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

То, что диаграмма «спектр — светимость» теснейшим образом связана с про-

блемой эволюции звезд, интуитивно чувствовалось астрономами сразу же после
открытия этой диаграммы. Сначала считалось, что звезды в основном эволюцио-

нируют вдоль главной последовательности. По этим наивным представлениям пер-
воначально образовавшаяся звезда представляет собой красный гигант, который,
сжимаясь, увеличивает температуру, пока не превратится в «голубой гигант», нахо-
дящийся в верхнем левом углу диаграммы «спектр — светимость». Эволюционируя
вдоль главной последовательности, она становится «холоднее» и излучает меньше.
Отголоском этих представлений является существующая и поныне у астрономов

терминология: спектральные классы О, В, А и частично F называются «ранними»,

a G, К, М — «поздними». Если
идти вдоль главной последова-
тельности от спектральных клас-

сов О —В до К —М, то массы

звезд непрерывно уменьшаются.
Например, у звезд класса О мас-
сы достигают нескольких десят-

ков солнечной, у звезд В —
около 10.

Солнце имеет спектральный

класс G2 (см. рис. 10). У звезд

более поздних классов, чем
Солнце, массы меньше солнеч-
ной. У карликов спектрального
класса М массы примерно в

10 раз меньше, чем у Солнца.

Так как вдоль главной последо-

вательности и масса и свети-
мость непрерывно меняются,

между ними существует эмпирическое соотношение. На рис. 11 приведена зави-
симость между массой и светимостью для звезд главной последова-
тельности.

Если считать, что звезды каким-то образом эволюционируют вдоль главной

последовательности, то необходимо сделать вывод, что они непрерывно теряют

значительную часть своей первоначальной массы. Такие представления сталки-
ваются с непреодолимыми трудностями. Хотя делались попытки построить тео-
рию эволюции звезд вдоль главной последовательности на основе представлений
о непрерывной потере ими массы, они оказались совершенно неудачными*). Пра-
вильная теория звездной эволюции, основанная на современных представлениях об
источниках звездной энергии и на богатом наблюдательном материале, была раз-

вита в пятидесятых годах. Эта теория, успешно объяснившая диаграмму «спектр —

светимость», будет обсуждаться в гл. 4.

*) Разумеется, в отдельных случаях наблюдается выбрасывание вещества из поверх-

ностных слоев звезд (например, при вспышках новых и сверхновых, а также в виде спокойно-

го истечения, так называемого «звездного ветра»). Речь идет о невозможности объяснения

эволюции звезд вдоль главной последовательности таким способом.

3. Межзвездная среда

Согласно современным представлениям, звезды образуются путем конденса-

ции весьма разреженной межзвездной газопылевой среды. Поэтому, прежде чем
рассказать о путях эволюции звезд, нам придется остановиться на свойствах меж-
звездной среды. Этот вопрос имеет также самостоятельное значение для интере-
сующей нас проблемы. В частности, решение вопроса об установлении различных
типов связи между цивилизациями, находящимися на различных планетных систе-

мах, зависит от свойств среды, заполняющей межзвездное пространство, разделяю-
щее эти цивилизации.

Межзвездный газ был обнаружен в самом начале текущего столетия благодаря

поглощению в линиях ионизованного кальция, которое он производит в спектрах
удаленных горячих звезд*). С тех пор методы изучения межзвездного газа не-
прерывно улучшались и достигли высокой степени совершенства. В итоге большой
многолетней работы, проделанной астрономами, сейчас свойства межзвездного га-

за можно считать достаточно хорошо известными. Плотность межзвездной газо-
вой среды ничтожна. В среднем в областях межзвездного пространства, распо-

ложенных недалеко от галактической плоскости, в 1 см

находится примерно

1 атом.

Напомним, что в таком же объеме воздуха находится 2,7 • 10

молекул. Даже

в самых совершенных вакуумных камерах концентрация атомов не меньше чем

см

. И все же межзвездную среду нельзя рассматривать как вакуум! Дело

в том, что вакуумом, как известно, называется такая система, в которой длина сво-
бодного пробега атомов или молекул превышает характерные размеры этой си-
стемы. Однако в межзвездном пространстве средняя длина свободного пробега
атомов в сотни раз меньше, чем расстояния между звездами. Поэтому мы вправе

рассматривать межзвездный газ как с п л о ш н у ю , сжимаемую среду и применять
к этой среде законы газовой динамики. •

Химический состав межзвездного газа довольно хорошо исследован. Он сходен

с химическим составом наружных слоев звезд главной последовательности. Пре-
обладают атомы водорода и гелия, атомов металлов сравнительно немного. В до-

вольно заметных количествах присутствуют простейшие молекулярные соединения
(например, СО, CN). Возможно, что значительная часть межзвездного газа нахо-
дится в форме молекулярного водорода. Развитие внеатмосферной астрономии от-
крыло возможность наблюдения линий молекулярного водорода в далекой ультра-
фиолетовой части спектра.

