
О — центр Земли, S — небесное тело, epi и
ф2 широты пунктов А и В; Z\ и Z? —
зенитные расстояния светила.
30
вычислить все углы в четырех-
угольнике OBSA (рис. 26). Кроме
того, учитывая, что в этом четырех-
угольнике две стороны О А и О В
равны радиусу Земли, можно опреде-
лить все другие его стороны и
искомую диагональ OS.
Поскольку при таких вычисле-
ниях основной линейной единицей
служит радиус Земли, его и считают
в данной задаче базисом, в нем
и выражают все линейные размеры.
При определении расстояния до
звезд базисом служит радиус земной
орбиты. Измерив параллактическое
смещение звезды и зная радиус
земной орбиты, можно вычислить
линейное расстояние до звезды в
радиусах земной орбиты.
Действительно, в треугольнике
ASB (рис. 27) углы SAB и SBA
измеряют во время наблюдений звез-
ды S, проводимых через полгода.
А основание АВ этого треугольника
равно диаметру земной орбиты.
Отсюда несложно вычислить и рас-
стояние до звезды.
Параллаксом звезды называется
наибольший угол, под которым
с нее был бы виден радиус земной
орбиты (рис. 28). Это угол TSO
Рис. 27. Определение расстояния до звезд.
Рис. 28. Годичный параллакс звезды.
в прямоугольном треугольнике, в
котором гипотенуза OS есть расстоя-
ние от Солнца до звезды S, а
малый катет ОТ — расстояние от
Солнца до Земли.
Такие параллаксы называются
годичными, так как они связаны
с годичным обращением Земли
вокруг Солнца. Годичные параллак-
сы даже ближайших звезд выра-
жаются десятыми долями секунды
дуги.
Масштабы расстояний в мире
небесных тел заставляют астро-
номов пользоваться гораздо более
крупными единицами расстояний,
чем километры. Приведем основные
астрономические единицы расстоя-
ний.
1.	Астрономическая единица
(а. е.) равна среднему расстоянию
от Земли до Солнца (« 149,5 млн. км).
2.	Световой год (св. год) —
расстояние, проходимое лучом све-
та за год (за 31,5 млн. с со
скоростью около 300 000 км/с).
В световом году почти десять бил-
лионов1 километров и более 60 000 а. е.
3.	Парсек (пк) —расстояние, со-
ответствующее параллаксу в 1":
1пк=3.26 св. года=206 265 а. е.=
= 3- Ю16 м.
1 Биллион—миллион миллионов (1012).
31
В современной звездной астроно-
мии пользуются парсеками, кило-
парсеками (кпк) и мегапарсеками
(Мпк).
Зная расстояние до небесного
тела и измерив его угловой радиус,
т. е. угол, под которым с Земли
виден радиус небесного тела, легко
вычислить этот радиус в линейных
единицах.
Из чертежа (рис. 29) видно, что
/? = D sin а, где R — искомый радиус,
а — угол, под которым он виден
с Земли, a D — расстояние до дан-
ного небесного тела.
Описанные методы определения
расстояния до небесных тел и их
размеров являются основными, хотя
и не единственными. В истории
астрономии они сыграли огромную
роль, так как благодаря этим
методам постепенно стали извест-
ными реальные размеры небес-
ных тел и расстояния, разде-
ляющие их.
Первые точные определения па-
раллакса Луны провеЯи в 1752 г.
французские астрономы Ж. Лаланд
и Н. Лакайль. Расстояние между
пунктами наблюдений они старались
выбрать как можно большее, чтобы
параллактическое смещение Луны
оказалось достаточно заметным.
Лаланд измерял координаты Луны
в Берлине, а Лакайль в тот же
момент на мысе Доброй Надежды.
Позже подобные измерения много-
кратно повторялись, и по современ-
ным данным среднее расстояние
до Луны близко к 400 000 км.
Первое надежное определение
параллакса Солнца удалось выпол-
нить французским астрономам Д. Кас-
сини и Ж. Рише еще в 1672 г.
Они получили для него значение,
равное 9,5", в то время как на
самом деле он составляет 8,79".
Последняя величина была утверж-
Рис. 29. Определение размеров небесных
тел.
дена XII ассамблеей Международ-
ного астрономического союза в
1964 г. В 1976 г. были приняты
следующие официальные значения
главнейших астрономических по-
стоянных:
астрономическая еди-
ница	149 597 870 км
скорость света	299 792 458 м/с
экваториальный ра-
диус Земли	6 378 140 м
наклон эклиптики к эк-
ватору	23°26'21"
среднее расстояние от
Земли до Луны	384 400 м
Проделайте несложный экспе-
римент— поместите палец перед со-
бой и поочередно посмотрите на него
то правым, то левым глазом (за-
крывая при этом другой глаз).
Вы сразу обнаружите, что ваш
палец как бы «скачет» на фоне
далеких предметов, испытывая кажу-
щееся параллактическое смещение.
Причина параллактического сме-
щения очевидна — вы смотрите на
палец из разных точек пространства.
Отодвиньте палец от лица — парал-
лактическое смещение уменьшается.
32
Следовательно, при прочих равных
условиях оно зависит от расстояния
до наблюдаемого предмета, убывая
с возрастанием этого расстояния.
При движении Земли вокруг
Солнца близкие звезды должны
смещаться на фоне более далеких
звезд. Параллактические смещения
звезд совершаются по крошечным
эллипсам тем меньшего размера,
чем дальше от нас находится
звезда. Кроме того, форма парал-
лактического эллипса зависит от
положения звезды по отношению
к плоскости земной орбиты. В част-
ности, звезды, лежащие в самой
этой плоскости, очевидно, должны
колебаться вдоль крошечного от-
резка прямой — как бы полностью
«сплющенного» эллипса. Во всех
случаях, однако, параллактические
смещения звезд, являющиеся свое-
образным отражением орбитального
движения Земли, имеют один и тот
же период, равный4 году. Парал-
лактические смещения звезд, в
существовании которых был уверен
еще Коперник, удалось обнаружить
и измерить только в прошлом веке.
Пионером в этом деле был уже
знакомый нам основатель Пулков-
ской обсерватории В. Я. Струве.
В феврале 1837 г. В. Я. Струве
опубликовал результаты наблюде-
ний, проведенных им на обсервато-
рии Дерпта (Тарту) еще в 1835—
1836 гг. Струве старался измерить
параллакс Веги — главной яркой
звезды в созвездии Лиры. В итоге
17 наблюдений параллакс Веги
получился равным 0,125" ±0,055",
что соответствует удалению на
26,5 св. года. Значение этого
первого в истории измерения рас-
стояния до звезд трудно переоценить.
Оно не только показало человече-
ству масштабы звездного мира, но
и окончательно, опытным путем
подтвердило истинность системы Ко-
перника.
После Струве и другим ученым
удалось заметить параллактические
смещения нескольких ближайших
звезд. Как и следовало ожидать,
они оказались исчезающе малыми.
Из-за чрезвычайной удаленности
звезд даже у самых близких из
них наибольшие диаметры парал-
лактических эллипсов не превышают
одной секунды дуги. Под таким
углом видна булавочная головка
с расстояния 140 м! Неудивительно,
что подобные углы во времена
Коперника измерить было невоз-
можно,— лишь использование теле-
скопов резко увеличило точность
астрометрических измерений.
К сожалению, описанный метод
тригонометрических параллаксов
годен только для ближайших звезд.
Дальнейшее продвижение в глубины
звездного мира потребовало приме-
нения иных, астрофизических
методов.
ЗЕМНЫЕ ЗАБОТЫ
Астрометрия была рождена прак-
тическими нуждами человека, и
неудивительно, что прикладной ха-
рактер она сохранила до наших
дней. В задачи практической астро-
номии входит прежде всего возможно
более точное определение геогра-
2. Зак. 1611. Ф. К). Зигель	33
АСТРОМЕТРИИ
фических координат небесных све-
тил и поправки часов, т. е. создание
опорной системы координат, без
которой немыслимо ориентироваться
ни на небе, ни на земле. Решению
этой проблемы сопутствует создание
возможно более точной службы
времени. Зная время и координаты
небесных светил, можно решать
чисто земные задачи — определять
широту и долготу любого пункта
земного шара и, как следствие,
создавать всевозможные карты. Во
.всем этом кровно заинтересованы
не только мореплаватели, летчики,
но и картографы и геодезисты.
Широту места удастся найти,
если измерить высоту звезды или
другого светила с известным скло-
нением в момент его верхней куль-
минации. Пусть эта кульминация
происходит на участке небесного ме-
ридиана между южной частью гори-
зонта и зенитом (т. е. к югу от
зенита) (см. рис. 2), тогда /г=90° —
— ф + б, откуда ф —90° — Л-|-б, или
Ф = z + б.
При кульминации звезды к северу
от зенита можно вывести подобную
формулу. Значит, измеряя зенитное
расстояние z и зная 6, сразу
находим широту места ф. И наоборот,
зная г и ф, легко определить б.
Как уже говорилось, на каждом
географическом меридиане есть свое
местное время (солнечное или звезд-
ное). На двух меридианах разница
местных времен равна разности их
географических долгот. Следователь-
но, зная местное время и время
в Гринвиче1 (или другом пункте),
легко найти долготу наблюдателя.
Заметим, что местное время опре-
деляют по наблюдению звезд или
Солнца. Как уже говорилось, местное
звездное время в данный момент
равно прямому восхождению куль-
минирующей звезды. Что же касает-
ся гринвичского времени, то раньше
1 В Гринвиче (Англия) находится одна
из старейших обсерваторий, основанная в
1675 г. Принято отсчитывать долготы от
Гринвича.
его «возили с собой» — брали хро-
нометр, идущий по гринвичскому
звездному времени. Теперь же по-
добную задачу решают проще,
принимая специальные радиосигна-
лы точного времени.
Таков принцип. На практике
все выглядит, конечно, сложнее.
Приходится учитывать поправки ча-
сов, пользоваться таблицами для
перевода звездного времени в сол-
нечное или обратно и т. п.
На суше выполнять такие работы,
естественно, легче, чем на качаю-
щейся палубе корабля или в кабине
летящего самолета. Но и здесь вы-
шли из положения, изобретя ориги-
нальный угломерный инструмент —
морской секстант. Идея его принад-
лежит И. Ньютону, а практическое
осуществление — английскому меха-
нику начала XVIII в. Р. Гадлею.
При измерении угловой высоты
светила морской секстант держат
в руке, и качка при этом не служит
помехой. Разберемся в принципе
действия этого замечательного инст-
румента. В секстанте (рис. 30)
есть два плоских зеркала — непод-
вижное А и подвижное В. Когда
луч S от светила после двукратного
отражения от зеркал принимает
направление АО, он попадает в глаз
наблюдателя. Это направление со-
ставляет с первоначальным направ-
лением луча угол ЗОЛ, вдвое боль-
ший угла АСВ между зеркалами.
Из свойств треугольников следует:
Z_ ЛОВ-Z. DAO—Л АВО.
Л DAO = 2 Л CAD',
Z_ АВО= 2Z_ ЛВС.
Z. ЛОВ = 2(Л CAD-Л АВС) =
— 2 Z. ЛСВ.
Только половина стекла Л покрыта
металлом. Поэтому луч Si, пройдя
сквозь прозрачную часть стекла Л,
попадает в глаз наблюдателя по
34
Рис. 30. Схема секстанта.
одному направлению с лучом S.
Таким образом, если наблюдатель
совмещает изображения лучей S и Si
в своем глазу, то угол между
ними вдвое больше угла между
зеркалами.
Зеркало Л крепится перпендику-
лярно к плоскости лимба, зеркало
В закреплено на подвижной алидаде.
При наблюдении лимб располагают
в вертикальной плоскости и направ-
ляют зрительную трубу секстанта на
линию горизонта. Вращая алидаду,
добиваются того, чтобы светило
«легло» на линию горизонта. В этот
момент отсчет по лимбу дает
угловую высоту светила. По высоте
и склонению находят широту места,
а долготу определяют так, как опи-
сано выше.
В авиационных секстантах вместо
естественного морского горизонта
его роль выполняет пузырьковый
уровень, помещенный внутри инстру-
мента. При наблюдениях авиа-
штурман совмещает изображение
светила с изображением пузырька
уровня.
Секстанты специальной конст-
рукции используют и космонавты
при работе в космосе. Измерения
с секстантами, конечно, менее точны,
чем, скажем, с универсальным
инструментом. Но зато они просто
и быстро позволяют ориентиро-
ваться в пространстве и во времени
с приемлемой на практике точ-
ностью.
Без астрометрии, повторяем, мы
не знали бы точной формы и
размеров Земли, не имели бы карт,
точного времени, а при путешест-
виях быстро потеряли бы правильное
направление. Практическая значи-
мость астрометрии не нуждается
в доказательствах.
ВСЕ ТОЧНЕЕ И ТОЧНЕЕ
Повышение точности наблюде-
ния — вечная проблема астрометрии.
Но по ходу истории к ее решению
подключаются все новые и новые
области науки и техники. Современ-
ные методы позволяют решать
астрометрические задачи с привле-
чением средств радиофизики и кван-
товой электроники. Расстояние до
Луны теперь определяют с помощью
лазера. Посланный впервые на Луну
лазерный луч отразился от ее по-
верхности и вернулся на Землю.
По времени его движения туда
и обратно легко рассчитать рас-
стояние не только до Луны, но и до
отдельных точек ее поверхности —
ведь ошибка в таких измерениях
2*
35
не превышает одного метра! По-
добные лазерные измерения1 уточ-
няют весьма малые неравномерности
вращения Земли, а это, в свою
очередь, повышает точность фунда-
ментальных астрономических из-
мерений.
Для многих астрометрических
измерений опорными считаются ко-
ординаты фундаментального Ката-
лога слабых звезд (КСЗ). Малая
яркость таких звезд связана с их
удаленностью, а значит, и с отно-
сительной неподвижностью на
небосводе. Сегодня случайные ошиб-
ки меридианных измерений по
прямому восхождению близки
±0,015 с, по склонению ±0,3".
Астрометристов, однако, это не
удовлетворяет. Наряду с совер-
шенствованием филигранной изме-
рительной техники, они предпола-
гают в качестве опорных пунктов
брать не слабые звезды, а не-
сравнимо более далекие и практи-
чески неподвижные галактики.
Весьма перспективно применение-
специальных радиоинтерферометров
со сверхдлинной базой (РСДБ).
При базе между радиотелескопами
8 000 км получено рекордное угловое
измерение с ошибкой, не превы-
шающей 0,0002"! Тем не менее
еще долгое время фундаментальные
каталоги, основанные на оптических
измерениях, останутся в астрономии
главной рабочей системой координат.
Космические полеты не оставили
в стороне астрометрию. За преде-
лами плотных слоев атмосферы
искажения, вносимые в изображения
звезд воздушной турбулентностью,
практически отпадают. Точность из-
мерения повышается. С другой
стороны, современная космическая
техника умеет обеспечить высокую
стабильность в полете космических
аппаратов.
Любопытен проект «Гиппарх»,
обсуждаемый уже ряд лет на
международных конференциях. На
спутнике предполагается разместить
рефлектор с диаметром зеркала
25 см, в который с помощью
зеркал или призм направляются
изображения двух участков неба
с угловым расстоянием между ними
75°. Специальные устройства изме-
ряют угловые расстояния звезд
этих участков, среди которых будут
и опорные звезды. Предполагается,
что за 2—3 года таким способом
будут найдены относительные коор-
динаты 100 000 звезд с ошибкой
порядка ±0,002".
Таким образом, на наших гла-
зах рождается космическая астро-
метрия. Вместе с классической на-
земной астрометрией она поможет
в ближайшие десятилетия построить
высокоточную, почти неподвижную
систему координат, без которой
трудно представить себе дальнейший
прогресс в практической астрономии
и в более глубоком изучении
Вселенной.
ВЫВОДЫ
Необходимость ориентации в
пространстве и во времени спо-
собствовала появлению астрометрии.
1 В настоящее время для них исполь-
зуют специальные уголковые отражатели,
установленные на Луне.
Так как первоначально на небе
удавалось производить лишь угловые
измерения, астрометристы древности
изобрели различные угломерные ин-
струменты. Время в ту пору измеря-
лось с помощью солнечных, водяных
36
и песочных часов. Несмотря на
примитивность всей этой техники,
удалось составить первые звездные
каталоги, приближенно оценить раз-
меры Земли и масштабы ее косми-
ческих окрестностей. При этом
видимые движения небесных светил
и их особенности были изучены
с предельной для человеческого
глаза точностью.
После изобретения телескопа оп-
тика с большим успехом стала
применяться и в астрометрии. Быстро
росла точность угловых измерений,
появились высокоточные механиче-
ские часы и хронометры. Все это
позволило не только представить
себе масштабы Солнечной системы,
но и в первой половине XIX в.
найти расстояние до ближайших
звезд. Астрометрия стала насущно
необходимой для картографии, море-
плавания, службы времени.
Во второй половине текущего
века к решению астрометрических
проблем была привлечена радиотех-
ника. Радиометоды астрономических
измерений уже давно превзошли то,
что способна дать оптика. Создание
высокоточных звездных каталогов,
которые необходимы при любых
астрометрических	измерениях,—
одна из ближайших задач астро-
метрии. Современные атомные часы
оказались настолько точными, что
с их помощью удалось подметить
даже неравномерность вращения
Земли.
Максимально возможное увели-
чение точности измерения углов и
времени остается вечной проблемой
астрометрии.
ВО ВЛАСТИ ТЯГОТЕНИЯ
Кто явления Природы подводит под два или три общие
закона движения и потом объясняет из них взаимное
действие тел, тот двигает науку вперед, хотя причины
общих законов остаются неизвестными.
РОЖДЕНИЕ ВЕЛИКОГО ЗАКОНА
Впервые дни 1643 г. в англий-
ской деревушке Вульсторп ро-
дился будущий создатель современ-
ной небесной механики. Новорожден-
ный Исаак Ньютон был так мал и
хил, что, по словам его матери, «ре-
бенка можно было выкупать в боль-
шой пивной кружке». Тем не менее
ему предстояло прожить 85 лет и
внести такой вклад в науку, который
надолго определил мировоззрение
многих поколений людей.
Мальчиком Ньютон посещал об-
щественную школу в Грэнтэме.
Здесь впервые проявилась его склон-
ность к серьезным занятиям и
созданию разных механических са-
моделок. Ньютону еще не исполни-
лось 18 лет, когда он был принят
в колледж Святой Троицы (Тринити-
колледж), как тогда именовалось
одно из подразделений Кембридж-
ского университета. Пять лет спустя
в 1664 г. Ньютон получил ученую
степень бакалавра. На следующий
год при помощи стеклянной призмы
он разложил ослепительный солнеч-
ный луч в спектр — цветную ра-
дужную полоску, положив тем самым
начало спектральному анализу. В
те годы он шлифовал увеличительные
стекла и зеркала, построив в конце
концов первый в мире зеркальный
телескоп-рефлектор.
Можно подумать, что работы
Ньютона по оптике не имеют
никакого отношения к открытию
закона всемирного тяготения. Это,
однако, не так. Ньютону было
известно, что освещенность умень-
38
шается как квадрат расстояния
до источника света. Естественно,
думалось ему, что и тяготение
должно подчиняться «закону обрат-
ных квадратов».
К этому времени относится из-
вестная легенда об упавшем яблоке.
Вполне возможно, что она реальна.
Во всяком случае еще в прошлом
столетии любопытным показывали
ту яблоню, под которой когда-то
сидел 24-летний Исаак Ньютон.
Когда самого великого ученого спра-
шивали, как он дошел до открытия
закона всемирного тяготения, Нью-
тон отвечал, что он постоянно
об этом думал. В такой ситуации
упавшее яблоко могло сыграть роль
последней капли в переполненной
чаше. Во всяком случае, летом
1666 г. Ньютону пришла в голову
гениальная мысль, что земная тя-
жесть и есть та сила, которая
управляет движением Луны. В эти
же годы он изобрел «метод
флюксий», или исчисления бес-
конечно малых. Говоря современным
языком, Исаак Ньютон открыл новую
отрасль математики — дифферен-
циальное и интегральное исчисление.
Ньютон любил говорить, что
«гений есть терпение мысли, сосре-
доточенной в известном направле-
нии». Сам он проявил поразительное
терпение: не спешил публиковать
свои открытия. С момента падения
пресловутого яблока до момента
публикации закона тяготения про-
шел 21 год. Лишь в 1687 г.
увидело свет основное творение
Ньютона «Математические начала
натуральной философии». Закон тя-
готения им формулировался так:
Каждые две материальные части-
цы взаимно притягиваются с силой,
пропорциональной произведению их
масс и обратно пропорциональной
квадрату расстояния между ними.
Было бы несправедливо честь
открытия закона тяготения при-
писывать одному Ньютону. Сам он
любил говорить, что достиг успеха
лишь потому, что «стоял на плечах
гигантов». И в самом деле, в конце
XVII в. идеи тяготения, как говорят,
носились в воздухе. Теорией планет-
ных движений и поисками сил,
ими управляющих, занимались Гук,
Борелли, Галлей, Бульо, Рен и
многие другие. Над этой проблемой
также размышляли такие умы, как
Коперник, Кеплер, Декарт, Джиль-
берт. Но только Ньютон завершил
эти поиски и придал открытию
совершенную математическую фор-
му. Отсюда начинает свой путь
небесная механика.
Научные заслуги Ньютона были
признаны еще при его жизни.
В 1672 г. он был избран членом
Королевского общества (английской
Академии наук), спустя десять
лет после его создания. Современник
Ньютона Лейбниц писал: «Если
взять математиков от начала мира
до Ньютона, то окажется, что Ньютон
сделал половину и притом лучшую».
Один из друзей и учеников Ньютона
говорил о своем учителе, что «не
может смертный стать ближе к
богам». А в Вестминстерском аббат-
стве, где покоится прах Ньютона,
на могильном памятнике сделана
надпись:
«Радуйтесь, смертные, что на
Земле существовало такое ук-
рашение рода человеческого».
Даже если отбросить эмоции,
вполне естественные для тех, кто
хорошо знал гения и общался с
ним, следует признать, что, как го-
ворил Галлей, «никогда еще ничего
подобного не было создано силами
одного человека». Закон тяготения
объяснил многое, что веками каза-
лось загадкой.
39
ДВИЖЕНИЕ ПЛАНЕТ
Удивительно замысловаты види-
мые пути планет среди звезд. Дви-
гаясь в одну сторону, они иногда не-
ожиданно останавливаются и на-
чинают пятиться назад. А потом
вскоре попятное движение прекра-
щается, и планета вновь идет в
прежнем, прямом направлении. Надо
добавить, что видимые движения
планет неравномерны. Все это вы-
зывало недоумение древних и в
свое время породило громоздкую
ситему Птолемея, преобразованную
в XVI в. Коперником.
Однако и Копернику не удалось
объяснить некоторые неравномер-
ности в движении планет, не
говоря уже о других более тонких
деталях. Только «законодатель
неба» немецкий астроном Иоганн
Кеплер (1571 —1630) сумел внести
полную ясность в законы движения
планет, а Ньютон нашел теорети-
ческое объяснение этим законам.
Чтобы выяснить, как это произошло,
Рис. 31. Конфигурации планет.
введем некоторые понятия, широко
употребляемые в современной астро-
номии.
Относительно Солнца и Земли
планеты при их движении по
орбитам могут занимать различные
положения, или, как их называют
астрономы, конфигурации (рис. 31).
Планеты, например, могут оказаться
в одной, перпендикулярной эклипти-
ке плоскости, проходящей через
центры. Земли (3) и Солнца (С).
Если при этом Солнце расположено
между внутренней планетой и Зем-
лей, такая конфигурация планеты
называется верхним соединением
с Солнцем (положение 6). Меркурий
и Венера могут иногда оказаться
между Землей и Солнцем (поло-
жение 8). Такое их расположение
называется нижним соединением'.
Очевидно, в момент нижних соеди-
нений с Солнцем иногда можно
наблюдать прохождение планеты
по солнечному диску.
Планеты более далекие от Солн-
ца, чем Земля, по временам могут
находиться в области неба, проти-
воположной Солнцу. В эти моменты
Земля находится между планетой и
Солнцем. Такая конфигурация
планеты называется ее противо-
стоянием: данная планета на небе
как бы «противостоит» Солнцу
(положение2). При противостояниях
планеты видны всю ночь и рас-
стояния до них являются наи-
меньшими.
Угол между лучами, идущими с
Земли к Солнцу и планете, назы-
вается элонгацией планеты, причем
0 Так как внешне планеты, расположен-
ные от Солнца дальше, чем Земля, в нижнем
соединении быть не могут, говорят просто
о соединении внешних планет с Солнцем.
40
различают западные (к западу
от Солнца) и восточные элонгации
(положения 5 и 7). В момент
соединения элонгация планеты равна
нулю, в момент противостояния
180°. Наибольшая элонгация Венеры
близка к 48°, а Меркурия к 29°.
Элонгации, равные 90°, называются
квадратурами (положения 3 и 4).
Изучая расположение планет в
пространстве для различных момен-
тов времени, мбжно установить,
по каким законам планеты обра-
щаются вокруг Солнца и каковы
их взаимные относительные рас-
стояния. Представьте себе (рис. 32),
что Марс (М) находится в про-
тивостоянии. Затем через несколько
месяцев Земля перешла в точку
3|, а Марс в точку М\ (он
движется медленнее Земли). В тре-
угольнике 3\М[С угол СЗ|Л4| есть
элонгация Марса, определяемая из
наблюдений. Угол М\СЗ\ находим
как разность угловых смещений
Земли и Марса от момента про-
тивостояния. Значит, в рассматри-
ваемом треугольнике известны все
углы, а тогда по теореме синусов
CMi sin Z. M)3iC
C3t ~ sin Z. CM,3i ’
Так можно определить, во сколько
раз Марс дальше от Солнца,
чем Земля. Таким же образом
находят относительные расстояния
до всех других тел Солнечной
системы, т. е. удаленность от Земли
в астрономических единицах. Чтобы
выразить эти расстояния в кило-
метрах, надо возможно точнее из-
мерить «астрономическую едини-
цу»— расстояние от Земли до Солн-
ца. Во времена Кеплера были
известны лишь относительные рас-
стояния планет. Они-то и фигури-
руют в его законах.
Первые два закона движения
планет, сформулированные Кепле-
ром, были опубликованы в 1609 г.
в его книге «Новая астрономия»,
а третий, открытие которого стоило
ему наибольшего труда,— в 1619 г.
в книге «Гармония мира».
В своих сочинениях Кеплер не
раз высказывал мысль, что сила,
управляющая движением планет,
исходит от Солнца. Но найти
закон действия этой силы ему не
удалось.
«Законодатель неба» умер на
59-м году жизни в обстановке раз-
рухи, вызванной Тридцатилетней
войной. Оставшееся от Кеплера иму-
щество состояло из нескольких
десятков книг и... семи пфеннигов!
Но законы, им открытые, обессмер-
тили его имя. Вот эти законы.
Первый закон. Орбиты планет
суть эллипсы, в одном из фокусов
которых находится Солнце.
Эллипсом, как известно, назы-
вается плоская замкнутая кривая,
сумма расстояний от любой точки
которой до двух данных точек,
41
называемых фокусами эллипса, есть
величина постоянная. Наибольшая
хорда эллипса, на которой лежат
оба фокуса, называется осью эллип-
са, а ее половина — большой полу-
осью. Чем дальше отстоят друг
от друга фокусы эллипса (при
постоянной большой оси), тем более
он вытянут; чем ближе фокусы
друг к другу, тем меньше эллипсы
отличаются от окружности; при
совпадении обоих фокусов в одной
точке эллипс превращается в окруж-
ность. Заметим, что орбиты всех
крупных планет близки к окруж-
ностям.
Из первого закона Кеплера
следует, что расстояние каждой
планеты от Солнца непрерывно
изменяется в некоторых пределах—
от наибольшего к наименьшему,
и обратно.
Ближайшая к Солнцу точка орби-
ты планеты называется перигелием,
а наиболее далекая — афелием.
Второй закон (закон площадей).
Радиус-вектор планеты описывает
в равные * времена равновеликие
площади.
Радиусом-вектором планеты на-
зывают отрезок прямой, соеди-
няющей планету с Солнцем (рис. 33).
Допустим, что заштрихованные пло-
щаДи описаны радиусом-вектором
планеты за одинаковое время. Из
рисунка 33 видно, что равенство
этих площадей может быть только
в том случае, если дуги, пройденные
планетой, неодинаковы. Отсюда сле-
дует, что планеты движутся по
своим орбитам неравномерно — чем
ближе к Солнцу, тем быстрее, чем
дальше от Солнца, тем медленнее.
Второй закон Кеплера иначе
называется законом площадей.
Третий закон. Квадраты времен
обращения планет вокруг Солнца
относятся как кубы больших полу-
осей их орбит.
Большие полуоси орбит планет
равны их среднему расстоянию
от Солнца, и потому в формулировке
закона слова «больших полуосей
их орбит» можно заменить словами
«их средних расстояний от Солнца».
Пусть Т\ и Т2— периоды обращения
планет вокруг Солнца, а яч и а2—
их средние расстояния от Солнца.
Тогда третий закон Кеплера может
быть выражен формулой:
Г? =
al
Законы Кеплера выражают свой-
ства движения планет, полученные
из наблюдений. Но почему планеты
движутся именно так, объяснить
удалось лишь Исааку Ньютону.
НЬЮТОН И КЕПЛЕР
Ньютон сформулировал следую-
щую «задачу двух тел»: даны
две материальные точки с массами
mi и т2, начальными скоростями
v\ и v2 и известным начальным
положением в некоторой системе
42
координат. Найти, как будут дви-
гаться обе точки, если между ними
действует сила взаимного тяготения.
Уточним, что под материальными
точками Ньютон понимал такие
тела, размерами которых в данном
конкретном случае можно прене-
бречь по сравнению с расстояниями
между ними. Так, например, изучая
движение планет в Солнечной систе-
ме, можно считать их материаль-
ными точками — слишком малы сами
планеты в сравнении с расстояниями
друг от друга и до Солнца.
Но та же планета Земля и геогра-
фами и геофизиками, конечно, не
считается материальной точкой. Для
них это огромное тело со сложной
структурой. Кстати, если небесное
тело обладает сферическим распре-
делением плотности, т. е. внутри
тела плотность зависит только от
расстояния до центра (слоистое
тело), то в таком случае тела
притягивают друг друга как мате-
риальные точки, т. е. так, как если
бы вся их масса была сосредото-
чена в их центре.
Средствами высшей математики
Ньютон получил следующее решение.
Если одно из тел считать не-
подвижным (что всегда возможно),
то орбитой второго тела относительно
первого будет лишь одна из трех
кривых — эллипс, гипербола или па-
рабола. Все эти кривые легко
получить, рассекая коническую по-
верхность плоскостью, поэтому они
называются коническими сечениями.
Других орбит в задаче двух тел
не существует.
Ньютон сделал и нечто большее.
Он доказал, что все три закона
Кеплера есть следствие закона
всемирного тяготения и основных
Законов механики. Иначе планеты
«двигаться не могут. Другая карти-
на движения возникла бы лишь в
том случае, если бы изменился
закон силы, т. е., скажем, сила
стала бы действовать обратно про-
порционально кубу расстояния. В
рамках же закона Ньютона «кепле-
ровское» движение в задаче двух
тел неизбежно.
Проводя строгие математические
расчеты, Ньютон уточнил третий
закон Кеплера. Оказалось, что более
точно он выглядит так:
ч	-J- /П2)	^2
где М — масса Солнца, а т\ и
т2 — массы планет. Так как массы
планет ничтожно малы по сравнению
с массой Солнца, дробь	=
= —— ж 1. Полагая эту дробь
1 + лГ
равной 1, получаем третий закон
Кеплера в его первоначальной
форме.
Можно решить и обратную за-
дачу — из законов Кеплера вывести
закон всемирного тяготения. Этот
факт еще раз доказывает, как тесно
связаны между собой все четыре
закона.
Несмотря на почести, оказанные
Исааку Ньютону, некоторые из его
современников скептически отнес-
лись к его открытиям. Известный
физик и астроном Гюйгенс высмеи-
вал идеи Ньютона о всемирном
тяготении. Великий философ и мате-
матик Лейбниц поначалу считал
выкладки Ньютона сомнительными.
А Иоганн Бернулли в 1730 г.
получил премию Парижской Акаде-
мии наук за сочинение, в котором
пытался объяснить форму планетных
орбит, не прибегая к закону тяго-
тения.
43
Как и все новое, ньютониан-
ская физика лишь постепенно по-
лучала признание. Требовались
факты, которые могли бы нагляд-
но и убедительно доказать способ-
ность закона тяготения объяснять
и предсказывать космические яв-
ления.
КАК ВЗВЕСИТЬ СОЛНЦЕ?
В повседневной жизни тяготение
тел друг к другу (кроме силы
тяжести) неощутимо. Слишком ни-
чтожно мала гравитация (т. е. тяго-
тение) по сравнению С другими
силами. Лишь исполинские массы
Земли и других космических тел
создают иллюзию мощности тяготе-
ния. Но только очень тонкими
экспериментами удается измерить,
как притягивают друг друга не-
большие тела.
Первый успешный опыт такого
рода был проделан еще в 1798 г.
соотечественником Ньютона Г. Ка-
вендишем (1731 —1810). Его уста-
новка, получившая название кру-
тильных весов (рис. 34), состояла
из двух маленьких шариков (в),
соединенных стержнем, который под-
вешивался на кварцевой нити. Вбли-
зи этих шариков Кавендиш помещал
два массивных свинцовых шара (В).
Эти шары, притягивая концы стерж-
ня, закручивали кварцевую нить.
По закручиванию нити можно вы-
числить силу притяжения F. По
закону тяготения
р___Q т\Ш2
г'2	’
где т\ и т2 — массы маленьких
шариков, г — расстояние между
ними и большими шарами, а О —
коэффициент пропорциональности,
называемый постоянной тяготения,
значение которого можно опреде-
лить из указанной формулы:
G=-^—, G = 6,67-10-'1-^-.
т\т2	кг
Зная G и используя закон тя-
готения, можно определить массу
Земли и других космических тел.
В самом деле, пусть масса Земли
М. Тогда любое тело массой т
притягивается Землей с силой
Рис. 34. Крутильные весы Кавендиша.
где R — радиус Земли. Отсюда
масса земного шара равна
м=^-
1 G
Подставив в формулу известное
значение величин, получим
=6-1024 кг.
По закону тяготения Земля и
Луна обращаются вокруг общего
центра тяжести С, который лежит
внутри Земли. Обозначим его рас-
44
стояние до центра Земли буквой х.
Тогда по законам механики
хМ — (г — х)т,
где М — масса Земли, т — масса
Луны, а г — расстояние между ними.
Из-за движения Земли вокруг точки
С меняется астрономическая долго-
та Солнца (по сравнению с той,
которая была бы при отсутствии
такого движения). Точные астроно-
мические измерения приводят к
выводу, что х = 4635 км и, сле-
довательно,
«Взвесив» Луну, или, точнее
говоря, определив ее массу, можно
перейти к «взвешиванию» Солнца.
Пусть некоторая планета массой
т имеет спутник массой mj. Массу
Солнца обозначим М, а периоды
обращения планеты вокруг Солнца
и спутника вокруг планеты соот-
ветственно Т и Т[. Тогда по
уточненному третьему закону Кеп-
лера следует:
М 4- т _ / Г| \2 / а \3
m + mi ~~ \ Т )	’
где а и — полуоси орбит планеты
и спутника. Так как масса планеты
мала по сравнению с массой Солнца,
а у спутника много меньше, чем
у планеты, приходим к приближен-
ному равенству
Используя в качестве планеты
и ее спутника Землю и Луну,
получаем, что масса Солнца пример-
но в 333 000 раз больше массы
Земли, т. е. масса Солнца прибли-
зительно равна 2-Ю30 кг.
Описанные методы «взвешива-
ния» небесных тел не всегда при-
менимы и далеко не единственны.
Но любые иные методы в конечном
счете основываются на законе все-
мирного тяготения: неизвестную мас-
су тела находят по гравитационному
воздействию этого тела на другие
тела.
ТЕОРИЯ ВОЗМУЩЕНИЙ
Всемирное тяготение должно
было в принципе объяснить движение
всех небесных тел. Но тут возникли
неожиданные трудности. Если в
задачу двух тел, успешно решенную
Ньютоном, добавить третье тело,
тоже материальную точку, то си-
туация усложняется необычайно.
Получается задача трех тел.
Даны начальные положения,
массы и скорости трех материальных
точек. Предполагая, что между
ними действует взаимное тяготение,
найти траектории всех трех ма-
териальных точек.
Крупнейшие математики и меха-
ники XVIII и XIX вв. безуспешно
пытались решить эту задачу. Лишь
в 1912 г. финский математик К. Зун-
дман нашел ее общее решение, но
в таком виде, который исключал
практическое применение. Формулы
Зундмана представляют собой ряды,
т. е. выражения из бесчисленного
множества суммируемых членов. В
таких выражениях результат получа-
ется тем точнее, чем больше просум-
мировать членов ряда, начиная с его
первого члена. Простейший пример
числового ряда — сумма членов бес-
конечно убывающей геометрической
прогрессии. Есть ряды, составленные
45
не из чисел, а из функций. Ряды,
составленные Зундманом, принадле-
жат к функциональным рядам.
Однако, чтобы по ним подсчитать
положение космического тела с
точностью до Ю%, надо взять
не меньше ю800000” членов ряда
Зундмана. Суммирование такого
колоссального числа слагаемых не
под силу даже современным ЭВМ.
Правда, в некоторых частных
случаях задача трех тел допускает
сравнительно простое решение. Эти
случаи нашел знаменитый француз-
ский математик Жозеф Лагранж
(1736—1813).
Представим себе, что одно тело
обращается вокруг другого по
окружности. Как доказал Лагранж,
существуют такие положения треть-
его тела, при которых взаимное
расположение всех трех тел в
процессе движения остается, неиз-
менным.
Пусть первым телом будет Солн-
це, вторым — планета, обращающая-
ся вокруг Солнца по круговой
орбите. Точки, в которых третье
тело сохранит взаимное расположе-
ние по отношению к двум другим
телам, называются либрационными
точками. Первые три из них,
так называемые коллинеарные либ-
рационные точки, L\, L2, L$, рас-
положены на прямой, проходящей
через Солнце и планету (рис. 35).
Их расположение на этой прямой,
разумеется, зависит от масс первых
двух тел и расстояния между ними.
Если поместить в любую из этих
точек третье тело, вся система
из трех тел будет вращаться как
единое тело (совсем так, как если
бы вы стали вращать рисунок
вокруг точки). Исследования, одна-
ко, показывают, что положение
третьего тела в коллинеарных либ-
рационных точках неустойчиво. Если
Рис. 35. Точки либрации.
это тело даже чуть-чуть, на очень
малое расстояние отойдет от кол-
линеарных либрационных точек,
назад оно уже не возвратится,
а навсегда покинет эту область
пространства. Не удивительно по-
этому, что такой «случай Лагранжа»
в природе не осуществляется.
Значительно больший практиче-
ский интерес представляют треуголь-
ные либрационные точки £4 и L5.
Они образуют с Солнцем и планетой
вершины двух равносторонних тре-
угольников (см. рис. 35), пово-
рачивающихся во время движения
как единое целое. Замечательно,
что движение вблизи этих точек
устойчиво. Иначе говоря, выведенное
из треугольных либрационных точек
третье тело при определенных на-
чальных условиях (например, не
чрезмерно большой скорости) может
снова вернуться в исходное по-
ложение.
Еще в 1907 г. был открыт
астероид Ахилл, совершающий об-
ращение вокруг Солнца почти по
орбите Юпитера. Точнее, он постоян-
но находится вблизи точки L4 в сис-
теме Солнце — Юпитер. Позже
открыли и другие малые планеты,
демонстрирующие воплощение в
природе одного из «случаев Лагран-
жа». Всем им присваивали имена
46
героев Троянской войны, и потому
в астрономической литературе эти
замечательные астероиды называют
троянцами.
В либрационных точках системы
Земля — Луна в 1959 г. польский
астроном С. Кордылевский обнару-
жил скопления пыли, получившие
название «облаков Кордылевского».
Кроме случаев Лагранжа есть
и другие частные случаи задачи
трех тел, которые имеют решение,
например, когда масса одного из
тел очень мала. Но в общем виде
задача трех тел, повторяем, не
решена.
Представьте себе, что одно из
трех тел Солнце, второе Земля,
а третье, скажем, планета Марс.
Если бы не было Марса, Земля
обращалась бы вокруг Солнца
строго по законам Кеплера. Притя-
жение со стороны Марса искажает,
или, как говорят астрономы, воз-
мущает движение Земли, и оно
перестает быть кеплеровским.
Можно подумать, что возмущаю-
щая сила, порожденная Марсом,
направлена от Земли к Марсу, но это
не так. Можно доказать, что
из-за сложной игры сил тяготения
всех трех тел возмущающая сила
все время изменяется и по числовому
значению, и по направлению. По
этой причине вычисление возму-
щений— очень сложная задача, ре-
шаемая с помощью рядов. Начало
теории возмущения было положено
трудами великих математиков
XVIII в. Даламбером, Эйлером,
Лагранжем, Лапласом, которые,
собственно, и создали классическую
небесную механику.
Фундаментальный пятитомный
труд Пьера Лапласа «Небесная
механика», написанный в бурные
годы Великой французской револю-
ции, подытоживал успехи теории
возмущений XVIII в. В XIX в.
ее разработку продолжили Ньюкомб,
Хилл, Гюльден, Пуанкаре и многие
другие. В текущем веке всемирную
известность приобрели небесно-меха-
нические	исследования проф.
Б. В. Нумерова и в особенности
московского астронома, проф.
Г. И. Дубошина и его школы.
Теория возмущений позволяет с
очень высокой точностью рассчиты-
вать движения космических тел —
как естественных, так и искусствен-
ных. Вместе с тем она способна
ответить и на такие теоретические
вопросы, как проблема устойчивости
Солнечной системы.
Орбита любого космического тела
задается шестью величинами, или,
как их называют, элементами. Три
из них определяют положение орбиты
в пространстве, два — размеры ор-
биты и ее форму и, наконец,
шестой элемент — положение косми-
ческого тела на орбите. Из-за
возмущений все элементы меняются.
Но эти изменения различны. Одни
из них называются периодическими
возмущениями. Как показывает их
название, периодические возмуще-
ния повторяются, не выходя за
некоторые ограниченные пределы.
Иначе ведут себя вековые возму-
щения. Хотя и очень медленно,
но они растут пропорционально
времени. Возникает естественный
вопрос — не могут ли вековые воз-
мущения настолько изменить планет-
ные орбиты, что Солнечная система
утратит устойчивость и распадется?
Проведенные исследования показали,
что вековым возмущениям подвер-
жены лишь те элементы, от которых
зависит поворот орбиты в простран-
стве, с сохранением ее формы и
наклонения к плоскости эклиптики.
Судя по всему, по крайней мере
на ближайшие миллионы лет устой-
47
чивость Солнечной системы обес-
печена.
В XVIII и XIX вв. теория
возмущений весьма помогла море-
плаванию. Дело в том, что Луна
обладает очень сложным движе-
нием. Его возмущают не только
Солнце, но и отклонение Земли от
шарообразной формы, и другие
еще более тонкие эффекты. Теорией
лунного движения занимались все
великие небесные механики, а Лео-
нард Эйлер посвятил этому вопросу
даже специальный трактат «Теория
движения Луны» (1753).
Луна обращается вокруг Земли
за 271 /з сут, смещаясь ежесуточно
на фоне звезд примерно на 13°
Значит, наблюдая, где видна Луна
на фоне звездного неба, можно
узнать момент времени. Для этой
цели и составлялись возможно
более точные таблицы положения
Луны по гринвичскому времени.
Мореплаватель, определив местное
время описанным ранее способом,
наблюдает положение Луны среди
звезд и по таблицам определяет
в тот же момент гринвичское
время. Отсюда легко вычислить
долготу местонахождения корабля,
а определение его широты, как
известней, не представляет особых
затруднений.
Теория возмущений сыграла гро-
мадную роль и в открытии новых
планет, в расширении наших пред-
ставлений о Солнечной системе.
Исторический пример проиллюстри-
рует это утверждение.
НА КОНЧИКЕ ПЕРА
Планета Уран была открыта
Вильямом Гершелем 13 марта 1781 г.
совершенно случайно. В ту памятную
ночь, рассматривая один из участков
звездного неба, Гершель заметил
странный объект, имевший форму
маленького желтоватого диска.
Спустя два дня стало заметно,
что загадочный диск сместился на
фоне звезд. Сначала Гершель принял
его за неизвестную комету. Несколь-
ко месяцев спустя, когда была
вычислена орбита странного объекта,
стало ясным, что открыта новая,
неизвестная до этого планета. Вскоре
ей присвоили имя Уран.
Спустя 40 лет после этих событий
было собрано много измеренных
положений Урана среди звезд. Кроме
того, выяснилось, что ряд астрономов
наблюдали Уран и до Гершеля.
Не понимая, что перед ними планета,
эти астрономы занесли Уран в
звездные каталоги.
Еще в 1789 г. заметили, что Уран
слегка отклоняется от пути, который
предписывали ему законы Кеплера.
Причины этого были не ясны, и Гет-
тингенская Академия наук в 1842 г.
назначила премию тому ученому,
кто объяснит загадочное поведение
Урана. В 1845—1846 гг. француз-
ский астроном Урбан Леверье, бу-
дущий (с 1854 г.) директор Париж-
ской обсерватории, опубликовал три
статьи, в которых, используя теорию
возмущений, пришел к выводу, что
странности в движении Урана могут
быть вызваны только одной при-
чиной — гравитационным воздейст-
вием на Уран еще более далекой
неизвестной планеты. Принимая
среднее расстояние неизвестной пла-
неты от Солнца равным 38,8 а. е.
и полагая, что эта планета дви-
жется в плоскости земной орбиты,
Леверье решил труднейшую задачу
и сумел указать на небе место,
48
• где должен находиться неизвестный
объект.
18 сентября 1846 г. Леверье
послал письмо астроному Берлин-
ской обсерватории Иоганну Галле
и указал, где надо искать новую
планету в виде слабой звездочки,
недоступной невооруженному глазу.
Галле получил это письмо 23 сен-
тября и в ту же ночь приступил
к наблюдениям. Очень скоро он
нашел слабенькую звездочку, не
занесенную на звездные карты.
При наблюдении в телескоп с
достаточным увеличением звездочка
показала заметный диск. Сомнений
не было — солнечная семья попол-
нилась еще одной планетой, полу-
чившей наименование Нептун.
Местоположение Нептуна Ле-
верье указал с ошибкой всего в
55', что почти вдвое больше попереч-
ника лунного диска. Большей точ-
ности и нельзя было ожидать,
так как большая полуось орбиты
Нептуна оказалась равной 30 а. е.,
а наклонение орбиты Нептуна к
плоскости земной орбиты почти 2°.
Новая планета была открыта, как
тогда говорили, на кончике пера
вычислителя, т. е. чисто теоретиче-
ски, что явилось очередным триум-
фом небесной механики. Заметим,
что Леверье не сам занимался
поиском Нептуна* на небе лишь
потому, что только Берлинская об-
серватория имела в ту пору доста-
точно подробные звездные карты.
Имя Урбана Леверье прочно
вошло в историю астрономии. Спра-
ведливость, однако, заставляет
вспомнить, что одновременно с
Леверье и независимо от него
такое же исследование провел анг-
личанин Джон Адамс (1819—1892)
будучи еще студентом. Начал он
его даже двумя годами раньше
Леверье и уже в сентябре 1845 г.
представил свои результаты сначала
профессору Уэллису в Кембридже,
а затем директору Гринвичской
обсерватории Эри. Но оба ученых
игнорировали указание Адамса о
том, где искать неизвестную планету.
С одной стороны, они с нередким,
увы, для ученых высокомерием
не поверили вычислениям никому
не известного студента, а с другой
стороны, у них не было таких
подробных звездных карт, которыми
располагал Галле. Позже выясни-
лось, что работа Адамса по своему
объему и результатам нисколько
не уступала работе Леверье, но
открытие Нептуна уже совершилось.
Закон всемирного тяготения не-
даром назван всемирным. Им объя-
сняются очень многие явления в мире
звезд и звездных систем. Ближай-
шая цель небесной механики состоит
в усовершенствовании теории воз-
мущений, широком применении ЭВМ
при вычислениях орбит, максималь-
ном повышении точности этих вы-
числений. И в данном случае
можно сказать, что повышение точ-
ности есть «вечная проблема»
небесной механики. Ее успешному
решению помогут новейшие методы
математики.
ВЫВОДЫ
Рождению современной небесной
механики в XVIII в. предшествовал
многовековой период изучения пла-
нетных и солнечных движений.
Почти две тысячи лет астрономы
старались как можно точнее выя-
вить особенности видимых движений
Солнца и планет. Попутно шло
49
геометрическое моделирование этих
движений, рождались подчас за-
мысловатые «системы мира» вроде
птолемеевой. Все это подготовило
кинематическую почву, на которой
и должен был проявить свою
мощь закон всемирного тяготения.
На протяжении последних трех
веков теоретические методы не-
бесной механики совершенствова-
лись в соответствии с развитием
вычислительной математики. В те-
кущем веке на помощь небесным
механикам пришли вычислительные
машины.
Проверкой любой теории служит
практика. То, что с помощью
небесной механики удалось объя-
снить движение планет, оценить
их массу, открыть неизвестные
ранее небесные тела, доказывает,
что закон тяготения, открытый
Исааком Ньютоном, действует по-
всеместно во Вселенной.
Во второй половине текущего
века небесная механика с большим
успехом стала применяться в теории
и практике космических полетов.
Можно смело утверждать, что без
небесной механики не было бы и
космонавтики.
Но триумфы небесной механики
не должны затенять того факта,
что природа тяготения до сих пор
остается неизвестной. Как притя-
гивают друг друга небесные тела,
мы знаем, но что их влечет друг к
другу, остается предметом гипотез
и споров. Здесь небесная механика
смыкается с современной физикой,
без которой природа тяготения не
может быть выяснена.
Однако не дожидаясь решения
этой проблемы тяготения, небесная
механика продолжает совершенст-
вовать методы вычислений для дос-
тижения максимально возможной
точности.
ФИЗИКА КОСМОСА
Для астрофизиков космос является продолжением физи-
ческой лаборатории, где углубленно изучаются важнейшие
физические законы, создаются и проверяются новые
физические представления и теории.
С. Пикельнер
ИЗ ИСТОРИИ ТЕЛЕСКОПОВ
Астрофизические исследования
небесных тел всерьез начались
с XVII в., когда голландские
оптики изобрели «увеличительную
трубу». Первым, кто оценил роль
этого изобретения для астрономии,
был профессор Падуанского уни-
верситета Галилео Галилей. Собст-
венноручно он изготовил три теле-
скопа с увеличением от 3 до 30 раз.
Кстати, наименование «телескопы»
было тогда же присвоено увеличи-
тельным трубам.
Осенью 1609 г. Галилей начал
наблюдения, позже описанные в его
известном астрономическом труде
«Звездный вестник». Впечатление
от раскрывшейся Галилею картины
было необычайным. «Я вне себя
от изумления,— писал он,— так как
успел уже убедиться, что Луна
представляет собой тело, подобное
Земле». На поверхности Луны Га-
лилей увидел горы и долины.
Венера оказалась похожей на ма-
ленькую Луну, и смена ее фаз
доказывала обращение Венеры во-
круг Солнца. Пл ад ста Юпитер
предстала изумленному Галилею
крошечным диском, вокруг которого
обращались маленькие звездочки —
его спутники. Тем самым Юпитер
с системой своих лун оказался
уменьшенным подобием Солнечной
системы. У Сатурна Галилей заметил
какие-то странные придатки — следы
его знаменитого кольца. На поверх-
ности Солнца четко виднелись тем-
ныё пятна, что опровергало учение
Аристотеля о «неприкосновенной
51
чистоте небес». Физический облик
знакомых небесных тел оказался
необычным.
Первое, что любому бросается
в глаза при наблюдении звездного
неба, это различие в кажущейся
яркости звезд, или, точнее, в их
блеске. Под блеском звезды пони-
мается та освещенность, которую
создает звезда на поверхности Зем-
ли. Чем более яркой кажется нам
звезда, тем больше воспринимаемый
нами поток ее излучения.
Еще в древности астрономы
«рассортировывали» звезды по их
кажущейся яркости (видимому
блеску). Наиболее яркие из звезд
назвали звездами 1-й звездной
величины, звезды в 2,5 (точнее,
в 2,512) раза более слабые —
звездами 2-й звездной величины
и т. д. Наименее яркие из звезд,
доступные невооруженному глазу,
относятся к звездам 6-й звездной
величины. Нетрудно подсчитать, что
звезды 6-й звездной величины слабее
звезд 1-й звездной величины ровно
в 100 раз.
Термин «звездная величина» ха-
рактеризует, конечно, не размеры
звезд, а только поток их излу-
чения. Чем слабее звезда, тем больше
ее звездная величина.
Позже для более точной характе-
ристики звезд пришлось ввести
дробные значения звездных величин,
а для особенно ярких светил —
нулевые и даже отрицательные
значения звездной величины.
В поле зрения своего телескопа
Галилей увидел множество недоступ-
ных невооруженному глазу звезд
7-й и 8-й звездных величин. Не-
которые «туманности» на звездном
небе оказались состоящими из мно-
жества звезд. Великим скопищем
слабосветящихся звезд оказался
и Млечный Путь.
В любом телескопе есть объектив
и окуляр. Объектив собирает лучи
от светила и создает в своем фо-
кусе его изображение. Это изобра-
жение рассматривается через силь-
ную лупу, называемую окуляром.
В телескопах Галилея объективом
служила плоско-выпуклая собираю-
щая линза, а окуляром — рассеи-
вающая, плоско-вогнутая линза. По
своей оптической схеме они напоми-
нали театральный бинокль.
Иоганн Кеплер в 1611 г. пред-
ложил иную схему, в которой
и объектив, и окуляр были двояко-
выпуклыми линзами. Это расширяло
поле зрения, и поэтому кеплеровская
система Телескопа вскоре стала
господствующей. Преимущество те-
лескопов двоякое: они собирают
гораздо больше света, чем челове-
ческий глаз, и увеличивают угол
зрения, под которым наблюдается
предмет.
Первые телескопы были крайне
несовершенны. Их линзы искажали
изображение, т. е., иначе говоря,
создавали аберрации. Главные из
них — сферическая и хроматическая
аберрации. Первая заключается в
том, что края линз сильнее пре-
ломляют свет, чем их центральные
части. По этой , причине лучи от
объектива сходятся в разных точках
(фокусах) и изображение получается
нечетким, размытым. Хроматическая
аберрация выражается в ином:
лучи разного цвета преломляются
линзами различно — сильнее всего
фиолетовые, наиболее слабо —
красные. В итоге изображения
в первых телескопах были не только
размытыми, но и «радужными»,
окрашенными в разные цвета.
Чем больше фокусное расстояние
объектива (при том же его диамет-
ре), тем меньше аберрация. По-
этому последователи Галилея
52
Рис. 36. Длиннофокусный телескоп XVII в.
строили длиннофокусные, необычай-
но громоздкие и трудные в управ-
лении телескопы. Такая ситуация
продолжалась почти полтора века,
и некоторые линзовые телескопы
тех времен достигали в длину 40 м
(рис. 36). При помощи сложной
системы блоков их закрепляли на
высоких мачтах, а окулярную часть
телескопа оставляли на земле. Порой
и вовсе обходились без тубуса
(трубы) и пользовались «воздуш-
ной» системой — объектив крепили
на высокой мачте, а окуляр держали
в руках!
Несмотря на все эти ухищрения,
длиннофокусные линзовые телескопы
давали скверные изображения, и
назревала необходимость в коренной
перестройке их оптической системы.
К середине XVIII в. телескопы
с однолинзовыми системами изжили
себя, и выход был найден в много-
линзовых объективах и окулярах.
Представьте себе сложный объек-
тив, состоящий из двояковыпуклой
и плоско-вогнутой линз (рис. 37).
Если подобрать соответствующую
кривизну поверхностей линз и сорта
их стекол, аберрации одной линзы
скомпенсируют «противоположные»
аберрации другой и получится объ-
ектив, не дающий искажений. Теоре-
тически такая возможность была
доказана еще в 1695 г. английским
оптиком Дж. Грегори, а в 1733 г.
Ч. Холл нашел сорта стекол для
сложного объектива. Его продолжа-
тель Дж. Доллонд с 1758 г. начал
изготовлять «ахроматические» объ-
53
ективы, которые не давали радужных
изображений. Конечно, полной ком-
пенсации в них не было, и оптики
обычно оставляли голубой ореол
вокруг изображения, что не мешало
наблюдениям.
Доллонд придумал комбинацию
из трех линз, дававшую еще лучшие
результаты, чем двулинзовый «ах-
ромат». Так появились «апохрома-
ты», создающие изображение пре-
восходного качества.
В начале XIX в. немецкий
оптик и астроном Й. Фраунгофер
начал строить апохроматы, и по
размерам, и по качеству превосхо-
дившие телескопы Доллонда. Его
ученики Мерц и Малер в 1839 г.
изготовили для новой Пулковской
обсерватории великолепный 15-дюй-
мовый1 рефрактор (линзовый теле-
скоп), который в течение 8 лет
оставался крупнейшим в мире.
Усложнились и окуляры. С
XVIII в. они становятся двулинзо-
выми, а иногда и многолинзовыми.
Борьба с аберрациями в реф-
ракторах продолжалась весь XIX в.
Особых успехов в этом деле достиг
американский оптик Альван Кларк
и его сыновья. По заказу русского
правительства в 1885 г. Кларк
сделал для Пулковской обсервато-
рии 30-дюймовый рефрактор, к со-
жалению, погибший во время Вели-
кой Отечественной войны. Абсолют-
ный рекорд в соревновании реф-
ракторов был достигнут в 1897 г.
На средства миллионера Йеркса
фирма «Альван Кларк и сыновья»
построила исполинский инструмент—
рефрактор с диаметром объектива
102 см (40 дюймов). Сорокадюй-
мовый рефрактор Йерксской обсер-
ватории близ Чикаго и до сих
1 1 дюйм ^25 мм. Для телескопов ука-
зывается диаметр объектива.
пор остается величайшим рефрак-
тором мира. Строить еще большие
линзовые объективы никто не ре-
шается— трудности их создания
колоссальны, а эффективность мала:
поглощение более толстых линз
сводит на нет выгоду от увеличения
отверстия. Кроме того, громадный
вес линз заставляет их прогибаться,
что портит изображение. В чемпио-
нате телескопов вперед вырвались
рефлекторы.
Идея зеркального телескопа, или
рефлектора, впервые была предло-
жена еще при жизни Галилея
Н. Цукки (1616) и М. Мерсеном
(1638). Несколько позже подобные
схемы рефлекторов были теоретиче-
ски разработаны Д. Грегори (1663)
и Кассегреном (1672). В 1664 г.
Р. Гук даже изготовил рефлектор
по схеме Грегори, однако качест-
во его было настолько низким,
что наблюдения с ним не проводи-
лись.
Лишь в 1668 г. знаменитый
Исаак Ньютон построил первый дей-
ствующий рефлектор. Это был весьма
миниатюрный оптический инстру-
мент, бронзовое вогнутое сфери-
ческое зеркало которого имело
поперечник всего 2,5 см, а его
фокусное расстояние составляло
6,5 см. Лучи от главного зеркала
отражались небольшим плоским зер-
калом в боковой окуляр (рис. 38, а).
Три года спустя Ньютон сделал
несколько больший рефлектор с
диаметром зеркала 3,4 см при
фокусном расстоянии 16 см. Таким
образом, объективом в рефлекторе
служит не линза, а зеркало.
В системе Грегори (рис. 38, б)
главное зеркало имело в центре
отверстие, куда направлялись лучи,
отраженные от вогнутого эллипсои-
дального зеркала. Если заменить
это эллипсоидальное зеркало ги-
54
Рис. 38. Различные системы рефлекторов.
перболическим, получаем систему
Кассегрена (рис. 38, в).
Рефлекторы выгодно отличаются
от рефракторов тем, что у них
отсутствует хроматическая аберра-
ция. Если главному зеркалу придать
параболическую форму, оно соберет
все лучи в одном фокусе, и тем
самым будет устранена и сфериче-
ская аберрация.‘Изготовить зеркало
легче, чем линзу,— приходится шли-
фовать только одну поверхность.
Эти и другие преимущества обеспе-
чили быстрый прогресс рефлекторов.
В середине XVIII в. английский
оптик Д. Шорт организовал фаб-
ричный выпуск высококачественных
рефлекторов, самый большой из
которых имел поперечник зеркала,
равный 55 см. Многочисленные
и порой весьма крупные рефлекторы
строил в XVIII в. знаменитый
основоположник звездной астроно-
мии Вильям Гершель', большую
часть жизни работавший в Англии.
Самый крупный из его рефлекторов
имел металлическое зеркало попе-
речником 122 см. Весило оно около
10 000 Н и заметно прогибалось
под действием собственного веса,
из-за чего портились изображения.
Система блоков и канатов, с по-
мощью которых приводился в дви-
жение инструмент, затрудняла ра-
боту (рис. 39). Тем не менее
Вильям Гершель сумел сделать с
ним много открытий.
Еще более крупный рефлектор
с металлическим зеркалом диамет-
ром 2 м построил в 1845 г. ир-
ландский аристократ Вильям Пар-
сонс, носивший титул лорда Росса.
Его «левиафан», как прозвали совре-
менники рефлектор лорда Росса,
оставался крупнейшим вплоть до
первой четверти текущего века.
В 1917 г. на обсерватории
Маунт-Вилсон (США) установили
новый 100-дюймовый рефлектор с
поперечником главного стеклянного
зеркала 258 см и решетчатым
тубусом. Долгое время он оставался
самым крупным телескопом мира,
пока, наконец, уже после второй
мировой войны, не был превзойден
пятиметровым рефлектором обсерва-
тории Маунт-Паломар. Любопытно,
что это был первый телескоп,
в котором кабина наблюдателя
размещалась внутри трубы.
Рис. 39. Телескоп Гершеля.
55
Рис. 40. Телескопы системы Шмидта (слева)
и Максутова (справа).
Стремление свести к минимуму
всевозможные аберрации привело
в XX в. к созданию комбинированных
телескопов, в которых используются
и зеркала, и линзы. Первый опти-
ческий инструмент такого типа
был создан еще в 1930 г. немецким
оптиком, эстонцем по происхожде-
нию, Б. Шмидтом. В его телескопе
(рис. 40) главное отражательное
зеркало имеет сферическую поверх-
ность, но зато исправляющая абер-
рацию коррекционная тонкая линза,
помещенная в центре кривизны
главного зеркала, имеет весьма
сложную форму. Главное преиму-
щество телескопов системы Шмид-
та— огромное поле зрения (до 25°).
В 1941 г. известный советский
оптик Д. Д. Максутов изобрел но-
вый тип зеркально-линзового теле-
скопа, в котором вместо сложной
коррекционной линзы использовал
сферический мениск — слабую рас-
сеивающую выпукло-вогнутую линзу,
которая компенсирует сферическую
аберрацию главного зеркала. Так
как в телескопах системы Максутова
поверхности зеркала и мениска
сферические, изготовить такие ин-
струменты гораздо легче, чем теле-
скопы Шмидта. Этим и другими
достоинствами объясняется широкое
распространение максутовских теле-
скопов в астрономической практике.
В настоящее время . самым
крупным телескопом в мире является
шестиметровый рефлектор Специаль-
ной астрофизической обсерватории
Академии наук СССР (рис. 41).
Башня шестиметрового телескопа
имеет высоту 53 м при диаметре
44 м. Вес алюминиевого купола
достигает 10 000 кН. Общий вес
рефлектора вместе с установкой
составляет 8 500 кН, фокусное рас-
стояние 24 м. При всех этих
астрономических размерах специ-
Рис. 41. Шестиметровый советский рефлек-
тор — крупнейший в мире.
56
альные устройства обеспечивают
точнейшие перемещения телескопа
по высоте и азимуту. Наведение
телескопа на объект осуществляется
при помощи электронно-вычисли-
тельных устройств, помещенных в
специальном пульте управления. По-
разительно, но ошибка в автомати-
ческом наведении на объект не
превышает долей угловой секунды.
Внутри телескопа на высоте 15-
этажного дома укреплена кабина
наблюдателя (см. рис. 41).
Крупнейшему телескопу мира
доступны звезды 24-й звездной
величины, т. е. в миллионы раз
более слабые, чем те, которые рас-
сматривал Галилей в свои телескопы.
Хотя существуют проекты 10-
метровых рефлекторов, до их осу-
ществления еще очень далеко.
Теоретически пределом, по-видимо-
му, можно ' считать 25-метровый
рефлектор. Однако трудности изго-
товления сверхгигантских телескопов
так велики, что более реальными
выглядят проекты многозеркальных
рефлекторов, где вместо одного
исполинского зеркала-объектива
используется множество гораздо
меньших зеркал, сводящих лучи от
светила в одном общем фокусе.
Такая система напоминает глаза
мухи, так что и в этом случае
мы стараемся использовать в технике
мудрость природы.
АСТРОФОТОГРАФИЯ
В 40-х годах прошлого века
французы Ньепс и Даггер изобрели
фотографию. Еще раньше, в 1822 г.,
Ньепс пытался с помощью объектива
запечатлеть изображение предмета
на асфальтовом растворе, однако
«закрепить» его не удалось. В 1835 г.
Даггер в слое йодистого серебра
обнаружил скрытое изображение,
которое ему удалось проявить па-
рами ртути. Так появились «дагге-
ротипы», требовавшие больших
экспозиций — минуты и даже десятки
минут. Несмотря на это, уже в
1841 г. удалось получить первый
даггеротип Луны, на котором вполне
явственно различались детали лун-
ного рельефа.
В 1845 г. на Гарвардской об-
серватории началось систематиче-
ское фотографирование Солнца,
Луны и звезд. В 1874 г. был
опубликован первый подробный фо-
то'атлас Луны. Во Франции братья
Поль и Проспер Анри в 1885 г.
получили фотографические звездные
карты, на которых зафиксированы
звезды до 16-й звездной величины.
Два года спустя в Париже состоялся
первый астрофотографический конг-
ресс, на котором 18 обсерваториям
было поручено составить фотоатлас
всех звезд до 14-й звездной величи-
ны, общее число которых близко
к 20 млн.
Лишь в конце прошлого века
в практику астрофотографии вошли
броможелатинные пластинки высо-
кой чувствительности, а в 1891 г.
Липман изобрел цветную фотогра-
фию. В настоящее время астрономы
используют пластинки и пленки, чув-
ствительные не только к видимым,
но и к невидимым инфракрасным
и ультрафиолетовым лучам.
Инструменты, предназначенные
для фотографирования небесных
тел, называются астрографами. По
существу это фотокамеры со спе-
циальными объективами, которые в
своем главном фокусе сводят не
желтые и зеленые, я • «чие и
57
фиолетовые лучи, т. е. как раз те,
к которым особенно чувствительна
фотопластинка. Кроме того, объекти-
вы астрографов состоят из несколь-
ких линз, что значительно уменьшает
аберрации. Так, например, объектив
астрокамеры Петцваля состоит из
четырех линз, а в астрокамерах
Цейсса даже из шести линз!
В сравнительно небольших ин-
струментах астрокамера крепится
на тубусе рефрактора. Таков, на-
пример, двойной астрограф Астро-
номической обсерватории Москов-
ского университета на Красной
Пресне (рис. 42). Астрокамера
и телескоп внешне схожи друг с
другом. В других случаях употреб-
ляют короткофокусные астрокамеры,
поперечник поля зрения которых
достигает 20—30°. Заметим, что
любой телескоп "можно использовать
как астрограф, е-сли окулярную его
часть заменить фотопластинкой или
пленкой.
Широкое распространение фото-
графии в современной астрономии
объясняется рядом ее преимуществ
по сравнению с визуальными наблю-
дениями. Это прежде всего инте-
гральность, т. е. способность по-
степенно накапливать энергию излу-
чения, идущую от светила. Поэтому
с увеличением экспозиции (конечно,
в разумных пределах) на фото-
пластинке запечатлеваются все более
и более слабо светящиеся звезды.
Экспозиции при этом могут быть
очень большими. Так, например,
на астрографе Московской обсерва-
тории звезды до 16-й звездной
величины фиксируются лишь при
часовой экспозиции!
Заметим, что для большинства
подобного типа астрографов пре-
дельная экспозиция при фотогра-
фировании звезд не превосходит
17 ч. Для короткофокусных свето-
Рис. 42. Двойной астрограф Московской
обсерватории.
сильных камер она значительно ко-
роче.
Астрографы могут легко фикси-
ровать такие быстро протекающие
явления, как, скажем, метеоры.
То, что не успевает рассмотреть
глаз, уверенно запечатлевает фото-
пластинка. Это достоинство астро-
фотографии называется моменталь-
ностью.
Глаз порой не способен сразу
сосредоточить внимание на всех
деталях картины, открывшейся в
поле зрения телескопа. Фотоплас-
тинка легко фиксирует всю панораму,
и это ее свойство поэтому называют
панорамностью.
Глазу свойственны субьектив-
ность восприятия, различные иска-
жения и ошибки при наблюдениях.
Фотопластинка объективно свиде-
тельствует о происходящем, и объек-
тивность также относится к преиму-
58
ществам астрофотографии. Ей же
присуща и документальность — ка-
чество, объясняющее, почему во
многих обсерваториях созданы и
бережно хранятся «стеклянные
библиотеки», состоящие из многих
тысяч негативов. На них отражены
эпизоды истории мироздания —
вспышки новых звезд, появление
комет и многое другое.
Первые киносъемочные аппараты
братьев Люмьер появились еще в
1895 г., и тогда о применении
киносъемок в астрономии никто
не помышлял. В последние десяти-
летия цветная фотография и кино-
съемка широко вошли в .практику
астрономических наблюдений. Осо-
бенно эффектны специальные съемки
солнечных затмений и таких про-
цессов на Солнце, как взлет про-
туберанцев. Впечатляют и цветные
фотографии газовых туманностей и
ближайших галактик.
ИЗМЕРЕНИЕ ПОТОКА ИЗЛУЧЕНИЯ, ПОСЫЛАЕМОГО
ЗВЕЗДОЙ
Уже говорилось, что еще Гиппарх
ввел звездные величины как меру
потока излучения от звезд. В 1850 г.
английский астроном Н. Погсон на-
шел удобную формулу, связываю-
щую освещенности, создаваемые
звездами на Земле, с их звездными
величинами.
Погсон предложил условиться,
что
где Е\ и Е2— освещенности, со-
здаваемые звездами на Земле, а
mi и т2— их звездные величины.
В звездных величинах можно вы-
ражать освещенности и от других
небесных светил, например планет
Луны, Солнца. Так, скажем, Луна
в полнолуние имеет минус 13-ю
звездную величину, а Солнце минус
26-ю звездную величину.
Знание видимой звездной вели-
чины недостаточно еще для ха-
рактеристики светимости объекта.
Какая-нибудь гигантская и на самом
деле очень яркая звезда издалека
будет казаться на небе слабосветя-
щейся. И наоборот, • карликовая
звезда с близкого расстояния
может выглядеть яркой.
Представьте себе, что все звезды
удалены от нас на одинаковое
расстояние, равное 10 пк. Тогда
видимую звездную величину звезды
с такого расстояния называют ее
абсолютной звездной величиной М.
Так как освещенность обратно
пропорциональна квадрату расстоя-
ния, то
Е 102
£о — D2
где Е — освещенность, создаваемая
звездой, которая удалена от Земли
на D парсеков; £0— освещенность
от той же звезды с расстояния
10 пк. Используя формулу Погсона,
получаем:
ю2
— = 2,512м-'”’
где m — видимая звездная величина
звезды, М — ее абсолютная звездная
величина. Так как lg2,512 = 0,4,
то после логарифмирования прихо-
дим к равенству
М = т-р5 — 5 1g D.
Определенная по этой формуле
абсолютная звездная величина Солн-
ца равна 4,72 звездным величинам.
59
Иначе говоря, с расстояния 10 пк
Солнце выглядело бы слабенькой
звездочкой почти 5-й звездной ве-
личины.
Во времена Гиппарха и многие
века после него освещенности от
звезд оценивались визуально, «на
глаз», что, конечно, давало весьма
приближенные результаты. Только в
1760 г. появился труд французского
оптика П. Бугера «Оптический трак-
тат о градации света», в котором
автор разработал основы практиче-
ской фотометрии и описал сконструи-
рованный им первый фотометр.
До середины XIX в. для измере-
ния потока излучения от небесных
светил использовался человеческий
глаз. Иначе говоря, астрофотометрия
была визуальной. Фотометры устраи-
вались так, что наблюдатель в поле
зрения телескопа рядом со звездой,
видимую яркость которой он соби-
рался измерить, видел еще искус-
ственную звезду, создаваемую ка-
ким-нибудь источником света. Из-
лучение искусственной звезды с по-
мощью, например, дымчатого клина
ослаблялось до той степени, при
которой она становилась одинаковой
с настоящей звездой. Величина
этого ослабления вычислялась, что
позволяло в конечном счете найти
видимую звездную величину звезды.
В 1890 г. русский физик А. Г. Сто-
летов открыл, что освещенная плас-
тинка из щелочного металла (на-
пример, калия) быстро теряет свой
электрический заряд. На этом прин-
ципе (фотоэффекте) были построены
фотоэлектрические фотометры, быст-
ро получившие широкое распростра-
нение.
В XX в. сконструировали се-
леновые фотометры, основанные на
том, что металл селен при осве-
щении уменьшает сопротивление
электрическому току.
Со второй половины XIX в.
к измерению излучения небесных
светил привлекли фотографию. Ро-
дилась фотографическая астрофото-
метрия, как новое направление в
астрономии. Оказалось, что почер-
нение изображения звезды на негати-
ве зависит от количества упавшего
света. Чем ярче звезда, тем больше
диаметр ее изображения и тем
оно чернее. Степень почернения
пластинки измеряется специальными
микрофотометрами.
В этом методе есть немало труд-
ностей. При одном и том же
количестве световой энергии крас-
ные звезды на негативе выглядят
менее яркими, чем белые и голу-
боватые. С другой стороны, почерне-
ние пластинки не пропорционально
времени экспозиции. Словом, опре-
деление звездных величин фотогра-
фическим путем — дело сложное.
Тем не менее фотографическая
астрофотометрия продолжает раз-
виваться, и ошибка в измерении
звездных величин фотографическим
путем сегодня составляет 0,1—0,2
звездных величин.
Широко применяются ныне и
фотоэлектрические измерители излу-
чения, точность которых достигает
0,1% измеряемой величины. В таких
приборах приемниками света служат
фотоэлемент, основанный на фото-
эффекте, или, чаще, фотоумножители
(рис. 43). В последних используется
явление вторичной электронной
эмиссии — электрон с достаточной
энергией, ударившись о металли-
ческую поверхность, может выбить
из нее несколько электронов. Для
этой цели в фотоумножителях элект-
роны разгоняются электрическим
полем. На рисунке видно, как лучи
света, падающие на фотокатод А,
выбивают из него электроны. Эти
электроны, попадая на эмиттер Э\,
60
выбивают из него новые электроны,
и т. д. Постепенно возникает лавина
из миллиардов электронов, которая
приходит на анод А. Если звезды
не очень слабые, то с помощью
электрофотометра и фотоумножи-
теля можно получить точность из-
мерения до 0,01 звездной величины
и даже выше.
Телевизионные системы также
позволяют регистрировать весьма
слабые источники света, но из-за
громоздкости и дороговизны они
внедряются пока медленно.
МОЩЬ СПЕКТРАЛЬНОГО АНАЛИЗА
Еще в 1665 г. И. Ньютон впервые
получил искусственную радугу. В
темную комнату с отверстием в став-
не он пропустил солнечный луч и
на его пути поставил треугольную
стеклянную призму. Так как такая
призма преломляет лучи разной
длины волны по-разному, то на бе-
лой стене появилась цветная радуж-
ная полоска — спектр, в котором,
впрочем, никаких деталей не было
видно. Оно и понятно — спектр
Ньютона представлял собой цвет-
ные изображения отверстия в став-
не, накладывающиеся друг на
друга.
Применение спектра в астрофи-
зике стало возможным лишь много
позже, когда был изобретен спектро-
скоп (рис. 44). В простейшем ва-
рианте он состоит из двух труб и
треугольной призмы, помещенной
между ними. Первая из них, обра-
щенная к объекту, называется кол-
лиматором. На одном ее конце име-
ется узкая щель, на другом двояко-
выпуклая линза, причем щель нахо-
дится в фокусе линзы.
По законам оптики свет, про-
шедший через коллиматор, выходит
из него параллельным пучком и
падает на призму, которая разлагает
его в спектр. Этот спектр рассмат-
ривается затем во вторую трубу,
которая по существу является обыч-
ной зрительной трубой.
Если зрительную трубу в спект-
роскопе заменить фотокамерой, по-
лучится спектрограф. С его по-
мощью можно получать фотографии
спектров небесных светил, называе-
мые спектрограммами. Со времен
61
Г. Кирхгофа (1859) различают три
основных типа спектров.
Если источником света является
твердое или жидкое раскаленное
тело или очень плотный нагретый
ионизированный газ, то спектр по-
лучается сплошным, или непрерыв-
ным. При наблюдении в спектроскоп
такой спектр выглядит непрерывной
радужной полоской с постепенным
переходом цветов от красного к фио-
летовому. Непрерывный спектр по-
рождается и облаком электронов,
движущихся в магнитном поле.
Спектр светящегося разреженно-
го газа представляет собой сово-
купность отдельных узких разно-
цветных линий на черном фоне.
Такой спектр называется линейча-
тым. Так как каждый газ дает
в' спектре только свои, присущие
ему линии, изучение линейчатых
спектров позволяет установить хими-
ческий состав светящегося газа.
Если между источником непре-
рывного спектра и наблюдателем
расположен газ, более холодный,
чем источник непрерывного спектра,
то в этом случае получится спектр
поглощения — радужная полоска,
испещренная поперечными узкими
темными линиями («линиями погло-
щения»). Характерно, что всякий газ
поглощает только те лучи, которые
он сам испускает в состоянии све-
чения. Поэтому спектр поглощения
позволяет установить состав газа,
поглотившего часть лучей источника
непрерывного спектра.
По расположению спектральных
линий, их интенсивности и другим
особенностям можно определить
плотность небесных тел, процентное
содержание в них различных хи-
мических элементов, наличие маг-
нитного поля и многое другое.
' Температуру небесного тела мож-
но узнать по распределению яркости
вдоль его спектра. Максимум яркости
приходится на разные места спектра
в зависимости от температуры не-
бесного тела. Если оно сравнительно
холодное и светит красным цветом,
то наибольшей яркостью обладает
красная часть его спектра. С по-
вышением температуры максимум
яркости смещается в сторону мень-
ших длин волн, т. е. к фиолетовому
концу спектра.
При движении источника света
вдоль луча зрения спектральные
линии смещаются: при приближении
светящегося тела — к фиолетовому
концу его спектра, при удалении —
к красному. Смещение зависит от
скорости движения тела. В этом
заключается так называемый эффект
Доплера — Физо (1842), экспери-
ментально подтвержденный русским
астрономом А. А. Белопольским
(около 1900 г.). Пользуясь эффектом
Доплера — Физо, можно измерить
62
лучевые скорости (т.е. скорости
приближения или удаления) не-
бесных тел, а также и скорости
вращения, например, звезд. Спектр
небесного тела позволяет судить
о процессах и явлениях, происхо-
дящих на его поверхности или в
его атмосфере. Спектральный анализ
стал одним из самых мощных
методов современной астрофизики.
Первую классификацию звездных
спектров еще в 70-х годах прошлого
века предложил один из пионеров
астрофизики, директор Ватиканской
обсерватории А. Секки. Позже она
была расширена и уточнена. В
1924 г. Гарвардская обсерватория
завершила публикацию знаменитого
каталога Г. Дрэпера, содержащего
классификацию спектров 225 330
звезд. Современная классификация
является некоторым ее уточнением.
Арсенал современных средств
астрофизических исследований весь-
ма обширен. Простейший из спект-
ральных астрофизических прибо-
ров— объективная призма. Без вся-
кого коллиматора она устанавли-
вается перед объективом астрографа
и используется для фотографиро-
вания спектра метеоров и звезд.
На фотопластинке получаются то-
ненькие, «ниточные» спектры, но
их можно «растянуть» в полоску,
перемещая пластинку с помощью
специального приспособления со-
ответствующим образом. Выгода
такого метода в том, что на снимке
запечатлеваются сразу спектры де-
сятков, а то и сотен звезд. Для
фотографирования спектра Солнца
такой метод неприемлем. В этом
случае применяют 'дифракционный
спектрограф, в котором для полу-
чения спектра используется явление
дифракции света, отраженного от
множества параллельных штрихов,
нанесенных на зеркало.
Темные линии в солнечном спект-
ре на самом деле кажутся такими
лишь по контрасту с остальной
частью спектра. Учитывая это об-
стоятельство, еще в конце прошлого
века американец Д. Хэйл и фран-
цуз А. Деландр независимо друг от
друга построили прибор, ставший
впоследствии главным инструментом
для изучения физики Сблнца. Речь
идет о спектрогелиографе, позволяю-
щем изучать Солнце как бы по
частям, или, точнее говоря, «в
лучах» различных химических эле-
ментов.
Принцип действия спектрогелио-
графа достаточно прост. Представьте
себе солнечный спектр, спроециро-
ванный объективом Спектрографа
на непрозрачный экран. Сделаем
в этом экране узкую щель, которую
совместим с какой-нибудь из линий
поглощения солнечного спектра, на-
пример с головной линией На
серии водорода. Хотя в спектре
Солнца эта линия, как и остальные
линии поглощения, выглядит тем-
ной, на самом деле ее «темнота»
относительна — она вызвана конт-
растом очень ярких участков не-
прерывного спектра, окружающих
линии поглощения, в сравнении с
ними. Поэтому сквозь щель, совме-
щенную с линией спектра, обозна-
чаемой На, проникнут солнечные
лучи, порожденные атомами водоро-
да в солнечной атмосфере. Если
на их пути поставить фотопластин-
ку, на ней получится снимок участка
Солнца «в лучах» водорода, и
именно того участка, который «вы-
резает» щель спектрографа на диске
Солнца.
Будем теперь перемещать щель
спектрографа по диску Солнца,
соответствующим образом смещая
и фотопластинку. Как из детских
кубиков складывается рисунок, так
63
и из фотографий отдельных узких
участков Солнца постепенно сложит-
ся общая панорама Солнца в лучах
водорода, так называемая спектро-
гелиограмма (рис. 45).
Совершенно таким же способом
удается получить снимки Солнца
в лучах гелия, кальция и других
элементов. На спектрогелиограммах
Солнца хорошо различимы более
светлые и более темные облака,
из которых состоит солнечная атмо-
сфера.
Есть и другие способы изучать
Солнце «в лучах» какого-нибудь
элемента. Такую возможность предо-
ставляют интерференционно-поляри-
зационные фильтры. Каждый такой
фильтр состоит из стопки отполиро-
ванных кварцевых пластинок разной
толщины, разделенных специальны-
ми пленками — поляроидами. Пос-
ледние обладают свойством пропус-
кать световые волны, ориентирован-
ные лишь в определенных плос-
костях. Можно так подобрать тол-
щину кварцевых пластинок, что
пройдут лишь лучи в очень узком
участке солнечного спектра (шири-
ной до одного ангстрема), а осталь-
ные лучи не пройдут и поглотятся.
Интерференционно - поляризацион-
ные фильтры применяются, в част-
ности, для кинематографирования
солнечных протуберанцев. Эти филь-
мы производят огромное впечатле-
ние. В ускоренном по сравнению
с действительностью темпе зритель
видит взлет и распад протуберан-
цев, всасывание их вещества в
хромосферу и многое другое, совер-
шенно недоступное при наблюдениях
иными средствами. Пожалуй, ныне
ни одно космическое тело не изучает-
ся так тщательно, как Солнце.
Обычно на экране линейные разме-
ры Солнца уменьшены почти в
миллиард раз, а временные масшта-
Рис. 45. Солнце в лучах водорода.
бы всего лишь в сотни, редко в
1000 раз. Поэтому в действительнос-
ти динамичность явлений на Солнце
в миллионы раз превышает то,
что мы наблюдаем на экране.
В современной астрофизике при-
меняются, разумеется, и спектро-
графы самых разных конструкций.