Физические свойства межзвездного газа существенно зависят от того, находит-

ся ли он в сравнительной близости от горячих звезд или, напротив, достаточно

удален от них. Дело в том, что ультрафиолетовое излучение горячих звезд, пол-
ностью ионизует водород на огромных расстояниях. Так, звезда класса О5 иони-

зует вокруг себя водород в гигантской области радиусом около 100 пк.

Температура межзвездного газа в таких областях (определяемая как характери-

стика беспорядочных тепловых движений частиц) достигает 10 тыс. К. При этих ус-
ловиях межзвездная среда излучает отдельные линии в видимой части спектра,
в частности красную водородную линию. Эти области межзвездной среды носят
название «зоны НII». Однако большая часть межзвездной среды достаточно удале-

на от горячих звезд. Водород там не ионизован. Температура газа низкая, около
100 К или ниже. Именно здесь имеется значительное количество молекул во-

дорода.

*) Собственные линии поглощения ионизованного кальция у таких звезд отсутствуют,

так как температуры их поверхностных слоев слишком высоки.

Кроме газа, в состав межзвездной среды входит космическая пыль. Размеры

таких пылинок составляют 10

-4

—10

- 5

см. Они являются причиной поглощения свк-

та в межзвездном пространстве, из-за которого мы не можем наблюдать объекты,
находящиеся в галактической плоскости на расстояниях, больших 2 — 3 тыс. пк.
К счастью, космическая пыль, так же как и связанный с ней межзвездный газ, силь-
но концентрируется к галактической плоскости. Толщина газопылевого слоя соста-
вляет всего лишь около 250 пк. Поэтому излучение от космических объектов, на-

правления на которые составляют значительные углы с галактической плоскостью,
поглощается незначительно.

Межзвездные газ и пыль перемешаны. Отношение средних плотностей газа

и пыли в межзвездном пространстве равно приблизительно 100 : 1. Наблюдения по-

казывают, что пространственная плотность газопылевой межзвездной среды ме-
няется весьма нерегулярно. Для этой среды характерно резко выраженное «клочко-

ватое» распределение. Она существует в виде облаков (в которых плотность раз
в 10 больше средней), разделенных областями, где плотность ничтожно мала. Эти

газопылевые облака сосредоточены преимущественно в спиральных ветвях Галак-

тики и участвуют в галактическом вращении. Отдельные облака имеют скорости

в 6 —8 км/с, о чем уже говорилось. Наиболее плотные из таких облаков наблю-
даются как темные или светлые т у м а н н о с т и .

Значительное количество сведений о природе межзвездного газа было получе-

но за последние три десятилетия благодаря весьма эффективному применению ра-
диоастрономических методов. Особенно плодотворными были исследования меж-

звездного газа на волне 21 см. Что это за волна? Еще в сороковых годах
теоретически было предсказано, что нейтральные атомы водорода в условиях меж-

звездного пространства должны излучать спектральную линию с длиной волны
21 см. Дело в том, что основное, самое «глубокое» квантовое состояние атома во-
дорода состоит из двух очень близких уровней. Эти уровни различаются ориента-
циями магнитных моментов ядра атома водорода (протона) и вращающегося во-

круг него электрона. Если моменты ориентированы параллельно, получается один
уровень, если антипараллельно — другой. Энергия одного из этих уровней несколь-
ко больше другого (на величину, равную удвоенному значению энергии взаимодей-
ствия магнитных моментов электрона и протона). Согласно законам квантовой фи-
зики, время от времени должны самопроизвольно происходить переходы с уровня
большей энергии на уровень меньшей энергии. При этом будет излучаться квант
с частотой, пропорциональной разности энергий уровней. Так как последняя в на-
шем случае очень мала, то и частота излучения будет низкой. Соответствующая
длина волны будет равна 21 см.

Расчеты показывают, что такие переходы между уровнями атома водорода

происходят чрезвычайно редко: в среднем для одного атома имеет место один
переход в 11 млн лет! Чтобы почувствовать ничтожную величину вероятности та-
ких процессов, достаточно сказать, что при излучении спектральных линий в опти-

ческом диапазоне переходы происходят каждую стомиллионную долю секунды.
И все же оказывается, что эта линия, излучаемая межзвездными атомами, имеет
вполне наблюдаемую интенсивность.

Так как межзвездные атомы имеют различные скорости по лучу зрения, то из-

за эффекта Доплера излучение в линии 21 см будет «размазано» в некоторой поло-
се частот около 1420 МГц (эта частота соответствует длине волны 21 см). По рас-
пределению интенсивности в этой полосе (так называемому «профилю линии»)

можно изучить все движения, в которых участвуют межзвездные атомы водорода.

Таким путем удалось исследовать особенности галактического вращения межзвезд-

ного газа, беспорядочные движения отдельных его облаков, а также его температу-
ру. Кроме того, из этих наблюдений определяется количество атомов водорода
в межзвездном пространстве. Мы видим, таким образом, что радиоастрономиче-

ские исследования на волне 21 см являются мощнейшим методом изучения меж-
звездной среды и динамики Галактики. В последние годы этим методом изучаются

другие галактики, например туманность Андромеды. По мере увеличения размеров
радиотелескопов будут открываться все новые возможности изучения более уда-
ленных галактик при помощи радиолинии водорода.