Для развития астрофизики и
теоретического объяснения характе-
ра излучения небесных тел астроно-
мы часто пользуются хорошо из-
вестным понятием идеального излу-
чателя, или абсолютно черного тела.
Моделью абсолютно черного тела
может служить сферический или
цилиндрический ящик, зачерненный
изнутри, имеющий небольшое отвер-
стие. Луч света, попав в отверстие,
имеет очень мало «шансов» выбрать-
ся наружу. После многих отражений
от зачерненной внутренней поверх-
ности он в конце концов поглотится
ею. В какой-то степени любое
окно напоминает эту модель —
вспомните, какими темными выгля-
дят издалека открытые окна, осо-
бенно в солнечный яркий день.
64
Теперь несколько слов о законах
излучения абсолютно черного тела.
Посмотрите на рисунок 46. По
горизонтальной оси графика отло-
жены длины электромагнитных волн,
по вертикальной оси лучеиспуска-
тельная способность тела. Кривые,
изображенные на рисунке, назы-
ваются кривыми Планка (в честь
знаменитого немецкого физика, ис-
следовавшего в начале XX в.
законы излучения абсолютно черного
тела). Они показывают, как излучает
абсолютно черное тело, нагретое
до данной температуры. У всех
кривых есть единственная наивыс-
шая точка — точка максимума, ко-
торой соответствует определенная
длина волны \тах. Именно лучи
с длиной волны \тах абсолютно
черное тело (при данной темпера-
туре) излучает больше, интенсивнее
всех остальных.
Слева от этой точки кривая
Планка довольно быстро спадает
до нуля. Значит, на этом участке
действует закон: чем меньше длина
^нЯ№НСи0НОСГПЬ
Рис. 46. Кривые Планка для разных темпера-
тур-
волны, тем слабее испускает соответ-
ствующие лучи абсолютно черное
тело. Где-то вблизи начала отсчета
(точка 0) излучение становится
неуловимо малым.
Справа от точки максимума
кривая Планка также спадает к
горизонтальной оси. Но тут она
ведет себя иначе: спадает более
полого, медленнее, и, кроме того,
постоянно приближаясь к горизон-
тальной оси, кривая Планка тем
не менее нигде ее не коснется.
Может ли это быть? Конечно,
может. Такой характер сближения
в математике называется асимпто-
тическим. Представьте себе, что вы
решили дойти до какого-нибудь
не слишком далекого предмета,
каждый раз шагая на половину
того расстояния, которое осталось
до цели. Вы можете двигаться
таким способом непрерывно, не
останавливаясь ни на секунду,
в продолжение не только всей
своей жизни и даже вечности.
И все-таки цель не будет достиг-
нута—до нее всегда останется
вторая, пусть очень малая, но
непреодоленная часть пути. Вот
что такое асимптотическое при-
ближение!
Сделаем важный вывод. Слева
от точки максимума кривая Планка
выходит «из нуля», справа она
продолжается «в бесконечность»,
неограниченно приближаясь при
этом к горизонтальной оси. Значит,
абсолютно черное тело излучает
волны всех длин от нуля до
бесконечности. Но излучает, конечно,
по-разному — одни более, а другие
менее интенсивно. Сильнее всего
излучаются электромагнитные вол-
ны длиной Хпгах, а также близкие
к ним.
Еще раз отметим — для каждой
температуры абсолютно черного тела
3. Зак. 1611. Ф. Ю. Зигель
65
придется вычерчивать свою кривую
Планка. Если, скажем, нагреть тело
сильнее, чем раньше, до темпера-
туры не 7, а Г|, то новая кривая
Планка, соответствующая Т\, будет
отличаться от старой двумя особен-
ностями: ее горб (точка максимума)
сместится влево, в сторону более
коротких волн, и, кроме того, этот
горб расположится несколько выше
первого.
Кривую Планка можно описать
математической формулой, выра-
жающей закон Планка (мы приво-
дить ее не будем). А вот другой
закон — закон Вина — очень прост,
и математически он выражается
так:
X ——
f^max— ? •
Здесь Кпах — уже известная нам
величина, Т — температура абсолют-
но черного тела в кельвинах, a k —
коэффициент пропорциональности.
Выходит, что Кпах обратно про-
порциональна температуре тела. Чем
выше эта температура, тем меньше
ктах- Но ведь именно это мы только
что подметили, когда рисовали
кривые Планка для температур
Т и Т\. Горб кривой Планка
сместился при этом влево и немного
вверх. Разве удивительно после
этого, что закон Вина иначе назы-
вают также законом смещения?
Полноты ради упомянем еще об
одном, третьем, законе излучения
абсолютно черного тела — законе
Стефана — Больцмана. Представьте
себе, что мы вычислили площадь,
заключенную между кривой Планка
и горизонтальной осью (особенно
легко это делается при помощи
простого прибора — планиметра, вы-
полняющего вычисление интеграла).
Величина, которую мы при этом
получим, равна общей лучеиспуска-
тельной способности участка абсо-
лютно черного тела во всех длинах
волн. Это вся энергия, которую
вообще излучает такое тело с
единицы своей поверхности. Обо-
значим ее буквой Е. Оказывает-
ся, что £=оГ4 (где о — коэффициент
пропорциональности, имеющий опре-
деленное значение), в этом равен-
стве как раз и выражается закон
Стефана — Больцмана. Нетрудно со-
образить, что с ростом температуры
излучение абсолютно черного тела
растет очень быстро. Увеличив,
например, температуру вдвое, можно
получить излучатель, в 16 раз более
мощный, чем первоначальный.
Все рассуждения до сих пор
носили отвлеченный, чисто теорети-
ческий характер. Нет в природе
идеальных излучателей, не суще-
ствует и абсолютно черных тел.
К чему же тогда вся эта вроде
бы ненужная игра воображения?
Все дело в том, что очень
многие тела, в особенности косми-
ческие, хотя и не абсолютно черные,
но по характеру своего излучения
очень похожи на идеальные излу-
чатели1. Такова, например, раска-
ленная, ослепительно яркая нить
обыкновенной электрической лампы.
Еще более похожи на абсолютно
черное тело Солнце и звезды.
Это радует астрофизиков: значит,
к Солнцу и звездам можно приме-
нить законы Планка, Вина, Стефа-
на — Больцмана — наиболее простые
законы излучения. Это облегчает
расчеты, позволяет разгадать причи-
ны свечения звезд и многое другое.
Законы излучения абсолютно чер-
ного тела — основа теоретической
астрофизики. Опираясь на них,
1 Закон Планка, кроме того, отражает
суть элементарных процессов в атомах,
которые приводят к излучению отдельной
«порции» (квантов) энергии.
66
астрономы сумели подробно объяс-
нить многие явления, совершающие-
ся в космосе.
Глаз, как уже говорилось, вос-
принимает далеко не все излучения,
существующие в природе. Границы
видимого глазом спектра ограничены
с фиолетового конца электромагнит-
ными волнами длиной около 400 мкм,
с красного конца — волнами длиной
760 мкм. Весь остальной спектр
мы не видим. Тем самым Вселенная
невооруженному глазу доступна че-
рез узкую «щель» видимой части
спектра. Расширить эту щель, сде-
лать доступными для изучения
остальные части спектра — основная
задача современной астрофизики.
За красными лучами в сторону
более длинных электромагнитных
волн расположены инфракрасные,
«тепловые» лучи и радиоволны.
В ИНФРАКРАСНОМ СВЕТЕ
Инфракрасная астрономия заро-
дилась еще в начале прошлого
века, когда Вильям Гершель стаЛ
наблюдать Солнце сквозь различно
окрашенные темные стекла. Иногда
он чувствовал тепло, хотя стекло
почти не пропускало видимого гла-
зом излучения. В другом экспери-
менте Гершель измерил с помощью
термометра с зачерненным ртутным
шариком распределение температу-
ры вдоль спектра. Его поразило то,
что за красной границей спектра,
там, где глаз не видел никаких
лучей, температура оставалась до-
статочно высокой. Так было открыто
невидимое инфракрасное излучение.
Сын Вильяма Гершеля, также
знаменитый астроном, Джон Гер-
шель в 1840 г. впервые получил
инфракрасную фотографию Солнца.
Приемником излучения послужила
бумага, пропитанная спиртом с
примесью сажи. Инфракрасные лучи
выпарили спирт, а на бумаге
осталось не очень, правда, четкое
изображение Солнца.
В середине прошлого века из-
вестный ирландский астроном лорд
Росс измерял инфракрасное излуче-
ние Луны с помощью термоэлемента.
Представим себе термопару — спай
двух металлов (например, сурьмы
и висмута). При нагревании спая
возникает ток, который фиксируется
чувствительным гальванометром. Не-
сколько параллельно соединенных
термопар образуют термоэлемент.
С его помощью лорд Росс и принял
тепловое излучение Луны.
В 1880 г. был изобретен боло-
метр— тонкая зачерненная сажей
проволока, включенная в электриче-
скую цепь. При нагревании ее
сопротивление увеличивалось, при
охлаждении уменьшалось^ Таким
образом, болометр мог использовать-
ся в качестве приемника инфра-
красного излучения. Как термопара,
так и болометр постепенно совер-
шенствовались, долгое время
(вплоть до второй мировой войны)
оставаясь главными инструментами
инфракрасной астрономии.
Во время войны вошел в прак-
тику элемент Голея. Главная его
часть — газ, находящийся в замкну-
том объеме. При нагревании дав-
ление газа растет,' что вызывает
искривление специального зеркала;
это искривление фиксируется высо-
коточными приборами на особой
шкале.
Все описанные приборы относятся
к типу тепловых. Гораздо чувстви-
тельнее их (в десятки раз!) фотонные
67
Рис. 47. Схема электронно-оптического пре-
образователя.
приемники инфракрасного излуче-
ния, в которых используется явление
фотоэффекта. Главный из них —
ЭОП (электронно-оптический преоб-
разователь) (рис. 47). Излучение
от светила принимается на спе-
циальный фотокатод, из которого
инфракрасные лучи выбивают
электроны. Вылетевшие электроны
попадают на люминесцирующий эк-
ран, который инфракрасное излуче-
ние превращает в видимое.
Современный ЭОП имеет разно-
образную, нередко весьма сложную
конструкцию, но принцип действия
прибора остается неизменным:
инфракрасное изображение за счет
фотоэффекта порождает «электрон-
ное», а оно — видимое.
Инфракрасная астрономия от-
крыла много новых явлений, неза-
метных в видимых лучах спектра.
Это утверждение относится не только
к телам Солнечной системы, но в
особенности к миру звезд.
Еще в 1848 г. советские астро-
номы В. Б. Никонов, А. А. Калиняк
и В. И. Красовский сфотографиро-
вали в инфракрасных лучах цент-
ральную область нашей Галактики.
Глазом она не видна, так как
скрыта от нас темными облаками
космической пыли и газа. На сним-
ках, сделанных с помощью ЭОП, раз-
личимо громадное скопление звезд,
которое, не будь пыли, причудливым
светилом могло бы наблюдаться в
созвездии Стрельца. Поперечник его
в 30 раз превышал бы видимый
диаметр Луны. Земные предметы,
освещенные зеленовато-желтым све-
том галактического ядра, отбрасыва-
ли бы заметные тени.
На небе зарегистрировано около
20 000 источников инфракрасного
излучения, из которых только 600
отождествлены с объектами, види-
мыми глазом.
С 1983 г. с американо-англо-
голландского спутника «ИРАС» бы-
ло обнаружено, что окрестности
ряда звезд (в том числе Веги и
Фомальгаута) интенсивно излучают
инфракрасные лучи. Это можно
объяснить лишь тем, что окрестности
таких звезд окружены пылевыми
облаками, поперечники * которых
сравнимы с диаметром Солнечной
системы. Не исключено, что открыты
молодые планетные системы, еще
только формирующиеся из газово-
пылевых облаков. Предполагается,
что после обработки данных, полу-
ченных «ИРАС», число открытых
инфракрасных космических источни-
ков разной природы пре-
высит 200 000.
Вблизи геометрического центра
Галактики найден точечный инфра-
красный объект, излучающий энер-
гию в 300 000 раз большую, чем
Солнце. Природа его остается пока
загадочной, как и многих других
инфракрасных космических объектов.
Изучение Вселенной в инфра-
красном свете по существу только
начинается.
68
РАДИОТЕЛЕСКОПЫ НАБИРАЮТ СИЛУ
Иногда случайное открытие при-
водит к возникновению нового на-
правления в науке. Так было с
радиоастрономией, которая за пол-
века превратилась в один из глав-
ных разделов современной астро-
номии.
А началось все с того, что амери-
канский радиоинженер Карл Янский
в декабре 1931 г. обнаружил
какие-то странные радиошумы, ме-
шавшие радиопередаче на волне
длиной 14,7 м. Выяснилось, что
источником помех было радиоиз-
лучение Млечного Пути. Так роди-
лась радиоастрономия, которая пер-
вые полтора десятилетия почти не
развивалась.
Во время второй мировой войны
радиолокаторы широко вошли в
практику и были приняты на воору-
жение всех армий. В 1943 г.
советские академики Л. И. Ман-
дельштам и И. Д. Папалекси тео-
ретически обосновали возможность
радиолокации Луны, что было
осуществлено три года спустя. В
послевоенные годы прогресс радио-
астрономии приобрел бурный, почти
взрывной характер.
Вслед за радиолокацией метеоров
(1945) и Венеры (1958) последовала
радиолокация Юпитера (1963) и
Меркурия (1963). В 1946 г. на
волне длиной 4,7 м был открыт
мощный космический источник ра-
диоизлучения в созвездии Лебедя.
Еще годом раньше голландский
астрофизик Ван де Хюлст теорети-
чески обосновал возможность косми-
ческого радиоизлучения на волне
длиной 21 см, которое было обнару-
жено в 1951 г. Радиоизлучение
Солнца на волне длиной 18,7 м,
открытое еще в 1944 г., стало одним
из важных явлений, характеризую-
щих физическую природу централь-
ного тела Солнечной системы.
Современные радиотелескопы
принимают космические радиоволны
в шести диапазонах — от субмилли-
метрового (длина волны меньше
миллиметра) до декаметрового
(длина волны более десяти метров).
Известно, что земная атмосфера
пропускает радиоволны в диапазонах
около 1, 4 и 8 мм и в интервале
от 1 см до 20 м. Иначе говоря,
наибольшая пропускаемая атмо-
сферой длина радиоволны в 20 000
раз больше наименьшей. Между тем
в оптическом диапазоне аналогичное
отношение крайних длин электро-
магнитных волн близко к двум.
Таким образом, в этом смысле
«радиоокно» в 10 000 раз шире
оптического «окна».
Различают два типа космического
радиоизлучения — тепловое и не-
тепловое. Согласно закону Планка,
любое нагретое тело излучает элект-
ромагнитные волны всех длин, в том
числе и в радиодиапазоне. Если
энергия радиоизлучения тела до-
стигает уровня, определенного кри-
вой Планка, его называют тепловым,
потому что оно создается за счет
энергии тепловых движений атомов.
В тех случаях, когда в соответ-
ствующем диапазоне радиоизлучение
тела имеет иную природу, его
называют нетепловым. Для радио-
астрономов нетепловое радиоизлу-
чение особенно интересно, так как
оно обычно достигает больших
энергий и порождается нетривиаль-
ными, необычными причинами.
Для приема космического радио-
излучения имеются различные типы
радиотелескопов. Некоторые из них
напоминают рефлекторы. В таких
радиотелескопах радиоволны соби-
69
рает металлическое вогнутое зерка-
ло, иногда сплошное, иногда ре-
шетчатое. Как и у рефлекторов,
поверхность его имеет параболиче-
скую форму. Зеркало концентрирует
радиоволны на маленькой дипольной
антенне, облучая ее. По этой при-
чине приемная антенна в радио-
телескопах называется облучателем.
Меняя облучатель, можно вести
радиоприем на разных диапазонах.
Возникающие в облучателе токи
передаются на приемное устройство
и там исследуются.
У описанных радиотелескопов
применяются два типа установок —
азимутальная и параллактическая.
В отличие от рефлекторов, зеркала
радиотелескопов имеют очень боль-
шие размеры — метры и даже де-
сятки метров. Самый большой радио-
телескоп с подвижной антённой
имеется в Радиоастрономическом
институте им. Планка (ФРГ). Попе-
речник его зеркала равен 100 м.
Еще больше неподвижный радио-
телескоп на острове Пуэрто-Рико.
Его зеркало сделано из кратера
потухшего вулкана, оно имеет попе-
речник 305 м и занимает площадь
более 7 га! В фокусе зеркала на
высоте 135 м при помощи спе-
циальных стальных мачт укреплена
гондола с облучателями. Гондола
может перемещаться над зеркалом
и потому принимать радиоизлучение
с достаточно большой зоны неба.
Несколько лет назад вблизи
станицы Зеленчукская (Северный
Кавказ) вступил в строй еще более
крупный радиотелескоп «РАТАН—
600» (рис. 48)—радиоастрономи-
ческий телескоп Академии наук
СССР. Он состоит из 895 отдельных
зеркал общей площадью 10 000 м2,
которые установлены по окружности
Рис. 48. Радиотелескоп «РАТАН-600».
70
диаметром 600 м. Специальные
устройства позволяют из отдельных
зеркал формировать параболическую
поверхность, которая фокусирует
космическое радиоизлучение на не-
большом облучателе. «РАТАН—
600» может принимать радиоволны
в диапазоне от 8 мм до 30 см.
Для приема миллиметровых радио-
волн лучшими считают радиотеле-
скопы станции Физического инсти-
тута АН СССР (поселок Пущино на
Оке) и Крымской астрофизической
обсерватории. Диаметр их подвиж-
ных приемных зеркал равен 22 м.
В радиоастрономии широко при-
меняют давно известный в физике
принцип интерференции, т. е. сложе-
ние электромагнитных волн с раз-
ными фазами.
В простейшем варианте радио-
интерферометр представляет собой
два одинаковых радиотелескопа,
разделенных некоторым расстоянием
(базой) и соединенных между собой
кабелем, к середине которого при-
соединен радиоприемник. От радио-
телескопов радиоволны приходят
на приемник в разных фазах, так
как тем из них, которые попадают
на левое зеркало, приходится пройти
несколько больший путь, чем радио-
волнам, уловленным правым радио-
телескопом (рис. 49). Сложение
радиоволн в приемнике приводит
к тому, что при разных углах ср
радиоволны либо усиливают, либо
гасят друг друга. Такие эффекты
очень чувствительны к изменению
угла ф, что и дает возможность
измерять весьма малые угловые
расстояния на небе.
71
У некоторых радиоинтерферомет-
ров база небольшая и приемное
их устройство состоит из кресто-
образной системы антенн. При
базе в десятки километров и более
соединить радиоантенны кабелем
нелегко. Применяют другие методы,
например радиосигналы от каждой
антенны регистрируются на маг-
нитной ленте, а затем сопоставляют-
ся друг с другом. При такой системе
радиотелескопы могут устанавли-
ваться на разных континентах и
длина * базы возрастает до многих
тысяч километров. Очень большой
базой обладает, например, радио-
интерферометр, один телескоп кото-
рого установлен в США, а другой
в Австралии. Такая база имеет
длину 12 090 км.
При сверхдлинных базах точность
угловых измерений давно превзошла
ту, которая достигнута в оптике.
Так, на длине радиоволн 3 см
разрешающая способность радио-
интерферометров равна 0,003".
Радиоастрономия позволила ис-
следовать излучение отдельных кос-
мических тел, а также изучить спи-
ральное строение Галактики. Радио-
телескопы обнаружили удивительные
квазизвездные радиоисточники (со-
кращенно «квазары»), природа ко-
торых остается загадочной. Кроме
того, радиоастрономы зарегистри-
ровали поразительно малые потоки
энергии. Например, за всю полуве-
ковую историю радиоастрономии из
космоса на волне длиной 21 см
принято энергии меньше 10-7 Дж.
ПО ДРУГУЮ СТОРОНУ
За фиолетовым концом спектра
расположена область невидимого
коротковолнового излучения. Она
условно делится на ультрафиолето-
вые, рентгеновские и гамма-лучи.
Ультрафиолетовое космическое из-
лучение с длинами волн от 0,4
до 0,3 мкм земная атмосфера про-
пускает, и оно доходит до Земли.
Для электромагнитного излучения
с меньшей длиной волны атмосфера
непрозрачна, и приемники излучения
приходится выносить в верхние слои
атмосферы и даже за ее пределы.
До высоты 35 км эту задачу выпол-
няют аэростаты, до 100 км —
геофизические ракеты, а выше —
искусственные спутники Земли и
межпланетные станции. Как же
устроены и действуют эти приемники
коротковолнового излучения?
На участке от 0,4 до 0,3 мкм
еще удается пользоваться линзами
и зеркалами. Но более коротко-
ВИДИМОГО СПЕКТРА
волновые, или, как говорят, далекие
ультрафиолетовые и жесткие рент-
геновские, лучи оказываются на-
столько энергичными, что они почти
не преломляются линзами из все-
возможных материалов. Их нельзя
сфокусировать с помощью линз.
Еще Планк в начале вёка ввел
понятие кванта — элементарной пор-
ции излучения. Чем жестче излу-
чение, тем энергичнее его кванты.
Оказывается, кванты рентгеновских
и гамма-лучей несут в себе такой
запас энергии, что по своим свой-
ствам они схожи с элементарными
частицами, например протонами,
образующими главную долю косми-
ческих лучей. Поэтому для их
регистрации применяют хорошо из-
вестные физикам счетчики Гейгера-
Мюллера. Каждый такой счетчик
состоит из металлического цилиндра,
по оси которого натянута металли-
ческая нить. Внутри цилиндра нахо-
72
дится газ под давлением примерно
в 8 раз меньше атмосферного.
Между цилиндром и нитью созда-
ется электрическое напряжение,
близкое к разрядному. Когда жест-
кий квант, пробив стенки цилиндра,
попадает внутрь его, происходит
разряд, фиксируемый соответствую-
щими измерительными приборами.
Через 100 мкс первоначальная
обстановка в счетчике восстанавли-
вается, и он снова готов к регистра-
ции нового кванта. Иногда перед
счетчиком ставят фильтр, пропус-
кающий излучение в заранее вы-
бранном диапазоне.
Для приема еще более коротко-
волнового излучения с длиной волны
от 0,1 до 150 нм (1 нм=10~9 м)
употребляются фотоэлектронные ум-
ножители с эмиттерами из специаль-
ных материалов.
Если все эти приемники поместить
в массивный металлический тубус,
стенки которого не пропускают
рентгеновские лучи, можно узнать,
откуда приходит излучение, и, меняя
фильтры, установить длину его
волны. Такова принципиальная схе-
ма рентгеновского телескопа.
Для наблюдений Солнца в рент-
геновских лучах применяют обыч-
ную камеру-обскуру, отверстие ко-
торой прикрывают фольгой из алю-
миния, беррилия или других веществ,
пропускающих только рентгеновские
лучи. Изображение Солнца фик-
сируется на фотопластинке. Заметим,
что впервые рентгеновское излучение
Солнца было зарегистрировано в
1948 г.
Гамма-телескопы совсем не похо-
жи на рефракторы или рефлекторы
(рис. 50). Приходящее из космоса
гамма-излучение поступает в прием-
ник Л, напоминающий слоеный
пирог (его иногда называют кристал-
лом-сандвичем). При взаимодейст-
вии с ним гамма-кванты порождают
электроны и позитроны, поступаю-
щие в черенковский счетчик. В
черенковском счетчике стремительно
летящие частицы заставляют по-
особому светиться вещество. Явление
это было открыто в послевоенные
годы советским физиком П. А. Че-
ренковым — отсюда и название счет-
чика. Свечение Черенкова — очень
слабое, и его приходится усиливать
с помощью фотоумножителя.
Современные гамма-телескопы
позволяют принимать гамма-излу-
чение Млечного Пути и даже от-
дельных дискретных источников.
Несомненно, что мы присутствуем
Рис. 50. Схема гамма-телескопа.
73
при первых успешных шагах гамма-
астрономии.
К настоящему времени зарегист-
рировано около 600 отдельных кос-
мических источников рентгеновского
излучения. Их физическая природа
различна. Это и бывшие сверхновые
звезды, и галактики, и квазары. Но
есть и такие рентгеновские источ-
ники, природа которых еще не ясна.
Интересные научные программы
в области коротковолновой астро-
номии выполнены советскими космо-
навтами на станциях «Салют».
Существенными оказались также
данные, полученные с помощью
спутников серий «Космос» и «Про-
гноз». В частности, ими уловлены
кратковременные (секунда!) вспыш-
ки источников рентгеновского и
гамма-излучений, причины которых
выясняются.
Современная астрономия стала
всеволновой. Человечеству удалось
преодолеть почти непрозрачный
фильтр земной атмосферы и увидеть
Вселенную без многих помех. Нам
предстоит теперь очень кратко оха-
рактеризовать основные черты этой
картины. Иначе говоря, речь пойдет
о физической природе отдельных
космических тел.
МНОГООБРАЗИЕ ВСЕЛЕННОЙ
В доступной нам области миро-
здания мы видим отдельные, как
говорят, дискретные тела. Они весь-
ма разнообразны и могут отличаться
друг от друга во много раз по
размерам и массе.
Самые крупные из тел Вселен-
ной— звезды (рис. 51). Их массы
заключены в пределах 1028 — 1032 кг.
Все они, в сущности, являются
гигантскими сгустками раскаленной
плазмы. Самосвечение звезд есть
выход их внутренней энергии, оно
может продолжаться миллиарды
лет. Устойчивость такого состояния
поразительна, хотя иногда она
сопровождается взрывами, в отдель-
ных случаях катастрофическими для
звезды.
Если масса тела меньше указан-
ных пределов, то выход энергии
из его недр недостаточен для само-
свеЧения. Такое тело мы называем
планетой, хотя, по-видимому, не
исключено существование в космосе
погасших бывших звезд, покрытых
твердой корой. Реальность их сегод-
ня ничем пока не доказана, и
потому тела с массами в интервале
Ю22—Ю27 кг мы считаем родст-
венными Земле и другим планетам
Солнечной системы. Сюда же попа-
дают и спутники планет, из ко-
торых некоторые и по размеру,
и по массе сравнимы с плане-
тами.
Малые планеты, или астероиды,
переносят нас в интервал масс
от 107 до 105 кг и ниже. В отличие
от крупных планет, многие из
астероидов имеют форму неправиль-
ных осколков. Принципиально от
них не отличаются ледяные ядра
комет, способные выделять газы,
которые расходуются на образование
кометных голов и хвостов. Как
известно, кометы — светящиеся тела,
но механизм их свечения отличен
от того, который действует в звездах.
В головах и хвостах комет нередко
присутствует мелкая твердая пыль,
и она просто отражает солнечный
свет. Газы же, выделенные ядром
кометы, под действием солнечных
лучей люминесцируют. Иначе говоря,
свечение комет подобно холодному
74
свечению гейслеровых трубок, но
обусловлено оно воздействием излу-
чения Солнца, так что отнести
кометы к группе самосветящихся
космических тел было бы непра-
вильно.
Существует непрерывный переход
от гигантских осколков, именуемых
астероидами, к метеорным телам,
которые сталкиваются с нашей
Землей и либо достигают ее поверх-
ности, либо полностью разрушаются
в атмосфере. Одни из них — продук-
ты распада комет, другие — асте-
роидов
Трудно указать предел раздроб-
ленности твердого космического ве-
щества. Известно, что вся Солнеч-
ная система окутана облаком из
мельчайшей космической пыли, кото-
рое называют Зодиакальным обла-
ком. Если твердая пылинка имеет
поперечник 10-5 см, то сила при-
тяжения Солнца оказывается равной
силе давления на нее солнечных
лучей. Обе силы уравновешиваются,
и, согласно первому закону Ньютона,
такая космическая частичка отно-
сительно Солнца движется прямо-
линейно и равномерно. Частицы
меньшего размера «выметаются» из
Солнечной системы световым давле-
нием, но на их место приходит
новая космическая пыль — продукт
разрушения планет и астероидов.
Опускаясь еще ниже по «лестнице
масс», мы переходим в область
элементарных частиц. Космические
75
протоны и альфа-частицы (ядра
атомов водорода и гелия) образуют
главную составляющую космических
лучей солнечного и внесолнечного
происхождения. Потоки подобных
частиц называют корпускулярным
излучением, и среди корпускул (час-
тиц) можно встретить самые разно-
образные, включая почти неуловимое
по массе нейтрино.
Фотоны, т. е. порции электромаг-
нитного излучения, как известно,
не имеют массы покоя. Однако
роль электромагнитного излучения
в космосе огромна. Именно оно
дает нам жизнь и приносит почти
всю информацию о Вселенной, кото-
рой мы располагаем.
Такова самая общая картина
космоса.
ЧТО ТАКОЕ ЗВЕЗДА?
Всем своим существованием мы
обязаны звезде, которую называем
Солнцем. Солнечная энергия служит
источником жизни на нашей планете.
Это, пожалуй, единственный вид
«чистой» энергии (без вредных от-
бросов), которым, возможно, челове-
чество в полной мере овладеет в
будущем. Солнечные установки в
принципе могли бы обеспечить
энергетические запросы земной ци-
вилизации.
Большинство процессов, совер-
шающихся на Земле, прямо или
косвенно есть также порождение
солнечной энергии. Погасни Солн-
це — и Земля за месяц превратится
в мрачное кладбище. Возможна
ли такая катастрофа? Ответ на
этот вопрос дает теоретическая
астрофизика.
Наша близость к Солнцу, этой
типичной звезде, позволила астроно-
мам не только подробно изучить
процессы, происходящие на Солнце,
но и” теоретически объяснить меха-
низм его свечения. А зная его,
можно смело прогнозировать буду-
щее и предсказывать, что ждет
Солнце. Познакомимся кратко с
главным для нас космическим те-
лом. Элементарные расчеты помогут
нам понять, что такое звезда и
каковы источники солнечной энергии.
Солнце — исполинский самосве-
тящийся водородно-гелиевый шар
с небольшой примесью более тяже-
лых элементов. Модель строения
и главные физические параметры
такого шара можно получить на
основании упрощенных расчетов.
Представим себе (рис. 52) огром-
ный газовый шар, находящийся
в равновесии в собственном гра-
витационном поле. Все частицы
Солнца (атомы, ионы, электроны
и др.) тяготеют друг к другу,
но гравитации, стремящейся сжать
76
Солнце до минимального объема,
противостоит газовое давление.
Выделим в Солнце столб вещест-
ва высотой, равной радиусу Солнца
R, и поперечным сечением 5 = 1 м2.
Будем считать, что выделенный
столб и Солнце притягивают друг
друга как материальные точки с
массами М (масса Солнца) и т
(масса столба), причем массу Солн-
ца будем считать сосредоточенной в
его геометрическом центре, а массу
столба — в его центре тяжести.
Если средняя плотность Солнца
(или вещества столба) равна р,
то m = pRS. Тогда вес выделенного
столба определится формулой
гл	Mtn . рЛ4 S
P = m^=G7^RT=4Gi-R--
В случае равновесия эта ве-
личина должна быть численно рав-
на силе давления газа в центре
Р
Солнца. Поскольку р =—, то дав-
ление газа в центре Солнца равно
46рМ
P=R-
Его можно рассчитать, полагая
М = 1О30 кг, /?= 107 м, р= 1400 кг/м3
(о величине G говорилось на с. 44);
тогда р = 1015 Па. Это примерно
в Ю10 раз больше нормального
атмосферного давления.
По уравнению Менделеева —
Клапейрона
ру=1^РоТ' 0ТКУда л?;/?о7’’
где р0 = т/ V — плотность вещества
в центральных областях Солнца,
Мо — молярная масса этого вещест-
ва, /?0 — универсальная газовая по-
стоянная, Т — температура в центре
Солнца. Эту температуру можно
определить, приравнивая значения
для давлений, полученные выше:
4G^- = M~RoT' тогда
К	Мо
Т   40Л4о Л4р
/?о Яро
По ряду данных температура
в центре Солнца порядка миллиона
кельвинов.
Хотя наши расчеты грубо при-
ближенны, результаты оказались
близкими к тем, которые дает
строгая и сложная теория внутрен-
него строения звезд. Следовательно,
недра Солнца представляют собой
сверхплотный, чрезвычайно сильно
нагретый газ. В этих условиях
атомные столкновения и тесные
их сближения весьма часты, что
приводит к возникновению ядерных
реакций.
Основным источником солнечной
энергии служит так называемая
протон-протонная реакция, при ко-
торой из четырех атомов водорода
образуется один атом гелия. Эта
реакция протекает по следующей
схеме:
‘Н+’Н-^О + е+Ч- v;
2D + 1H-^3He + y;
3Не + 3Не->4Не+,Н+,Н.
Первая строчка показывает, что
два протона !Н, взаимодействуя,
превращаются в ядро дейтерия 2D,
и при этом излучаются позитрон
е+ и нейтрино v. Ядро дейтерия
2D, соединяясь с протоном 1Н,
дает изотоп гелия 3Не, и при этом
избыток энергии выделяется в форме
у-излучения (вторая строка). Нако-
нец, два изотопа гелия 3Не при
встрече превращаются в ядро 4Не
с освобождением двух протонов
1Н (третья строка).
77
Исходный продукт в протон-
протонной реакции — водород, ко-
нечный продукт — гелий. Но масса
ядра гелия почти на один процент
меньше суммарной массы четырех
протонов. Этому дефекту массы
Am по формуле Эйнштейна соответ-
ствует энергия
Л£ = с2Лт,
где с — скорость света.
За счет дефекта массы Солнце
ежесекундно теряет около 4-109 кг
своей массы. Однако общие запасы
вещества в Солнце столь значитель-
ны, что даже за миллиарды лет
действия протон-протонных реакций
масса Солнца может уменьшиться
лишь на доли процента.
Следует заметить, что в описы-
ваемых процессах один вид материи
(вещество) превращается в другой
(электромагнитное поле), но при
этом масса и энергия сохраняются.
Нейтринное излучение, рождаю-
щееся в недрах Солнца, составляет
в энергетическом отношении пример-
но 10% его электромагнитного
излучения.
Центральная область Солнца,
в которой непрерывно совершаются
ядерные реакции, простирается от
центра Солнца до 0,2—0,3 его
радиуса (рис. 53). В этой зоне
электромагнитное излучение зарож-
дается в форме энергичных у-кван-
тов. Ближе к поверхности Солнца
расположена зона лучистого равно-
весия (от 0,3 до 0,7 радиуса
Солнца). Здесь температура и дав-
ление меньше, чем в центральных
областях, а потому ядерные реакции
невозможны и у-кванты поглощают-
ся атомами, а затем эти атомы
излучают новые кванты, но менее
энергичные, чем поглощенные у-
кванты. В результате многократного
повторения этого процесса у-излу-
чение превращается в рентгеновское,
Рис. 53. Схема строения Солнца.
а это, в свою очередь, в ультра-
фиолетовое, так что, «добравшись»,
наконец, до внешних слоев атмо-
сферы Солнца, электромагнитное
излучение становится длинноволно-
вым — видимым, инфракрасным и
радиоволновым.
Под солнечной атмосферой на
глубину примерно 0,3 его радиуса,
простирается конвективная зона, в
которой энергия переносится в
процессе конвекции.
Самый глубокий слой атмосферы
Солнца называется фотосферой
(греч. «сфера света»). В ней
образуется большая часть наблю-
даемого излучения Солнца в види-
мом диапазоне, и она излучает
практически всю приходящую к нам
энергию.
Как излучатель, Солнце по своим
физическим свойствам близко к
абсолютно черному телу. Для по-
следнего, как известно, применим
закон Планка, выражающий распре-
деление по длинам волн X интен-
сивности излучения в зависимости от
температуры Т.
Рассматривая Солнце как абсо-
лютный излучатель, можно под-
считать по закону Стефана — Больц-
мана, что в среднем температура
фотосферы близка к 6 000 К. При
этом полная мощность излучения
Солнца составляет 3,74-1025 кВт.
На фотоснимках Солнца в види-
мых лучах обращает на себя
внимание резкость его очертаний,
нехарактерная для обычных газовых
шаров. Это объясняется тем, что
переход от внешних прозрачных
атмосферных слоев Солнца к его
непрозрачным недрам совершается
в сравнительно тонком слое (толщи-
ной порядка 100 км), «толщина»
которого с Земли почти незаметна:
это и есть фотосфера. Изображение
Солнца в центре диска ярче, чем
на краях. Это эффект «потемнения
к краю» объясняется тем, что в цент-
ре наш глаз видит более глубокие,
а значит, более горячие и сильнее
излучающие слои Солнца, чем на его
краях.
Фотосфера состоит главным об-
разом из нейтрального водорода
с примесью отрицательных его ионов.
Плотность вещества в ней составляет
примерно 10“4 кг/м3, а максималь-
ное газовое давление близко к
104 Па. Даже в небольшие телескопы
заметно, что фотосфера неоднородна.
Она состоит «из множества тесно
расположенных и весьма изменчивых
ярких зерен, называемых гранула-
ми (рис. 54). Средний поперечник
гранул 700—1000 км, а время
существования 5—10 мин. Но на
смену каждой исчезнувшей грануле
появляется новая. Гранулы разделе-
ны темными промежутками, причем
спектральные наблюдения показы-
вают, что в гранулах вещество
поднимается, а в темных промежут-
ках опускается со средней скоростью
1—2 км/с.
В конвективной зоне, располо-
женной под фотосферой, перенос
энергии совершается вследствие кон-
вективного перемешивания вещест-
ва. Поднимаясь вверх из конвек-
тивной зоны, отдельные горячие
потоки вещества проникают в фото-
сферу, и их мы наблюдаем в виде
гранул. Излучив энергию, гранулы
охлаждаются и опускаются вниз,
уступая место новым.
Над фотосферой расположены
верхние слои солнечной атмосферы,
самый близкий к ней слой (высотой
12 000—15 000 км) называется хро-
мосферой (греч. «цветная сфера»).
Во время солнечных затмений вокруг
Солнца, закрытого черным диском
Луны, хромосфера видна в виде
оранжево-красноватого ободка. Тем-
пература в хромосфере быстро
увеличивается с высотой, и в ней
происходит ионизация основных хи-
Рис. 54. Фотосферная грануляция.
79
мических элементов, составляющих
солнечное вещество.
В спектре Солнца найдены линии
примерно 70 элементов периодиче-
ской системы элементов Д. И. Мен-
делеева. По-видимому, на СоЛнце
есть и остальные элементы, но по
разным причинам (малое процент-
ное содержание, присутствие лишь
в недрах Солнца и др.) их спект-
ральные линии трудно найти в спект-
ре Солнца.
Примерно 70% всей массы Солн-
ца составляет водород, 28%— гелий.
На остальные элементы приходится
всего лишь около 2%. В частности,
число атомов металлов в 10 000 раз
меньше, чем атомов водорода.
Хромосфера, как и фотосфера,
также крайне неоднородна. Она
состоит из структур длиной не-
сколько тысяч километров и толщи-
ной около тысячи километров —
спикул. В верхних слоях плотность
хромосферы 10-12 кг/м3. Еще выше
находится самая внешняя часть
солнечной атмосферы, называемая
короной. Обмен веществом между
хромосферой и короной происхо-
дит через спикулы и протубе-
ранцы. Во время полных солнечных
затмений корона видна как лучистое,
жемчужно-серебристое сияние во-
круг Солнца, закрытого диском
Луны (рис. 55). Лучи короны
простираются иногда на 10—15 ра-
диусов Солнца и даже дальше.
Наиболее яркая часть короны удале-
на от фотосферы Солнца на рас-
стояние, не превышающее его ра-
диуса. Солнечная корона состоит
из чрезвычайно разреженной плаз-
мы, т. е. в целом электрически
Нейтральной смеси ионов и свобод-
ных электронов. Концентрация час-
тиц в короне составляет 108 см~3.
Температура короны близка к мил-
лиону кельвинов, и этот разогрев
Рис. 55. Солнечная корона.
самой внешней части солнечной
атмосферы, как и разогрев хромо-
сферы, обусловлен нагревающим
действием акустических волн и
электрических токов.
В спектре короны наблюдаются
яркие линии многократно ионизо-
ванных атомов железа, аргона,
никеля, кальция и других элементов.
Серебристое сияние короны вызвано
рассеянием солнечного света на ее
свободных электронах. Общее излу-
чение короны примерно в миллион
раз меньше общего излучения всего
Солнца. Установлено, что солнечная
корона — источник интенсивного
ультрафиолетового и рентгеновского
излучений. Во внешних частях плот-
ность короны близка к плотности
межпланетной среды. Характерная
черта структуры короны — меняю-
щиеся во времени ее «лучи» и изо-
гнутые «опахала», форма которых
связана с солнечной активностью.
Солнечной активностью назы-
вают комплекс различных явлений
в фотосфере и верхней атмосфере
Солнца, отличающихся большими
80
масштабами и значительными, быст-
рыми изменениями физических ха-
рактеристик. К активным образо-
ваниям на Солнце относят солнеч-
ные пятна, факелы, флоккулы, проту-
беранцы, хромосферные вспышки и
корональные конденсации.
Солнечные пятна почти всегда
видны на Солнце (рис. 56). Даже
в небольшие телескопы легко заме-
тить, что крупные пятна состоят
из темной сердцевины — тени, кото-
рая окружена более светлой кай-
мой — полутенью. Как правило, пят-
на образуют группы, наблюдаемые
в различных частях диска. Малень-
кие пятна, лишенные полутени,
называют порами.
Наблюдения показывают, что
расположение пятен по отношению к
краю солнечного диска изменяется.
День ото дня все пятна медленно
смещаются в одном направлении,
вызвано это вращением Солнца
вокруг оси. Судя по видимому
перемещению солнечных пятен,
Солнце вращается не как твердое
Рис. 56. Фотография Солнца с потемнением
к краю. Солнечные пятна. Солнечные фа-
келы.
тело, а слоями, зонально: его
экваториальные части движутся за-
метно быстрее околополярных. В
среднем период вращения Солнца
вокруг оси (относительно наблюда-
теля на движущейся Земле) близок
к 27 земным суткам, причем эква-
ториальные зоны завершают оборот
за 25 земных суток, а околополяр-
ные зоны — за 34 дня.
Солнечное пятно возникает в виде
крошечной поры, по размерам срав-
нимой с темными промежутками
между гранулами. Через день пора
превращается в пятно, которое, в
ряде случаев продолжая расти,
окаймляется полутенью с характер-
ными волокнами и прожилками.
Поперечники рядовых пятен измеря-
ются десятками тысяч километров.
С ростом пятна увеличивается ин-
дукция его магнитного поля.
В активной зоне фотосферы,
занятой пятном, сильное магнитное
поле тормозит движение солнечного
вещества поперек линий магнитной
индукции. Это ослабляет конвекцию,
что затрудняет выход энергии из
недр Солнца в фотосферные слои.
По этой причине пятна темнее и
холоднее окружающей их атмосфе-
ры.
На краях солнечного диска часто
видны факелы (см. рис. 56), внешне
напоминающие яркие облака непра-
вильной формы. Здесь они более
заметны, чем в центре солнечного
диска, хотя несомненно, что факелы
в фотосфере образуются повсеместно.
Более детальное изучение факелов
показывает, что они состоят из
многочисленных прожилок, ярких
точек и узелков. Факелы горячее
остальной части фотосферы на
200—300 К.
На снимках в лучах водорода
или кальция в области факелов
видны неоднородности хромосферы,
8i
называемые флоккулами. По рас-
положению и очертаниям флоккулы,
как правило, совпадают с факелами,
образуя с ними протяженные по
высоте области возмущенной ат-
мосферы.
Обычно в области изменяющихся
групп пятен иногда возникают сол-
нечные вспышки — самые мощные
проявления активности Солнца в
его атмосфере (рис. 57). Вспышка
выражается в том, что яркость
одного из ярких узелков флоккула
за несколько минут резко возрастает
в десятки и сотни раз. Процесс
носит взрывной характер, причем
источником энергии хромосферной
вспышки служит энергия возникших
в данном месте Солнца очень
сильных магнитных полей.
Магнитные поля сжимают хромо-
сферное вещество, и при этом
Рис. 57. Солнечная вспышка.
образуются идущие навстречу друг
другу ударные волны. Там, где
они встречаются, т. е. в центре
вспышки, температура Поднимается
до 105К. Магнитные поля разгоняют
элементарные частицы до скоростей,
сравнимых со скоростью света. Эти
частицы (корпускулы) «выстрели-
ваются» Солнцем в окружающее
пространство, причем большинство
из них имеет скорость около
1000 км/с. Так возникают корпус-
кулярные потоки. Это явление не сле-
дует путать с солнечным ветром —
постоянным и почти равномерным
истечением корпускул qt всего Солн-
ца. Скорость частиц солнечного
ветра около Земли близка к 400 км/с.
Солнечные вспышки после-бурно-
го начала постепенно угасают за
несколько десятков минут. Во время
вспышек резко увеличивается мощ-
ность рентгеновского излучения
Солнца и в миллионы раз возрастает
его радиоизлучение. Причина таких
всплесков радиоизлучения — колеба-
ния солнечной атмосферной плаз-
мы, вызванные прохождением сквозь
нее весьма энергичных солнечных
корпускул (протонов и альфа-час-
тиц) .
Во время полных солнечных
затмений во внутренней части коро-
ны хорошо видны многочисленные
выступы над хромосферой, назы-
ваемые протуберанцами (рис. 58).
Форма и размеры их весьма раз-
личны. Как правило, в высоту они
простираются на десятки и даже
сотни тысяч километров при ширине
не более 10 000 км. В исключитель-
ных случаях высота протуберанцев
сравнима с радиусом Солнца, они,
подобно газовым фонтанам, взды-'
маются над хромосферой. Другие
протуберанцы конденсируются над
хромосферой, внешне напоминая
земные облака.
82
Скорости движения отдельных
сгустков вещества в протуберанцах
нередко составляют сотни километ-
ров в секунду. По химическому
составу протуберанцы не отличаются
от солнечной атмосферы.
С количественной стороны сол-
нечная активность может быть
охарактеризована различными па-
раметрами (например, общим коли-
чеством наблюдаемых в данный
момент каких-либо активных образо-
ваний или интенсивностью нетепло-
вого радиоизлучения). Наиболее
часто употребляемым показателем
солнечной активности служит число
Вольфа W, определяемое формулой
U7 = ^+10g),
где f — общее число пятен на диске
Солнца в данный момент времени,
g — число групп пятен, k — коэф-
фициент, характеризующий мощ-
ность инструмента, которым поль-
зовался наблюдатель.
Зависимость числа Вольфа от вре-
мени показана на рисунке 59.
Обращает на себя внимание явная
цикличность солнечной активности,
причем максимумы или минимумы
этой активности чередуются в сред-
нем через 11 лет. Этому основному
солнечному циклу подчинены на
Солнце многие явления, в том числе
общая численность факелов, проту-
беранцев и других активных обра-
зований, а также изменение формы
солнечной короны. В годы максимума
солнечная корона имеет округлую
форму, в годы минимума она как
бы прижата к плоскости солнечного
экватора.
В периоды повышенной солнеч-
ной активности на Земле увеличи-
вается число магнитных бурь, поляр-
ных сияний, радиопомех при связи
на коротких волнах. Земная био-
сфера, включая и человека, очень
Рис. 58. Солнечный протуберанец.
200 г
150 -
IV 100 -
50 -
О*.
17001710 1720 1730 1740 1750 1760 1770
200	Годь1
150
W 100
50
°1770 1780 1790 1800 1810 1820 1830 1840
200	Годы
150
W 100
50
°1840 1850 I860 1870 1880 1890 1900 1910
Годы
200 v
150 -
IV 100 -
50 -
°1910 1920 1930 1940 1950 I960 1970 1980
Годы
Рис. 59. Кривая солнечной активности.
83
чутко реагирует на солнечную актив- ского (1897—1964). Солнечные цик-
ность. Связи биосферы с солнечной лы отражены и в геологической
активностью изучает гелиобиоло- истории Земли.
гия — новый раздел естествознания, Такова в общих чертах наша
основанный трудами А. Л. Чижев- звезда.
ТИПИЧНОЕ НАСЕЛЕНИЕ КОСМОСА
Даже при беглом взгляде на
звездное небо легко заметить много-
образие звезд. Яркие и еле заметные,
красные, оранжевые, желтые, белые
и голубые, звезды как будто бес-
порядочно усеивают ночное небо.
Уже при наблюдении в небольшой
телескоп Млечный Путь распадается
на россыпь великого множества
звезд.
Звезды — типичное население
космоса. Трудно даже представить
себе, как выглядела бы Вселенная,
лишенная звезд. Мрачная, черная
бездна окружала бы со всех сторон
Землю. Впрочем, зрителей у этой
картины не было бы, так как
отсутствовала бы и наша звезда —
источник жизни и света.
В многообразии звезд есть и
некоторое единство. Все они тела
одной природы — исполинские, ша-
ровидные сгустки плазмы, энергия
которых возникла в результате
различных ядерных реакций. Астро-
физики установили, что температура
этой плазмы различна — от несколь-
ких тысяч до многих десятков тысяч
кельвинов, а в отдельных случаях
даже выше. Также разнообразны
звезды и по размерам. Есть среди
них такие, радиусы которых в
тысячи раз больше солнечного. Это
звезды-гиганты и сверхгиганты. С
другой стороны, встречается множе-
ство звезд-карликов, среди которых
есть и такие, радиус которых
в десятки раз уступает солнечному.
Зато по массе звезды разли-
чаются значительно меньше. Наи-
более массивная известная звезда
лишь в 80 раз превышает Солнце,
а наименьшая уступает ему по
массе почти в 20 раз. По сравне-
нию с различием в размерах это,
конечно, немного.
Систематизировать существую-
щее многообразие звезд помог много-
томный каталог Г. Дрэпера (см.
с. 63). Все спектры звезд, содер-
жащиеся в этом каталоге, удалось
рассортировать по типам, в резуль-
тате чего появилась гарвардская
классификация звездных спектров,
общепринятая в современной астро-
номии. Основные спектральные клас-
сы обозначили буквами О, В, А,
F, G, К, М. Позже к ним добавили
два ответвления R—N, S и еще
один главный класс W. В итоге
гарвардская классификация ныне
выглядит так	$
I
W-O-B-A-F-G-K-M.
Г
R-N
Запомнить порядок букв в этой
последовательности нелегко. Чтобы
облегчить задачу, кто-то из астроно-
мов придумал такую шутливую
фразу: «Вообразите, Один Бритый
Англичанин Финики Жевал, Как
Морковь! Разве Не Смешно?»
Читатель, вероятно, догадался,
что заглавные русские буквы в этой
фразе соответствуют латинским бук-
вам классификации.
84
Разница в спектрах объясняется
не химическим составом звезд (все
они состоят в основном из водорода
и гелия с небольшой примесью
других элементов), а их темпера-
турой. Так, например, звезды клас-
сов О и В самые горячие —
температура их атмосферы достигает
35 000—15 000 К, а у класса W и
того выше (до 100 000 К). Цвет
их голубой, в отличие от белых
и желтых звезд классов А и F,
температура которых заключена в
пределах 11 000—7000 К.
К классу G принадлежит и наше
Солнце — типичная желтая звезда
с температурой около 6 000 К-
Оранжевые звезды класса К еще
холоднее — температура их атмосфе-
ры не превосходит 4500 К. Наи-
более холодные — красные звезды
класса М, у большинства из них
температура не выше 2 000 К.
Звезды классов R, N, S, К и
М напоминают Солнце. Это желто-
оранжевые звезды, в спектрах ко-
торых, правда, заметны некоторые
особенности.
В современной астрофизике вве-
дены также промежуточные спект-
ральные классы, причем каждый
класс делится на 10 подклассов
(скажем, Al, А2 и т. д.). Наше
Солнце относится к звездам класса
G2.
Сопоставим абсолютные вели-
чины звезд, которые характеризуют
их лучеиспускательную способность,
и их спектральный класс. Впервые
это сделал еще в 1905 г. датский
астроном Э. Герцшпрунг, а впослед-
ствии (1913) подобная работа была
завершена американским астроно-
мом Г. Ресселом. Получилась диа-
грамма Герцшпрунга — Рессела, на
которую нанесены все известные
нам типы звезд (рис. 60). На ри-
сунке 61 изображена такая же
СВерхгиганты
, карлики . .
J__________L
0 В A F С К М
Спектральный класс
Рис. 60. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела.
диаграмма, но только указаны конк-
ретные звезды, принадлежащие к
тому или иному типу.
В верхнем правом углу диа-
граммы расположены красные и
желтые звезды — гиганты и сверх-
гиганты. Хотя температура их не-
велика, громадные размеры обеспе-
чивают этим звездам очень высокую
светимость. От левого верхнего угла
вправо и вниз тянется главная
последовательность, к которой при-
надлежит большинство звезд, в том
числе и Солнце. Внизу находится
группа белых карликов — малень-
ких, но очень горячих звезд. Свобод-
ные места на диаграмме показывают,
что звезды не могут быть какими
угодно, а всегда принадлежат к
определенным типам. Число звезд
разных типов различно. Так, гиганты
и тем более сверхгиганты — большая
85
0 п	ВО	АО	FO	GO	КО	МО	
у — р		
О 7	• Ригель А	
А	БЕЛЫЕ СВЕРХГИГАНТЫ	Ьетельгейзе	
и	уАейейя	Деней	Дзета Козерога j КРАСНЫЕ
J	Д Лиры А	. Канопус *	СВЕРХГИГАНТЫ	
Ч - 7		 \ЦЕФЕИДЬГ\ JumnnOrA	
		
7		_2_Кпика		, ВДефея	*» WЦефея
Z 7	d Придана*	• Алгола А	Палящая ГИГАНТЫ Дзета Возничего
п			j Капелла В	'Альдебаран	
и 1		Антарес В * Капелла А	* Арктур		
/	Кастор А* •/ ириус А	• Поп пуке	
7		1 w кпгтпп н		
Z 7	Фомальгауу *Длыпаир* Проци'он	
J Z	г		
Ч с	'P/fo	Сол'ние лТолиманА		
J		4 i It
А				dDU-ъ ТТЛ ^моойпгнп Z	
и 7	: ^л^АЭ^ли^		
		
		м Лебедя А
Я		
и		JlKacmopC
п			• В1 Лередя В
1П	Сириус В	•	
IU		А *
11		• и2 Эридана В	5 t » е
19		|_	*у	
/Z /7	ВЕЛЫЕ КАРЛИКИ	\	
и 1А	$ *•* Летящая 		 	"о еw 		j	
!Ч		• Ван Маанена	• •	|
		
и			 _	^—ьДроксима
						*11ентаВра
iu 77	•	
		
		
Ю 19		
05 ВО АО FO GO КО МО
Рис. 61. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звезд окрестностей Солнца.
редкость. В окрестностях Солнца,
например, на одного сверхгиганта
и тысячу гигантов приходится 10
млн. звезд главной последователь-
ности.
Как и Солнце, большинство
звезд миллиарды лет находятся в
устойчивом состоянии. Силы тяготе-
ния и газового давления при этом
все время уравновешиваются. Од-
нако существующие теоретические
модели звезд говорят о значительном
различии в их внутреннем строении.
Например, красные гиганты имеют
центральное небольшое ядро из
гелия, температура в пределах
которого одинакова. Это ядро окру-
жено узкой зоной, в которой про-
исходят ядерные реакции. Далее
идет зона, где энергия передается
лучеиспусканием. В остальной части
звезды передача энергии осуществ-
ляется конвекцией, т. е. перемеши-
ванием вещества.
В отличие от красных гигантов
белые карлики состоят из «вы-
рожденного газа», когда при очень
большом давлении последнее пере-
стает зависеть от плотности. Заме-
тим, что даже ничтожная примесь
протонов в белых карликах приведет
к термоядерным взрывам. Другие
модели звезд разных типов показаны
на рисунке 62.
В недрах Солнца, как мы
выяснили, за счет ядерных реакций
водород постепенно «выгорает», пре-
вращаясь в гелий. В центральных
областях красных гигантов водорода
практически нет, но температура
там достигает сотен миллионов
кельвинов и поэтому могут проис-
ходить ядерные реакции превраще-
ния гелия в углерод. Переход от
одного типа ядерных реакций к
другому сопровождается сжатием
звезды и разогревом ее недр.
Поэтому в дальнейшем возможны
иные типы ядерных реакций, конеч-
ным продуктом которых являются
0 Перенос
Конвективное энергии
ядро	излучением
Верхняя часть главной
последовательности
Конвективная
зона Перенос
энергии
излучением
Нижняя часть главной
последовательности
Солнце
Рис. 62. Модели некоторых типов звезд.
Конвективная Вырожденный
' зона	электронный газ
Перенос -Оболочка
энергии I	\идеального
излучением	газа
Белый карлик
Красный гигант
слой
Знерговыделяннций
изотермическое
гелие вое ядро
87
различные тяжелые элементы вплоть
до железа. Правда, иногда резкое
сжатие звезды может привести к ее
катастрофическому взрыву.
Спокойное величие звездного не-
ба способно навести на ложную
мысль об отсутствии в космосе
каких-либо бурных, взрывных про-
цессов. На самом деле кажущееся
спокойствие Вселенной вызвано
кратковременностью нашего вос-
приятия. Давно уже доказано, что в
мире звезд происходят перемены,
порой весьма радикальные.
В современных каталогах заре-
гистрировано более 20 000 перемен-
ных звезд. Так астрономы называют
звезды, видимый поток излучения
от которых меняется со временем.
У некоторых из них это происходит
потому, что менее яркий спутник-
звезда, обращающийся вокруг глав-
ной звезды, периодически частично
или полностью заслоняет ее и
свет от такой двойной звезды
ослабевает. Другие звезды меняются
по разным физическим причинам,
из которых главная заключается
в пульсации звезды.
Возникнуть такие пульсации мо-
гут в ходе эволюции звезды, когда
меняется ее внутреннее строение.
Господствующий до того компромисс
тяготения и газового давления вре-
менно то нарушается, то восстанав-
ливается, и звезда начинает коле-
баться подобно качелям или маят-
нику, одновременно меняя свою види-
мую звездную величину. Общее рав-
новесие сохраняется, но возникает
запас энергии, как в часовой
пружине. Первая из таких пуль-
сирующих переменных звезд была
открыта еще в 1596 г. немецким
астрономом Давидом Фабрициусом.
В настоящее время известно около
14 000 пульсирующих звезд. Некото-
рые из них пульсируют с постоянст-
вом маятника, у других заметны
большие или меньшие неправиль-
ности в пульсациях. Периоды пуль-
саций заключены в широких пре-
делах— от минут до нескольких
лет. Столь же разнообразны и
амплитуды колебаний светимости —
от сотых долей звездной величины
до восьми и более звездных величин.
Исследование переменных звезд
показало, что на некоторых из них
периодически образуются громадные
темные области, подобные солнечным
пятнам, но только несравнимо боль-
шие по размерам. Есть вокруг
звезд короны типа солнечной, кото-
рые, как и пятна, влияют на
светимость звезды. Роднит звезды
с Солнцем и особый класс пере-
менных звезд, именуемых вспышеч-
ными.
По-видимому, многие вспышки на
звездах напоминают хромосферные
вспышки, значительно превосходя
их по мощности. У некоторых из
вспышечных звезд каждая вспышка
сопровождается выделением энергии
в масштабе 1026 Дж. От них
принципиально отличаются так на-
зываемые новые звезды, при вспыш-
ках которых энерговыделение дохо-
дит до 1038 Дж!
Те звезды, которые неудачно
называют новыми, на самом деле
существуют и до вспышки. Это
горячие карликовые звезды, которые
вдруг за короткий срок (от суток
до ста дней) увеличивают свою
светимость на много звездных ве-
личин, после чего медленно, иногда
на протяжении нескольких лет,
возвращаются к своему первона-
чальному состоянию. При вспышках
новых звезд из их атмосфер со
скоростью около 1 000 км/с выбра-
сываются внешние газовые оболочки
массой в тысячи раз меньшей
массы Солнца. Ежегодно в Галак-
88
тике вспыхивает- не менее 200 новых
звезд, но из них мы замечаем
лишь две-три. Установлено, что
новые звезды — горячие звезды в
тесных двойных системах, где вто-
рая звезда гораздо холоднее первой.
Именно двойственность и является
в конечном счете причиной вспышки
новой звезды. В тесных двойных
системах происходит обмен газовым
веществом между компонентами.
Если на горячую звезду при этом по-
падает большое количество водорода
со второй звезды, это приводит к
мощному взрыву, и на Земле
наблюдатели регистрируют вспышку
новой звезды.
Трудно, почти невозможно пред-
ставить себе энергию, выделяющую-
ся при вспышках, или, точнее,
взрывах сверхновых звезд. За не-
сколько месяцев сверхновая звезда
излучает в пространство столько
же энергии ( 1043 Дж), сколько
Солнце за несколько миллиардов
лет! Причины взрывов сверхновых
звезд достоверно не известны, однако
скорее всего они происходят потому,
что в процессе излучения со звезды
уходит громадное количество нейт-
рино и она теряет устойчивость.
До взрыва ядро сверхновой звезды
имеет плотность 10,ь кг/м3 и тем-
пературу в несколько миллиардов
кельвинов. После резкой утечки
нейтрино звезда за несколько сотых
долей секунды спадает внутрь себя.
Ее ядро приобретает плотность
1017 кг/м3 и температуру 200 млрд,
кельвинов. В оболочке, окружающей
ядро, возникает взрывная реакция
выгорания кислорода и углерода.
Мощнейшая ударная взрывная вол-
на срывает внешние оболочки звез-
ды, и в этот момент мы видим
вспышку сверхновой.
Итог вспышки зависит от перво-
начальной массы звезды. Если
звезда до взрыва имеет массу
от 1,2 до 2 масс Солнца, то после
взрыва она превращается в нейт-
ронную звезду. Существование таких
объектов было предсказано в 1934 г.
Они состоят из нейтронов, в которые
преобразуются протоны и ядра
всех более тяжелых элементов.
Поперечники нейтронных звезд так
малы (порядка 20 км), что любая
из них свободно разместилась бы
на территории Москвы. Теоретиче-
ские расчеты показывают, что нейт-
ронные звезды должны очень быстро
вращаться вокруг оси и обладать
мощным магнитным полем.
Пусть магнитная ось нейтронной
звезды не совпадает с ее осью
вращения, а на звезде есть «горячее
пятно» (активная область), которое,
подобно прожектору, посылает ра-
диолуч в пространство. Случайно
земной наблюдатель может перио-
дически попадать в плоскость вра-
щения такого луча, и тогда он
зарегистрирует быстроколеблющий-
ся источник слабого радиоизлучения.
Именно так ведут себя пульсары,
открытые в 1967 г. Средний период
их излучения 1—2 с, причем наи-
меньший из периодов достигает1
0,002 с. Изредка пульсары излучают
и в ультрафиолетовом, и в видимом
диапазоне. Все пульсары принадле-
жат нашей Галактике, и их известно
уже более 300.
Несмотря на популярность «про-
жекторной» гипотезы, многое в
поведении пульсаров неясно. Столь
же загадочны барстеры — недавно
открытые импульсные источники
рентгеновского излучения.
В другом случае, когда перво-
начальная масса звезды более чем
вдвое превышает солнечную массу,
в результате взрыва звезда пре-
вращается в «черную дыру», или
коллапсар. Что это такое?
89
л/Т
V /у р
Известно, что для каждого кос-
мического тела существует вторая
космическая скорость, достигнув
которой ракета (или другой пред-
мет) навсегда покидает это тело,
улетев от него по параболе. Такая
скорость вычисляется по формуле
Fzgm „
Уц = Л/—5—, где и — постоянная
тяготения, М — масса космического
тела, a R — его радиус. Нетрудно
подсчитать, что для Земли vn «
« 11,2 км/с. Вычислим теперь радиус
тела, при котором vn = c, т. е.
скорости света. Назовем этот радиус
гравитационным /?г. Тогда, восполь-
зовавшись формулой с =
п 2GM п э
находим, что Rr =—2—• Для Земли
Rr = 1 см и даже для Солнца
/?г =3 км. Какой физический смысл
имеет гравитационный радиус?
Если, катастрофически сжимаясь,
сверхновая звезда приобретает ра-
диус, меньший /?г, то она станет
невидимой, так как ни один фотон,
движущийся со скоростью света, не
может уйти от нее. Она как бы
провалится в какую-то черную дыру,
и лишь по массе и электрическому
заряду (если он есть) можно в
принципе обнаружить такую сжав-
шуюся сверхновую звезду.
Катастрофическое сжатие подоб-
ного рода называется коллапсом,
а то, во что превратилась сверх-
новая звезда,— коллапсаром или
черной дырой. Существуют ли они
в действительности, или это лишь
фантазии теоретиков?
Если коллапсар находится по
соседству с обычной звездой (иначе
говоря, сверхновая звезда до взрыва
входила компонентом в систему
двойной звезды), то при некоторых
условиях черная дыра будет всасы-
вать в себя газы обычной звезды.
При этом возникнет мощное рент-
геновское излучение, по которому
можно обнаружить коллапсар. Тео-
ретические расчеты показывают, что
в Галактике существует примерно
сто миллионов черных дыр. Среди
известных рентгеновских источников
излучения некоторые могут оказать-
ся коллапсарами. Однако дискуссии
по этому поводу продолжаются и
доныне.
Как убедился читатель, типичное
население космоса весьма разнооб-
разно. Но каковы бы ни были
звезды, любая из них не может
быть пристанищем жизни. В то же
время многие из звезд наподобие
Солнца в принципе могли бы поро-
дить и поддерживать жизнь. Правда,
существовать жизнь может лишь в
окрестностях звезды, на тех холод-
ных и в то же время достаточно
крупных телах, которые мы назы-
ваем планетами.
ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ
Может показаться, что множест-
венное число в этом заголовке
ничем не оправдано,— ведь нам пока
что достоверно известна единствен-
ная планетная система, к которой
принадлежит Земля. Реальность дру-
гих образований такого рода нахо-
дится под вопросом, и даже раз-
даются голоса об уникальности
Земли и жизни.
Непосредственно наблюдать пла-
нетные системы других звезд мы
пока не можем. Но есть множество
косвенных и весьма убедительных
90
доказательств того, что рланетные
системы далеко не редкость во Все-
ленной и их общее число в нашей
Галактике близко к сотням миллио-
нов. Если это так, то рассуждения
об уникальности жизни теряют
силу и Земля становится обычной,
заурядной планетой.
Если вокруг какой-нибудь звезды
обращаются достаточно массивные
планеты, они своим тяготением
нарушают почти прямолинейный по-
лет звезды. В движении звезды
появляются отклонения, вызываемые
тем, что сама звезда, как и ее
планета, обращается вокруг общего
центра масс планетной системы.
Тщательно изучая движение звезды,
можно вычислить массу ее невиди-
мых спутников.
Шведский астроном А. Хольм-
берг был первым, кто в 1937 г.
описанным динамическим методом
попробовал обнаружить невидимые
спутники ближайших звезд. Не-
сколько позже такими исследова-
ниями занялся пулковский астроном
А. Н. Дейч, другие астрономы. Ока-
залось, что невидимые спутники
звезд встречаются в окрестностях
Солнца сравнительно часто. Правда,
масса многих из них столь велика,
что планетами они быть не могут.
Скорее это звезды очень малой свети-
мости, невидимые в телескоп. Но
известны и другие случаи.
Голландский астроном Ван де
Камп вокруг одной из ближайших
звезд («летящая» звезда Барнарда,
расстояние до которой около 6 св.
лет) обнаружил три невидимых
спутника, массы которых в долях
массы Юпитера равны 1,26; 0,63
и 0,89, а расстояния спутников
до звезды соответственно составляют
4,5; 2,9 и 1,8 а. е. Это уже пла-
нетная система, возможно, вклю-
чающая в себя более мелкие планеты.
Есть и другие подобные примеры.
Динамический метод, увы, приго-
ден лишь для ближайших звезд —
неправильности в движении более
удаленных звезд пока неуловимы.
Но там, в космических далях,
планеты, возможно, обнаруживают
себя иначе. Известно, что в Солнеч-
ной системе основной «запас движе-
ния» (момент количества движения)
приходится на долю планет (98%),
а огромный солнечный шар вра-
щается так медленно, что из общего
«запаса движения» на него при-
ходится всего 2%. Есть основание
думать, что так было не всегда.
Можно подсчитать, что если бы
планеты упали на Солнце, отдав
ему свой «запас движения», оно
стало бы вращаться очень быстро.
В мире звезд мы наблюдаем
странную картину: все физические
свойства звезд главной последова-
тельности от голубых гигантов до
красных карликов меняются посте-
пенно, а вот скорость осевого вра-
щения изменяется скачками. Горячие
звезды вращаются быстро, а звезды
типа Солнца и более холодные
отличаются весьма медленным вра-
щением. Вероятно, это связано с
образованием планет. Если это
так, то число планетных систем
в одной нашей Галактике измеряет-
ся миллиардами.
В 1970 г. американский астроном
С. Доул провел обстоятельное ис-
следование, какие из звезд могут
обладать земноподобными плане-
тами. Под последними Доул под-
разумевал планеты, на которых
физические условия таковы, что
люди могли бы жить без специаль-
ных защитных мер1. Выводы его
работы весьма впечатляющие.
1 Доул С. Планеты для людей.— М.
Наука, 1974.
91
«В нашей Галактике существует,
по-видимому, около 700 миллионов
планет, пригодных для жизни чело-
века. Среднее расстояние между
ними составляет 24 св. года, а среди
ближайших соседей Солнца (ближе
22 св. лет) из ста звезд 43 могли
бы обладать условиями, вполне
пригодными для жизни».
Тот же С. Доул с помощью
ЭВМ вычислил, как могут образо-
вываться планетные системы при
сгущении первичной туманности.
Расчеты показали, что в самых
разных вариантах картина напоми-
нает Солнечную систему: ближние
и дальние планеты всех планетных
систем невелики по размерам, а
примерно на 2/з расстояния от
звезды располагаются планеты-ги-
ганты.
Таким образом, весьма вероятно,
что Солнечная система — обычное,
заурядное и даже типичное явление
во Вселенной. Поэтому знакомство
с нашей планетной системой в какой-
то мере проливает свет и на
свойства других планетных систем.
Что же находится в ближайших
окрестностях Солнца?
Солнечной системой называется
система, состоящая из Солнца и
обращающихся вокруг него небесных
тел (рис. 63). В состав Солнечной
системы кроме Солнца входят плане-
ты и их спутники, астероиды,
кометы, а также продукты их
распада — метеориты, метеорные те-
ла, межпланетная твердая космиче-
ская пыль и разреженные газы.
Пространство, занимаемое Солнеч-
ной системой, пронизывается кор-
пускулярным и электромагнитным
излучением Солнца. Значительно
менее интенсивно собственное элект-
ромагнитное (главным образом
длинноволновое) излучение планет.
Столь же повсеместны в Солнечной
Рис. 63. Солнечная система.
системе электромагнитные и гра-
витационные поля. Взаимодействием
в основном гравитационных полей
объясняется движение всех доста-
точно крупных тел Солнечной сис-
темы.
Солнце не только геометрический,
но прежде всего динамический
центр Солнечной системы. Масса
Солнца в тысячу раз превосходит
суммарную массу всех обращающих-
ся вокруг него космических тел.
Вокруг Солнца обращается девять
больших планет: Меркурий, Венера,
Земля, Марс, Юпитер, Сатурн,
Уран, Нептун и Плутон. Вместе с
Солнцем они составляют основу
Солнечной системы. Их орбиты
(почти круговые) лежат приблизи-
тельно в одной плоскости.
Все планеты, кроме Венеры,
вращаются вокруг своей оси, как
и Земля, в прямом направлении,
т. е. с запада на восток. Лишь
92
Венере присуще обратное враще-
ние— с востока на запад. Кроме
того, следует заметить, что ось
вращения Урана лежит почти в
плоскости его орбиты,— особенность
уникальная, по крайней мере в пре-
делах Солнечной системы. Обращает
на себя внимание тот факт, что
ось вращения Солнца почти пер-
пендикулярна к плоскости орбит
большинства больших планет, что,
по-видимому, связано с происхож-
дением Солнечной системы.
По своим физическим свойствам
большие планеты естественно делят-
ся на две группы — планеты земного
типа и планеты-гиганты. К первой
из этих групп, кроме Земли, от-
носятся Меркурий, Венера, Марс.
Вторую группу образуют планеты-
гиганты Юпитер, Сатурн, Уран и
Нептун. Плутон плохо изучен, и это
не позволяет отнести его ни к
первой, ни ко второй группе.
Наибольшее число спутников
(обнаруженных к настоящему вре-
мени) у Сатурна (17) и Юпитера
(16). Вместе с самими планетами
их системы спутников напоминают
в миниатюре Солнечную систему.
Около полутора десятков спутников
имеет Уран, по два спутника —
Нептун и Марс, естественный спут-
ник Луна обращается вокруг нашей
планеты. У Плутона также есть
один спутник. Наконец, у Меркурия,
Венеры спутников нет или они пока
не открыты.
Орбиты почти всех спутников
мало отличаются от окружностей.
Если у планеты есть несколько
спутников, то плоскости их орбит,
как правило, совпадают. Кроме того,
большинство спутников обращается
вокруг своей планеты в плоскости
ее экватора и в прямом направле-
нии, т. е. с запада на восток.
По физическим свойствам спутни-
ки планет можно разбить на две
группы. К первой относятся крупные
планетоподобные спутники с попе-
речником больше 3 000 км. В эту
группу кроме Луны входят четыре
самых крупных спутника Юпитера
(Ио, Европа, Каллисто, Ганимед),
спутник Сатурна Титан и спутник
Нептуна Тритон. Вторую группу
образуют все остальные спутники,
среди которых наблюдается посте-
пенный переход от спутника Сатурна
Реи (диаметр 1 850 км) до кро-
шечных спутников Марса — Фобоса
и Деймоса. Последние представляют
собой каменные глыбы неправильной
формы, размером 22Х 12 км (Фобос)
и 12X8 км (Деймос). Их поверх-
ность испещрена кратерами — сле-
дами от ударов метеоритов.
Из всех спутников планет пока
лишь у Титана надежно обнаружена
атмосфера. До последнего времени
считалось, что она в основном
состоит из метана, так как в 1944 г.
в спектре Титана были найдены
полосы этого газа (СНД. Однако
в 1980 г. с космического аппарата
«Вояджер-1» обнаружено, что на
93% атмосфера Титана состоит из
азота, а ,метан составляет незна-
чительную примесь (1%) среди
других газов.
В 1964 г. выяснилось, что
инфракрасные спектры Ганимеда и
Европы похожи на инфракрасный
спектр полярных шапок Марса.
Этот факт свидетельствует о нали-
чии ледяного покрова на поверх-
ностях этих спутников.
«Луна. Среди спутников планет
Луна по своим размерам занимает
шестое место (после Титана, Га-
нимеда, Каллисто, Тритона и Ио).
Ее радиус равен 1738 км, а масса
в 81,3 раза меньше массы земного
шара. Ускорение силы тяжести на
поверхности Луны составляет всего
93
1,63 м/с2, и соотвётственно пара:
болическая скорость равна 2,38 км/с.
Все попытки обнаружить следы
лунной атмосферы не увенчались
успехом. Судя по точности приме-
ненных методов, атмосфера Луны,
если она существует, в миллиарды
раз по плотности уступает земной.
Невооруженный глаз различает
на поверхности Луны светлые ъ тем-
ные области, называемые условно
лунными материками и морями
(рис. 64). Постоянство внешнего
облика поверхности Луны свидетель-
ствует о том, что наш спутник
всегда обращен к Земле одним своим
полушарием, т. е. период вращения
Луны вокруг оси равен периоду
Рис. 64. Поверхность Луны.
ее обоащения вокруг Земли (27 зем-
ных суток 8ч).
Уже первые телескопические на-
блюдения Луны, начатые Галилеем
в XVII в., выявили сложность
лунного рельефа. В крупные совре-
менные телескопы на Луне разли-
чимы объекты поперечником не
менее 1 км. При непосредственных
исследованиях космонавтами, до-
ставленными на Луну с помощью
космических аппаратов, отдельные
районы Луны ныне могут быть
изучены столь же подробно, как
земная поверхность.
Средняя плотность Луны неве-
лика (около 3 300 кг/м3). Это
означает, что Луна, в отличие от
Земли, не имеет плотного централь-
ного ядра.
Материки и моря — наиболее
крупные детали лунной поверхности.
Первые представляют собой горные
области, вторые, наоборот, низмен-
ности, впадины, глубина которых
достигает иногда нескольких кило-
метров (относительно среднего уров-
ня лунной поверхности). Так как
некоторые лунные горы (например,
гора Лейбниц в районе южного
полюса Луны) достигают высоты
9 км, перепад высот и глубин на
Луне не уступает тому, который
наблюдается на нашей планете.
Материки на Луне не имеют
специальных наименований. Зато
каждое из лунных морей получило
наименование еще во времена Гали-
лея. На рисунке 65 показаны
главнейшие из лунных морей.
Части морей, вдающиеся в ма-
терики, называются заливами (на-
пример, Залив Радуги в Море
Дождей). Изолированные темные
пятна небольших размеров назы-
ваются озерами, а области, промежу-
точные по яркости между матери-
ками и морями,— болотами (напри-
94
мер, Болото Снов, примыкающее к
Морю Спокойствия).
Лунные горные хребты в боль-
шинстве случаев носят «земные»
названия — Апеннины, Альпы, Кар-
паты, Кавказ, Алтай. В некоторых
случаях эти горные цепи окаймляют
лунные моря (например, Апеннины
и Альпы на границе Моря Дождей).
Большинство лунных хребтов тя-
нутся в длину на сотни километров
при средней высоте около 3 км.
Как правило, склоны лунных гор
имеют в среднем наклон, не пре-
вышающий 15°, хотя в отдельных
случаях он может быть в несколько
раз больше.
Самые распространенные формы
лунного рельефа — многочисленные
кольцевые горы, названные лунными
кратерами. Многие из них носят
имена крупных ученых (например,
кратеры Птолемей, Коперник, Циол-
ковский) .
В тех случаях, когда крупный
кратер имеет темное дно, это
образование называется кратерным
морем (например, Море Кризисов).
Многие из лунных кратеров огромны.
Так, внутри лунного кратера Шик-
кард поперечником в 200 км сво-
бодно разместился бы почти весь
Крым.
От некоторых лунных кратеров
(например, кратеров Тихо и Копер-
ник) радиально расходятся системы
Море
Спокойствия'/
Юлий Цезарь4
Море
Изобилия
Нлавий
Тихо
Море Нектара
Теофил4
Море
Кризисов
Арзахель
Альфонс
Море Облаков
*Неплер
Море Ясности
Море
Влажности
Птолемей
Архимед
Море Дождей
£Океан
Бурь
Ноперник
Платон
Рис. 65. Лунные моря и некоторые кратеры.
95
Рис. 66. Кратер Тихо и его система светлых
лучей.
светлых лучей, тянущихся иногда
на сотни и даже тысячи километров
(рис. 66). Исследования при помощи
космических аппаратов показали,
что в ряде случаев светлые лучи
представляют собой скопление мел-
ких кратеров, образовавшихся при
выбросе вещества из центрального
крупного кратера.
В некоторых местах лунной по-
верхности наблюдаются почти пря-
молинейные углубления в горном
массиве, называемые долинами. Наи-
более заметна Альпийская долина,
на протяжении 150 км пересекаю-
щая лунные Альпы. Образованиями,
сходными с долинами, являются
лунные борозды, или трещины,
которых известно более четырехсот.
Самые большие из них имеют длину
300 км и ширину до 5 км. Трещины
более извилисты, чем долины, и
глубина их в среднем достигает
нескольких сот метров.
Есть на Луне и типичные сбро-
совые образования, например знаме-
нитая Прямая стена длиной около
100 км. Высота Прямой стены
равна 200 м, а крутизна склона
не превышает 44°.
На поверхности крупных морей
(например, Моря Дождей) наблю-
даются извилистые сглаженные низ-
кие валы, тянущиеся на многие
десятки километров, их высота не
превосходит нескольких сот метров
при ширине порядка 15—20 км.
Обратная сторона Луны в основ-
ном имеет материковый характер.
Ее рельеф похож на окрестности
южного полюса Луны, видимые
с Земли. Здесь, на обратной стороне
Луны, есть лишь два небольших
моря — Море Москвы (кратерное
море) и Море Мечты. Низменности
на обратной стороне Луны, как
правило, светлые, а не темные.
Выявлены десятки тысяч кратеров,
из которых несколько десятков
имеют поперечник свыше 100 км.
Как и на видимой стороне Луны,
здесь встречаются кратеры с цент-
ральными горками и системами лу-
чей. Характерны цепочки кратеров
диаметром 10—30 км. Некоторые
из этих цепочек имеют протяжен-
ность до 700 км.
Происхождение некоторых форм
лунного рельефа пока не ясно.
Однако в общих чертах процесс
формирования лунной поверхности
выявлен достаточно уверенно.
Лишенная атмосферы Луна на
протяжении миллиардов лет подвер-
галась непрерывной метеоритной
бомбардировке. При скорости под-
лета 5 км/с метеорит, ударившийся
о лунную поверхность, взрывается,
выделяя столько же энергии, как
равное ему по массе количество
тротила. При большей скорости
взрывные эффекты возрастают в
сотни и тысячи раз. Есть основания
думать, что в далеком рошлом
метеоритная бомбардировка Луны
96
была более интенсивной. Таким
образом, многие лунные кратеры
имеют метеоритное происхождение.
Чем мельче метеориты, тем они
многочисленнее и тем в большем
количестве они сталкиваются с Лу-
ной. Микрометеориты массой в доли
грамма и миллиграмма бомбарди-
руют ее практически непрерывно.
За миллиарды лет на Луне сфор-
мировался тонкий, пористый (пем-
зообразный) малотеплопроводный
поверхностный слой из вещества
Луны и микрометеоритов. Кстати
сказать, процессам спекания благо-
приятствует вакуум, в котором
силы молекулярного сцепления про-
являются гораздо сильнее, чем в
воздухе.
Кроме того, лунная поверхность
подвергается непрерывному воздей-
ствию со стороны ультрафиолето-
вого излучения Солнца и солнечных
корпускул. Наряду с метеоритной
эрозией эти физические факторы,
несомненно, участвуют в формирова-
нии самого поверхностного слоя
Луны.
Было бы, однако, ошибкой пола-
гать, что лунный рельеф сформиро-
вался под влиянием одних только
внешних факторов. На Луне повсюду
наблюдаются и следы действия
мощных внутренних сил. Даже внеш-
не гладкие лунные моря напоминают
обширные лавовые поля. Морщинис-
тая поверхность валов заставляет
думать, что эти образования пред-
ставляют собой застывшие края
лавовых потоков. Некоторые лунные
кратеры (например, кратер Варген-
тин) превратились в столовые горы,
по-видимому, потому, что их внут-
ренность была залита «до краев»
застывшей затем лавой. В некоторых
местах лунной поверхности видно,
как лава обтекала различные пре-
пятствия на своем пути.
Не менее чем в сорока Случаях
центральные горки лунных кратеров
имеют «жерла». Можно ли считать
центральные горки лунными вулка-
нами — бывшими или ныне дейст-
вующими? Еще Вильям Гершель
(XVIII в.), а за ним и другие
астрономы сообщали о наблюдениях
действующих вулканов на Луне.
Долгое время к такого рода сооб-
щениям относились скептически. Но
в 1958 г. пулковский астроном
Н. А. Козырев сфотографировал
спектр углекислого газа, извергав-
шегося из центральной горки кратера
Альфонс. Год спустя он снова
наблюдал извержение газов из того
же кратера, а несколько позже
заметил выделение молекулярного
водорода из центральной горки
лунного кратера Аристарх. В 1963 г.
американские астрономы зафикси-
ровали три лунных извержения.
Таким образом, возможно, что
вулканическая деятельность на Луне
полностью еще не угасла.
Анализ лунных пород показал,
что по набору химических элементов
лунные образцы не отличаются
от земных изверженных вулканиче-
ских пород и метеоритов. Есть,
однако, и существенные различия —
лунные породы обогащены титаном,
цирконием и обеднейы щелочными
летучими элементами. По своему
минералогическому характеру лун-
ные породы относятся к группе
базальтов.
Оказалось, что поверхностный
слой Луны состоит из рыхлой мелко-
зернистой слабосвязанной породы
коричневато-серого цвета. Плотность
этой породы с глубиной возрастает
(под ногами космонавтов она просе-
дала на глубину 5—10 см). По
лабораторным данным плотность лун-
ного кристаллического вещества со-
ставляет в среднем 3 100 кг/м3
4. Зак. 1611. Ф. Ю. Зигель
97
(для Земли 2 700 кг/м3) Некоторые
лунные породы обладают небольшим
остаточным магнетизмом.