В конце 1963 г. была обнаружена еще одна межзвездная радиолиния, принадле-

жащая молекулам гидроксила ОН, с длиной волны 18 см. Существование этой ли-
нии было теоретически предсказано автором этой книги еще в 1949 г. В направле-
нии на галактический центр интенсивность этой линии (которая наблюдается

в поглощении) оказалась очень высокой *). Это подтверждает сделанный выше вы-
вод, что в отдельных областях межзвездного пространства газ находится преиму-

щественно в молекулярном состоянии.

В 1967 г. была открыта радиолиния воды Н

О с длиной волны 1,35 см.

Исследования газовых туманностей в линиях ОН и Н

О привели к открытию косми-

ческих мазеров (см. следующую главу).

За последние 20 лет, протекшие после открытия межзвездной радиолинии ОН,

было открыто много других радиолиний межзвездного происхождения, принадле-
жащих различным молекулам. Полное число обнаруженных таким образом моле-

кул уже превышает 50. Среди них особенно большое значение имеет молекула СО,

радиолиния которой с длиной волны 2,64 мм наблюдается почти во всех областях
межзвездной среды. Есть молекулы, радиолинии от которых наблюдаются исклю-

чительно в плотных, холодных облаках межзвездной среды. Довольно неожи-
данным было обнаружение в таких облаках радиолиний весьма сложных много-
атомных молекул, например, СН

НСО, CH

CN и др. Это открытие, воз-

можно, имеет отношение к волнующей нас проблеме происхождения жизни во
Вселенной. Если открытия будут и дальше делаться в таком темпе, кто знает,
не будут ли обнаружены нашими приборами межзвездные молекулы ДНК

и РНК? (см. гл. 12).

Весьма полезным является то обстоятельство, что соответствующие радиоли-

нии, принадлежащие различным изотопам одной и той же молекулы, имеют
довольно заметно различающиеся длины волн. Это позволяет исследовать

и з о т о п н ы й с о с т а в межзвездной среды, что имеет большое значение
для изучения проблемы эволюции вещества во Вселенной. В частности, раздельно
наблюдаются такие изотопные комбинации окиси углерода:

О,

Области межзвездной среды, окружающей горячие звезды, где водород пол-

ностью ионизован («зоны НII»), весьма успешно исследуются при помощи так на-
зываемых «рекомбинационных» радиолиний, существование которых было теоре-

тически предсказано еще до их открытия советским астрономом Н. С. Карда-
шевым, много занимавшимся также проблемой связи с внеземными цивилизация-
ми (см. гл. 26). «Рекомбинационные» линии возникают при переходах между

весьма высоко возбужденными атомами (например, между 108 и 107 уровнями ато-
ма водорода). Столь «высокие» уровни могут существовать в межзвездной среде

только по причине ее чрезвычайно низкой плотности. Заметим, например, что в
солнечной атмосфере могут существовать только первые 28 уровней атома водоро-

да; более высокие уровни разрушаются благодаря взаимодействию с частицами
окружающей плазмы.

Уже сравнительно давно астрономы получили ряд косвенных доказательств

наличия межзвездных магнитных полей. Эти магнитные поля связаны с облаками
межзвездного газа и движутся вместе с ними. Напряженность таких полей около

*) Линия ОН состоит из четырех близких по частотам компонент (1612, 1665, 1667

1720 МГц).

- 5

Э, т. е. в 100 тыс. раз меньше напряженности земного магнитного поля на по-

верхности нашей планеты. Общее направление магнитных силовых линий совпа-
дает с направлением ветвей спиральной структуры Галактики. Можно сказать, что

сами спиральные ветви представляют собой гигантских размеров магнитные си-
ловые трубки.

В конце 1962 г. факт существования межзвездных магнитных полей был уста-

новлен английскими радиоастрономами путем прямых наблюдений. С этой целью

исследовались весьма тонкие поляризационные эффекты в радиолинии 21 см, на-
блюдаемой в поглощении в спектре мощного источника радиоизлучения — Крабо-
видной туманности (об этом источнике см. гл. 5)*). Если межзвездный газ нахо-

дится в магнитном поле, можно ожидать расщепления линии 21 см на несколько
компонент, отличающихся поляризацией. Так как величина магнитного поля очень
мала, это расщепление будет совершенно ничтожным. Кроме того, ширина линии

поглощения 21 см довольно значительна. Единственное, что можно ожидать в та-
кой ситуации,—это небольшие систематические различия поляризации в пределах
профиля линий поглощения. Поэтому уверенное обнаружение этого тонкого эффек-
та — замечательное достижение современной науки. Измеренное значение меж-

звездного магнитного поля оказалось в полном соответствии с теоретически ожи-

даемым согласно косвенным данным.

Для исследований межзвездных магнитных полей применяется и радиоастро-

номический метод, основанный на изучении вращения плоскости поляризации ра-
диоизлучения внегалактических источников**) при его прохождении через «намаг-
ниченную» межзвездную среду («явление Фарадея»). Этим методом уже сейчас
удалось получить ряд важных данных о структуре межзвездных магнитных полей.

В последние годы в качестве источников поляризованного излучения для измере-
ния межзвездного магнитного поля таким методом используются пульсары
(см. гл. 5).

Межзвездные магнитные поля играют решающую роль при образовании

плотных холодных газопылевых облаков межзвездной среды, из которых конденси-
руются звезды (см. гл. 4).

С межзвездными магнитными полями тесно связаны первичные космические

лучи, заполняющие межзвездное пространство. Это частицы (протоны, ядра более
тяжелых элементов, а также электроны), энергии которых превышают сотни мил-
лионов электронвольт, доходя до 10

2 0

—10

2 1

эВ. Они движутся вдоль силовых ли-

ний магнитных полей по винтовым траекториям. Электроны первичных космиче-

ских лучей, двигаясь в межзвездных магнитных полях, излучают радиоволны. Это
излучение наблюдается нами как радиоизлучение Галактики (так называемое

«синхротронное излучение»). Таким образом, радиоастрономия открыла возмож-
ность изучать космические лучи в глубинах Галактики и даже далеко за ее предела-

ми. Она впервые поставила проблему происхождения космических лучей на про-
чный научный фундамент.

Исследователи, работавшие над проблемой происхождения жизни, до недавне-

го времени оставляли без внимания вопрос о первичных космических лучах. Между
тем уровень жесткой радиации, вызывающей мутации, является, на наш взгляд,
весьма существенным эволюционным фактором. Имеются все основания полагать,
что ход эволюции жизни был бы совсем другим, если бы уровень жесткой радиа-

ции (когорый сейчас в значительной степени обусловлен первичными космическими

*) Линия поглощения 21 см, обусловленная межзвездным водородом, образуется в ра-

диоспектре какого-либо источника совершенно таким же образом, как линии межзвездного

кальция в спектрах удаленных горячих звезд.

**) Радиоизлучение от метагалактических источников линейно поляризовано, причем

степень поляризации обычно порядка нескольких процентов. Поляризация этого радиоизлу-

чения объясняется его синхротронной природой (см. ниже).

4. Эволюция звезд

Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в

пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газопыле-

вой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается
и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупней-

ших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что

все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Круше-
нию этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс на-
блюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В резуль-
тате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно
молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был
человек.

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из меж-

звездной газопылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд
(так называемых «ассоциаций») в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что
согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ, концентрируется
преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и

в нашей Галактике, Более того, из детальных «радиоизображений» некоторых
близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа на-
блюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики)
краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь
останавливаться не можем. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются мето-
дами оптической астрономии «зоны НII», т. е. облака ионизованного межзвездного

газа. В гл. 3 уже говорилось, что причиной ионизации таких облаков может быть
только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд — объектов заведомо
молодых (см. ниже).

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их

энергии. В самом деле, откуда, например, берется огромное количество энергии,
необходимой для поддержания излучения Солнца примерно на наблюдаемом уров-
не в течение нескольких миллиардов лет? Ежесекундно Солнце излучает 4 • 10

эрг,

а за 3 млрд лет оно излучило 4 • 10

эрг. Несомненно, что возраст Солнца около

5 млрд лет. Это следует хотя бы из современных оценок возраста Земли различны-

ми радиоактивными методами. Вряд ли Солнце «моложе» Земли.

В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы

о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, счи-
тали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его
поверхность метеорных тел, другие искали источник в непрерывном сжатии Солн-
ца. Освобождающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при
некоторых условиях, перейти в излучение. Как мы увидим ниже, этот источник на
раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не

может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.

Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной

энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являют-
ся термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствую-

щей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов Кельвинов).

В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры,

протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно «про-
сачивается» сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформирован-
ная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник.
Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, ко-
торый в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то выде-

конденсироваться облако межзвездной газопылевой среды. Довольно скоро (ра-

зумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготе-

ния из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар.
Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных
областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реак-

ции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяже-
ния отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые
астрономы раньше считали, что такие «протозвезды» наблюдаются в отдельных
туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых гло-
бул (рис. 12). Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой до-

вольно наивной точки зрения (см. ниже). Обычно одновременно образуется не одна

протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти
группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными

астрономам. Весьма вероятно, что на этом самом раннем этапе эволюции звезды
вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно пре-
вращаются в планеты (см. гл. 9).

При сжатии протозвезды температура ее повышается и значительная часть ос-

вобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство.
Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с еди-
ницы его поверхности будет незначительным. Коль скоро поток излучения с еди-
ницы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефа-
на — Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка,

между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с 'той же мас-

сой. Поэтому на диаграмме «спектр — светимость» такие звезды расположатся
вправо от главной последовательности, т. е. попадут в область красных гигантов
или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс.

В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся

меньше, а поверхностная температура растет, вследствие чего спектр становится
все более '«ранним». Таким образом, двигаясь по диаграмме «спектр — свети-
мость», протозвезда довольно быстро «сядет» на главную последовательность.
В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того,

чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри буду-
щей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Про-
тозвезда становится звездой.

Чтобы пройти эту самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нуж-

но сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше
солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше — несколько
сот миллионов лет. Так как время эволюции прогозвезд сравнительно невелико,

эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в та-
кой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные
звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности.