Многое в природе Луны остается
пока неясным — ведь ее непосред-
ственное изучение только началось.
Рассмотрим теперь физическую
природу планет.
Меркурий — ближайшая к Солн-
цу планета. Ее среднее расстояние
от Солнца равно 58 млн. км,
а период обращения вокруг Солнца
составляет 88 сут. Меркурий немного
больше Луны — его радиус равен
2 439 км.
Средняя плотность Меркурия
(5 600 кг/м3) близка к средней
плотности Земли. Ускорение силы
тяжести на поверхности Меркурия
3,7 м/с2, а параболическая скорость
4,3 км/с. Близость к Солнцу и
малые угловые размеры диска Мер-
курия затрудняют его изучение.
Долгое время считалось, что
Меркурий всегда обращен к Солнцу
одной стороной, т. е. что его осевое
вращение синхронно обращению во-
круг Солнца. Однако радиолока-
ционные наблюдения Меркурия по-
казали, что эта планета вращается
вокруг оси в прямом направлении
с периодом около 58 сут, что
составляет точно 2/з периода обра-
щения планеты вокруг Солнца.
Так как орбита Меркурия заметно
вытянута, температура на его по-
верхности в подсолнечной точке1
от афелия до перигелия меняется
в значительных пределах. Наивыс-
шая температура в подсолнечной
точке равна 430 °C. В ночном
полушарии Меркурия температура
опускается до —170 °C.
1 Подсолнечной точкой называется такая
точка поверхности планеты, для которой
Солнце в данный момент находится в зените.
Исследование Меркурия с про-
летавших вблизи него космических
аппаратов показало, что рельеф
изученных 40% его поверхности
очень схож с лунным (рис. 67).
Однако на Меркурии есть лишь
одно море — темная низменность,
получившая наименование Моря
Зноя. Кроме того, выделяются эс-
карпы — крупные обрывы глубиной
2—3 км и протяженностью в сотни
километров, не встречающиеся на
Луне. Высота гор на Меркурии
Рис. 67. Поверхность Меркурия.
98
не превышает 4 км. Как и на Луне,
рельеф Меркурия возник под воз-
действием двух факторов — метео-
ритной бомбардировки и вулка-
нических сил.
Венера — ближайшая к Земле
планета. Иногда расстояние Вене-
ра — Земля сокращается почти до
40 млн. км. Радиус Венеры равен
6 050 км, а ее масса лишь на 18%
меньше массы Земли. Еще в 1761 г.
М. В. Ломоносов, наблюдая про-
хождение Венеры по диску Солнца,
открыл существование плотной атмо-
сферы вокруг этой планеты. Позд-
нейшие астрономические наблюде-
ния показали, что атмосфера Венеры
обладает сплошным облачным по-
кровом, сквозь который невозможно
различить какие-либо детали ее по-
верхности.
Венера завершает оборот вокруг
Солнца за 225 сут. Что касается
периода осевого вращения Венеры,
то долгое время этот вопрос оставал-
ся предметом многочисленных дис-
куссий. Лишь в 1957 г. с помощью
радиолокационных методов пробле-
ма была решена. '
Оказалось, что, в отличие от
всех остальных больших планет,
Венера вращается в обратную сто-
рону (с востока на запад) с периодом
около 243 сут. Таким образом,
за один оборот вокруг Солнца на
Венере наблюдаются два восхода
и два захода Солнца, т. е. про-
должительность солнечных суток
на Венере близка к 117 земным
суткам.
Еще в 1932 г. в спектре
Венеры были обнаружены интенсив-
ные линии углекислого газа. Позднее
методом спектроскопии в атмосфере
Венеры был найден угарный газ СО,
а также пары плавиковой и соляной
кислот (HF и НС1), правда, в
ничтожно малых по сравнению с
СОя количествах. Все эти газы на
Земле выделяются в процессе вулка-
нических извержений. Не исключено,
что на Венере они имеют анало-
гичное происхождение.
Спектроскопические наблюдения
Венеры позволили обнаружить в ее
атмосфере незначительные примеси
водяных паров и молекулярного
кислорода. По массе их примерно
в 10 000 раз меньше, чем угле-
кислого газа.
Долгое время в астрономии
господствовало мнение, что Венера
по своей природе весьма сходна
с Землей (небесный двойник Земли).
Изучение Венеры при помощи глав-
ным Ьбразом советских автомати-
ческих межпланетных станций
(АМС) «Венера» развеяло эти
иллюзии.
Прежде всего, оказалось, что
атмосфера Венеры на 97% состоит
из углекислого газа. Она содержит
не более 2% азота, 0,1% кислорода,
0,1% аммиака и в среднем около
0,05% воды. Нижняя граница облач-
ного слоя, толщина которого оце-
нивается приблизительно в 10—
12 км, находится примерно в 60—
70 км от твердой поверхности
Венеры. Верхний ярус облаков
Венеры состоит скорее всего из
капелек 80%-ной серной кислоты
с примесью хлорных соединений.
Общее количество воды в облаках
Венеры ни в какое сравнение не
может идти с количеством воды в
гидросфере Земли.	* .
Обилие углекислоты и густой
облачный покров в атмосфере Вене-
ры порождают мощный «парниковый
эффект». Сущность парникового эф-
фекта заключается в том, что атмо-
сфера планеты относительно про-
зрачна для видимого излучения,
но непрозрачна для инфракрасного
(теплового) излучения, выходящего
4*
99
с поверхности планеты. Возможно,
что высокая температура на поверх-
ности Венеры вызвана не только
парниковым эффектом, но отчасти
и механическим перемешиванием
атмосферных газов.
По данным «Венеры-7», до-
стигшей планеты в конце 1970 г.,
температура на поверхности Венеры
порядка 500 °C, а атмосферное
давление примерно в 100 раз больше
нормального атмосферного давления
на Земле.
По данным, полученным совет-
ской АМС «Венера-8», опустившейся
на дневную часть поверхности пла-
неты в июле 1972 г., температура
в месте посадки составляет 470±
±8°С, а давление 9-106zbl,5x
ХЮ5 Па. Фотометр спускаемого
аппарата зарегистрировал на по-
верхности Венеры заметную, хотя и
слабую освещенность. По последним
данным эта освещенность достаточ-
но высока, примерно такая, как
на Земле днем в особо пасмурную
погоду. Гамма-спектрометр регист-
рировал у-излучение поверхностных
пород в месте посадки. Оказалось,
что по содержанию радиоактивных
элементов они напоминают земные
гранитные породы.
Спускаемый аппарат АМС «Ве-
нера-8» зарегистрировал существо-
вание в атмосфере Венеры широт-
ных ветров, направленных в сторону
вращения планеты. На высотах
более 45 км скорости этих ветров
превосходят 50 м/с.
В атмосфере Венеры замечена
интенсивная циркуляция облачных
масс с периодом около четырех
суток в сторону, обратную направ-
лению вращения Венеры. Причина
этого явления пока не выяснена.
Радиоисследования Венеры с
Земли и из космоса показали, что
под ее облачным покровом скрыт
сложный рельеф с обилием гор,
долин, эскарпов и кратеров. Не-
которые из венерианских кратеров
достигают в поперечнике 2 600 км
при глубине всего 700 м. На Венере
несомненно есть и действующие
вулканы. В целом же ее рельеф
(рис. 68) несколько сглажен по
Рис. 68. Панорама поверхности Венеры, переданная спускаемым аппаратом «Венера-14».
100
сравнению с рельефом Луны или
Земли, хотя отдельные горы по
высоте превышают 10 км (горы
Максвелла).
Когда с Земли в телескоп
Венера видна узким серпом, иногда
удается различить свечение и не-
освещенной части планеты — ее
«пепельный свет». Судя по всему,
это свечение по природе аналогично
полярным сияниям в атмосфере
Земли, хотя Венера, в отличие от
Земли, не обладает собственным
магнитным полем.
Марс — наиболее изученная пла-
нета Солнечной системы. В периоды
великих противостояний, регулярно
повторяющихся каждые 15—17 лет,
Марс подходит к Земле на расстоя-
ние 56 млн. км, что лишь на
15 млн. км превосходит кратчайшее
расстояние между Венерой и Землей.
По диаметру Марс вдвое меньше
Земли (его радиус равен 3 394 км)
и в 9 раз уступает ей по массе.
Ускорение силы тяжести на поверх-
ности Марса 3,76 м/с2, а параболи-
ческая скорость 5,0 км/с. Год на
Марсе длится 687 земных суток, а
сутки на Марсе почти равны
земным — 24 ч 37 мин 23 с. Ось
вращения Марса наклонена к плос-
кости его орбиты под углом, близ-
ким к 65°, и поэтому на Марсе
происходит такая же смена времен
года, как и на Земле.
Марс окружен атмосферой, в
которой изредка наблюдаются обла-
ка двух типов — желтые, по-видимо-
му, состоящие из пыли, и белые,
скорее всего напоминающие земные
скопления мелких ледяных кристал-
ликов. Во время пылевых бурь
желтые облака иногда почти пол-
ностью заслоняют диск Марса,
на котором детали поверхности
в эту пору неразличимы. Белые
облака, как правило, наблюдаются
на поверхности Марса в утренние
часы.
Еще в 1947 г. в спектре пла-
неты были найдены заметные полосы
поглощения СОг. Позже, в 1963 г.,
в атмосфере Марса обнаружили
также незначительную примесь во-
дяных паров. Изучение Марса при
помощи космических аппаратов при-
вело к выводу, что его атмосфера
содержит 95% углекислого газа,
2—3% азота, 1—2% аргона, 0,1 —
0,4% кислорода и небольшое коли-
чество водяных паров. Если бы
можно было сконденсировать все
водяные пары атмосферы Марса, то
они покрыли бы поверхность планеты
тонкой водяной пленкой толщиной
3—5 мкм.
Атмосфера Марса весьма разре-
жена— давление у поверхности пла-
неты составляет всего 400—800 Па.
В атмосфере Земли такое давление
наблюдается на высоте около 35 км.
Атмосфера смягчает температур-
ные контрасты на планете. Ночная
температура на Марсе близка к
— 100 °C. Летом в полдень она
может подниматься до +25 °C и
даже иногда несколько выше. Однако
средняя температура на поверхности
Марса значительно ниже земной
(-60 °C).
Долгое время господствовало
убеждение, что поверхность Марса
почти идеально ровная. Однако
исследования, выполненные при по-
мощи космических аппаратов, и
радиолокационное зондирование до-
казали ошибочность этих представ-
лений. Марс оказался весьма го-
ристой планетой, не уступающей
в этом отношении Луне. На Марсе
обнаружен исполинский вулкан, на-
званный Олимпом. Его высота до-
стигает 27 км, а диаметр у основания
свыше 500 км (рис. 69).
Основной рельеф Марса — мно-
101
Рис. 69. Вулкан Олимп — самый большой в
Солнечной системе.
начисленные кратеры, по размерам,
форме и деталям строения' очень
похожие на лунные (рис. 70).
Поперечники марсианских кратеров
весьма различны— от 100 м до
200 км. Однако марсианские крате-
ры, в отличие от лунных, имеют
более пологие склоны (наклон 5—
10°) и более гладкое дно. Пока
не замечено и кратеров с систе-
мами светлых лучей, типичных для
Луны. Лишь небольшое число мар-
сианских кратеров обладает цент-
ральными горками. Скорее всего
все эти различия объясняются дей-
ствием эрозии, более интенсивной
на Марсе, чем на Луне,— ведь
на Марсе есть ветры и пылевые
бури.
Горные кряжи и системы, воз-
вышенности также присутствуют
на Марсе. Возможно, что некоторые
из них представляют собой полу-
разрушенные остатки валов очень
крупных кратеров. Кстати сказать,
у многих марсианских кратеров
дно заметно темнее окружающей
поверхности. Валы, окаймляющие
кратеры, как правило, невысоки —
до 200—300 м.
Замечены на Марсе и бороздки,
аналогичные лунным. При ширине
3—5 км в длину они простираются
на 200—300 км. Возможно, что это
следы тектонических разломов в
марсианской коре. Есть на Марсе
сравнительно ровные районы. Та-
кова, например, огромная, почти
круглая пустыня поперечником
Рис. 70. Марсианский пейзаж.
102
1700 км, расположенная в южном
полушарии Марса. Внутри ограни-
чивающего пустыню двойного вала
нет ни одного кратера. Возможно,
что это место удара о поверхность
Марса небольшого астероидного те-
ла, и пустыня представляет собой
исполинский кратер. По другой
гипотезе — кратеры в пустыне засы-
паны ветровыми наносами и отло-
жениями.
Процессы эрозии играют на
Марсе, по-видимому, важную роль.
Об этом свидетельствует относи-
тельно малое число мелких кратеров,
легче подверженных эрозии, чем
крупные. На снимках, полученных
в 1971 г. станцией «Маринер-9»,
видны образования, напоминающие
земные овраги и русла высохших
рек.
При астрономических наблюде-
ниях Марса прежде всего обращают
на себя внимание его полярные
шапки. Эти белые пятна, покрываю-
щие околополярные районы Марса,
подвержены сезонным изменениям.
В середине зимы они достигают
максимальных размеров. Летом се-
верная полярная шапка исчезает
полностью, а от южной остается
лишь небольшой остаток. В основном
белое вещество полярных шапок
Марса — смесь снега и льда.
Еще в XVII в. на поверхности
Марса были замечены устойчивые
темные образования, названные мо-
рями. Остальные оранжево-красно-
ватые области, занимающие 2/з
поверхности Марса, получили наи-
менование материков. Марсианские
моря неоднородны. Различные их
части имеют разную интенсивность
окраски, и при высокой разрешаю-
щей способности телескопа в морях
Марса наблюдается большое число
разнообразных деталей. Хотя очер-
тания марсианских морей в целом
неизменны, они, как и полярные
шапки, подвержены сезонным изме-
нениям. Зимой марсианские моря
блекнут и становятся плохо раз-
личимыми на фоне марсианских
пустынь. С наступлением весны
в данном полушарии Марса поляр-
ная шапка начинает уменьшаться
в размерах. Вокруг нее появляется
темная кайма, напоминающая почву,
покрытую талой водой. Однако при
марсианских давлениях и темпера-
туре вода в жидкой фазе на
Марсе существовать не может.
Полярные шапки весной не тают,
а возгоняются в атмосферу, минуя
жидкое состояние. Поэтому природа
каймы пока не ясна.
От каймы к экватору постепенно
распространяется волна потемнения,
захватывающая одно море за дру-
гим. Фронт этой волны, растянутый
по параллелям, перемещается к
экватору со скоростью 35 км в
сутки. Достигнув экватора, волна
потемнения движется дальше и
доходит до умеренных широт про-
тивоположного полушария. Но в это
время начинает таять другая поляр-
ная шапка Марса, и описанный
процесс совершается в противо-
положном направлении. Возможно,
что все эти сезонные изменения
связаны с распространением в ат-
мосфере Марса влажных весенних
ветров.
Анализ марсианского грунта по-
казал, что в основном он состоит
из кремния (20%) и железа (14%)
с примесью кальция, магния, серы
и других химических элементов.
Знаменитые марсианские «кана-
лы» оказались или иллюзиями зре-
ния, или линиями тектонических
разломов в марсианской коре. На
Марсе обнаружен гигантский разлом
длиной 4 000 км при ширине 120 км
и глубине 6 км. Несомненно, что
юз
все «каналы» Марса имеют естест-
венное происхождение.
Юпитер возглавляет группу
планет-гигантов. Это самая большая
планета Солнечной системы. Диа-
метр Юпитера больше диаметра
Земли в 11 раз, а масса — в
318 раз, т. е. масса Юпитера почти
в тысячу раз меньше массы Солнца.
Средняя плотность Юпитера невели-
ка (1300 кг/м3), а вторая косми-
ческая скорость для этой планеты
составляет 60,4 км/с. Эта скорость
столь огромна, что рассеяние даже
легких газов в поле тяготения
Юпитера практически не происхо-
дит. Сутки на Юпитере продолжают-
ся примерно 10 земных часов, а
ось его вращения почти перпенди-
кулярна к плотности орбиты пла-
неты. По этой причине при обраще-
нии вокруг Солнца (около 12 лет)
никакой смены времен года на Юпи-
тере не происходит. Из-за быстрого
осевого вращения Юпитер заметно
сжат — его полярный радиус на 1/16
меньше экваториального, и эта
особенность хорошо заметна даже
в небольшие телескопы.
Юпитер обладает мощной атмо-
сферой, в которой постоянно наблю-
даются облачные образования в
виде сероватых полос, тянущихся
параллельно экватору планеты
(рис. 71). Наибольшей интенсив-
ностью обладают ближайшие к эква-
тору тропические полосы. Умеренные
полосы выражены менее четко, а
околополярные зоны отмечены рав-
номерной сероватой окраской. По-
лосы имеют сложное строение. В них
наблюдаются пятна и другие не-
однородности, они соединяются
иногда друг с другом перемычками,
а края полос испещрены мелкими
деталями, углублениями и выступа-
ми. Вся эта картина меняется не
только ото дня ко дню, но и от
Рис. 71. Юпитер.
часа к часу. Во внешнем облачном
покрове Юпитера наблюдается зо-
нальное вращение — с удалением от
экватора периоды вращения отдель-
ных деталей увеличиваются.
Казалось бы, в этом вечно
меняющемся океане облаков не
может быть ничего постоянного.
Однако еще в XVII в. в тропической
зоне южного полушария Юпитера
было обнаружено загадочное обра-
зование, получившее наименование
Большого Красного Пятна. С тех
пор размеры и форма этого эллип-
тического красноватого пятна за-
метно не менялись (его длина
равна 35 000 км, ширина 14 000 км),
зато его интенсивность и окраска
изменяются в значительных преде-
лах. В 1870 г. Большое Красное
Пятно стало особенно ярким. Начи-
ная с 1882 г. его интенсивность
начала постепенно уменьшаться, и в
настоящее время Большое Красное
Пятно поблекло настолько, что его
трудно различить даже при помощи
хороших инструментов, хотя наи-
больший поперечник этого загадоч-
ного образования в четыре раза
превышает поперечник Земли.
Наблюдатели свидетельствуют о
том, что Большое Красное Пятно
104
оказывает какое-то «отталкиваю-
щее» действие на другие образования
в атмосфере Юпитера. Например,
облака, составляющие южную уме-
ренную и южную экваториальную
полосу в атмосфере Юпитера, пе-
ремещаются с несколько иной ско-
ростью, чем Большое Красное Пятно.
Соприкоснувшись с ним, облачные
потоки всегда огибают его с севера
или с юга, но никогда не проходят
прямо над пятном. Обойдя таким
образом пятно, оба потока затем
снова сближаются подобно струям
воды, обтекающим огромный камень.
Замечено, что чем ярче окраска
Большого Красного Пятна, тем
больше его отталкивающее воздей-
ствие. При уменьшении яркости
пятна оно начинает затягиваться
какой-то белесоватой пеленой, ко-
торая ныне почти полностью скрыла
от нас этот таинственный объект.
Природа Большого Красного
Пятна вполне пока не ясна. Скорее
всего это устойчивый вихрь в
атмосфере планеты, причем период
его вращения близок к 6 сут.
Есть в атмосфере Юпитера и
другие пятна — меньших масштабов
и интенсивности. На Юпитере час-
то возникают полярные сияния ш
молнии, что оправдывает присво-
ение этой планете имя бога-громо-
вержца.
По современным данным, атмо-
сфера Юпитера в основном состоит
из молекулярного водорода Нг
(70%) и гелия Не (22%) с не-
большой примесью метана и аммиа-
ка. В верхних слоях атмосферы
температура по радиометрическим
измерениям получилась равной
— 143 °C. Так как температура замер-
зания аммиака —77°С, то, по всей
вероятности, облака Юпитера со-
стоят в основном из ледяных крис-
таллов аммиака, хотя некоторая
доля аммиака всегда находится
в газообразном состоянии.
Облачные полосы на Юпитере
имеют различную окраску, оттенки
и интенсивность. Вероятно, все эти
различия объясняются примесями
натрия или других «окрашивающих»
веществ.
В 1955 г. было обнаружено
радиоизлучение Юпитера ( в мет-
ровом диапазоне волн). Позже уда-
лось установить, что кроме теплового
радиоизлучения, обусловленного
«нагретостью» Юпитера, эта пла-
нета интенсивно излучает радио-
волны, происхождение которых пока
не ясно. Возможно, что отчасти
это «нетепловое» радиоизлучение
порождается мощными грозовыми
разрядами в атмосфере планеты.
Другую долю составляют радиовол-
ны, порожденные плазменными ко-
лебаниями в ионосфере Юпитера
и релятивистскими электронами,
захваченными его исполинской маг-
нитосферой.
Юпитер окружен мощными ра-
диационными поясами. Частицы, их
составляющие, как и в радиацион-
ных поясах Земли, имеют солнечное
происхождение — это корпускулы (в
основном электроны и протоны),
выброшенные Солнцем и захвачен-
ные Юпитером.
Вопрос о внутреннем строении
Юпитера пока еще не решен одно-
значно.
Наилучшее объяснение извест-
ным о планетах-гигантах фактам
дают водородно-гелиевые модели,
по которым глубина газообразной
атмосферы Юпитера и других пла-
нет-гигантов находится в пределах
от 1 до 20% радиуса планеты.
Скорее всего, твердое тело этих
планет состоит из затвердевших
водорода и гелия. Нижняя, приле-
гающая к твердому телу часть
105
атмосферы имеет значительную
плотность (100—200 кг/м3) и по
своим механическим свойствам более
похожа на жидкость, чем на газ.
В центре Юпитера температура
достигает 3 000 К, а давление
7-Ю12 Па. Поперечник его ядра
вряд ли превышает 9 000 км.
Если бы масса Юпитера была
всего в пять раз больше, темпе-
ратура в его центре составляла
бы многие миллионы кельвинов.
Неизбежно начавшиеся в этом
случае ядерные реакции превратили
бы Юпитер в звезду.
У Юпитера обнаружено 16 спут-
ников и разреженное кольцо из
камней и пыли. Его толщина близка
к 1 км, а внутренний и внешний
радиусы кольца равны соответствен-
но 113 000 и 123 000 км.
Сатурн (рис. 72) примерно вдвое
дальше от Солнца, чем Юпитер. Про-
должительность обращения Сатурна
по орбите вокруг Солнца составляет
29,5 года. По диаметру Сатурн
в 9,5 раза больше Земли, по
массе в 95,1 раза. Как и Юпитер,
Сатурн быстро вращается вокруг
оси; завершая оборот за 10 ч 14 мин.
Сплюснутость Сатурна С/ю) еще
больше, чем у Юпитера, а средняя
плотность меньше плотности воды
(680 кг/м3).
В атмосфере Сатурна обнару-
жены Нг, Не и СН4. Следов
аммиака в его спектре пока не
замечено, возможно, это связано
с очень низкой температурой верхних
.слоев атмосферы планеты ( — 183°C).
На диске Сатурна иногда различи-
мы слабые полосы и пятна, подобные
тем, которые видны в атмосфере
Юпитера. Однако эти изменчивые
атмосферные образования видны
плохо.
В сантиметровом радиодиапазо-
не наблюдается спокойное радиоиз-
Рис. 72. Сатурн и его кольца.
лучение Сатурна. Никаких радио-
всплесков, характерных для Юпите-
ра, в данном случае не обнаружено.
Особенность Сатурна — его зна-
менитое кольцо, или, точнее, кольца,
лежащие в плоскости экватора
планеты: внешнее кольцо (с радиуса-
ми 139 000—120 000 км), отделенное
от внутреннего, наиболее яркого
кольца (с радиусами 117 000—
89 000 км), так называемой щелью
Кассини, и полупрозрачное креповое
кольцо (с радиусами 89 000 —
79 000 км). Так как внутренняя
граница крепового кольца* резко
не очерчена, возможно, оно доходит
даже до самых внешних слоев
атмосферы Сатурна. Толщина колец
незначительна, по последним данным
она не превышает 2—3 км. Кольца
Сатурна состоят из множества мел-
ких тел, точнее, глыб поперечником
порядка 1 м. Часть этих глыб
покрыта льдом или инеем, что
подтверждается спектроскопически-
ми наблюдениями. Каждая из глыб
самостоятельно обращается вокруг
Сатурна как его микроспутник,
и хотя между этими глыбами
возможны столкновения, в целом
система колец Сатурна представляет
собой устойчивое образование.
В 1979 г. с космических аппа-
ратов «Вояджер» и «Пионер» об-
наружены новые кольца Сатурна и
106
подробности их строения. Открытые
к настоящему времени 17 спутников
Сатурна образуют самую крупную
систему спутников из известных.
Уран и Нептун. Эти планеты
значительно меньше Юпитера и
Сатурна. Их диаметры почти одина-
ковы, около 50 000 км. Масса Урана
в 14,5 раза, а масса Нептуна в 17 раз
превосходит массу Земли. Сутки
на Уране продолжаются около 15 ч
36 мин, на Нептуне—18 ч 29 мин.
В спектрах Урана и Нептуна
найдены Н2 и СН4. Иногда на
диске Урана удается различить сла-
бые следы полос, напоминающих
полосы Юпитера. На Нептуне каких-
либо деталей поверхности рассмот-
реть не удается. Есть основания
полагать, что внутреннее строение
всех планет-гигантов однотипно. Что
касается Урана и Нептуна, то
примесь тяжелых элементов в этих
планетах должна быть значительной.
У Урана при помощи космических
аппаратов обнаружено 14 спутников,
у Нептуна — два. Кроме того, у
Урана открыто 9 очень разреженных
и темных колец, состоящих в основ-
ном из силикатных частиц.
Плутон. Наши сведения о Плу-
тоне пока весьма скудны. Эта плане-
та, обращающаяся вокруг Солнца
на расстоянии 39 а. е., с Земли
даже в мощные телескопы трудно-
наблюдаема. Обращается Плутон
вокруг Солнца по орбите с большим
эксцентриситетом (0,253) и поэтому
иногда оказывается к Солнцу ближе,
чем Нептун. Его орбита наклонена
под углом 17° к орбитам остальных
планет.
Размеры Плутона постоянно
уточняются. По последним данным
его диаметр порядка 3 400 км, и
потому Плутон — наименьшая из
больших планет. Нет пока и надеж-
ных определений массы Плутона,
но предполагают, что она в несколько
сотен раз меньше массы Земли.
По периодическим колебаниям яр-
кости Плутона можно сделать вывод,
что он вращается вокруг оси с
периодом 6,4 земных суток. Един-
ственный спутник Плутона, назван-
ный Хароном, обращается вокруг
планеты с тем же периодом и
уступает ей по диаметру в три
раза. Расстояние Харона от Плутона
относительно невелико (20 000 км),
и потому Плутон и Харон могут
считаться «двойной планетой».
В состав Солнечной системы
входят тысячи ' малых планет —
астероидов, из которых зарегистри-
ровано более 3 000. Наибольший
из астероидов — Церера имеет по-
перечник около 1 000 км. Основная
их доля обращается вокруг Солнца
между орбитами Марса и Юпитера
(рис. 73). Спутниками Солнца яв-
107
ляются также многочисленные ко-
меты, главная часть которых (ядро)
по существу представляет собой
куски грязного рыхлого льда попе-
речником не более нескольких кйло-
метров. Все пространство Солнечной
системы заполнено частицами сол-
нечного ветра, нейтрино, излучением
и скоплением мельчайших пылинок—
продуктов распада планет и комет.
ВЫВОДЫ
Астрофизика — самая популяр-
ная и быстро развивающаяся из
астрономических наук. Хотя первые
простейшие фотометрические наблю-
дения звезд были проведены задолго
до изобретения телескопа, подлинное
рождение ее как науки обычно
связывают с открытиями Галилея.
На протяжении всей своей истории
астрофизика всегда стремилась при-
менить для своих целей новейшие
достижения техники. Так было в
прошлом веке, когда изобрели фото-
графию и открыли законы спект-
рального анализа. Так продолжается
и поныне, когда на наших глазах
в послевоенные годы родилась ра-
диоастрономия, заатмосферная аст-
рономия и астрофизика стала все-
волновой. На протяжении веков
Вселенная изучалась сквозь узкое
«оптическое» окно атмосферы. Те-
перь небесные тела исследуются
во всех длинах волн. Принимается
от них и корпускулярное излучение
в тех случаях, когда это возможно.
Все это породило неиссякаемый
поток астрономических открытий,
и есть все основания думать, что
его мощь будет только возрастать.
После открытия спектрального
анализа благодаря астрофизике фи-
зический облик мироздания в об-
щих чертах нам сегодня ясен.
Радиотелескопы проникли в такие
глубины пространства, до которых
луч света доходит за миллиарды
лет. Человеческому же познанию
для этого потребовалось менее
четырех столетий!
Астрофизика развивается стреми-
тельно — каждый год приносит че-
ловечеству множество астрономи-
ческих открытий, порой принци-
пиально важных и неожиданных.
Вынесение астрофизических инстру-
ментов в космос показало, что
союз астрофизики и космонавтики
обещает поразительные открытия
уже в ближайшем будущем.
СИСТЕМЫ ЗВЕЗД
Открылась бездна, звезд полна.
Звездам числа нет, бездне дна.
М. В. Ломоносов
ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ
Звездная астрономия, т. е. раз-
дел астрономии, изучающий
строение звездных систем, возникла
сравнительно недавно, всего два
века назад. Раньше она не могла
возникнуть, так как оптические
средства исследования Вселенной
были еще крайне несовершенны.
Правда, высказывались разные
умозрительные идеи о строении
звездного мира, подчас гениальные.
Так, древнегреческий философ Де-
мокрит (460—370 г. до н. э.)
считал Млечный Путь скопищем
слабосветящихся звезд. Немецкий
ученый XVIII в. Иоганн Ламберт
(1728—1777) полагал, что звездный
мир имеет ступенчатое, иерархиче-
ское строение: меньшие системы
звезд образуют большие, те, в свою
очередь, еще большие и т. д.,
наподобие известной игрушечной
«матрешки». И эта «лестница сис-
тем» по Ламберту не имеет конца,
т. е. подобная «структурная» Все-
ленная бесконечна. Но, увы, все
такие идеи не подкреплялись факта-
ми, и звездная астрономия как
наука зародилась лишь в трудах
Вильяма Гершеля (1738—1822), ве-
ликого наблюдателя и исследователя
звездной Вселенной.
За свою долгую жизнь он
отшлифовал для телескопов около
450 телескопических зеркал, и среди
них громадное зеркало диаметром
122 см и фокусным расстоянием 12 м.
Гершелю стало доступно огромное
множество очень слабых звезд,
что сразу расширило горизонты
109
познания. Удалось выйти в глубины
звездного мира.
Еще в 683 г. н. э. китайский
астроном И. Синь измерил коорди-
наты 28 звезд и заметил их изменения
по сравнению с более древними
определениями. Это заставило его
высказать догадку о собственном
движении звезд в пространстве.
В 1718 г. Эдмунд Галлей на
основании наблюдений Сириуса,
Альдебарана и Арктура подтвердил
эту гипотезу. К концу XVIII в. стали
известны собственные движения вЬе-
го 13 звезд. Но даже по таким
крайне бедным данным Гершелю
удалось обнаружить движение на-
шего Солнца в пространстве.
Идея метода Гершеля проста.
Когда идешь по густому лесу,
кажется, что деревья впереди рас-
ступаются, а сзади, наоборот, схо-
дятся. Так и на небе — в той его
части, куда летит Солнце вместе
с Солнечной системой (созвездие
Геркулеса), звезды будут казаться
«разбегающимися» в стороны от
апекса — точки неба, куда направ-
лен вектор скорости Солнца. На-
оборот, в противоположной точке
неба (антиапексе) звезды должны
казаться сходящимися. Эти эффекты
и были выявлены Гершелем, но
из-за скудости данных скорость
движения Солнца он определил
неточно.
Гершель открыл множество двой-
ных, тройных и вообще кратных
звезд и обнаружил в них движение
компонентов. Это доказывало, что
кратные звезды — физические систе-
мы, подчиняющиеся закону тяготе-
ния. Но главная заслуга Вильяма
Гершеля состоит в его исследо-
вании общего строения звездного
мира.
Задача была трудной. В ту пору
(конец XVIII в.) ни до одной из
звезд не было известно расстояние.
Пришлось поэтому ввести ряд уп-
рощающих предположений. Так, Гер-
шель предположил, что все звезды
распределены в пространстве рав-
номерно. Там же, где наблюдаются
сгущения звезд, в том направлении
звездная система имеет большую
протяженность. Пришлось также
предположить, что все звезды излу-
чают одинаковое количество света,
а их видимая звездная величина
зависит только от расстояния. И
наконец, мировое пространство Гер-
шель считал абсолютно прозрачным.
Все эти три допущения были,
как мы теперь знаем, ошибочными,
но ничего лучшего во времена
Гершеля придумать было невозмож-
но. На звездном небе Гершель выде-
лил 1 083 площадки и на каждой
из них подсчитывал число звезд
данной звездной величины. Пред-
положив затем, что самые яркие
звезды наиболее близки к Земле,
Гершель принял их расстояние от
Земли за единицу и в этих отно-
сительных масштабах построил схе-
му нашей звездной системы. При
этом Гершель полагал,что его теле-
скопы позволяют видеть самые
далекие звезды Галактики.
Схема строения Галактики по
Гершелю (рис. 74) была, конечно,
далекой от действительности. По-
лучалось, что поперечник Галактики
равен 5 800 св. годам, а ее толщина
1 100 св. годам, причем Солнечная
система находится недалеко от га-
лактического центра. Хотя в этой
работе действительные размеры на-
шей звездной системы уменьшены по
крайней мере в 15 раз и положение
Солнца оценено неверно, не следует
и преуменьшать значение открытия
Гершеля. Именно он впервые опыт-
ным путем доказал структурность
звездной Вселенной, опровергнув
I 10
Рис. 74. Строение Галактики по В. Гершелю,
популярные в ту пору взгляды о
равномерном распределении звезд
в бесконечном пространстве.
Следующий, весьма важный
вклад в изучение Галактики внесли
русские ученые. Воспитанник Дерпт-
ского (Тартуского) университета
Василий Яковлевич Струве был
первым астрономом, который в
1837 г. измерил расстояние до
звезд. По его измерениям рас-
стояние до Веги равно 26 св. годам,
что весьма близко к современным
результатам. Независимо от Струве
в 1838 г. Ф. Бессель (1784—
1846) измерил расстояние до звезды
61 Лебедя (11,1 св. лет), а затем
Т. Гендерсону (1798—1844) в 1839 г.
удалось отыскать самую близкую к
нам звезду Альфу Центавра
(4,3 св. года). Позднее расстояния
до целого ряда звезд были измерены
в Пулковской обсерватории X. Пе-
терсом (1806—1880).
Как тогда писали, «лот, закину-
тый в глубину мироздания, достал
дно». Стали известны масштабы
звездных расстояний. Нужно было
продолжить работы Гершеля на бо-
лее высоком уровне знаний. Этим
и занялся В. Я. Струве.
Теоретически подсчитав, сколько
звезд должны быть видимы в теле-
скопы Гершеля и сколько он видел
на самом деле, В. Я. Струве пришел
к фундаментальному открытию.
Межзвездное пространство наполне-
но веществом, поглощающим свет
звезд. Без учета этого межзвездного
поглощения выяснить строение Га-
лактики невозможно. Кстати сказать,
оценка величины поглощения света,
подсчитанная Струве, близка к
современным оценкам.
В отличие от Гершеля, Струве
не считал светимость звезд одинако-
вой. Но звезд с известным до них
расстоянием было еще очень ма-
ло, и поэтому учесть светимость
звезд Струве мог только прибли-
женно.
В 1847 г. вышел в свет обоб-
щающий труд В. Я. Струве «Этюды
звездной астрономии». В нем автор
приходит к выводу, что сгущение
звезд в плоскости Млечного Пути —
реальное явление и, следовательно,
Галактика должна иметь форму
плоского диска. По исследованиям
Струве, Солнце расположено не в
центре Галактики, а на значитель-
ном расстоянии от него. Размеры
Галактики (с учетом поглощения
света) получились большими, чем
полагал Гершель. Границы нашей
звездной системы оказались не-
доступными для зондирования, и
поэтому оценить параметры' Галак-
тики в целом В. Я. Струве не
смог.
В середине прошлого века неко-
торые астрономы предполагали, что
в центре Галактики находится испо-
линское «центральное Солнце», за-
ставляющее своим тяготением все
звезды двигаться вокруг себя. Про-
фессор Казанского университета
М. А. Ковальский (1821 —1884) до-
казал, что существование «централь-
ного Солнца» вовсе не обязательно
и звезды Галактики могут двигаться
вокруг динамического центра, т. е.
геометрической точки, являющейся
центром тяжести всей звездной
системы. Формулы Ковальского по-
зволили по собственным движениям
звезд найти направление на центр
Галактики.'
III
В 1927 г. голландский астроном
Ян Оорт окончательно доказал,
что все звезды Галактики обра-
щаются вокруг ее центра. При этом
Галактика в целом не вращается
как твердое тело. Во внутренних
областях Галактики (примерно до
Солнца) угловые скорости звезд
почти одинаковы. Однако далее к
краям Галактики они постепенно
убывают, но несколько медленнее,
чем положено по третьему закону
Кеплера. Орбитальная скорость
Солнца составляет 250 км/с, причем
Солнце завершает полный оборот
вокруг центра Галактики примерно
за 200 млн. лет.
Только в 1934 г. были уверено
определены следующие параметры
нашей звездной системы:
расстояние от Солнца до
центра	32 000	св.	лет
диаметр Галактики	100 000	св.	лет
толщина галактического
«диска»	10 000	св.	лет
масса	165 млрд.
солнечных масс
Общая схема строения Галактики
по современным данным представле-
на на рисунке 75.
В Галактике различают три глав-
ные части — диск, гало и корону.
Центральное сгущение диска назы-
вается балджем. В диске сосре-
доточены звезды, порождающие яв-
ление Млечного Пути. Здесь же
присутствуют многочисленные обла-
ка пыли и газа. Диаметр диска
близок к 100 000 св. годам, наи-
больший и наименьший поперечники
балджа соответственно близки к
20 000 и 30 000 св. лет.
Гало по форме напоминает слегка
сплюснутый эллипсоид с наибольшим
диаметром, немного превосходящим
поперечник диска. Эту часть нашей
звездной системы населяют главным
образом старые и слабосветящиеся
Рис. 75. Строение Галактики по современным
данным (масштабы не выдержаны).
звезды, а газ и пыль там практи-
чески отсутствуют. Масса гало
и диска примерно одинакова. Обе
эти части Галактики погружены
в огромную сферическую корону,
диаметр которой в 5—10 раз больше
диаметра диска. Возможно, что
корона содержит главную массу
Галактики в форме невидимого пока
вещества («скрытой массы»). По
некоторым оценкам эта «скрытая
масса» примерно раз в 10 больше
массы всех обычных звезд Галак-
тики, сосредоточенных в диске и
гало.
Такова общая картина. Важны
и детали. Внутри Галактики су-
ществуют разные по масштабам
звездные системы — от двойных
звезд до скоплений из десятков
тысяч звезд. Различают и более
крупные подсистемы в нашей звезд-
ной системе. Существенный элемент
структуры Галактики—межзвездная
среда, пылевые и газовые туманнос-
ти. Со всем этим более подробно
мы сейчас и ознакомимся.
112
СОДРУЖЕСТВА ЗВЕЗД
Очень многие звезды «предпочи-
тают» странствовать не в одиночку,
а парами. Вполне естественно счи-
тать, что близость компонентов
в системе двойной звезды имеет
глубокие причины. Две звезды объ-
единились в одну систему не при
случайной встрече в бескрайних
просторах космоса (что весьма
маловероятно), а возникли совмест-
но. В последнем случае их физи-
ческие свойства должны, по-видимо-
му,- быть сходными, хотя известны
и такие пары звезд, «где компоненты
не имеют друг с другом почти
ничего общего. Приведем примеры.
Рядом с Сириусом есть замеча-
тельная звездочка — это открытый
в 1862 г. первый «белый карлик».
В последнее время за спутником
Сириуса («Песьей звезды» древних
египтян) укоренилось даже собст-
венное имя — Щенок. Щенок лишь
вдвое уступает по массе Сириусу,
а по объему — в 103 раз. Ясно
поэтому, что плотность вещества
спутника Сириуса очень велика.
Если бы можно было этим веще-
ством наполнить волейбольный мяч,
последний приобрел бы весьма со-
лидную массу — около 160 т!
Сириус и Щенок — система из
двух солнц, двойная звезда. Но как
не похожи они друг на Друга. Впро-
чем, астрономам известны и другие,
куда более странные содружества.
В созвездии Цефея есть двойная
звезда, обозначаемая символом VV.
Главная звезда — колоссальный хо-
лодный сверхгигант, по диаметру
в 1 200 раз превышающий Солнце.
Его спутник — обычная и горячая
звезда, по-видимому, с обширной,
«толстой» атмосферой. Главная звез-
да превышает свой спутник по
объему почти в 2 000 раз.
Странных содружеств в мире
звезд очень много. Их происхожде-
ние остается пока невыясненным.
Справедливость требует, однако,
заметить, что есть немало и таких
систем, в которых звезды как две
капли воды похожи друг на друга.
Вот, например, система четырех
звезд из созвездия Лиры, которую
астрономы обозначают буквой «эпси-
лон». Все четыре звезды очень
похожи друг на друга. Они больше,
массивнее и ярче Солнца, и каждая
из них скорее напоминает Сириус.
Особенно замечательна пара
звезд-гигантов, сливающаяся для
невооруженного глаза в одну звез-
ду — Капеллу. Они схожи, как
близнецы, и их тесное, в буквальном
смысле слова, содружество (рас-
стояние между ними — миллионы
километров) заставляет обе звезды
обращаться вокруг общего центра
масс почти за три месяца.
Когда две звезды находятся друг
от друга на расстоянии, сравнимом
с их поперечниками, они неизбежно
теряют свою сферическую форму.
Взаимное притяжение оказывается
настолько мощным, что обе звезды
под действием приливных сил вы-
тягиваются в направлении друг
к другу. Вместо шара каждая
звезда становится трехосным эллип-
соидом, причем наибольшие оси
эллипсоидов всегда совпадают с
прямой, соединяющей центры обеих
звезд.