В 1966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать прото-

звезды на ранних стадиях их эволюции. Мы уже упоминали в третьей главе этой

книги об открытии методом радиоастрономии ряда молекул в межзвездной среде,
прежде всего гидроксила ОН и паров воды Н

О. Велико же было удивление радио-

астрономов, когда при обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии
ОН, были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные (т. е. имеющие малые
угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что первое время

отказывались даже верить, что столь яркие радиолинии могут принадлежать моле-
куле гидроксила. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат какой-то

неизвестной субстанции, которой сразу же дали «подходящее» имя «мистериум».
Однако «мистериум» очень скоро разделил судьбу своих оптических «братьев» —
«небулия» и «корония». Дело в том, что многие десятилетия яркие линии туманно-

стей и солнечной короны не поддавались отождествлению с какими бы то ни было
известными спектральными линиями. Поэтому их приписывали неким, не-
известным на земле, гипотетическим элементам — «небулию» и «коронию». Не бу-
дем снисходительно улыбаться над невежеством астрономов начала нашего века:
ведь теории атома тогда еще не было! Развитие физики не оставило в периодиче-

ской системе Менделеева места для экзотических «небожителей»: в 1927 г. был раз-
венчан «небулий», линии ко-
торого с полной надежно-

стью были отождествлены
с «запрещенными» линиями

ионизованных кислорода и
азота, а в 1939 —1941 гг. было
убедительно показано, что
загадочные линии «корония»

принадлежат многократно
ионизованным атомам желе-

за, никеля и кальция.

Если для «развенчания»

«небулия» и «корония» по-
требовались десятилетия, то
уже через несколько недель
после открытия стало ясно,

что линии «мистериума»
принадлежат обыкновенно-

му гидроксилу, но только на-

ходящемуся в необыкновен-
ных условиях.

Дальнейшие наблюде-

ния, прежде всего, выявили,
что источники «мистериума»

имеют исключительно ма-
лые угловые размеры. Это

было показано с помощью
тогда еще нового, весьма
эффективного метода иссле-
дований, получившего назва-

ние «радиоинтерферометрия
на сверхдлинных базах». Суть

метода сводится к одновре-
менным наблюдениям источ-

ников на двух радиотелескопах, удаленных друг от друга на расстояния в не-
сколько тысяч км. Как оказывается, угловое разрешение при этом определяется
отношением длины волны к расстоянию между радиотелескопами. В нашем слу-

чае эта величина может быть ~ 3 - 1 0

- 8

рад или несколько тысячных секунды

дуги! Заметим, что в оптической астрономии такое угловое разрешение пока
совершенно недостижимо.

Такие наблюдения показали, что существуют по крайней мере три класса ис-

точников «мистериума». Нас здесь будут интересовать источники 1 класса. Все они

находятся внутри газовых ионизованных туманностей, например в знаменитой ту-
манности Ориона. Как уже говорилось, их размеры чрезвычайно малы, во много
тысяч раз меньше размеров туманности. Всего интереснее, что они обладают слож-

ной пространственной структурой. Рассмотрим, например, источник, находящийся

в туманности, получившей название W3.

На рис. 13 приведен профиль линии ОН, излучаемый этим источником. Как

видим, он состоит из большого количества узких ярких линий. Каждой линии со-

ответствует определенная скорость движения по лучу зрения излучающего эту ли-
нию облака. Величина этой скорости определяется эффектом Доплера. Различие

скоростей (по лучу зрения) между различными облаками достигает ~10 км/с. Упо-

мянутые выше интерферометрические наблюдения показали, что облака, излучаю-

щие каждую линию, пространственно не совпадают. Картина получается такая:
внутри области размером приблизительно 1,5 секунды дуги движутся с разными

скоростями около 10 компактных облаков. Каждое облако излучает одну

определенную (по частоте) линию. Угловые размеры облаков очень малы, порядка
нескольких тысячных секунды дуги. Так как расстояние до туманности W3 известно
(около 2000 пк), то угловые размеры легко могут быть переведены в линейные.

Оказывается, что линейные размеры области, в которой движутся облака, порядка
10

- 2

пк, а размеры каждого облака всего лишь на порядок величины больше рас-

стояния от Земли до Солнца.

Возникают вопросы: что это за облака и почему они так сильно излучают

в радиолиниях гидроксила? На второй вопрос ответ был получен довольно скоро.
Оказалось, что механизм излучения вполне подобен тому, который наблюдался

в лабораторных мазерах и лазерах.

Итак, источники «мистериума» — это гигантские, природные космические ма-

зеры, работающие на волне линии гидроксила, длина которой 18 см. Именно в ма-

зерах (а на оптических и инфракрасных частотах — в лазерах) достигается огромная

яркость в линии, причем спектральная ширина ее мала. Как известно, усиление из-
лучения в линиях благодаря такому эффекту возможно тогда, когда среда, в кото-
рой распространяется излучение, каким-либо способом «активирована». Это озна-
чает, что некоторый «сторонний» источник энергии (так называемая «накачка»)

делает концентрацию атомов или молекул на исходном (верхнем) уровне аномаль-
но высокой. Без постоянно действующей «накачки» мазер или лазер невозможны.
Вопрос о природе механизма «накачки» космических мазеров пока еще окончатель-
но не решен. Однако скорее всего «накачкой» служит достаточно мощное инфра-
красное излучение. Другим возможным механизмом «накачки» могут быть неко-
торые химические реакции.

Стоит прервать наш рассказ о космических мазерах для того, чтобы подумать,

с какими удивительными явлениями сталкиваются астрономы в космосе. Одно из
величайших технических изобретений нашего бурного века, играющее немалую

роль в переживаемой нами теперь научно-технической революции, запросто реали-
зуется в естественных условиях и притом — в громадном масштабе!

Поток радиоизлучения от некоторых космических мазеров настолько велик,

что мог бы быть обнаружен даже при техническом уровне радиоастрономии лет 35
тому назад, т.е. еще до изобретения мазеров и лазеров! Для-этого надо было
«только» знать точную длину волны радиолинии ОН и заинтересоваться пробле-

мой. Кстати, это не первый случай, когда в естественных условиях реализуются

важнейшие научно-технические проблемы, стоящие перед человечеством. Термоя-
дерные реакции, поддерживающие излучение Солнца и звезд (см. ниже), стимули-

ровали разработку и осуществление проектов получения на Земле ядерного «горю-
чего», которое в будущем должно решить все наши энергетические проблемы. Увы,
мы пока еще далеки от решения этой важнейшей задачи, которую природа решила
«запросто». Полтора века тому назад основатель волновой теории света Френель
заметил (по другому поводу, конечно): «Природа смеется над нашими трудностя-
ми». Как видим, замечание Френеля еще более справедливо в наши дни.

Вернемся, однако, к космическим мазерам. Хотя механизм «накачки» этих ма-

зеров пока еще не совсем ясен, все же можно составить себе грубое представление
о физических условиях в облаках, излучающих мазерным механизмом линию

18 см. Прежде всего, оказывается, что эти облака довольно плотны: в кубическом

сантиметре там имеется по крайней мере 10

—10

частиц, причем существенная (а

может быть и большая) часть их — молекулы. Температура вряд ли превышает две
тысячи кельвинов, скорее всего она порядка 1000 Кельвинов. Эти свойства резко от-
личны от свойств даже самых плотных облаков межзвездного газа. Учитывая еще
сравнительно небольшие размеры облаков, мы невольно приходим к выводу, что

они скорее напоминают протяженные, довольно холодные атмосферы
звезд — сверхгигантов. Очень похоже, что эти облака есть не что иное, как ранняя
стадия развития протозвезд, следующая сразу за их конденсацией из межзвездной

среды. В пользу этого утверждения (которое автор этой книги высказал еще в 1966

г.) говорят и другие факты. В туманностях, где наблюдаются космические мазеры,

видны молодые горячие звезды (см. ниже). Следовательно, там недавно закончился

и, скорее всего, продолжается и в настоящее время, процесс звездообразования.
Пожалуй, самое любопытное это то, что, как показывают радиоастрономические
наблюдения, космические мазеры этого типа как бы «погружены» в небольшие,

очень плотные облака ионизованного водорода. В этих облаках имеется много кос-

мической пыли, что делает их ненаблюдаемыми в оптическом диапазоне. Такие

«коконы» ионизуются молодой, горячей звездой, находящейся внутри них. При ис-
следовании процессов звездообразования весьма полезной оказалась инфракрасная
астрономия. Ведь для инфракрасных лучей межзвездное поглощение света не так
существенно.

Мы можем теперь представить следующую картину: из облака межзвездной

среды, путем его конденсации, образуется несколько сгустков разной массы, эво-

люционирующих в протозвезды. Скорость эволюции различна: для более мас-
сивных сгустков она будет больше (см. дальше табл. 2). Поэтому раньше всего

превратится в горячую звезду наиболее массивной сгусток, между тем как.
остальные будут более или менее долго задерживаться на стадии протозвезды. Их-

то мы и наблюдаем как источники мазерного излучения в непосредственной бли-
зости от «новорожденной» горячей звезды, ионизующей не сконденсировавший
в сгустки водород «кокона». Разумеется, эта грубая схема будет в дальнейшем
уточняться, причем, конечно, в нее будут внесены существенные изменения. Но
факт остается фактом: неожиданно оказалось, что некоторое время (скорее всего —

сравнительно короткое) новорожденные протозвезды, образно выражаясь, «кричат»

о своем появлении на свет, пользуясь новейшими методами квантовой радиофизи-
ки (т. е. мазерами)...

Спустя 2 года после открытия космических мазеров на гидроксиле (линия

18 см)-было установлено, что те же источники одновременно излучают (также ма-

зерным механизмом) линию водяных паров, длина волны которой 1,35 см. Интен-
сивность «водяного» мазера даже больше, чем «гидроксильного». Облака, излу-
чающие линию Н

О, хотя и находятся в том же малом объеме, что

и «гидроксильные» облака, движутся с другими скоростями и значительно более

компактны. Нельзя исключать, что в близком будущем будут обнаружены и другие

мазерные линии *). Таким образом, совершенно неожиданно радиоастрономия пре-

вратила классическую проблему звездообразования в ветвь наблюдательной астро-

номии**).