Одним из типичных представите-
лей этого класса звезд является
звезда W из созвездия Большой
Медведицы. В этой системе из двух
дынеобразных звезд движение, как
обычно, совершается вокруг общего
центра масс. Оно весьма стреми-
тельно: звезды так близки друг к
113
другу, что через восемь часов
каждая из них снова возвращается
в первоначальное положение. Лю-
бопытно, что обе «звездные дыни»
как две капли воды сходны между
собой. Благодаря равенству масс
центр тяжести лежит в точности
посередине между звездами, и обе
они, в сущности, обращаются по
одной общей круговой орбите.
При наблюдениях с Земли оба
компонента этой системы неразли-
чимы в отдельности даже в силь-
нейшие телескопы. Все сведения о
природе звезды W Большой Мед-
ведицы были получены исключи-
тельно по наблюдениям изменения
ее видимой звездной величины. Не-
трудно сообразить, что, обращаясь
вокруг общего центра тяжести,
дынеобразные светила поворачи-
ваются к нам то более широкой,
то более узкой своей частью. По
этой причине звезда W Большой
Медведицы принадлежит к числу
переменных звезд, т. е. звезд, поток
излучения от которых изменяется.
Тщательный анализ кривой измене-
ния потока от W Большой Мед-
ведицы и раскрыл перед астроно-
мами все удивительные свойства
этой двойной системы.
Иногда дынеобразными могут
быть самые крупные, массивные
из звезд. Примером может служить
уникальная система АО Кассиопеи,
в сравнении с которой предыдущая
пара выглядит весьма миниатюрной
(рис. 76).
Обе звезды в системе АО
Кассиопеи — горячие гиганты, тем-
пература атмосферы которых около
25 000 К. Каждый из гигантов
почти в 30 раз массивнее Солнца
и в 200—300 тыс. раз превосходит
его по светимости.
Расчеты показывают, что рас-
стояние между центрами этих горя-
Рис. 76. Двойная звезда АО Кассиопеи.
чих гигантов составляет всего
25 млн. км, а вытянутость их
такова, что обе исполинские «дыни»
касаются друг друга! И вся эта
система быстро вращается с перио-
дом всего в несколько часов!
Звезду р Лиры можно без
всяких колебаний назвать замеча-
тельной. Как и звезда W Большой
Медведицы, р Лиры состоит из
двух дынеобразных звезд, обра-
щающихся вокруг общего центра
тяжести. Большая из них — горя-
чая, гигантская звезда, атмосфера
которой нагрета до 15 000 К. Мень-
шая звезда вдвое холоднее, и ее
излучение совершенно теряется в
потоках света, излучаемых главной
звездой.
На р Лиры впервые обратили
внимание в конце XVIII в., но,
несмотря на тщательные исследо-
вания в течение почти двух веков
этой яркой звезды, ее природа до
недавнего времени казалась зага-
дочной. Особенно сложными и не-
понятными были спектр звезды и те
изменения, которые в нем наблю-
дались. Сейчас эти световые «иеро-
глифы» расшифрованы, и резуль-
таты проведенного исследования
схематически представлены на ри-
сунке 77.
От главной звезды В9 к ее спут-
нику F непрерывно извергаются
114
потоки газового вещества. Они
огибают спутник и возвращаются
к главной звезде, образуя, таким
образом, непрерывную циркуляцию
газа. Но инертность газа и враще-
ние спутника вокруг главной звезды
приводят к тому, что часть газа,
находящегося за спутником, на
стороне, противоположной направ-
лению на главную звезду, улету-
чивается во внешнее пространство.
При этом газ, удаляясь от звезды,
образует огромное газовое коль-
цо. Нечто сходное можно иногда
увидеть при фейерверках, когда
особые вертушки выбрасывают в
воздух светящиеся спирали.
Кольцеобразный газовый шлейф
(3 Лиры*—образование динамиче-
ское. Оно непрерывно рассеивается
в пространстве, и его кажущаяся
стабильность объясняется непрерыв-
ным пополнением газового вещест-
ва, идущего от вращающейся звезд-
ной пары.
Доступная нашему наблюдению
газовая спираль имеет почти такой
же размер, как наша планртная
Рис. 77. Газовая оболочка в системе 0 Лиры.
система. Луч зрения лежит как раз
в ее плоскости, и только благодаря
этому случайному обстоятельству
удалось обнаружить ее существо-
вание. Кольцо вуалирует спектр
главной звезды, и именно этим
вызваны странные особенности
спектра [3 Лиры. Если бы систему
Р Лиры мы наблюдали «сверху»
или «снизу», она показалась бы нам
самой обычной звездой.
На зимнем небе в созвездии
Близнецов выделяются две звезды,
сходные по яркости друг с другом.
Верхняя из них называется Касто-
ром, а нижняя — Поллуксом. Оба
эти имени мифологического про-
исхождения. Согласно легендам
древних греков, так звали двух
близнецов, рожденных красавицей
Ледой от всемогущего Зевса.
Еще в 1718 г. английский
астроном Д. Брадлей (1693—1762)
открыл, что Кастор — двойная звез-
да, состоящая из двух горячих
и крупных солнц. Вскоре удалось
заметить, что обе звезды весьма
медленно обращаются вокруг обще-
го центра. К сожалению, до сих пор
период обращения в этой системе не
может считаться уверенно опреде-
ленным. Наиболее надежным его
значением считается 341 год.
Трудности, с которыми приходит-
ся сталкиваться астрономам, станут
читателю более понятными, если он
сообразит, что видимое движение в
системах двойных звезд не есть дви-
жение истинное. Дело в том, что
плоскость, в которой спутник совер-
шает обращение вокруг главной
звезды, обычно наклонена под не-
которым углом к лучу зрения.
Поэтому астрономы видят не истин-
ную орбиту звезды и не. истинное
ее движение, а только проекцию
того и другого на плоскость, пер-
пендикулярную к лучу зрения.
115
Все это сильно затрудняет иссле-
дования. Отсюда проистекает и та
неточность результатов, с которыми
мы сейчас столкнулись.
Кастор А и Кастор В (как обо-
значают астрономы компоненты ин-
тересующей нас пары) отстоят
друг от друга примерно в 76 раз
дальше, чем Земля от Солнца. Ина-
че говоря, обе звезды разделяет
расстояние, почти вдвое превышаю-
щее среднее расстояние Плутона от
Солнца.
Около полутора веков назад по-
близости от Кастора была замечена
слабосветящаяся звездочка 9-й
звездной величины, сопровождаю-
щая Кастор А и Кастор В в их
полете вокруг центра Галактики.
Если звезды видны на небе вблизи
друг от друга и движутся в одном
направлении и с одной скоростью —
это верный признак того, что звезды
физически связаны между собой.
Поэтому уже с начала века Кастор
считается не двойной, а тройной
звездой.
Кастор С — третий компонент
в рассматриваемой системе солнц —
полная противоположность Касто-
ру А и Кастору В. Это карликовая
красноватая звездочка. Расстояние
между ней и главными звездами
системы во всяком случае не меньше
чем 960 а. е. Заметим, что измерен-
ное расстояние есть проекция на
небосвод истинного расстояния.
При значительной удаленности
от главных звезд Кастор С обра-
щается вокруг них с периодом в
десятки тысяч лет! Неудивительно,
что за полтора века наблюдения
Кастор С не сдвинулся со своего
места на сколько-нибудь ощутимую
величину.
Любопытнее всего, что каждая
из трех звезд, с которыми мы
сейчас познакомились, в свою оче-
редь, представляет собой настолько
тесную пару звезд, что «разделить»
их удается только методами спект-
рального анализа.
Кастор А и Кастор В распада-
ются на две пары близнецов, рас-
стояния между которыми составля-
ют около 10 000 000 км! Это в пять
раз меньше, чем расстояние от
Меркурия до Солнца. Весьма воз-
можно, что все четыре звезды под
действием взаимного тяготения при-
обрели дынеобразную форму трех-
осных эллипсоидов.
Что касается Кастора С, то и
эта звезда состоит из двух близ-
нецов-карликов, удаленных друг от
друга на 2 700 000 км, что лишь
вдвое превышает диаметр Солнца.
По случайному стечению обстоя-
тельств плоскость, в которой об-
ращаются оба двойника Кастор С,
проходит через луч зрения земного
наблюдателя. Благодаря этому одна
звезда периодически закрывает
часть другой, из-за чего общий
поток излучения от системы умень-
шается. Применяя астрономическую
терминологию, можно сказать, что
Кастор С является затменно-пере-
менной звездой.
Перед нами раскрылась удиви-
тельная картина — система из шести
звезд, связанных между собой уза-
ми взаимного тяготения: две пары
горячих огромных звезд и пара
холодных красноватых карликов,
непрерывно участвующих в сложном
движении. Двойники Кастор А
совершают оборот вокруг общего
центра масс всего за 9 дней. Двой-
ники Кастор В, несколько более
близкие друг к другу, имеют еще
меньший период обращения — толь-
ко 3 дня. И уж совсем головокру-
жительным кажется вращение кар-
ликов, которые ухитряются обер-
нуться вокруг центра масс всего за
116
19 ч! От 19 ч до десятков тысяч
лет — таково разнообразие периодов
обращения в этой удивительной
системе звезд.
Долгое время шестикратная
система Кастор считалась уникаль-
ной. Однако в 1964 г. обнару-
жили, что хорошо известная двой-
ная звезда Мицар (средняя в
ручке ковша Большой Медведицы)
также, по-видимому, должна быть
отнесена к шестикратным системам.
Действительно, уже невооруженный
глаз легко обнаруживает рядом с
Мицаром звездочку пятой звездной
величины, названную Алькором. Обе
звезды имеют общее движение в
пространстве и потому, по-видимо-
му, образуют физическую пару
звезд. В небольшой телескоп Мицар
распадается на два компонента —
Мицар А и Мицар В. По наблю-
дениям спектра Мицара А давно
установлено, что эта звезда, в свою
очередь, состоит из двух компонен-
тов с периодом обращения вокруг
общего центра тяжести, равным
двадцати с половиной земным сут-
кам. И вот, наконец, в 1964 г.
выяснилось, что Мицар В, казав-
шийся до тех пор одиночной звез-
дой, на самом деле состоит из
трех звезд. Две из них близки друг
к другу и обращаются вокруг
общего центра масс за 182 сут.
Третий же, далеко отстоящий от них
компонент обладает значительно
большим периодом обращения, рав-
ным 1 350 сут.
В настоящее время известны де-
сятки тысяч двойных звезд, так что
содружества звезд — явление очень
частое. Возможно, более половины
всех звезд являются двойными.
ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ
Первое знакомство всегда быва-
ет внешним. Поэтому мы прежде
всего предложим читателю обратить
внимание на фотопортрет типич-
ного шарового звездного скопления
(рис. 78). Каждое шаровое скоп-
ление — это своеобразный исполин-
ский шар из звезд/’или, применяя
более специальную .терминологию,
типичная сферическая звездная сис-
тема. Бросается в глаза в общем
равномерная по всем направле-
ниям концентрация звезд к центру
скопления. В сердцевине шаровых
скоплений звезд так много и они
так плотно расположены в прос-
транстве, что на фотографиях видно
лишь сплошное сияние.
Известно более 130 шаровых
звездных скоплений, хотя общее их
число в нашей Галактике должно
быть раз в десять большим. По-
перечники их весьма различны.
У самых маленьких они близки к
5—10 св. годам, у наибольших
Рис. 78. Шаровое звездное скопление.
117
измеряются 500—600 св. лет. Раз-
лична и масса скоплений—от не-
скольких десятков тысяч до сотен
тысяч солнечных масс. Так как
различия в массе у отдельных
звезд невелики, можно считать, что
шаровые звездные скопления со-
держат десятки, сотни тысяч, а
иногда и миллионы звезд!
На фотоснимках шаровых скоп-
лений мы видим не действительное
распределение звезд в скоплении,
а лишь проекцию этого распреде-
ления на плоскость. Выведены фор-
мулы, позволяющие перейти от
видимой картины к истинной. Ока-
залось, что пространственное рас-
пределение звезд в шаровых звезд-
ных скоплениях весьма сложно.
В самых общих чертах шаровые
звездные скопления состоят из
плотного центрального ядра и коро-
ны, окружающей его, в пределах
которой плотность меняется сравни-
тельно мало.
Подмечено, что у разных скопле-
ний увеличение концентрации к
центру различно — у одних оно
мало, у других выражено очень
резко. И еще один любопытный
факт — некоторые «шары из звезд»
заметно сплюснуты. Вызвано ли это
их вращением или другими при-
чинами, пока неизвестно.
Для Плеяд (рис. 79), типичного
рассеянного, с неправильными очер-
таниями звездного скопления, ха-
рактерно обилие очень горячих
гигантских звезд. В шаровых скоп-
лениях, наоборот, такие звезды
редки или вовсе отсутствуют. Из-
вестно около 1 200 рассеянных
звездных скоплений. Каждое из них
включает в себя от нескольких де-
сятков до нескольких тысяч звезд,
в основном принадлежащих к глав-
ной последовательности.
Горячие белые и голубые звезды-
Рис. 79. Плеяды — рассеянное звездное скоп-
ление.
гиганты — образования весьма мо-
лодые, существующие не более
нескольких десятков миллионов лет
(для звезд этот срок все равно что
для человека несколько дней). Раз
их нет в шаровых звездных скопле-
ниях, значит, сами эти скопления,
по-видимому, имеют весьма почтен-
ный возраст.
О том же свидетельствует и
другой факт — в шаровых звездных
скоплениях, за очень редким исклю-
чением, нет газовых или пылевых
туманностей. Межзвездное про-
странство там почти идеально про-
118
зрачно. Так могло получиться, если,
например, шаровые звездные скоп-
ления совершили много оборотов
вокруг ядра Галактики и каждый
раз, проходя через богатую газом и
пылью срединную плоскость нашей
звездной системы, они оставляли
там свои газы и пыль. Этот гран-
диозный очистительный «фильтр»
действовал безотказно, и, возможно,
благодаря ему шары из звезд так
очищены от межзвездного «мусора».
Заметим, что в шаровых скопле-
ниях найдены сотни переменных
звезд и источники рентгеновского
излучения.
МЕЖДУ ЗВЕЗДАМИ
В созвездии Ориона темными
зимними ночами можно рассмотреть
слабо светящееся туманное пят-
нышко. Его впервые заметили еще в
1618 г., и с тех пор на протяжении
трех с половиной веков туманность
Ориона служит предметом тщатель-
ного исследования.
Невооруженному глазу туман-
ность Ориона кажется размером
с Луну. На фотоснимках, получен-
ных при помощи мощных телеско-
пов, она занимает всё созвездие!
Это невообразимо большое и очень
сложное по своей структуре меж-
звездное облако космических газов
находится от Земли на расстоянии
1800 св. лет.
Туманность Ориона — типичный
представитель первой группы меж-
звездных объектов — газовых ту-
манностей.
Вторая, не мен'ее многочисленная
группа межзвездных образований
представлена в том же созвездии.
Это знаменитая темная туманность,
благодаря своим причудливым
внешним очертаниям названная
Конской головой (рис. 80). Ее
гигантские размеры станут более
ощутимыми, если читатель узнает,
что наибольший поперечник «голо-
вы» в 20 000 раз превышает рас-
стояние от Земли до Солнца.
Конская голова состоит из мель-
чайшей твердой космической пыли.
Облако пыли задерживает свет
расположенных за ним звезд, и
поэтому на фоне звездного неба
некоторые из пылевых туманностей
имеют вид зловещих черных пятен.
Из образований подобного рода
наиболее заметна развилка Млечно-
го Пути. В темные августовские
ночи, когда созвездие Лебедя в
наших широтах близко к зениту,
Млечный Путь, начиная от Дене-
ба — самой яркой звезды в Лебеде,
двумя сверкающими потоками нис-
падает к горизонту. Разделение
Млечного Пути только кажущееся.
Оно вызвано колоссальными и срав-
нительно близкими к нам облаками
космической пыли, которая и созда-
ет эффект развилки.
Рис. 80. Туманность Конская голова.
119
Темные и светлые туманности,
подобные описанным выше, легко
доступны для наблюдения. Гораздо
труднее обнаружить необычайно
разреженную и почти совершенно
прозрачную газовую среду, которая
называется межзвездным газом.
Известно, что межзвездный газ
на самом деле представляет собой
смесь, главным образом, водорода
и гелия. Непрерывной дымкой за-
полняют эти газы межзвездное
пространство нашей Галактики, и
нет направления, в котором бы
спектрограф не обнаруживал при-
сутствия разреженной межзвездной
среды.
Кроме газа и пыли есть и другие
формы материи, которые совсем не
оставляют места для пустоты.
Солнце и звезды, особенно не-
которых типов и на определенных
этапах своей эволюции, выбрасы-
вают в пространство великое мно-
жество мельчайших частиц — кор-
пускул. Среди них преобладают про-
тоны и альфа-частицы, представ-
ляющие собой ядра наиболее легких
химических элементов — водорода и
гелия. Нет сомнения в том, что
межзвездное пространство прони-
зывается корпускулярными пото-
ками, или, как говорят, корпуску-
лярным излучением звезд.
К этому добавляются потоки
электромагнитного излучения, ис-
пускаемого не только звездами,
но и самой межзвездной средой.
Часть этого излучения человеческий
глаз воспринимает в виде света,
другие электромагнитные волны,
например радиоволны, могут быть
уловлены с помощью тех или иных
приемников. Вся эта лучистая энер-
гия сплошь заполняет космос, по
крайней мере в наблюдаемой нами
его части. Нельзя указать ни одной
точки пространства, куда бы не
доходило в той или иной форме
электромагнитное излучение.
Из закона всемирного тяготения
следует, что притяжение каждого
предмета может быть обнаружено
на любом сколь угодно большом
расстоянии. Проявление сил данной
природы в пространстве называется
полем этих сил. Следовательно, про-
тяженность поля тяготения любого
тела, строго говоря, беспредельна.
Оно, если угодно, может считаться
своеобразным «продолжением» лю-
бого тела.
Поле хотя и невещественно
(т. е. не состоит из элементарных
частиц вещества — электронов, про-
тонов, нейтронов и т.п.), тем не
менее вполне материально. Ведь
под материей понимается любая
объективная реальность, т. е. все то,
что существует независимо от нас и,
воздействуя на наши органы чувств,
порождает в нас ощущения.
Два тела, состоящие из ве-
щества, не могут одновременно за-
нимать один и тот же объем
пространства. Для полей тяготения
такого ограничения нет. Они совер-
шенно беспрепятственно перекрыва-
ют друг друга, и в данном объеме
пространства могут действовать сов-
местно много полей и даже разной
природы (электрические, магнитные
и т. д.).
Все сказанное о гравитационном
поле в полной мере относится к
полям электромагнитным, наличие
которых в космосе также можно
считать твердо установленным.
Возвращаясь к веществу между
звездами, заметим, что в окру-
жающей нас земной обстановке нет
ничего, что хотя бы в отдаленной
степени напоминало сверхразрежен-
ную межзвездную среду. Самым
легким веществом обычно принято
считать воздух. Однако по сравне-
но
нию с любой межзвездной туман-
ностью воздух выглядит образова-
нием необычайно плотным.
Судите сами: кубический сан-
тиметр комнатного воздуха
имеет массу, близкую к 1 мг;
плотность туманности Ориона
в 100 000 000 000 000 000 (1017) раз
меньше. Прочесть это число нелегко.
Но еще труднее наглядно предста-
вить себе столь большую степень
разреженности вещества.
Плотность межзвездных газовых
туманностей (10~17 кг/м3) так нич-
тожно мала, что массой в 1 мг будет
обладать газовое облако объемом в
100 км3!
В технике стремятся в некоторых
случаях получить вакуум — весьма
разреженное состояние газов. Путем
довольно сложных ухищрений уда-
ется уменьшить плотность комнат-
ного воздуха в 10 млрд. раз. Но и
такая «техническая пустота» все же
оказывается в миллион раз более
плотной, чем любая газовая ту-
манность!
Может показаться странным, по-
чему столь разреженная среда на
фотографиях кажется сплошным и
даже плотным светящимся облаком,
тогда как воздух настолько прозра-
чен, что почти не искажает наблю-
даемую сквозь него картину Вселен-
ной. Причина заключается, конечно,
в размерах туманностей. Они так
грандиозны, что представить себе
объем, ими занимаемый, нисколько
не легче, чем ничтожную их плот-
ность.
В среднем туманности . имеют
поперечники, измеряемые световыми
годами или даже десятками све-
товых лет. Это означает, что если
Землю уменьшить до размеров
булавочной головки, то в таком
масштабе туманность Ориона
(рис. 81) должна быть изображена
облаком размером с земной шар!
Поэтому, несмотря на ничтожную
плотность составляющих ее газов,
вещества туманности Ориона все же
вполне хватило бы на «изготовле-
ние» нескольких сотен таких звезд,
как наше Солнце.
Мы находимся от туманности
Ориона на расстоянии, которое
свет преодолевает за 1800 лет.
Благодаря этому мы видим ее всю
целиком. Если же в будущем при
межзвездных перелетах путешест-
венники окажутся внутри туман-
ности Ориона, то заметить это будет
нелегко — рассматриваемая «изнут-
ри» туманность покажется почти
идеально прозрачной.
Свечение газопылевых туман-
ностей может быть вызвано тремя
Рис. 81. Туманность Ориона.
121
причинами. Во-первых, если вблизи
туманности находится какая-нибудь
звезда весьма горячая (с темпера-
жает ее свет, как туман, освещен-
ный уличным фонарем. Во-вторых,
в тех случаях, когда соседняя
звезда весьма горячая (с темпера-
турой атмосферы большей
20 000 К), атомы газов туманности
переизлучают энергию, получаемую
от звезды, и процесс свечения пре-
вращается в люминесценцию, имею-
щую сходство со свечением газов
в рекламных трубках. Наконец,
постоянно движущиеся газовые об-
лака иногда сталкиваются друг
с другом, и энергия столкновения
частично преобразуется в излучение.
Разумеется, все три причины могут
действовать и совместно.
АССОЦИАЦИИ И ПОДСИСТЕМЫ
Приходилось ли вам случайно
одновременно повстречаться с не-
сколькими вашими приятелями?
Вряд ли. Вероятность такого собы-
тия слишком мала. Подобно этому,
когда мы видим на небе группу
редких звезд, объяснить это их
случайной встречей в мировом про-
странстве было бы ошибкой. Скорее
такие звезды имеют общее проис-
хождение, и мы их застали в ран-
ний период их жизни, когда они
еще не успели разойтись в разные
стороны.
Так рассуждал известный совет-
ский астроном, академик В. А. Ам-
барцумян, когда в 1947 г. ему
удалось открыть рассеянные группы
очень горячих звезд-гигантов (спек-
тральные классы О и В), а также
переменных желтых и красных кар-
ликовых звезд типа звезды Т Тель-
ца. Первые из этих группировок
В. А. Амбарцумян назвал О-ассо-
циациями, вторые Т-ассоциациями.
Каждая, ассоциация состоит из
нескольких десятков звезд, и раз-
меры их колеблются в пределах от
десятков до сотен световых лет.
Установлено, что некоторые ассо-
циации медленно расширяются во
все стороны.
Внутри звездных ассоциаций об-
наружены большие массы водорода
и пылевая материя.
По мнению В. А. Амбарцумяна
и его последователей, звезды, обра-
зующие ассоциации, возникли одно-
временно из особых, как он назы-
вает, дозвездных тел. Эти тела пока
решительно ничем себя непосред-
ственно не проявили. Существуют
ли они в действительности, покажет
будущее.
Еще в 1944 г. немецкий астроном
(с 1931 по 1958 г. жил в США)
В. Бааде (1893—1966) разделил
звездное население Галактики на
два типа. К первому он отнес
звезды, составляющие спиральные
ветви нашей звездной системы, а
также звезды рассеянных звездных
скоплений и некоторые другие.
Население второго типа по Бааде —
это звезды шаровых звездных скоп-
лений и звезды ядра Галактики.
Примерно в это же время де-
тальное изучение структуры Галак-
тики начал известный советский
специалист по звездной астрономии
Б. В. Кукаркин (1909—1977). В ито-
ге он пришел к выводу, что в
Галактике можно выделить три под-
системы: плоскую, промежуточную
и сферическую. Б. В. Кукаркин до-
казал, что звезды с одинаковыми
физическими характеристиками рас-
пределяются в пространстве оди-
наковым способом. Так, например,
горячие гигантские звезды спек-
122
тральных классов О и В, звезды
рассеянных скоплений, пылевые
туманности и сверхновые звезды
образуют плоские подсистемы. Про-
межуточные подсистемы образованы
новыми звездами, белыми карлика-
ми и некоторыми переменными
звездами. Наконец, распределение
в пространстве шаровых звездных
скоплений, субкарликов и некоторых
типов переменных звезд характерно
для сферических подсистем.
Есть прямая связь между ре-
зультатами Бааде и Кукаркина.
Плоские подсистемы состоят из
населения I типа, сферические — из
населения II типа. Любопытно, что
звезды II типа отличаются де-
фицитом металлов, что скорее всего
свидетельствует о большом возрасте
звезд сферических подсистем.
Описанное разделение на под-
системы, по-видимому, имеет глубо-
кий эволюционный смысл, раскрыть
который в деталях предстоит в
будущем. В настоящее время при-
нято делить население Галактики
на пять подсистем, схемы и назва-
ния которых указаны на рисунке 82.
В следующей таблице приведен
примерный возраст каждой из под-
систем в миллиардах лет и их
характерный состав.
Подсистема	Масса тяже- лых химиче- ских элемен- тов, %	Ориентировоч- ный возраст, млрд, лет
1 Сферическая II Промежуточ- ная сфериче- ская III Промежуточ- ная, диск IV Плоская ста- рая V Плоская мо- лодая	0,1—0,5 1 2 3 4	13 7—12 2—7 0,1 —1,5 0,1
Рис. 82. Подсистемы Галактики
Как уже говорилось, главное,
центральное сгущение звезд в Га-
лактике называется балджем. Спи-
ральная структура в балдже не
проявляется. Она характерна для
диска — плоской составляющей Га-
лактики, поперечником около
100 000 св. лет,.. Скорее всего Га-
лактика имеет две спиральные вет-
ви, шириной около 3000 св. лет
каждая.
Самая центральная область Га-
лактики поперечником в несколько
тысяч световых лет — это арена
очень бурных и пока еще не вполне
понятных процессов. Здесь наблю-
дается движение газов со скоростью
в сотни километров в секунду, и
создается впечатление, что имеют
место какие-то гигантские взрывы,
последствия которых мы видим.
Пыль мешает нам рассмотреть под-
робности, но, по мнению ряда
астрономов, в центре Галактики
имеется сверхмассивная «черная
дыра» с массой в десятки тысяч
солнечных масс, окруженная втя-
гивающимися в нее газами.
Так ли это, решит будущее.
123
МЕСТНАЯ СИСТЕМА
Не только Вильям Гершель, но
и некоторые его предшественники
высказывали предположение, что
часть светлых туманностей на небе
представляют собой другие звездные
системы, подобные Галактике. Лорд
Росс даже сумел в свой огромный
телескоп рассмотреть спиральную
структуру некоторых из них. Но все
это были ничем не подкрепленные
догадки, и дискуссия об истинной
природе «подозрительных» туман-
ностей захватила почти всю первую
четверть текущего века.
Лишь в 1924 г. американский
астроном Эдвин Хаббл (1889—1953)
при помощи 100-дюймового рефлек-
тора обсерватории Маунт-Вилсон
сумел «разложить» на отдельные
звезды спиральные ветви туманнос-
тей Андромеды и Треугольника.
Среди этих звезд оказались це-
феиды — переменные звезды, период
изменения светимости которых одно-
значно определяет абсолютное зна-
чение их светимости. Как уже гово-
рилось, зная абсолютную и видимую
яркость звезды, легко вычислить
расстояние до нее. Так впервые уда-
лось доказать; что обе туманности
лежат далеко за пределами Галак-
тики. Постепенно, в борьбе разных
идей, родилась новая отрасль нау-
ки — внегалактическая астрономия1.
Сегодня известно великое мно-
жество галактик. На некоторых
участках неба их видно больше, чем
звезд. До самых дальних из них
луч света доходит лишь за мил-
лиарды лет. Естественно, что изуче-
ние мира галактик началось с
ближайших из них, которые вместе
1 См. подробнее: Ефремов Ю. Н. В
глубины Вселенной.— М.: Наука, 1984.
с нашей Галактикой образуют Мест-
ную систему из 34 галактик. Нет
оснований полагать, что этот учас-
ток мироздания чем-либо уникален.
Поэтому знакомство с Местной
системой в какой-то мере покажет
то типичное, что характерно для
звездных систем. Начнем мы это
знакомство со спутников нашей
Галактики, именуемых Магеллано-
выми Облаками.
На южном звездном небе в
созвездиях Тукана и Золотой Рыбы
видны два небольших светлых клоч-
коватых облачка. Большее из них
напоминает знакомое по школьным
урокам физики сегнерово колесо,
а меньшее — тренировочную бок-
серскую грушу. Оба облака можно
было бы, пожалуй, принять за дож-
девые облака, но уже несколько
минут наблюдений покажут, что
форма и вид их остаются неизмен-
ными, а по расположению они
прочно связаны с остальным звезд-
ным небом.
Медленно совершают они свое
обращение вокруг южного полюса
мира. Не отмеченная какой-нибудь
яркой звездой, подобной Полярной,
эта точка небосвода образует вместе
с двумя странными облаками вер-
шины почти равностороннего тре-
угольника— обстоятельство, извест-
ное уже древним морякам.
Когда Магеллан совершал свое
путешествие, его спутник и биограф
Пигафетта впервые подробно описал
странные облака, с тех пор и по-
лучившие название Магеллановых.
Оба облака похожи на оторванные
куски Млечного Пути. Сходство
здесь не только внешнее — Магел-
лановы Облака действительно пред-
ставляют собой огромные облака из
звезд.
124
Видимые размеры Магеллановых
Облаков достаточно внушительны
(рис. 83). Большое Облако имеет
поперечник в 12°, что в 24 раза
превышает видимый поперечник Лу-
ны; наибольший диаметр Малого
Облака близок к 8°. Впрочем, наи-
более яркие, бросающиеся в глаза
их части значительно меньше.
Магеллановы Облака включают
в себя десятки тысяч звезд, среди
которых известно свыше 2000 пере-
менных, многие десятки звездных
скоплений и туманностей. И самое
замечательное — это то, что оба
Облака находятся вне нашей Галак-
тики. Около 182 000 лет требуется
солнечному лучу, чтобы дойти от
нас до Магеллановых Облаков,
тогда как расстояние между их
центрами почти втрое меньше.
Кажущиеся на небе небольшими
облачками, Магеллановы Облака
на самом деле колоссальны. Боль-
шое Облако имеет поперечник около
40 000 св. лет, Малое — около
13 000 св. лет. Если бы не относи-
тельная их близость к нашей
Галактике, мы имели бы все осно-
вания считать Магеллановы Облака
самостоятельными звездными систе-
мами.
На самом деле Магеллановы
Облака вместе с нашей Галактикой
образуют кратную систему из трех
галактик, связанную не только
динамически, т. е. взаимным тяго-
тением, но и непосредственно. Оба
Облака постепенно «сходят на нет»,
и указать их точные границы
невозможно. Скорее всего, Магел-
лановы Облака взаимно проникают
друг в друга. А кроме того, от
Большого Магелланова Облака к
нашей Галактике тянется гигант-
ская перемычка из звезд, своеоб-
разный «звездный коридор», вроде
тех, которые в последние годы об-
наружены у многих галактик. Нако-
нец, не исключено, что все три
звездные системы погружены в
чрезвычайно разреженную общую
газовую вуаль, часть которой вос-
Рис. 83. Магеллановы Облака (Малое —
сверху, Большое — внизу).
125
принимается нами как галактиче-
ская газовая корона.
По строению и составу Магелла-
новы Облака не одинаковы. В Боль-
шом Облаке замечены черты спи-
ральной структуры, характерной для
многих галактик, в Малом Облаке
этого нет. Кроме того, Большое
Облако изобилует газовыми и пыле-
выми туманностями, тогда как Ма-
лое на редкость прозрачно.
Недавно удалось подметить, что
оба Облака очень медленно вра-
щаются вокруг некоторых осей. Кро-
ме того, вполне возможно, что
все три галактики — наша и два
Магеллановых Облака — обращают-
ся в еще более замедленном темпе
вокруг общего центра масс! В об-
щем, здесь в гигантских масштабах
воспроизводятся те движения, кото-
рые хорошо известны по наблюде-
ниям кратных звезд. Доминирую-
щая роль нашей Галактики (и по
массе, и по размерам) дает основа-
ние называть ее главным телом,
а Магеллановы Облака — спутни-
ками.
В каждой звездной системе, как
и в каждом городе, есть свои
достопримечательности. Разумные
обитатели Магеллановых Облаков
(если таковые существуют) могут
гордиться тем, что в их звездных
системах есть по крайней мере два
исключительных, уникальных объ-
екта — необычайная звезда S, на-
блюдаемая нами в созвездии Золо-
той Рыбы, и колоссальная газовая
туманность (того же созвездия),
крупнее которой мы не знаем.
До последнего времени звезда S
Золотой Рыбы считалась самой
яркой из известных звезд. Теперь,
правда (такова судьба всех чем-
пионов), она уступила первенство
звезде % Скорпиона. Однако, не-
смотря ша это, экс-чемпион не может
не вызвать изумление. Попробуйте
представить себе звезду, по срав-
нению с которой Солнце выглядит
так же скромно, как свечка рядом
с прожектором! Этот звездный
великан оказался двойной звездой,
причем каждый из ее компонентов,
будучи помещен на место Солнца,
занял бы такое пространство, что
Земля очутилась бы внутри него!
В довершение ко всему оба испо-
лина являются голубоватыми, очень
горячими переменными звездами.
В Большом Магеллановом Об-
лаке есть газовая яркосветящаяся
туманность, числящаяся в каталоге
Мессье под номером 30. В ее центре,
внутри объема поперечником около
100 св. лет, разбросаны многие
десятки сверхгигантских голубых
звезд, чей мощный свет и является
причиной свечения туманности. Са-
ма же туманность имеет в диаметре
не менее 700 св. лет. Если бы ее
можно было поместить на то место,
где видна туманность Ориона, то это
колоссальнейшее газовое облако
заняло бы все созвездие, а свет,
излучаемый им, был бы так интенси-
вен, что все земные предметы от-
брасывали бы заметные тени. Под-
счеты говорят, что вещества, кото-
рое содержится в туманности из
созвездия Золотой Рыбы, вполне
хватило бы на изготовление тысяч
Солнц.
Магеллановы Облака, к сожале-
нию, недоступны для наблюдений
в большей части северного полуша-
рия Земли, там, где сосредоточены
главнейшие обсерватории. Из-за
этого наши знания об их природе
еще очень ограниченны.
Совсем по соседству с нами, как
бы для того, чтобы избавить нас от
неоправданного самомнения, при-
рода поместила исполинскую звезд-
ную систему, не только превосхо-
126
дящую нашу, но, по-видимому, и
вообще одну из самых крупных —
туманность Андромеды.
Первые наблюдатели туманности
(XVII в.) сравнивали ее с пламенем
свечи, рассматриваемым сквозь ро-
говую пластинку. Те, кто наблюдал
туманность Андромеды в бинокль,
согласятся, что это образное срав-
нение не лишено оснований. Однако
то, что видит глаз, есть не вся
туманность Андромеды, а только ее
небольшая, самая яркая сердце-
вина.
На фотоснимках, полученных при
помощи мощных телескопов, туман-
ность Андромеды гораздо боль-
ше — ее площадь почти в 7 раз
превосходит видимую площадь дис-
ка Луны. Но и это еще не все.
Чрезвычайно чувствительные к све-
ту приборы — денситометры — улав-
ливают следы туманности на угло-
вом расстоянии в 210' (или в 3,5°)
от ее ядра!
Это означает, что на самом деле
туманность Андромеды занимает
на небе область, по диаметру в
14 раз, а по площади почти в
200 раз больше полной Луны. По-
мещенная на фоне ковша Большой
Медведицы, туманность Андромеды
заполнила бы его почти целиком!
Как жаль, что из-за вуалирующего
действия земной атмосферы и сла-
бости наших глаз мы лишены
этого великолепного зрелища!
Расстояние до туманности Ан-
дромеды определяется достаточно
уверено по тем переменным звездам,
которые ей принадлежат. Оно со-
ставляет около 2,2 млн. св. лет.
Истинный поперечник туманности
Андромеды (300 000 св. лет) зна-
чительно превышает диаметр нашей
Галактики.
Фотоснимки туманности Андро-
меды (рис. 84), пожалуй, не менее
Рис. 84. Туманность Андромеды.
популярны, чем знаменитая картина
Шишкина «Утро в сосновом бору».
Поэтому читателю, вероятно, хо-
рошо знаком «фотопортрет» этой
звездной спирали, повернутой к нам
и не в профиль, и не в анфас, а, как
говорят, вполоборота.
Между галактикой в Андромеде
и нашей звездной системой много
общего. И там, и у нас миллиарды
звезд как постоянных, так и пере-
менных. В туманности Андромеды
видны десятки шаровых звездных
скоплений, являющихся характер-
ной принадлежностью и нашей
Галактики. Есть в ней и газовые
туманности, и поглощающая лучи
света межзвездная пыль. А главное,
по своему строению, по всему
своему внешнему облику туман-
ность Андромеды представляет со-
бой подобие нашей звездной сис-
темы.
Являясь крупнейшей из близких
к нам галактик, туманность Андро-
127
меды, как и положено по ее рангу,
имеет свиту в виде нескольких
спутников. Два из них видны на всех
фотографиях туманности. Они напо-
минают непомерно увеличенные ша-
ровые звездные скопления, причем
их поперечники близки к
4 000 св. лет (поперечник самого
большого шарового звездного скоп-
ления в десятки раз меньше). Два
других спутника имеют такую же
структуру, но поперечники их раза
в полтора меньше.
Галактика-карлик из созвездия
Скульптора также принадлежит к
Местной системе. Для нее характер-
ны разреженность и прозрачность,
отсутствие рассеянных звездных
скоплений и туманностей как газо-
вых, так и пылевых. Находясь внут-
ри этой системы, мы без особого
труда могли бы изучить ее строение.
Галактика в Скульпторе почти
втрое дальше Магеллановых Об-
лаков. А ее диаметр в 50 раз
меньше поперечника нашей Галак-
тики.
Вскоре после открытия туман-
ности в Скульпторе был сфотогра-
фирован еще один подобный объект.
Галактика из созвездия Печи почти
втрое дальше, чем туманность
Скульптора. Но, как и последняя,
она оказалась близкой к нам
карликовой звездной системой.
Галактика из созвездия Печи по
диаметру в два с лишним раза
больше туманности Скульптора —
ее поперечник близок к 6 000 св. лет.
Общее число звезд оценить в ней
труднее, чем в предыдущем случае.
Галактика из созвездия Печи имеет
большую концентрацию звезд, что
затрудняет подсчеты. К ней принад-
лежит несколько шаровых скопле-
ний, похожих на те, которые мы
встречаем и в нашей Галактике.
Измерив энергию света, посы-
лаемого галактикой из созвездия
Печи, можно подсчитать, сколько
бы солнц, подобных нашему, могли
дать световой поток такой же
мощности. Из этих соображений
установлено, что звезд в галактике
из созвездия Печи почти в 4 раза
больше, чем в туманности Скульп-
тора. ^Вообще этот карлик является
более крупной звездной системой.
Две гигантские галактики — на-
шу и туманность Андромеды —
окружают еще несколько карлико-
вых звездных систем. К ним отно-
сится, например, так называемая
галактика Барнарда — маленькое
тусклое пятнышко на богатом звез-
дами южном небе. Она расположена
к нам в 1,6 раза ближе туманности
Андромеды, но имеет видимый диа-
метр в 23 раза меньший, чем эта
гигантская звездная система.
По действительным размерам
галактика Барнарда — типичный
карлик, лишь слегка превосходящий
туманность Скульптора. Но, в отли-
чие от последней, галактика Бар-
нарда не имеет геометрически пра-
вильной формы. Внешне она напо-
минает какой-то висящий в про-
странстве клочок светящегося тума-
на. Эта карликовая звездная систе-
ма была обнаружена еще в 1884 г.,
но только через четыре десятилетия
стало ясно, что в данном случае
мы имеем дело с образованием,
расположенным за пределами Млеч-
ного Пути.
Галактика Барнарда по своему
строению и природе сходна с
Магеллановыми Облаками, но усту-
пает им по размерам в несколько
раз. Многие из ее звезд погружены
в обширные газовые туманности.
Среди наших карликовых сосе-
дей упомянем еще галактику, обо-
значенную в одном из каталогов
символом IC 1613. Она находится
128
ЗРИТЕЛЬНЫЕ ТРУБЫ
ГАЛИЛЕЯ.
АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ
ОТ
ГАЛИЛЕЯ ДО НАШИХ ДНЕЙ
ТЕЛЕСКОП С ВОЗДУШНОЙ ТРУБОЙ
(РИСУНОК СО СТАРИННОЙ ГРА-
ВЮРЫ).
РЕФЛЕКТОР ГЕРШЕЛЯ.
СТОДЮЙМОВЫЙ РЕФЛЕКТОР ОБСЕРВА-
ТОРИИ МАУНТ-ВИЛСОН.
ПЯТИМЕТРОВЫЙ РЕФЛЕКТОР ОБСЕРВА-
ТОРИИ МАУНТ-ПАЛОМАР.
ТРИДЦАТИШЕСТИДЮЙМОВЫЙ РЕФРАКТОР
ЛИКСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ.
СОРОКАДЮЙМОВЫЙ РЕФРАКТОР
ЙЕРКССКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ.
КРУПНЕЙШИЙ В МИРЕ
ШЕСТИМЕТРОВЫЙ
РЕФЛЕКТОР
СПЕЦИАЛЬНОЙ АСТ-
РОФИЗИЧЕСКОЙ ОБ-
СЕРВАТОРИИ АН СССР.
СТОДЮЙМОВЫЙ РЕФЛЕКТОР ОБСЕРВА-
ТОРИИ МАУНТ-ВИЛСОН.
ПЯТИМЕТРОВЫЙ РЕФЛЕКТОР ОБСЕРВА-
ТОРИИ МАУНТ-ПАЛОМАР.
ТРИДЦАТИШЕСТИДЮЙМОВЫЙ РЕФРАКТОР
ЛИКСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ.
СОРОКАДЮЙМОВЫЙ РЕФРАКТОР
ЙЕРКССКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ.