Оказавшись на главной последовательности и перестав сжиматься, звезда дли-

тельно излучает практически не меняя своего положения на диаграмме «спектр —
светимость». Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими
в центральных областях. Таким образом, главная последовательность представляет

*) Недавно были обнаружены мазерные линии молекулы SiH.

**) Более подробно о звездообразовании см. книгу автора: «Звезды: их рождение,

жизнь и смерть» (М.: Наука, 1984).

собой как бы геометрическое место точек на диаграмме «спектр — светимость», где

звезда (в зависимости от ее массы) может длительно и устойчиво излучать благо-
даря термоядерным реакциям. Место звезды на главной последовательности опре-
деляется ее массой. Следует заметить, что имеется еще один параметр, определяю-
щий положение равновесной излучающей звезды на диаграмме «спектр — свети-

мость». Таким параметром является первоначальный химический состав звезды.
Если относительное содержание тяжелых элементов уменьшится, звезда «ляжет» на
диаграмме ниже. Именно этим обстоятельством объясняется наличие последова-
тельности субкарликов. Как уже говорилось выше, относительное содержание тя-
желых элементов у этих звезд в десятки раз меньше, чем у звезд главной

последовательности.

Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее пер-

воначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощ-

ность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного «горючего».

Так, например, звезды главной последовательности с массой, превышающей
солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального

класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего

лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнеч-
ной, находятся на главной последовательности 10—15 млрд лет. Ниже приводится
табл. 2, дающая вычисленную продолжительность гравитационного сжатия и пре-

бывания на главной последовательности для звезд разных спектральных классов.

В этой же таблице приведены значения масс, радиусов и светимостей звезд
в солнечных единицах.

Т а б л и ц а 2

Спектраль-

ный класс

ВО

В5

АО

А5

G2 (Солнце)

КО

К5

Масса

17,0

6,3

3,2

1,9

1,5

1,3

1,02

1,00

0,91

0,74

0,54

Радиус

9,0

4,2

2,8

,25

,24

,02

,00

0,92

0,74

0,54

Свети-

мость

30000

1000

100

4,8

2,7

1,2

1,0

0,72

0,32

0,10

Время

гравита-

ционного

сжатия

1,2 • 10

1,1 • 10

4,1 • 10

2,2

•

4,2 • 10

5,6 • 10

9,4 • 10

1,1 • 10

2,3 • 10

6,0 • 10

лет

пребывания

на главной

последова-

тельности

8 • 10

4 • 10

2 • 10

4 •

6 •

11 • 10

13 • 10

17 • 10

28 • 10

70- 10

Из таблицы следует, что время пребывания на главной последовательности

звезд, более «поздних», чем КО, значительно больше возраста Галактики, который
по существующим оценкам близок к 15 — 20 млрд лет.

«Выгорание» водорода (т. е. превращение его в гелий при термоядерных реак-

циях) происходит только в центральных областях звезды. Это объясняется тем, что
звездное вещество перемешивается лишь в центральных областях звезды, где идут
ядерные реакции, в то время как наружные слои сохраняют относительное содер-
жание водорода неизменным. Так как количество водорода в центральных обла-
стях звезды ограниченно, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там
практически весь «выгорит». Расчеты показывают, что масса и радиус центральной
ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом
звезда медленно перемещается, на диаграмме «спектр - светимость» вправо. Этот

процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд. Если
представить себе группу одновременно образовавшихся эволюционирующих звезд,
то с течением времени главная последовательность на диаграмме «спектр — свети-
мость», построенная для этой группы, будет как бы загибаться вправо.

Что же произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре

«выгорит»? Так как выделение энергии в центральных областях звезды прекра-

щается, температура и давление не могут поддерживаться там на уровне, необхо-
димом для противодействия силе тяготения, сжимающей звезду. Ядро звезды на-

чнет сжиматься, а температура его будет повышаться. Образуется очень плотная

горячая область, состоящая из гелия (в который превратился водород) с неболь-
шой примесью более тяжелых элементов. Газ в таком состоянии носит название
«вырожденного». Он обладает рядом интересных свойств, на которых мы здесь
останавливаться не можем. В этой плотной горячей области ядерные реакции про-

исходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии
ядра, в сравнительно тонком слое. Вычисления показывают, что светимость звезды

и ее размеры начнут расти. Звезда как бы «разбухает», и начнет «сходить» с глав-,

ной последовательности, переходя в области красных гигантов. Далее, оказывается,
что звезды-гиганты с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь при

одинаковых размерах более высокую светимость.

На рис. 14 приведены теоретически рассчитанные эволюционные треки на диа-

грамме «светимость — температура поверхности» для звезд разной массы. При

переходе звезды в стадию красного гиганта скорость ее эволюции значительно
увеличивается.

Для проверки теории большое значение имеет построение диаграммы

«спектр — светимость» для отдельных звездных скоплений. Дело в том, что звезды
одного и того же скопления (например, Плеяды) имеют, очевидно, одинаковый

возраст. Сравнивая диаграммы «спектр — светимость» для разных скоплений —
«старых» и «молодых», можно выяснить, как эволюционируют звезды. На рис. 15

и 16 приведены диаграммы «показатель цвета — светимость» для двух различных

звездных скоплении. Скопление NGC 2254 - сравнительно молодое образование.

На соответствующей диаграмме отчетливо видна вся главная последовательность,
в том числе ее верхняя левая часть, где расположены горячие массивные звезды
(показателю цвета — 0,2 соответствует температура 20 тыс. К, т. е. спектр клас-

са В).

Шаровое скопление М 3 — «старый» объект. Ясно видно, что в верхней части

главной последовательности диаграммы, построенной для этого скопления, звезд

почти нет. Зато ветвь красных гигантов у М 3 представлена весьма богато, в то

время как у NGC 2254 красных гигантов очень мало. Это и понятно: у старого ско-
пления М 3 большое число звезд уже успело «сойти» с главной последовательно-
сти, в то время как у молодого скопления NGC 2254 это произошло только с не-
большим числом сравнительно массивных, быстро эволюционирующих звезд.
Обращает на себя внимание, что ветвь гигантов для М 3 идет довольно круто
вверх, а у NGC 2254 она почти горизонтальна. G точки зрения теории это можно
объяснить значительно более низким содержанием тяжелых элементов у М 3.
И действительно, у звезд шаровых скоплений (так же как и у других звезд, концен-

трирующихся не столько к галактической плоскости, сколько к галактическому цен-
тру) относительное содержание тяжелых элементов незначительно.

На диаграмме «показатель цвета — светимость» для М 3 видна еще одна по-

чти горизонтальная ветвь. Аналогичной ветви на диаграмме, построенной для
NGC 2254, нет. Теория объясняет появление этой ветви следующим образом. По-
сле того как температура сжимающегося плотного гелиевого ядра звезды — крас-
ного гиганта — достигнет 100 — 150 млн К, там начнет идти новая ядерная рбакция.
Эта реакция состоит в образовании ядра углерода из трех ядер гелия. Как только
начнется эта реакция, сжатие ядра прекратится. В дальнейшем поверхностные слои

звезды увеличивают свою температуру и звезда на диаграмме «спектр — свети-

мость» будет перемещаться влево. Именно из таких звезд образуется третья гори-

зонтальная ветвь диаграммы для М 3.

На рис. 17 схематически приведена сводная диаграмма «цвет — светимость»

для 11 скоплений, из которых два (М 3 и М 92) шаровые. Ясно видно, как «заги-
баются» вправо и вверх главные последовательности у разных скоплений в полном
согласии с теоретическими представлениями, о которых уже шла речь. Из рис. 17

можно сразу определить, какие скопления являются молодыми и какие старыми.
Например, «двойное» скопление К, и h Персея молодое. Оно «сохранило» значи-
тельную часть главной последовательности.

Скопление М 41 старше, еще старше скоп-

ление Гиады и совсем старым является
скопление М 67, диаграмма «цвет — свети-

мость» для которого очень похожа на
аналогичную диаграмму для шаровых скоп-
лений М 3 и М 92. Только ветвь ги-

гантов у шаровых скоплений находится
выше в согласии с различиями в химическом
составе, о которых говорилось раньше.

Таким образом, данные наблюдений

полностью подтверждают и обосновывают
выводы теории. Казалось бы, трудно

ожидать наблюдательной проверки тео-
рии процессов в звездных недрах, ко-
торые закрыты от нас огромной толщей
звездного вещества. И все же теория и

здесь постоянно контролируется практи-
кой астрономических наблюдений. Нужно

отметить, что составление большого коли-

чества диаграмм «цвет — светимость» по-
требовало огромного труда астрономов-
наблюдателей и коренного усовершенство-

вания методов наблюдений. С другой сто-
роны, успехи теории внутреннего строения
и эволюции звезд были бы невозможны

без современной вычислительной техники, основанной на применении быстродей-
ствующих электронных счетных машин. Неоценимую услугу теории оказали также
исследования в области ядерной физики, позволившие получить количественные ха-
рактеристики тех ядерных реакций, которые протекают в звездных недрах. Без пре-

увеличения можно сказать, что разработка теории строения и эволюции звезд
является одним из крупнейших достижений астрономии второй половины XX

столетия.

Развитие современной физики открывает возможность п р я м о й наблюда-

тельной проверки теории внутреннего строения звезд, и в частности Солнца. Речь
идет о возможности обнаружения мощного потока нейтрино, который должно ис-
пускать Солнце, если в его недрах имеют место ядерные реакции. Хорошо извест-

но, что нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействует с другими элементарными
частицами. Так, например, нейтрино может почти без поглощения пролететь через
всю толщу Солнца, в то время как рентгеновское излучение может пройти без

поглощения только через несколько миллиметров вещества солнечных недр. Если
представить себе, что через Солнце проходит мощный пучок нейтрино с энергией
каждой частицы в 10 млн эВ, то из нескольких десятков миллионов нейтрино по-

глотится только одно. Отсюда ясно, что обнаружить поток солнечных нейтрино

Вселенная. Жизнь. Разум - Наука (И.С. Шкловский) - часть 3