КРУПНЕЙШИЙ В МИРЕ
ШЕСТИМЕТРОВЫЙ
РЕФЛЕКТОР
СПЕЦИАЛЬНОЙ АСТ-
РОФИЗИЧЕСКОЙ ОБ-
СЕРВАТОРИИ АН СССР.
от нас дальше туманности Андро-
меды на 80 000 св. лет, но по своей
природе вполне сходна с соседними
карликовыми галактиками. Всего
около 2,5 млн. солнц составляют
эту звездную систему, что выглядит
очень скромно рядом с многочислен-
ным звездным населением Млечного
Пути.
К Местной системе относится
также и туманность из созвездия
Треугольника. По своим размерам
туманность Треугольника занимает
промежуточное положение между
гигантскими и карликовыми галак-
тиками. Это самостоятельная галак-
тика, с прекрасно развитыми звезд-
ными спиралевидными ветвями,
выходящими из небольшого ядра.
Газовые туманности, принадлежа-
щие галактике из созвездия Тре-
угольника, по своим спектрам ничем
не отличаются от газовых туман-
ностей нашей Галактики. Короче
говоря, в созвездии Треугольника
мы видим как бы уменьшенную ко-
пию гигантских галактик типа ту-
манности Андромеды.
Местная система галактик зани-
мает огромный объем пространства
поперечником около 6 000 000 св.
лет. Из 34 членов этой системы два
(туманность Андромеды и наша
Галактика) принадлежат к гигант-
ским звездным системам, три (Ма-
геллановы Облака и туманность
Треугольника) являются системами
промежуточных размеров, а осталь-
ные — типичные галактики-карлики.
Трудно сказать, насколько ха-
рактерно такое сочетание звездных
систем для других областей Вселен-
ной. С больших расстояний кар-
ликовые галактики просто не видны.
Можно все же думать, что карли-
ковых галактик во Вселенной долж-
но быть не меньше, чем гигантских
звездных систем.
МИР ГАЛАКТИК
Еще в 50-х годах текущего века
американские астрономы закончили
составление подробного фотогра-
фического атласа неба. Он состав-
лен по многочисленным снимкам
отдельных участков неба, сделан-
ным на обсерватории Маунт-Па-
ломар с помощью 48-дюймовой
астрокамеры системы Шмидта.
Для астрономов новый атлас —
это страна сокровищ. Тысячи еще
никем не исследованных звездных
систем усеивают в виде сероватых
пятнышек негативные карты звезд-
ного фотоатласа. Его детальное
изучение началось сравнительно
недавно, около 30 лет назад. Но уже
первые результаты, полученные из-
вестным советским астрономом
Б. А. Воронцовым-Вельяминовым, в
корне изменили прежние представ-
ления о природе галактик.
Когда три с половиной века
назад А. Левенгук (1632—1723)
впервые взглянул в микроскоп на
каплю воды, его удивлению не было
границ. Глазам Левенгука открылся
неведомый мир микроорганизмов.
Как много их было в одной ма-
ленькой капле, какое удивительное
разнообразие наблюдалось в их
форме, размерах и строении! Бо-
гатство природы, никогда не повто-
ряющейся, способной к неограни-
ченно многообразным проявлениям,
поразило Левенгука.
Нечто подобное, по его собствен-
ным словам, испытал и Б. А. Во-
ронцов-Вельяминов, когда в силь-
ную лупу он начал рассматривать
5. Зак. 1611. Ф. Ю. Зигель
129
карты Паломарского атласа. Даже
какое-то внешне отдаленное сход-
ство, казалось, было между «зве-
рюшками», поразившими Левенгука,
и крошечными, крайне замыслова-
тыми по форме, серыми пятнышками
галактик.
Нелегко было разобраться в
необъятном небесном хозяйстве.
Воронцову-Вельяминову и его со-
трудникам пришлось в . течение
многих лет переснимать с увеличе-
нием изображения галактик, чтобы
затем, рассортировав их по внешним
формам и физическим характеристи-
кам, сделать какие-то определенные
выводы.
До этих исследований считалось,
что среди галактик в основном
встречаются два типа — спиральные
и эллиптические. Первые из них
схожи с известными нам галак-
тиками в созвездиях Андромеды и
Треугольника. Эллиптические галак-
тики похожи на светящиеся эллипсы
с различной степенью сжатия.
В океане Вселенной Б. А. Во-
ронцову-Вельяминову и его колле-
гам удалось «выловить» тысячи
необыкновенных галактик. В от-
дельных случаях они оказались так
же мало похожими на нашу звезд-
ную систему, как представители
таинственной глубоководной фауны
на хорошо знакомых нам обитателей
суши. Вот, например, две галактики,
соединенные, как шнуром, исполин-
ской светящейся перемычкой
(рис. 85). Тщательный анализ по-
казал, что она состоит из звезд,
образуя как бы своеобразный
«звездный коридор» между галак-
тиками. Длина этого необыкновен-
ного образования исключительно
велика — во всяком случае не менее
200 000 св. лет!
Нечто подобное наблюдается
(правда, в единственном экземпля-
Рис. 85. Галактики с перемычкой.
ре) в ближайших окрестностях
нашей Галактики. Мы имеем в виду
спиральную туманность из созвез-
дия Гончих Псов (рис. 86). На
конце одной из ее спиральных
ветвей виден какой-то странный
сгусток. До последнего времени
считалось, что это другая галактика
случайно проецируется на спираль-
ную ветвь туманности Гончих Псов.
Но когда Б. А. Воронцов-Вельями-
нов в глубинах Вселенной обнару-
жил еще 160 удивительных двойни-
ков туманности Гончих Псов, черес-
чур частое повторение случайностей
уже не могло считаться правдопо-
добным. На самом деле перед
нами экземпляры пар галактик, у
которых спиральная ветвь, состоя-
щая из звезд, одновременно вы-
полняет и роль перемычки. В ту-
манности Гончих Псов звездная
природа перемычки видна непо-
130
средственно. Есть поэтому все осно-
вания думать, что и другие «звезд-
ные коридоры» имеют аналогичную
природу.
Среди открытых в настоящее
время перемычек есть и такие,
которые имеют протяженность в
230 000 св. лет, что в два с лишним
раза превышает поперечник нашей
Галактики! Не следует забывать,
что мы видим это удивительное об-
разование в проекции на небосвод,
т. е. несколько сокращенным, и
потому реальная длина перемычки
(при толщине около 6 000 св. лет)
еще больше!
Трудно понять, какие силы обес-
печивают удивительную устойчи-
вость «звездных коридоров». Поче-
му звезды, их составляющие, не
Рис. 86. Галактика из созвездия Гончие
Псы.
Рис. 87. Галактики «мышки» (негатив).
разлетаются в разные стороны и
как они движутся, остается пока
загадкой.
Из некоторых галактик высовы-
ваются гигантские «усы»,, или
«антенны», делающие их ' очень
похожими на каких-то насекомых.
По-видимому, природа их такая же,
как и у «звездных коридоров».
Многие галактики обладают
своеобразными «хвостами». Формы
«хвостатых» галактик иногда весьма
причудливы. Две из них, изобра-
женные на рисунке 87, были назва-
ны Б. А. Воронцовым-Вельяминовым
«мышками». «Хвост» у правой
«мышки» весьма мощен — он имеет
в длину не менее 9 000 св. лет при
ширине не менее 800 св. лет!
Тесная связь «хвоста» с главным
телом галактики (одно постепенно
переходит в другое) заставляет
думать, что «хвосты» галактик,
как и перемычки, состоят в основ-
ном из звезд.
«Хвосты» и «перемычки» в ряде
случаев существуют рядом, т. е.,
иначе говоря, галактики могут одно-
временно обладать и «хвостом» и
«перемычкой», что придает им осо-
бенно причудливые очертания.
Разнообразие галактик порази-
5*
131
тельно! Некоторые из них похожи
на кольцо без центрального ядра.
Другие, дынеобразные, вращаются
вокруг длинной оси.
Когда мы разглядываем в вит-
рине кинотеатра отдельные кадры
незнакомого фильма, нам трудно,
конечно, восстановить по ним пол-
ностью весь сюжет. Но кое-что все
же становится понятным — и общая
тематика фильма, и взаимоотноше-
ния героев, и даже смысл отдель-
ных сцен.
Фотоснимки, в отличие от филь-
ма, лишены движений, они ста-
тичны. Однако иногда нетрудно раз-
гадать, как возникло и чем кончится
то, что изображено на фотографии.
Сознание помогает застывшему сде-
латься подвижным.
Нечто подобное происходит и
тогда, когда астрономы рассматри-
вают фотографии галактик. Мир
далеких звездных систем кажется
нам застывшим, неизменным. И не
только на фотоснимках, но и в
действительности. Причина заклю-
чается, конечно, только в невообра-
зимо огромной удаленности галак-
тик: чем дальше от нас находится
предмет, тем менее заметно его
движение. Поэтому за обманчивой
неподвижностью галактик астроно-
мы стремятся разглядеть следы
различных движений.
И это нам удается, хотя и с боль-
шим трудом. При кропотливом
изучении «фотопортретов» галактик
выясняется если и не их родослов-
ная, то по крайней мере взаимоот-
ношения друг с другом. А это
позволяет иногда сделать далеко
идущие выводы, имеющие большое
значение для всего естествознания.
Среди галактик, исследованных
Б. А. Воронцовым-Вельяминовым,
более 2 000 были отнесены им к
категории взаимодействующих. Как
застывшие кадры бурных сцен,
фотоснимки этих галактик указы-
вают на несомненные следы взаимо-
действия.
Если, следуя Б. А. Воронцову-
Вельяминову, строго сформулиро-
вать определение взаимодействую-
щих галактик, то к последним
относятся: а) галактики, взаимно
проникающие друг в друга и тем
самым имеющие следы взаимных
разрушений или нарушений обыч-
ной, типичной формы, и б) галак-
тики, погруженные в общее огром-
ное светящееся облако.
Расстояния между отдельными
галактиками в среднем на один
порядок выше их размеров (т. е.
превосходят поперечник галактик
в один или несколько десятков раз).
Это означает, что галактики отно-
сительно близки друг к другу, а
следовательно, какие-то взаимодей-
ствия между ними вполне воз-
можны.
Но тут-то и начинается непонят-
ное. Казалось бы, что галактики,
подобно планетам, должны притяги-
ваться друг к другу по закону
всемирного тяготения, т. е. силы
взаимного притяжения в основном
и должны обусловливать взаимо-
действие галактик. Но на самом
деле все оказалось гораздо сложнее.
Структуру галактик, зафиксирован-
ных на картах Паломарского атла-
са, никак нельзя объяснить только
силами ньютоновского тяготения.
Посмотрите снова на пару «мы-
шек» (рис. 87). Можно ли их
«хвосты» считать обычными при-
ливными горбами? Известно, что
приливные горбы образуются не
только на стороне, обращенной
к влияющему телу, но и на
диаметрально противоположной
стороне (вспомните картину земных
приливов, вызываемых Луной). Но
132
у «мышек» — совсем другое. При-
ливные выступы между галактиками
еле заметны, но зато «антиприливы»
на противоположных сторонах при-
няли форму громадных «хвостов».
Мощность «антиприливов» (в виде
«хвостов») наталкивает на мысль,
что между галактиками в некоторых
случаях, по-видимому, существуют
силы взаимного отталкивания, не-
сравненно более значительные, чем
обычное взаимное притяжение. Об
отталкивательных силах неизвест-
ной природы свидетельствует также
и тот факт, что «фасады» взаимо-
действующих спиральных галактик
разрушены частично или полностью,
тогда как их «тыловые» части
сохраняют почти неизменной свою
спиральную структуру.
Галактики не имеют определен-
ных, резких границ. Поэтому их
реальные размеры значительно
больше наблюдаемых. Учитывая
это, надо сделать вывод, что очень
многие взаимодействующие галак-
тики одновременно являются и
взаимопроникающими. И наряду
с этим известен ряд заведомо близ-
ких галактик, .даже иногда про-
никающих друг в друга и в то же
время не обнаруживающих никаких
следов взаимодействия. Чем вызва-
ны все эти странности в поведении
галактик, пока неизвестно.
Несомненно лишь одно — как в
свое время физики, проникнув в
микромир, обнаружили там неиз-
вестные ранее ядерные силы, так и
сейчас астрономы в сложной и, к
сожалению, статичной картине взаи-
модействия галактик усмотрели
проявления новых, пока еще
неведомых космических сил.
КВАЗАРЫ И АКТИВНЫЕ ГАЛАКТИКИ
Когда радиоастрономия делала
еще первые шаги, широкое рас-
пространение получил термин «ра-
диозвезды». Так называли некото-
рые «точечные» источники косми-
ческого радиоизлучения. Постепеннс
многие из них были отождествлены
с уже открытыми до того астроно-
мами туманностями и галактиками
Почти все, но все-таки не все
К 1963 г. загадочными остались
пять звездообразных объектов, по-
лучивших впоследствии наимено-
вание квазизвездных радиоисточни-
ков, или квазаров. В настоящее
время их известно несколько сотен.
Судя по мощности радиоизлу-
чения, квазары никак не могут быть
з.вездами в обычном, общепринятом
понимании этого слова. Пять объек-
тов, значащихся в звездных ката-
логах 1963 г. под условными
обозначениями ЗС48, ЗС147, ЗС196,
ЗС 273 и ЗС 286, должны быть
чем-то инымг.
Чтобы установить природу
странных небесных тел, сфотографи-
ровали их спектр. И увидели совсем
неожиданное! Спектры были совер-
шенно незнакомыми. У большинства
квазаров они не содержали не
только хорошо известных и харак-
терных для обычных звезд линий
водорода, в них вообще с первого
взгляда нельзя было обнаружить
ни одной линии даже какого-либо
другого химического элемента.
Наконец в спектре объекта
3C273 (рис. 88) удалось найти
несколько знакомых линий. Но они
1 ЗС — сокращенное обозначение треть-
его Кембриджского каталога космических
радиоисточников.
133
Рис. 88. Квазар ЗС 273 (негатив).
оказались не на своем обычном
месте, в желто-зеленой и фиолето-
вой частях спектра, а в другом его
конце, в областях желтых и красных
лучей. Иначе говоря, в спектре
объекта ЗС 273 красное смещение
достигает небывалой величины.
Какой же вывод следует из этого?
Смещение линий к красному
концу спектра может быть призна-
ком удаления источника от наблю-
дателя. Чем быстрее удаляется
источник света, тем больше красное
смещение в его спектре.
Характерно, что в спектре прак-
тически всех галактик (а для
далеких галактик это правило не
имеет ни одного исключения) линии
в спектре всегда смещены к его
красному концу. Замечательно, что
чем дальше от нас находится
галактика, тем больше для нее
красное смещение. Грубо говоря,
красное смещение пропорционально
расстоянию до галактики. Именно
в этом выражается закон красного
смещения, объясняемый ныне как
результат стремительного расшире-
ния всей наблюдаемой совокупности
галактик.
У наиболее далеких из известных
до сих пор галактик красное сме-
щение весьма велико. Соответ-
ствующие ему скорости удаления
измеряются десятками тысяч кило-
метров в секунду. Но у объекта
ЗС48 красное смещение превзошло
все рекорды. Получилось, что он
уносится от Земли со скоростью
только примерно вдвое меньше
скорости света!
Если считать (а другой вариант
исключен), что этот объект под-
чиняется общему закону красного
смещения, легко вычислить, что
расстояние от Земли до ЗС48 равно
3,78 млрд. св. лет!
Чтобы облететь по экватору
земной шар, лучу света нужно
затратить чуть больше ’/в с. За
87з мин луч света долетит до
Солнца, за 4 года — до ближайшей
из звезд. А здесь почти 4 млрд, лет
непрерывного сверхстремительного
полета — время, сравнимое с про-
должительностью жизни всей нашей
планеты!
Но и этот «рекорд» продержался
недолго. Для объекта ЗС 196 рас-
стояние, также найденное по крас-
ному смещению, получилось равным
12 млрд. св. лет! Мы уловили
луч света, который был послан к
нам еще тогда, когда ни Земли, ни
Солнца не существовало! Объект
ЗС 196 очень . быстрый — его ско-
рость удаления по лучу зрения
достигает двухсот тысяч километров
в секунду.
Казалось бы, объекты, столь
далекие от Земли, должны быть
доступными лишь наблюдателю,
вооруженному самыми мощными
современными телескопами. В дей-
ствительности все пять объектов
сравнительно ярки. Например,
3C273 можно найти в созвездии
Волосы Вероники как звездочку
12,6 звездной величины. Такие звез-
ды доступны даже любительским
телескопам.
134
Какими же чудовищными по
мощности излучения должны быть
эти источники света, если с рас-
стояния в миллиарды световых лет
они кажутся такими яркими! Не-
трудно подсчитать, что мощность
излучения света загадочных объек-
тов в сотни, а иногда и тысячи раз
больше мощности излучения самых
крупных из известных галактик.
Может быть, это все-таки обыч-
ные галактики, только очень мас-
сивные и крупные?* Можно было бы,
пожалуй, принять такое объяснение,
если бы московские астрономы
А. С. Шаров и Ю. Н. Ефремов
совершенно неожиданно не открыли
новые факты. Они решили выяснить,
как вели себя в прошлом «странные
звезды».
Шаров и Ефремов внимательно
просмотрели 73 негатива, на кото-
рых е 1896 по 1963 г. был запе-
чатлен объект 3C273. Пластинки
далеко не всегда были хорошего
качества. А главное, оценивать
звездную величину объекта при-
ходилось «на глаз». Поэтому, при-
шлось провести контрольные иссле-
дования по пластинкам из другой
«стеклянной» библиотеки. Конечные
результаты получились сходными.
И вывод, к которому пришли
советские ученые, можно считать
вполне достоверным. А он пора-
зителен. Оказалось, что 3C273
менял свою яркость! И не чуть-
чуть, а очень заметно — от 12,0 до
12,7 звездной величины, т. е. почти
в два раза. Бывали случаи (на-
пример, в период с 1927 по 1929 г.),
когда за непродолжительное время
поток излучения от 3C273 возрастал
в 3—4 раза!
Объяснить эти наблюдения
ошибками исследователей невоз-
можно: было подсчитано, что ошиб-
ки не могли превышать 0,1 звездной
величины. Иногда за несколько
суток, т. е. за десятки часов, объект
менялся на 0,2—0,3 звездной ве-
личины. И при этом внешне, опти-
чески, не происходило никаких
других существенных изменений —
«странная звезда» неизменно каза-
лась звездой, хотя и переменной.
Подобное явление позже было
обнаружено и у объекта ЗС48,
причем амплитуда колебаний полу-
чилась даже несколько большей —
0,4 звездной величины. И самое
удивительное — ЗС48 иногда замет-
но изменялся от ночи к ночи, т. е.
за два-три десятка часов! Совсем
недавно появилось сообщение о
квазаре, характерное время пере-
менности которого всего 200 с!
Тут есть чему поражаться. Из-
вестны тысячи переменных звезд,
по разным причинам изменяющихся.
Но среди обычных галактик не было
зарегистрировано ни одной пере-
менной. Хотя многие из них содер-
жат тысячи и миллионы переменных
звезд, колебания их светимости
происходят вразнобой и столь несу-
щественны для галактики в целом,
что общее излучение галактик
всегда остается практически неиз-
менным. Ни один оптический ин-
струмент мира не может уловить
хотя бы малейшие колебания све-
тимости какой-нибудь из галактик.
Остаются три возможности. Пер-
вая из них нелепа: звезды галактики
изменяются сразу и одинаково, как
по команде, в одном ритме. С фи-
зической стороны такое объяснение
настолько абсурдно, так противо-
речит всем нашим знаниям о
космосе, что не заслуживает серьез-
ного рассмотрения. Вторая возмож-
ность— странные объекты, сходные
с галактиками по характеру крас-
ного смещения, имеют физическую
природу, совершенно отличную от
135
галактик. Однако большинство
астрономов предполагают, что
квазары — активные ядра сверхда-
леких галактик.
Бесспорно, что квазары — это
не протяженные, разбросанные на
десятки тысяч световых лет звезд-
ные системы, а какие-то весьма
компактные тела небольших срав-
нительно размеров и колоссальной
массы (миллиарды солнечных масс).
Так, размеры квазара, изменяюще-
гося за 200 с, вдвое меньше радиуса
земной орбиты!
Относительно малые размеры
могут объяснить быстроту колеба-
ний светимости всего объекта в
целом, а огромная масса — един-
ственно возможная (по современ-
ным представлениям) причина
исключительной яркости, или, точ-
нее, светимости небесного тела.
Чем массивнее звезда, тем ярче
она светит. Эта закономерность
следует как из наблюдений, так и
из теоретических соображений.
Не только по массе, но и по
мощности излучения квазары резко
отличаются от всех известных не-
бесных тел. Даже сверхновые
звезды «бледнеют» в сравнении с
ними. Сверхновые звезды излучают
света в несколько миллиардов раз
больше, чем Солнце только в момент
своего мощного взрыва. Рядовой
же квазар всегда в десятки тысяч
раз излучает больше.
По современным оценкам воз-
расты квазаров измеряются мил-
лиардами лет. За это время каждый
квазар излучает энергию порядка
1056 Дж. Нам неизвестны процессы,
которые могли бы служить причиной
такого энерговыделения. Если пред-
положить, что перед нами сверх-
звезда, в которой «сгорает» водо-
род, то ее масса должна в миллиард
раз превышать массу Солнца. Меж-
ду тем современная теоретическая
астрофизика доказывает, что при
массе, более чем в 100 раз пре-
вышающей солнечную, звезда
неизбежно теряет устойчивость и
распадается на ряд фрагментов.
Из известных ныне квазаров,
общее число которых, как пока-
зывают расчеты, около 10 000, са-
мый близкий удален на
260 000 000 св. лет, самый дале-
кий— на 15 млрд. св. лет. Квазары,
пожалуй, наиболее старые из объек-
тов, наблюдаемых нами, так как с
расстояния в миллиарды световых
лет обычные галактики не видны
ни в один телескоп. Однако это
«живое прошлое» пока что совер-
шенно непонятно нам. Природа
квазаров до сих пор остается неиз-
вестной.
Наряду с квазарами вызывают
удивление астрономов и активные
галактики, несущие в себе следы
необычайно энергичных и загадоч-
ных пока процессов.
Еще в 1943 г. американский
астроном К- Сейферт открыл 12
галактик, внутри которых происхо-
дят бурные беспорядочные движе-
ния газовых масс со скоростями до
нескольких тысяч километров в
секунду. Сегодня известны сотни
подобных «сейфертовских» звездных
систем. Некоторые из них мощно
излучают радиоволны, инфракрас-
ные и рентгеновские лучи.
В 1963 г. известный армянский
астроном Б. Е. Маркарян открыл
галактики, активно излучающие в
ультрафиолетовом диапазоне. Более
тысячи «галактик Маркаряна» де-
монстрируют, что активные взрыв-
ные процессы широко распростране-
ны в мире звездных систем. Извес-
тен ряд галактик с видимыми в
телескоп выбросами, причем энер-
говыделение таких галактик порой
136
доходит до 1053 Дж. Есть ряд
фактов, доказывающих, что наи-
более активной областью галактик
являются их ядра. Мы далеки пока
от понимания причин этих явлений.
Одно несомненно — космос полон
энергии, и ее мощные следы видны
буквально повсюду.
У ГРАНИЦ ИЗУЧЕННОГО МИРА
Тенденция к объединению, к
скучиванию характерна не только
для звезд. Она проявляется и в мире
галактик. Существуют двойные,
тройные и вообще кратные галак-
тики. К их числу принадлежит и
Млечный Путь, точнее, наша Мест-
ная звездная система. Так что ско-
рее не кратные, а одиночные галак-
тики — крайне редкое исключение.
От кратных галактик наблюда-
ется переход к гораздо более
многочисленным объединениям га-
лактик— их скоплениям (рис. 89).
Наряду с бедными скоплениями,
состоящими всего из нескольких
десятков галактик, есть и такие,
в которых объединены десятки
тысяч звездных систем.' Короче
говоря, распределение галактик в
пространстве далеко от равномер-
ного. Имеются «пустоты», где га-
лактики почти отсутствуют. Размеры
таких пустот нередко измеряются
десятками миллионов световых лет.
И наоборот, есть сравнительно
плотные облака галактик, содер-
жащие десятки тысяч членов. Из-
вестен участок неба, где на площади
36 квадратных градусов сосредото-
чено ИЗ облаков галактик, в
которых различимо более 120 000
отдельных звездных систем. Не-
которые из облаков галактик имеют
плотность более 200 тыс. галактик
на один квадратный градус. Не
забудьте, что речь идет о галакти-
ках, каждая из которых, в свою
очередь, состоит из миллионов и
даже миллиардов отдельных звезд!
Факт неравномерного распреде-
ления галактик и их скоплений
требует объяснения.
В мире галактик все несравненно
грандиознее, чем в мире звезд.
В частности, и сроки, в течение
которых звездная система может
считаться молодой, исчисляются
уже не миллионами, а миллиардами
лет. Но такие молодые галактики
существуют. Это группы из не-
скольких галактик, обращающихся
вокруг общего центра тяжести.
Возмущающее воздействие, притя-
жение всех остальных галактик
Рис. 89. Скопление галактик.
137
таково, что подобные группы могут
совершить не более нескольких об-
ращений, после чего группа распа-
дается, «растворяясь» в общей массе
галактик. Если мы такую группу
наблюдаем, значит, она возникла
не ранее чем несколько миллиардов
лет назад. Такие расширяющиеся,
неустойчивые группы галактик от-
крыты. Например, группа из пяти
галактик, известная в астрономии
под названием «квинтет Стефана».
Четыре из них удаляются от Земли
со скоростью 6 695 км/с. А пятый
член системы отстает от других —
скорость его удаления от земного
наблюдателя составляет всего
1 073 км/с. Но ведь это означает, что
пятая галактика «квинтета Стефана»
удаляется от остальных со ско-
ростью, большей 5 000 км/с. Такое
стремительное расширение «квин-
тета Стефана» без преувеличения
можно назвать взрывоподобным.
Американский астроном Цвикки
исследовал группу из трех галактик,
в которой одна звездная система
удаляется от двух остальных со
скоростью около 7 000 км/с!
Известны и другие подобные при-
меры расширяющихся, или, скорее,
взрывающихся групп галактик.
В настоящее время известны фак-
ты, которые можно истолковать
как непосредственное проявление
энергии галактик. Перед вами фото-
графия странной галактики из со-
звездия Девы, обозначаемой в ката-
логах номером NGC4486 (рис. 90).
Вы ясно видите загадочный «вы-
брос»: неправильной формы струю,
на которую как бы нанизано не-
сколько сгущений. Сгущения имеют
интенсивный голубой цвет. По-
видимому, излучение этих странных
образований порождается многочис-
ленными сверхбыстрыми (или, как их
называют, релятивистскими), уско-
Рис. 90. Галактика из созвездия Девы.
ренно движущимися электронами.
Форма «выброса» и другие его
особенности заставляют думать, что
слово «выброс» можно употреблять
тут и без кавычек. Перед нами
действительно колоссальная струя,
выброшенная из ядра галактики
NGC 4486. Если бы это ядро состояло
только из звезд и туманностей, такой
выброс был бы просто необъясним,
тем более что сгущения на струе
по массе приближаются к массам
небольших галактик.
По мнению академика В. А. Ам-
барцумяна, именно здесь, в этой да-
лекой системе, «дозвездное вещест-
во» совершенно недвусмысленно за-
явило о своем существовании. Скон-
центрированное в ядре галактики,
оно при своих превращениях изверг-
ло огромные массы вещества и мощ-
нейшие потоки релятивистских элек-
тронов.
Подобная картина наблюдается и
в галактике NGC3561, где струя,
исходящая из ядра, содержит голу-
бой сгусток, по массе также прибли-
жающийся к небольшим галактикам.
138
Если предположение В. А. Амбар-
цумяна верно, то тогда в центре
некоторых галактик должны нахо-
диться объекты, состоящие из «до-
звездного вещества»,—остатки той
материи, из которой сформировалась
и сама галактика и, быть может, ее
ближайшие соседи.
В самом центре туманности
Андромеды, ближайшей к нашей
Галактике звездной Системы, недав-
но найден странный объект — «ма-
ленькое» шаровидное ядро, с попе-
речником всего около 16 св. лет, т. е.
во много тысяч раз меньше попереч-
ника самой галактики. Его назвали
керном. Судя по всему, этот объект не
случайно занимает центральное
место в туманности Андромеды.
Вероятно, его роль соответствует
этому месту и он должен обладать
очень большой массой. Правда,
общее излучение этого странного
объекта сравнительно мало и явно
не соответствует его массе.
Замечательно, что в нашей Га-
лактике недавно открыта такая же
загадочная «сердцевина», как и в
соседней звездной системе. Весь-
ма возможно, что объекты этого
рода — вовсе не редкое исключе-
ние, а принадлежность многих га-
лактик.
Можно считать, пожалуй, бес-
спорным, что центральные области
галактик — это арены действия
каких-то мощных неизвестных сил.
Давно подмечено, что яркие га-
лактики образуют на небе полосу,
напоминающую Млечный Путь. Это
образование даже так и назвали —
«Млечный Путь галактик». Извест-
ный французский астроном Ж- Во-
кулер считает, что этот «Млечный
Путь» — главная часть колоссальной
Сверхгалактики, в которой роль
звезд играют обычные звездные си-
стемы. Сверхгалактика похожа на
сплюснутую линзу диаметром около
100 млн. св. лет. Ее центр, видимый
в направлении созвездия Девы,
отстоит от Местной системы на
30 млн. св. лет, причем наша Галак-
тика завершает облет центра Сверх-
галактики за 100 млрд. лет. Общая
масса Сверхсистемы в 1015 раз
больше массы Солнца, т. е. она
включает в себя тысячи триллионов
звезд. Заметим, что эта гипотеза
Вокулера остается пока предметом
дискуссий.
Гораздо правдоподобнее другое.
Прямые наблюдения и лабораторное
моделирование приводят к выводу,
что крупномасштабная структура
Вселенной имеет ячеистый характер,
несколько напоминающий пену. Ока-
зывается, галактики и их скопления
образуют «слои», перемежающиеся
огромными пустотами с поперечни-
ком в десятки миллионов световых
лет. В этих пустых ячейках действи-
тельно не видно какого-нибудь
вещества, а относительно тонкие
стенки ячеек состоят из скоплений
галактик. Эта клочковатая структура
Вселенной не является устойчивой.
Перед нами какой-то этап в развитии
мироздания, смысл которого еще
предстоит понять.
ВЫВОДЫ
Изучение звездных систем, оче-
видно немыслимое в древности, могло
начаться на достаточно высоком
уровне развития телескопической
техники. Начало было положено в
XVIII и XIX вв. громадными реф-
лекторами Гершелей и Росса. На
протяжении этих веков осмыслива-
139
лось положение Земли в звездном
мире. Окончательно открытие Галак-
тики с ее реальными параметрами
состоялось лишь к началу 20-х годов
текущего века. С этих же лет начи-
нается и бурный рост внегалак-
тической астрономии, чему спо-
собствовали процесс в телескопо-
строении и рождение радиоастро-
номии.
Ныне наблюдаемая часть Вселен-
ной предстает как совокупность
материальных систем, начиная от
кратных звезд и звездных скоплений
и кончая облаками из сотен тысяч
галактик.
Главная задача современной
звездной астрономии состоит в вы-
яснении деталей строения Метага-
лактики, т. е. всего доступного на-
шему изучению звездного мира. От-
крытие квазаров и уменьшение их
численности по мере дальнейшего
проникновения в глубины Вселенной,
возможно, показывает, что «грани-
цы» Метагалактики близки к наблю-
дению самых старых объектов ми-
роздания.
То, что уже известно о мире га-
лактик, показывает громадное мно-
гообразие звездных систем. Этот
факт еще и еще раз убеждает нас
в неисчерпаемости окружающего
нас материального мира.
В ПОИСКАХ РОДОСЛОВНОЙ
Все, что мы знаем, это только маленькая частица того, что
остается неизвестным.
П. Лаплас
ОТКУДА ВЗЯЛАСЬ ЗЕМЛЯ?
Человеку свойственно интересо-
ваться происхождением вещей,
их прошлым. С древнейших времен
до нас дошли полуфантастические
и просто фантастические версии о
возникновении Мира. Это были
умозрительные идеи, не подкреплен-
ные какими-либо фактическими дан-
ными. Только к XVIII в. естество-
знание достигло такого уровня,
при котором стала возможной науч-
ная космогония — раздел астроно-
мии, изучающий происхождение и
эволюцию космических тел.
Идея развития природы была
четко выражена великим русским
ученым Михаилом Васильевичем
Ломоносовым (1711 —1765) в его со-
чинении «О слоях земных». Еще за
сто лет до этого французский фи-
лософ Рене Декарт (1596—1650)
высказал идею о происхождении
небесных тел из первичного хаоса,
который он мыслил как совокупность
некоторых «вихрей». Однако после
открытия Ньютоном закона всемир-
ного тяготения физическое обоснова-
ние «вихрей» потеряло основание.
Мысли же М. В. Ломоносова осно-
вывались на фактах исторической
геологии.
С тех пор и до наших дней сохра-
нилось несколько десятков гипотез,
пытающихся объяснить происхожде-
ние Земли и планет. Из них кратко
охарактеризуем лишь самые глав-
ные.
В 1748 г. французский естество-
испытатель Жорж Бюффон (1?07—
1788) в многотомном труде «Естест-
141
венная исто'рия» предположил, что
планетная система родилась в ре-
зультате катастрофического столкно-
вения кометы с Солнцем. В то время
кометы считали весьма массивными
телами, и поэтому удар кометы о
Солнце мог, по мнению Бюффона,
«разбрызгать» солнечное вещество и
из этих «брызг» затем возникли
планеты. Произошло это, как по-
лагал Бюффон, всего лишь десятки
тысяч лет назад, что, впрочем, рас-
ходилось с библейской хронологией
и навлекло на Бюффона преследо-
вание со стороны католической
церкви.
С современной точки зрения гипо-
теза Бюффона, разумеется, наивна,
но она положила начало ряду «ката-
строфических» гипотез, в которых
рождение планетной системы припи-
сывается какой-нибудь катастрофе.
Иная мысль была высказана зна-
менитым немецким философом
Иммануилом Кантом (1724—1804).
В 1755 г. увидела свет его книга
«Всеобщая естественная история
и теория неба», где Кант старается
объяснить возникновение небесных
тел на основе закона тяготения. По
его мнению, Солнечная система воз-
никла из огромного облака твердой
пыли, частицы которой взаимно
притягивали друг друга. В подобном
облаке, по Канту, рано или поздно
должны были возникнуть сгущения,
самое большое из которых стало
Солнцем, а остальные — планетами.
Кант не подкрепил свою гипотезу
какими-нибудь расчетами, но основ-
ная его идея — конденсация планет
из холодного распыленного ве-
щества — оказалась весьма плодо-
творной.
Спустя четыре десятилетия, в
1796 г., французский математик и
механик Пьер Лаплас (1749—1827),
ничего не знавший о космогони-
ческих работах Канта, предложил
иную гипотезу. По мнению Лапла-
са, Солнечная система образовалась
из раскаленной вращающейся газо-
вой туманности. Туманность осты-
вала, сжималась, и при сжатии ско-
рость ее вращения увеличивалась.
На каком-то этапе от экватора ту-
манности стали отделяться газовые
кольца, которые потом сгустились
в планеты. Центральный же газовый
сгусток постепенно превратился в
современное Солнце.
На протяжении почти полутора
веков гипотезы Канта и Лапласа
пользовались большим успехом. Их
даже порой ошибочно смешивали
и говорили о легендарной гипотезе
Канта — Лапласа.
Одно время (30-е годы текущего
века) полагали, что планетная
система образовалась «по Джинсу».
Этот известный английский астроном
предположил, что когда-то вблизи
Солнца пролетала другая звезда.
Своим тяготением она вырвала из
Солнца исполинскую газовую струю,
которая потом сгустилась в планеты.
Но в 1943 г. известный советский
астроном Н. Н. Парийский доказал,
что таким путем возникнуть планеты
не могли.
Удивляться смене гипотез нет
оснований. Ф. Энгельс полагал, что
гипотеза является формой развития
естествознания. В конце концов
постепенное усовершенствование ги-
потез неизбежно приводит к уста-
новлению закона. Большим шагом
на пути к научной истине стала
гипотеза, высказанная в 1944 г. зна-
менитым полярным исследователем,
академиком Отто Юльевичем Шмид-
том (1891 — 1956).
По гипотезе Шмидта, наше
Солнце много миллиардов лет назад
было окружено колоссальным «про-
топланетным» облаком, состоящим
142
не только из холодной пыли, как у
Канта, но и из частичек замерзших
газов. Составляющие облако части-
цы вещества обращались вокруг
Солнца. Их было много, они часто
сталкивались, и при столкновении
некоторая доля их энергии излуча-
лась безвозвратно. В конце концов,
теряя энергию и испытывая взаим-
ное тяготение, частицы, падая друг
на друга, как бы «слипались»,
образуя постепенно растущие сгу-
щения— зародыши будущих планет.
При этом «протопланетное» облако
постепенно сплющивалось, а конден-
сирующиеся «протопланеты» приоб-
ретали все более и более круговые
орбиты. Последний процесс был
вызван тем, что при «слипании»
частиц «протопланетного» облака
элементы их орбит (величины, харак-
теризующие форму, размеры орбит
и их положение в пространстве)
осреднялись, поэтому чем крупнее
получалась планета, тем больше ее
орбита походила на окружность.
Прошло очень много времени, преж-
де чем «протопланетное» облако
«сгустилось» в современные пла-
неты (рис 91).
Таким образом, по гипотезе
Шмидта, наша Земля и другие пла-
неты сконденсировались из множест-
ва твердых холодных частиц и, следо-
вательно, никогда не были целиком в
огненно-жидком, раскаленном со-
стоянии.
Дальнейшая эволюция Земли вы-
разилась в перемещениях масс ве-
щества, составляющих нашу плане-
ту. Тяжелые породы опускались к
центру Земли, выдавливая на ее
поверхность более легкие. Этот про-
цесс перераспределения вещества
происходит и сейчас, выражаясь
в грозном явлении землетрясений.
В поверхностных слоях Земли,
где скопились радиоактивные ве-
Рис. 91. Образование планет по гипотезе
О. Ю. Шмидта.
щества, выделялась и выделяется
(при радиоактивном распаде) зна-
чительная энергия. В недрах Земли
образуются очаги расплавленного
вещества, откуда через жерла вул-
канов на земную поверхность из-
вергается лава.
Гипотеза Шмидта объясняет
основные закономерности Солнечной
системы: формы, размеры и распо-
ложение планетных орбит, распреде-
ление планет в пространстве в связи
с их массой и многое другое.
В частности, она сумела объяснить
разделение планет на две группы:
планеты земного типа и планеты-
гиганты. Первые образовались из
близких к Солнцу частей «протопла-
143
нетного» облака. В этом случае под
действием солнечного тепла частички
льдов (воды, метана, аммиака),
входящих в состав облака, испа-
рились (точнее, сублимировались),
и планеты получились небольшие,
состоящие в основном из туго-
плавких элементов. Вдалеке от Солн-
ца условия благоприятствовали фор-
мированию огромных планет, состоя-
щих в основном из легких элементов.
О. Ю. Шмидту удалось теорети-
чески объяснить закон планетных
расстояний, т. е. связь радиуса ор-
биты планеты с ее номером (в по-
рядке удаления от Солнца). По
мнению О. Ю. Шмидта, «протопла-
нетное» газово-пылевое облако было
захвачено Солнцем при его движе-
нии вокруг центра нашей звездной
системы. Хотя на частном примере
О. Ю. Шмидт показал принципиаль-
ную возможность захвата, сама идея
о захвате «протопланетного» облака
теоретически была плохо обоснована,
и эта часть гипотезы Шмидта ока-
залась самой слабой.
В рамках гипотезы Шмидта плохо
разработан вопрос о происхождении
спутников планет, например Луны,
которая обладает относительно боль-
шой массой и вместе с Землей об-
разует двойную планету. Остались
необъясненными обратное вращение
Венеры, положение оси вращения
Урана и ряд других деталей, пусть
второстепенных, но требующих все-
таки объяснения.
Более существенно то, что оста-
лась непонятной главная особен-
ность Солнечной системы — «неесте-
ственное» распределение момента
количества движения между Солн-
цем и планетами. Солнце вращается
вокруг оси очень медленно, и потому
из общего «запаса движения»
(т. е. момента количества движения)
Солнечной системы на его долю при-
ходится лишь 2%. Откуда у планет
остальные 98% «запаса движе-
ния» — не ясно.
Для расслоения Земли на тяже-
лое ядро и более легкие внешние
оболочки требуется, чтобы вязкость
первичного ее вещества (а значит,
и ее температура) была значитель-
ной. Расчеты показывают, что од-
на радиоактивность такого разо-
грева дать не может. Последо-
ватели О. Ю. Шмидта (в частности,
В. С. Сафронов) полагают, что на
первичную Землю падали тела асте-
роидных размеров (до 1 000 км в
поперечнике) и их удары разогрели
внешние слои первичной Земли до
1 500 °C.
В гипотезе Шмидта Солнцу отво-
дилась в основном чисто механи-
ческая роль — динамического центра
Солнечной системы. Между тем в
настоящее время почти все космо-
гонисты пришли к выводу, что про-
исхождение Земли и планет следует
рассматривать в тесной связи с
происхождением Солнца. Хотя до
сих пор законченной теории проис-
хождения планет не существует, ход
событий представляют себе примерно
так.
Межзвездное вещество из моле-
кул газа и пыли постепенно уплот-
нялось, сжималось и в конце концов
распалось на ряд сгустков, централь-
ный и самый крупный из которых
положил начало будущему Солнцу.
Когда масса центрального сгустка
достигла десятой доли массы совре-
менного Солнца, сгусток стал не
прозрачным. Дальнейшее его сжатие
и разогрев привели к образованию
Протосолнца, причем это произошло
очень быстро, не более чем за 100 лет.
Протосолнце росло, захватывая
межзвездное вещество. Примерно
через 100 000 лет его масса стала
такой же, как у современного
144
Солнца, но радиус был в 100 раз
больше. Приток межзвездного ве-
щества прекратился, а вокруг ново-
рожденного Солнца уже существо-
вала газово-пылевая протопланетная
туманность в форме диска. Во внеш-
ней ее части постепенно сгущались
планеты. Газ в туманности был иони-
зирован, и вращающееся Прото-
солнце своим магнитным полем
быстро закрутило и эти ионы — отсю-
да большой «запас движения» (мо-
мент количества движения) планет.
Сгущение планет происходило
геологически быстро — Земля «до-
росла» до современных размеров
примерно за 100 млн. лет. Отдельные
сгустки (планетозимали) не до-
стигли размеров крупных планет и,
падая на планеты, образовывали там
кратеры. При столкновении же меж-
ду собой планетозимали раскалыва-
лись, порождая при этом другие
малые тела.
В нарисованной картине остается
много неясного. Но это и понятно —
трудно достоверно узнать, что проис-
ходило миллиарды лет назад.
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
Казалось бы, узнать, как рожда-
ются, живут и умирают звезды,
гораздо труднее, чем выяснить эво-
люцию Земли. Но это не так. Дело
в том, что мы пока знаем единствен-
ную планетную систему. Ее не с чем
сравнивать, а потому не известно,
как выглядят планетные системы
на различных этапах своего раз-
вития. Другое дело — звезды. Их так
много и они так разнообразны, что,
по-видимому, в наблюдаемом нами
множестве звезд наверняка есть звез-
ды разного возраста.
Первые шаги звездной космого-
нии стали возможными лишь тогда,
когда развилась теория строения
звезд и источников их энергии.
До этого всякие предположения ,об
эволюции звезд не имели под собой
научной опоры. Произошло все это
лишь в XX в.
В первой половине текущего века
большое распространение получила
эволюционная схема, использующая
диаграмму Герцшпрунга — Рессела
(см. рис. 64). Соблазнительно было
считать, что, родившись в виде крас-
ного гиганта из газово-пылевой ту-
манности, звезда продолжает сжи-
маться, разогреваться и, наконец, в
расцвете своей жизни, превращаться
в бело-голубого гиганта. Дальнейшее
сжатие уже неспособно компенси-
ровать расходы энергии при охлаж-
дении, и звезда, сжимаясь, посте-
пенно превращается в красного
карлика, а затем и вовсе погасает.
Эта простая, естественная, каза-
лось бы, схема стала трещать по
швам еще в предвоенные годы, после
того как американский физик-теоре-
тик Ганс Бете в 1937 г. разработал
цикл термоядерных реакций, которы-
ми объяснял источники энергии
звезд. Дальнейшие работы в этом
направлении широко развернулись
уже в послевоенные годы, и сегодня
в самых общих чертах жизнь звезд
большинство астрономов представ-
ляют такой.
Звезда рождается при сгущении
газово-пылевой материи (и здесь
идея Канта остается господствую-
щей). Чтобы гравитационное сжатие
туманности стало возможным, в на-
чале процесса она должна иметь
достаточно высокую плотность. Тому
могла способствовать ударная волна
при взрыве сверхновой звезды. Она
145
«обжала» рядом находящееся га-
зово-пылевое облако до такой плот-
ности, что некоторые из сгустков
начали быстро сжиматься, превра-
щаясь в протозвезды. На диаграмме
Герцшпрунга — Рессела такие обра-
зования располагаются справа от
главной последовательности.
По мере дальнейшего сжатия и
разогрева звезда перемещается по
диаграмме сначала вниз, потом вле-
во, почти параллельно оси абсцисс.
Когда температура в недрах звезды
достигает нескольких миллионов1
кельвинов, начинаются первые тер-
моядерные реакции. Сначала быстро
«выгорает» дейтерий (изотоп водоро-*
да), затем — литий, бериллий и бор.
Сжатие и разогрев недр звезды
продолжаются до тех пор, пока
не начнут действовать термоядер-
ные превращения водорода в гелий.
В таком состоянии звезда долгое
время пребывает на главной после-
довательности. Это наиболее устой-
чивый период ее жизни.
Время пребывания на главной
последовательности зависит от ско-
рости термоядерных реакций, а эта
скорость — от температуры звездных
недр. Для звезд типа Солнца такое
время измеряется миллиардами лет.
В конечном счете в недрах звезды
происходит постепенное «выгорание»
водорода, т. е. превращение его в
гелий.
Но вот наступает развязка. Весь
водород в центральной части ядра
звезды израсходован. «Выгорание»
водорода продолжается лишь на
внешней границе ядра. Само ядро
сжимается, его плотность и тем-
пература растут. Звезда сходит с
главной последовательности и пре-
вращается в красного гиганта. На-
ступает заключительная стадия жиз-
ни звезды.
Когда водородные термоядерные
реакции заканчиваются, начинаются
другие (с участием гелия и т. д.).
При этом в некоторых случаях
звезда теряет свою внешнюю обо-
лочку (либо путем спокойного от-
деления, как у планетарных туман-
ностей, либо путем взрыва, как у
сверхновых звезд). При массе звезды
не более 1—2 масс Солнца ядро
звезды может превратиться в белый
карлик. Постепенно остывая, звезда
рано или поздно гаснет и становится
«черным карликом», т. е. звездным
трупом. Такое будущее ждет Солнце
через многие миллиарды лет. При
превращении Солнца в красный
гигант, а затем в белый карлик
температура Земли сначала увели-
чится примерно до 1 000 К, а затем
упадет почти до абсолютного нуля.
Взрыв звезды возможен, если ее
масса больше чем в полтора раза
превосходит солнечную. При этом
условии равновесие сил внутри
звезды нарушается и звезда прохо-
дит стадию сверхновой. В этом слу-
чае ее ядро превращается либо в
пульсар (нейтронную звезду), либо
в коллапсар («черную дыру»).
Судя по наблюдениям, стадия
пульсара продолжается не более
нескольких миллионов лет. Что ка-
сается «черных дыр», то их дальней-
шая судьба неясна. Во всяком случае
они надолго, если не навсегда,
становятся практически ненаблюдае-
мыми объектами.
Так рисует себе эволюцию звезд
современная теоретическая астро-
физика. Для полной ясности пред-
стоит сделать еще много расчетов
звездной эволюции.
146
РОЖДЕНИЕ ГАЛАКТИК
В настоящее время в космогонии
сложились два направления. Одно
из них условно именуют «класси-
ческим», другое «бюраканским» (по
названию Бюраканской обсервато-
рии в Армении). Сторонники пер-
вого (а их большинство) полагают,
что эволюция космических тел идет
в направлении от разреженного к
плотному. Что касается «бюракан-
цев», возглавляемых академиком
В. А. Амбарцумяном, то по их
концепции ход эволюционных про-
цессов прямо противоположен —
от сверхплотного к разреженному.
И те и другие ссылаются на фак-
ты, которым дают различные ин-
терпретации. Спор продолжается,
хотя вполне возможно, что обе сто-
роны правы и во Вселенной в раз-
ных местах действуют разные про-
цессы.
С точки зрения «классиков»,
наша Галактика образовалась из
гигантского газового облака, состоя-
щего главным образом из водорода
и гелия. Более тяжелые элементы
возникли много позже в ходе ядер-
ных реакций в недрах обычных звезд.
Самые же тяжелые элементы, по-
видимому, образуются лишь при
взрывах сверхновых звезд>
Формирование Галактики нача-
лось примерно 15 млрд, лет назад.
Самые старые из звезд содержат
75% водорода, почти 25% гелия, и
лишь 0,01% приходится на долю
более тяжелых элементов. Все они
входят в состав сферических под-
систем и шаровых звездных скоп-
лений. Звезды с дефицитом металлов
представляют особый интерес для
изучения самого далекого прошлого
нашей звездной системы.
Примерно 12 млрд, лет назад
большая часть первичного сфери-
ческого газового облака сгустилась
в плоский диск со спиральными вет-
вями, где и продолжается про-
цесс звездообразования. Примерно
5 млрд, лет назад в одной из вет-
вей Галактики образовалось Солн-
це — звезда второго поколения. Оно
содержало уже 2% элементов тяже-
лее гелия. Постепенно Галактика
приняла современный вид. Судя по
всему, примерно так же соверша-
лась эволюция других галактик.
Возможно, по такой же схеме
происходила и эволюция более круп-
ных образований, давших начало
скоплениям галактик. Математиче-
ское моделирование на ЭВМ пока-
зало, что первичное газовое об-
лако невообразимо больших разме-
ров должно было распадаться на
ряд плоских, блинообразных сгуст-
ков с массой в 1014 раз больше
массы Солнца. И здесь легко про-
следить главное направление раз-
вития — от разреженного к плот-
ному.
Совсем иначе смотрит на факты
школа В. А. Амбарцумяна. «Бюра-
канцы» обращают внимание на
взрывные процессы громадной мощи,
регистрируемые в недрах галактик,
при вспышках звезд и в других яв-
лениях. Известны расширяющиеся
группы галактик, сходные в этом от-
ношении со звездными ассоциа-
циями. Все эти нестационарные про-
цессы, по мнению «бюраканцев»,
представляют собой проявление
энергии каких-то сверхмассивных и
сверхплотных тел незвездной при-
роды, которые они называют «до-
звездной материей». Причины ее
активности неизвестны, но по мнению
В. А. Амбарцумяна, в ядрах галактик
могут происходить процессы неиз-
вестной еще природы.
147
В. А. Амбарцумян и его сторон-
ники считают, что и звезды, и га-
лактики образуются из «дозвездной
материи», причем процесс звездо-
образования продолжается и в нашу
эпоху. По их мнению, сами перво-
начальные массивные тела, кото-
рые делятся на зародыши галактик,
это, возможно, фрагменты того
плотного или сверхплотного тела,
которое представляла собой Метага-
лактика в начальной фазе разви-
тия. Сейчас еще рано строить
какие-либо теоретические модели
«дозвездной материи». Главное —
продолжать накапливать факты обо
всех активных процессах во Все-
ленной.
ВЫВОДЫ
Хотя гипотезы о происхождении
мира и человека известны со вре-
мен глубокой древности, научная
космогония могла возникнуть лишь
в конце XVIII в., когда представ-
ления о Вселенной стали достаточно
научно обоснованными. Трудности
космогонии огромны — ведь мы хо-
тим узнать о событиях, которые про-
исходили миллиарды лет назад. Не
случайно поэтому в космогонии мно-
го гипотез и мало твердо установ-
ленных фактов. До сих пор не
существует ни одной бесспорной
космогонической теории. Выход, оче-
видно, заключается в дальнейшем
накоплении фактов, чтобы среди них
отыскать явные следы прошлого, по
которым это прошлое можно было бы
восстановить однозначно.
МИР КАК ЦЕЛОЕ
Наши представления о физической реальности никогда не могут
быть окончательными.
А. Эйнштейн
КОСМОЛОГИЯ ПРЕЖНИХ ВЕКОВ
Как уже говорилось в начале
этой книги, космологией назы-
вается раздел астрономии, изучаю-
щий всю Вселенную в целом. На
основании данных астрономии и дру-
гих наук космологи пытаются пред-
ставить себе, как устроен весь мир.
Может показаться, что космология
претендует на то, чтобы «объять
необъятное». Человечеству всегда
была и будет доступна только какая-
то часть мира. Как же можно с
уверенностью по части судить о
целом? Есть ли способы проверить
истинность такого суждения? «Че-
ловек не может охватить = отра-
зить = отобразить природы всей,
полностью, ее «непосредственной
цельности»,— подчеркивал В. И. Ле-
нин,— он может лишь вечно при-
ближаться к этому, создавая аб-
стракции, понятия, законы, научную
картину мира и т. д. и т. п.»1.
Каждая космологическая система
мира в чем-то ограниченна. Ника-
кая из них не может описать все
свойства мира в целом, а служит
лишь очередной исторической сту-
пенью в познании человеком приро-
ды. Не всегда это правильно понима-
ли, и история космологии полна
претенциозных «систем мира», в ко-
торых в лучшем случае отражается
лишь часть объективной истины. Но в
этой истории четко прослеживается
общее направление — постепенное
1 Ленин В. И. Поли. собр. соч.—
Т. 29.— С. 164.
149
признание неисчерпаемости природы,
ее бесконечности во всех отношениях.
Еще философы Древней Эллады
за много веков до нашей эры гово-
рили о бесконечности Вселенной.
Около 550 г. до н. э. Анаксимандр,
полагая, что Земля находится в
центре мира, высказал догадку, что
сущее бесконечно и содержит бес-
численное множество миров. При-
мерно век спустя эти идеи были
поддержаны великим древнегрече-
ским материалистом Демокритом
(460—370 до н. э.), считавшим, что
материя вечна. Звезды, по убежде-
нию Демокрита, есть далекие солнца,
а Млечный Путь — великое скопище
звезд. Эти идеи о бесконечности
мира, бывшие лейтмотивом древне-
греческой материалистической фи-
лософии, разделял древнеримский
философ Лукреций Кар (99—56 гг.
до н. э.). В поэме «О природе ве-
щей» он писал о Вселенной, что «нет
и краев у нее, и нет ни конца, ни
предела».
Не следует, однако, думать, что с
подобными взглядами были согласны
все философы и ученые древнего
мира. Так, например, основополож-
ник идеализма Платон (427—347 гг.
до н. э.) считал мир ограниченным
в пространстве. Эту же идею принял
его знаменитый ученик Аристотель
(384—322 гг. до н. э.), чье мировоз-
зрение оказало сильнейшее влияние
на весь период средневековья и даже
оставило следы в учении Коперника.
Любопытно, что, ограничивая Все-
ленную в пространстве, Аристотель
считал ее вечной.
То, что за «сферой неподвижных
звезд» располагается эмпирей, или
«жилище блаженных», было в сред-
невековье почти всеобщим убежде-
нием, освященным авторитетом церк-
ви. Тем удивительнее, что в конце
средневековья немецкий кардинал и
замечательный мыслитель Николай
Кузанский (1401 —1464) смело от-
верг «хрустальные сферы» древних
и в своих многочисленных творениях
снова стал учить о бесконечности
Вселенной. Именно ему принадлежит
известное утверждение, что в бес-
конечной Вселенной «центр везде,
а окружность нигде». Николай Ку-
занский допускал и движение Земли
в пространстве, и многочисленность
обитаемых миров.
По-видимому, лишь то высокое
положение, которое Николай Ку-
занский занимал в католической
церкви, спасло его от преследований
и он не разделил трагическую участь
Джордано Бруно (1548—1600). Ге-
лиоцентрическая система Николая
Коперника (1473— 1543) пробила
брешь в окаменелом средневековом
мировоззрении, и с его трудов на-
чалось формирование научной космо-
логии, основы которой покоились не
на умозрении, а на научных фактах.
Эту космологию можно было бы
назвать ньютоновской, так как ее
главные идеи были высказаны еще
Исааком Ньютоном. Пространство
есть вместилище всех небесных тел,
с движением и массой которых оно
никак не связано. Главные законы
Вселенной определены небесной
механикой. Чем вызвано взаимное
тяготение тел, Ньютон не знал, а в
заключение своего главного труда
заявил: «гипотез я не измышляю».
Вселенная бесконечна в простран-
стве и во времени, и если отбросить
идеи Ньютона в «первом толчке»,
то такого рода мировоззрение можно
считать вполне материалистическим.
Еще одна важная деталь: ньюто-
новская Вселенная в целом всегда
одна и та же, хотя в ней постоянно
происходят гибель и рождение миров.
Казалось бы, небо ньютоновской
космологии обещало быть безоблач-
150
ным. Однако очень скоро пришлось
убедиться в обратном. В течение
XIX в. обнаружились три противо-
речия, которые были сформулиро-
ваны в форме трех парадоксов, на-
званных космологическими. Они, ка-
залось, подрывали представление о
бесконечности Вселенной.
Фотометрический парадокс. Если
Вселенная бесконечна и звезды в ней
распределены равномерно, то по
любому направлению мы должны
видеть какую-нибудь звезду. В этом
случае фон неба был бы ослепительно
ярким, как Солнце. Этот парадокс
был сформулирован астрономами
Шезо и Ольберсом, а потому его
часто именуют парадоксом Ольбер-
са — Шезо.
Гравитационный парадокс. Если
Вселенная бесконечна и звезды рав-
номерно занимают ее пространство,
то сила тяготения в каждой его точке
должна быть бесконечно велика, а
стало быть, бесконечно велики были
бы и относительные ускорения косми-
ческих тел, чего, как известно, нет.
Это возражение против бесконеч-
ности Вселенной было сформули-
ровано в 1895 г. немецким астро-
номом Зеелигером (парадокс Зеели1
гера).
Термодинамический парадокс. По
второму закону термодинамики все
физические процессы во Вселенной в
конечном счете сводятся к выделению
теплоты, которая необратимо рассеи-
вается в мировом пространстве. Рано
или поздно все тела остынут до тем-
пературы абсолютного нуля, дви-
жение прекратится и наступит на-
всегда «тепловая смерть». Вселенная
имела начало, и ее ждет неизбежный
конец. Это возражение протцв веч-
ности Вселенной высказал в 1850 г.
немецкий физик Рудольф Клаузиус и
развил английский физик Вильям
Томсон (лорд Кельвин). Все попытки
их современников опровергнуть зло-
вещий парадокс «тепловой смерти»
успехом не увенчались.
Первая четверть XX в. прошла в
томительном ожидании развязки.
Никто, разумеется, не хотел возвра-
щаться к хрустальным небесам древ-
них, но, с другой стороны, никому не
удавалось устранить космологичес-
кие парадоксы. Лишь гений Альбер-
та Эйнштейна (1879—1955) внес но-
вую струю в космологические споры.
БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ И НЕИСЧЕРПАЕМОСТЬ ВСЕЛЕННОЙ
Ньютоновская классическая фи-
зика, как уже говорилось, рассмат-
ривала пространство как вместилище
тел. Никакого взаимодействия между
телами и пространством по Ньютону
и быть не могло.
В 1916 г. Альберт Эйнштейн опуб-
ликовал основы общей теории от-
носительности. Одна из главных ее
идей состоит в том, что материаль-
ные тела, в особенности большой
массы, заметно искривляют про-
странство. Из-за этого, например,
луч света, проходящий вблизи Солн-
ца, изменяет первоначальное на-
правление примерно на 2".
Представим себе теперь, что во
всей наблюдаемой нами части Все-
ленной материя равномерно «раз-
мазана» в пространстве и в любой
его точке действуют одни и те же
законы. При некоторой средней плот-
ности космического вещества вы-
деленная ограниченная часть Все-
ленной не только искривит про-
странство, но даже замкнет его
«на себя». Вселенная (точнее, вы-
деленная ее часть) превратится в
151
замкнутый мир, напоминающий
обычную сферу. Но только это будет
четырехмерная сфера, или гипер-
сфера, представить себе которую
мы, трехмерные существа, не в
состоянии. Однако, мысля по ана-
логии, мы легко разберемся в не-
которых свойствах гиперсферы. Она,
как и обычная сфера, имеет конеч-
ный объем, заключающий в себе
конечную массу вещества. Вокруг
земного шара можно совершить кру-
госветное путешествие. Теоретически
такие путешествия вполне мысли-
мы и в замкнутой Вселенной. Если
в мировом пространстве лететь все
время в одном направлении, то
через некоторое число миллиардов
лет можно попасть в исходную точку.
Идею о возможности замкну-
тости Вселенной1 впервые высказал
Альберт Эйнштейн. В 1922 г. совет-
ский математик А. А. Фридман до-
казал, что «замкнутая Вселенная»
Эйнштейна никак не может быть
статичной. В любом случае ее про-
странство или расширяется, или сжи-
мается со всем своим содержимым.
Еще раньше, в 1917 г., было открыто
знаменитое красное смещение в
спектрах галактик. Если его рас-
сматривать как доплеровский
эффект, получается, что галактики
«разбегаются» от Земли, причем
скорость удаления пропорциональна
расстоянию. Не следует думать, что
Земля является каким-то особенно
приметным центром мироздания, от
которого все галактики стремятся
уйти как можно дальше. Расширя-
ется все пространство, так что
эффект разбегания виден из любой
его точки. Представьте себе раз-
дувающийся мыльный пузырь с
осевшими на нем пылинками: рас-
стояние между любыми из них все
время растет. Так ведут себя и
галактики.
Уже в послевоенные годы была
разработана обстоятельная теория
расширяющейся Вселенной (изло-
женная в монографиях и популярных
книгах1).
Так как Вселенная расширяется,
естественно думать, что раньше
она была меньше и когда-то все
пространство было сжато в матема-
тическую точку. Это был момент
так называемой сингулярности, ко-
торый уравнениями современной фи-
зики описан быть не может. По
неизвестным причинам произошел
процесс, подобный взрыву, и с тех
пор Вселенная начала расширяться.
В 1965 г. было открыто слабое
фоновое радиоизлучение с макси-
мумом на волне около 1 мм. Оно
оказалось тепловым, одинаковым по
интенсивности во всех направлениях
и соответствующим температуре око-
ло 3 К. Его назвали реликтовым,
и большинство астрономов считают
его остатком того горячего излуче-
ния, которое когда-то царило в мире.
По теории расширяющейся Все-
ленной, ее эволюция происходила
так. Самое начало (т. е. сингуляр-
ность) пока недоступно исследова-
нию, так как при этом все главные
параметры Вселенной (плотность,
температура и т. п.) обращаются в
бесконечность. Однако, зная ско-
рость расширения Вселенной, можно
подсчитать, когда все это происходи-
ло. Оказывается Большой взрыв был
15—20 млрд, лет назад. Спустя всего
10“44 с после взрыва плотность
Вселенной упала до 1096 кг/м3. Тем-
1 Здесь и дальше под Вселенной мы
будем понимать лишь выделенную ее часть,
а не все сущее.
1 См.: Новиков И. Д. Эволюция Все-
ленной. — М.: Наука, 1983.
152
пература в этот момент была чудо-
вищно высокой— 1032 К! Уже в
первую секунду жизни Вселенной
начались интенсивные процессы вза-
имопревращения частиц и квантов
излучения. Возникали протоны, ней-
троны и другие частицы, подвер-
женные сильным взаимодействиям.
К концу первой секунды образуется
множество нейтрино — нейтральных
частиц с исчезающе малой массой.
Через 10 с после взрыва темпера-
тура становится равной «всего»
10 млрд, кельвинов и начинается
«эра излучения», в которой фотоны
по численности становятся преобла-
дающими.
Спустя 100 с после «начала»
начинаются первые процессы обра-
зования ядер элементов, в частности
водорода и гелия. Прошел еще
миллион лет, и наступила «эра ве-
щества», когда из очень горячей
водородно-гелиевой плазмы с нич-
тожной примесью других элементов
начинает складываться современный
мир. Однако звезды и галактики
появляются в нем еще спустя мил-
лиард лет, но тогда уже Вселенная
мало чем отличается от современной.
Таково в общих чертах прошлое
Вселенной по теории Большого
взрыва.
Какое же будущее ожидает рас-
ширяющуюся Вселенную? Все за-
висит от средней плотности ее ве-
щества. Если она больше так назы-
ваемой критической плотности
(10“32 кг/м3), то расширение через
несколько десятков миллиардов лет
сменится сжатием и возвращением в
новое сингулярное состояние. Воз-
можно, что циклы «сжатие — рас-
ширение» повторяются много раз,
а до «начала» Вселенная уже испы-
тала много таких циклов. Если
плотность вещества равна критиче-
ской, пространство Вселенной полу-
чается неискривленным, бесконеч-
ным, евклидовым и, разумеется, рас-
ширяющимся. Наконец, при плот-
ности меньшей критической про-
странство Вселенной бесконечно, но
искривлено, и при этом оно также
неограниченно расширяется. Пред-
ставьте себе резиновый прямоуголь-
ный лист, который растягивается
во все стороны. При этом, конечно,
меняются и все взаимные расстоя-
ния между пылинками на резине.
Расширьте теперь мысленно этот
лист резины во все стороны до
бесконечности, и вы получите модель
открытого бесконечного мира с рас-
ширяющимся пространством.
По современным измерениям
средняя плотность вещества во Все-
ленной равна 10~34 кг/м3, что соот-
ветствует открытым моделям и,
следовательно, рассеянию вещества
в бесконечности. Если удастся дока-
зать, что масса нейтрин.о отлична от
нуля и в 20 000 раз меньше массы
электрона, то это изменит оценку
средней плотности до значения,
превышающего критическое. Тогда
расширение сменится сжатием.
Но является ли теория расши-
ряющейся Вселенной окончательным
словом науки, исключающим любые
другие космологические модели? Да-
леко не сразу идея о расширении
Вселенной приобрела ту популяр-
ность, которой она пользуется сегод-
ня. На протяжении почти четырех
десятилетий ее сторонников обвиня-
ли в идеализме, в распространении
поповщины и мракобесия. Эти упре-
ки, разумеется, были несправедли-
вы. Материалист обязан принимать
мир таким, каков он есть. ...«Един-
ственное «свойство» материи, с
признанием которого связан фило-
софский материализм, — писал
В. И. Ленин,— есть свойство быть
объективной реальностью, существо-
153
вать вне нашего сознания»1. Так что
мир мог бы быть и таким, каким
его рисуют сторонники расширяю-
щейся Вселенной. Другой вопрос —
таков ли он на самом деле.
Прежде всего заметим, что раз-
бегание галактик не обязательно
требует для,своего объяснения об-
щей теории относительности Эйн-
штейна. В рамках обычной ньютонов-
ской механики легко показать, что
любая система материальных тел
не будет статичной. Она неизбежно
начнет расширяться, если ее полная
энергия положительна, или сжи-
маться, если она отрицательна.
Временное расширение может сме-
ниться сжатием, если средняя плот-
ность вещества больше критической,
или неограниченным расширением в
противном случае. Словом, наблю-
даемые факты можно объяснить и по
Ньютону.
Предположения об однородности
и изотропности Вселенной (т. е. оди-
наковости ее свойств во всех точках
пространства) есть идеализация дей-
ствительности. И внутри галактик,
и в межгалактическом пространстве
вещество распределено крайне не-
равномерно (вспомните, например,
о громадных областях пространства,
где нет ни одной галактики), поэтому
расчеты, основанные на допущениях
однородности и изотропности Все-
ленной, не могут быть вполне убеди-
тельными.
Красное смещение в спектрах
галактик есть наблюдаемый факт,
но объяснять его можно по-разному.
Существует немало вариантов недо-
плеровского объяснения красного
смещения. Одно из них — рассеяние
фотонов на тепловом излучении
звезд. Энергия фотонов при этом
теряется пропорционально пройден-
ному расстоянию.
Не обязательно считать реликто-
вое излучение остатком «первичного
жара». Фоновое излучение может
трактоваться как остаток излучений
(после его старения) объектов, на-
ходящихся за пределами видимой
части Вселенной. Фон реликтового
излучения во всех направлениях
одинаков, и его можно принять за
некоторую абсолютную систему от-
счета. В 1977 г. удалось измерить
скорости галактик относительно ре-
ликтового фона. Они оказались нич-
тожно малыми (сотни километров
в секунду!) по сравнению с теми, ко-
торые получаются по теории расши-
ряющейся Вселенной (десятки тысяч
километров в секунду).
«Моделям однородной Вселен-
ной,— пишут ученые В. А. Ам-
барцумян и В. В. Казютинский,—
противостоит реальная Вселенная,
фундаментальным свойством кото-
рой является неоднородность рас-
пределения вещества. Пренебрегать
этим фактом нельзя. Отсюда следует,
что модели Вселенной, построенные
на столь грубом упрощении, как
предположение об однородном рас-
пределении вещества, едва ли стоит
фетишизировать. Многие следствия
этих моделей отнюдь не заслуживают
доверия»1.
Ни одна частная наука, например
астрономия/ не знает достоверно,
каков мир в целом. Основываясь на
достижениях всех наук, философия
может по этому вопросу высказывать
лишь более или менее правдопо-
добные предположения. Понятия
неисчерпаемости и бесконечности
1 Ленин В. И. Поли. собр. соч.— Т. 18.—
С. 275.
1 Философские проблемы астрономии
XX века.—М.: Наука, 1976. — С. 40.
154
материи меняются с развитием нау-
ки. В настоящее время все больше и
больше чаши весов склоняются в
пользу идей о множестве миров с раз-
ными типами пространств и времен.
Этот неисчерпаемый во всех от-
ношениях мир, безусловно, позна-
ваем средствами науки и прак-
тики. «Мысль человека,— указывал
В. И. Ленин,— бесконечно углубля-
ется от явления к сущности, от
сущности первого, так сказать, по-
рядка, к сущности второго порядка
и т. д. без конца»1 1.
АНТРОПНЫЙ ПРИНЦИП
До сих пор речь шла о том, как
устроена наша Вселенная. Но пра-
вомерен и другой вопрос: почему
она такова, какова она есть? По-
чему есть существо, задающее этот
вопрос? Ведь каждому из нас
присуще желание понять мир и наше
положение в нем. В этом выража-
ется одно из неистребимых свойств
человеческого интеллекта. Постав-
ленные вопросы, разумеется, не
новы, но их четкое физико-математи-
ческое оформление достигнуто лишь
в самое последнее время.
Все взаимодействия в мире в
конечном счете зависят от числен-
ного значения так называемых
мировых констант. К ним относятся
постоянная тяготения, заряд элек-
трона, постоянная Планка (опреде-
ляющая энергию кванта), постоян-
ная Больцмана, универсальная газо-
вая постоянная и многие другие. Все
эти константы имеют различные
физические размерности, хотя важ-
нейшие из них, определяющие струк-
туру Вселенной, можно выразить и в
безразмерных единицах1. И вот
оказывается, что облик космоса,
структура мироздания, определяется
этими числами, этими безразмерны-
ми величинами. Тем самым мы в
какой-то степени возвращаемся (ра-
1 См.: Розенталь И. Л. Элементар-
ные частицы и структура Вселенной.—
М.: Наука, 1984.
зумеется, на совершенно ином уров-
не) к древним представлениям Пифа-
гора и его школы о роли чисел
во Вселенной.
Замечательно, что реально су-
ществующие значения мировых кон-
стант очень благоприятны для того
хода эволюции Вселенной, который
привел к возникновению человека,—
и в этом заключается так назы-
ваемый антропный принцип. Бла-
годаря существующему набору кон-
стант образовались звезды и галак-
тики, на миллиарды лет вспыхнули
ядерные реакции, что обеспечило
сроки, достаточные для возникнове-
ния жизни. И жизнь, при нынешней
обстановке в космосе, способна раз-
виваться в течение миллиардов лет.
А ведь могло быть все совсем
иначе. Достаточно изменить важ-
нейшие константы всего в несколько
раз, как Вселенная оказалась бы
враждебной человеку и, говоря
проще, ни одно разумное существо
в таком космосе возникнуть не смог-
ло бы. Облик мироздания стал бы
совсем иным, незнакомым и чуждым.
Ограниченность объема этой книги
не позволяет конкретно описать
«миры иных констант», что сделано
не только в книге И. Л. Розенталя,
но и в других книгах2. Обратимся к
1 Ленин В. И. Поли. собр. соч.—
Т. 29.— С. 227.
2 См., например: Гильзин К- В не-
обыкновенном мире.— М.: Детгиз, 1974.
155
другому: что означает антропный
принцип, почему Вселенная так
«удобна» для человека?
Пришло время уточнить термино-
логию. Под словом мир мы понимаем
все сущее, все материальное бытие.
Назовем Вселенной ту часть мира,
которая доступна исследованию
теми, кто в ней живет.
В современном естествознании
твердо сложилось убеждение, что
в мире вселенных очень много, может
быть, даже бесконечно много. В мире
есть множество разных типов про-
странств и времен. То, что происхо-
дит в нашей Вселенной,— незначи-
тельный эпизод в жизни бесконеч-
ного и вечного мира.
Другие вселенные — это «миры
иных констант». Некоторые из них
совсем не похожи на нашу Вселен-
ную, но вполне возможно, что в
каких-то вселенных есть и разумные
существа.
По представлениям современной
науки, физический вакуум — это
отнюдь не пустота или «отсутствие
всякого присутствия». Наоборот,
это некая сущность с минимальной
внутренней энергией. Она способна
порождать не только частицы, но и
миры. Такой процесс можно считать
флуктуацией, т. е. случайным вре-
менным отклонением от некоторого
наивероятнейшего состояния. С этих
позиций мир устроен так.
Существует вакуум — «физиче-
ское» пространство большой или
даже бесконечномерной размер-
ности. Самопроизвольные флуктуа-
ции вакуума рождают вселенные с
разным набором констант. В одной
из них случайно получился набор,
годный для появления разумных
существ. В ней мы и живем, и этой
счастливой случайностью объясня-
ется удивляющий нас антропный
принцип. О других вселенных мы
пока ничего не знаем и можем лишь
догадываться об их существовании.
Таково последнее слово космо-
логии.
ВЫВОДЫ
Из рассмотренных шести разде-
лов астрономии космология теснее
всех связана с философией. При-
знавая бесконечность Вселенной во
времени и пространстве, мы еще раз
убеждаемся в том, что всякие чело-
веческие знания относительны. Аб-
солютность познания выражается
лишь в том, что в каждый момент
истории науки мы частично познаем
существующую независимо от нас
абсолютную реальность — материю.
Отсюда следует, что любые кос-
мологические модели мира могут
претендовать на описание не всего
сущего, а лишь доступной изучению
его части. Когда говорят о «замкну-
той Вселенной» и «начале времени»,
то эти выражения следует понимать
условно. Речь при этом идет об этапе
в развитии отдельной части мира,
а не о возникновении и гибели
всего мироздания.
Космология формулирует в дан-
ный исторический момент наиболее
общие представления о доступной
нам части Вселенной и старается
проверить свои теоретические «моде-
ли» на известных фактах.
Таким образом, основой для кос-
мологических обобщений служат все
остальные разделы астрономии.
Лишь базируясь на них и оставаясь
верной принципам марксизма-лени-
низма, космология может рассчиты-
вать на успехи в будущем.
156
ЛИТЕРАТУРА
I.	Общие вопросы астрономии
и ее история
Воронцов-Вельяминов Б. А. Очерки
о Вселенной.— М.: Наука, 1980.
Гурштейн А. А. Извечные тайны неба.—
М.: Просвещение, 1984.
Да гаев М. М. Книга для чтения по
астрономии.— М.: Просвещение, 1980.
Еремеева А. И. Астрономическая кар-
тина мира и ее творцы.— М.: Наука,
1985.
Ефремов Ю. И. В глубины Вселенной.—
М.: Наука, 1984.
Засов А. В., Кононович Э. В. Астро-
номия: Пробный учебник для 10 клас-
са средней школы.— М.: Просвещение,
1986.
Климишин И. А. Астрономия наших
дней.— М.: Наука, 1986.
Климишин И. А. Календарь и хроноло-
гия.— М.: Наука, 1981.
Левитан Е. П. Астрономия: Пробный
учебник для 10 класса средней школы.—
М.: Просвещение, 1985.
Порфирьев В. В. Астрономия: Пробный
учебник для 10 класса средней школы.—
М.: Просвещение, 1987.
Энциклопедический словарь юного астро-
нома.— М.: Педагогика, 1980.
Школьный астрономический календарь.— М.:
Просвещение (издается на каждый учеб-
ный год).
Журнал «Земля и Вселенная».— М.: Наука
(выходит 6 номеров в год).
II.	Книги по космонавтике
Зигель Ф. Ю. Занимательная космонав-
тика.— М.: Машиностроение, 1975.
Келдыш М. В., Маров М. Я. Космиче-
ские исследования.— М.: Наука, 1981.
Космонавтика: Маленькая энциклопедия.—
Советская Энциклопедия, 1971.
Марленский А. Д. Основы космонав-
тики: Факультативный курс.— М.: Просве-
щение, 1985.
Уманский С. П. Космонавтика сегодня и
завтра.— М.: Просвещение, 1986.
III.	Книги по небесной
механике
Г ре бе нни ко в Е. А., Р я б о в Ю. А.
Поиски и открытие планет.— М.: Наука,
1984.
Левантовский В. И. Механика косми-
ческого полета в элементарном изложе-
нии.— М.: Наука, 1980.
Рябов Ю. А. Движение небесных тел.— М.:
Наука, 1977.
IV.	Книги
по астрофизике
Амнуэль П. Р. Небо в рентгеновских лу-
чах.— М.: Наука, 1984.
Каплан С. А. Физика звезд.— М.: Наука,
1977.
Кауфман У. Планеты и Луна.— М.: Мир,
1982.
Кононович Э. В. Солнце — дневная звез-
да.— М.: Просвещение, 1982Г.
Ксанфомалити Л. В. Планеты, откры-
тые заново.— М.: Наука, 1977.
Левитан Е. П. Астрофизика — школьни-
кам.— М.: Просвещение, 1977.
Маров М. Я. Планеты Солнечной систе-
мы.— М.: Наука, 1981.
Мирошниченко Л. И. Солнечная ак-
тивность и Земля.— М.: Наука, 1981.
Силкин Б. И. В мире множества лун.—
М.: Наука, 1982.
Симоненко А. Н. Метеориты — осколки
астероидов.— М.: Наука, 1979.
Чурюмов К. И. Кометы и их наблюде-
ния.— М.: Наука, 1980.
Шкловский И. С. Проблемы современной
астрофизики.— М.: Наука, 1982.
V.	Книги по звездной
астрономии
Агекян Т. А. Звезды. Галактика. Мета-
галактика.— М.: Наука, 1981.
Куликовский П. Г. Звездная астроно-
мия.— М.: Наука, 1984.
Ч е р н и н А. Д. Звезды и физика.— М.: Нау-
ка, 1984.
157
Шкловский И. С. Звезды: их рождение,
жизнь и смерть.— М.: Наука, 1984.
VI.	Книги по космогонии
Владимиров С. В., Волков В. А. Ра-
зум против догмы.— М.: Наука, 1982.
Г у р е в и ч Л. Э., Ч е р н и н А. Д. Проис-
хождение галактик и звезд.— М.: Наука,
1983.
Гуревич Л. Э., Ч е р н и н А. Д. Введение
в космологию.— М.: Наука, 1978.
Фолсом К. Происхождение жизни.— М.:
Мир, 1982.
VII.	Книги
по космологии
Новиков И. Д. Черные дыры и Вселен-
ная.— М.: Молодая гвардия, 1986.
Новиков И. Д. Эволюция Вселенной.—
М.: Наука, 1983.
Шкловский И. С. Вселенная, жизнь, ра-
зум.— М.: Наука, 1980.
VIII. Руководства к самостоятельным
наблюдениям
Андрианов Н. К, МарленскийА. Д.
Школьная астрономическая обсервато-
рия.— М.: Просвещение, 1977.
Бронштэн В. А. Планеты и их наблюде-
ния.— М.: Наука, 1979.
Д а г а е в М. М. Наблюдения звездного не-
ба.— М.: Наука, 1983.
Зигель Ф. Ю. Звездная азбука.— М.: Про-
свещение, 1980.
Зигель Ф. Ю. Сокровища звездного не-
ба.— М.: Наука, 1986.
Михайлов А. А. Атлас звездного неба.—
М.: Наука, 1978.
Н а в а ш и н М. С. Телескоп астронома-лю-
бителя.— М.: Наука, 1979.
Саркисян Е. А. Небесные светила — на-
дежные ориентиры.— М.: Просвещение,
1981.
Сикорук Л. Л. Телескопы для любителей
астрономии.— М.: Наука, 1982.
Ц е с е в и ч В. П. Что и как наблюдать на
небе.— М.: Наука, 1984.
ОГЛАВЛЕНИЕ
Введение ............................. 3
Где и когда?
Рождение небесной сферы ....	6
На древних обсерваториях . . . .	11
Великие астрометристы древности	.	15
Оптика уточняет измерения ....	19
Борьба за точное время ............ 22
Масштабы мироздания............ 28
Земные заботы астрономии ....	33
Все точнее и точнее............ 35
Выводы ............................ 36
Во власти тяготения
Рождение великого	закона ....	38
Движение планет.................... 40
Ньютон и Кеплер.................... 42
Как взвесить Солнце?........... 44
Теория возмущений.................. 45
На кончике пера................ 48
Выводы ............................ 49
Физика космоса
Из истории телескопов.......... 51
Астрофотография................ 57
Измерение потока излучения, посы-
лаемого звездой.................... 59
Мощь спектрального анализа ...	61
В инфракрасном свете........... 67
Радиотелескопы набирают силу .	.	69
По другую сторону видимого спект-
ра ................................ 72
Многообразие Вселенной........ 74
Что такое звезда?............. 76
Типичное население космоса ...	84
Планетные системы............. 90
Выводы ............................ Ю8
Системы из звезд
Открытие Галактики ............... 109
Содружество звезд............. 113
Звездные скопления ............... 117
Между звездами................ 119
Ассоциации и подсистемы ....	122
Местная система................. .	129
Мир галактик..................129
Квазары и активные галактики . .	133
У границ изученного мира .	.	137
Выводы ........................... 139
В поисках родословной
Откуда взялась Земля? ............ 141
Эволюция звезд................ 145
Рождение галактик.............147
Выводы ........................... 148
Мир как целое
Космология прежних веков . . . .	149
Большой взрыв и неисчерпаемость
Вселенной ........................ 151
Антропный принцип ................ 155
Выводы ........................... 156
Литература...................... 157
Учебное издание
Зигель Феликс Юрьевич
АСТРОНОМИЯ В ЕЕ РАЗВИТИИ
Зав. редакцией И. А. Иванов
Спец, редактор Э. В. Кононович
Редактор Л. С. Мордовцева
Младшие редакторы О. В. Агапова, Т. Н. Клюева
Художники А. С. Кулемин, Ю. В. Мазуров
Художественный редактор В. М. Прокофьев
Технический редактор Е. С. Юрова
Корректор Л. С. Вайтман
ИБ № 9956
Сдано в набор 03.09.87. Подписано к печати 18.08.88. А 05748. Формат 70Х9О'/|б" Бумага офсетная № 2.
Гарнитура литературная. Печать офсетная. Усл. печ. л. 11,7+0,29 вкл. + 0,29 форз. Усл. кр.-отт. 26,33.
Уч.-изд. л. 1 1,12+0,24 вкл.+0,5 форз. Тираж 100 000 экз. Заказ 1611. Цена 75 коп.
Ордена Трудового Красного Знамени издательство «Просвещение» Государственного комитета РСФСР по делам
издательств, полиграфии и книжной торговли. 129846, Москва, 3-й проезд Марьиной рощи, 41.
Смоленский полиграфкомбинат Росглавполиграфпрома Государственного комитета РСФСР по делам издательств,
полиграфии и книжной торговли. 214020, Смоленск, ул. Смольянинова, 1.
75 к.