 |
 |
 |
gordon0030@yandex.ru
Жизнь звездных систем
10.02.2003 
51:10
Стенограмма эфираСовместная жизнь звезд, оказывается, намного богаче событиями, чем эволюция каждой из них поодиночке. Может ли взаимная близость звезд продлить их активный возраст? Какова природа звездных ассоциаций и почему погибают скопления звезд? Может ли взаимодействие светил привести к катастрофам? Почему свою Галактику мы знаем хуже, чем соседние? О том, как астрономы изучают жизнь звездных коллективов, и что любопытного, а порой и загадочного, в ней обнаруживается, — астрономы Алексей Расторгуев и Владимир Сурдин.
Программа повторно вышла в эфир 09.07.2003.
Участники:
Расторгуев Алексей Сергеевич — доктор
Сурдин Владимир Георгиевич — кандидат
Обзор темы
Звезды не любят одиночества. Глядя на ночное небо, мы видим, что звезды рассыпаны по нему довольно равномерно — каждая сама по себе. Но это обманчивое впечатление: наблюдения в телескоп показывают, что многие звезды объединены в коллективы. Наименьшие из них — это звездные пары, двойные звезды. Это самый распространенный тип звездных систем: около половины всех светил живут попарно. Но известно немало и тройных звезд, а также
Известны два типа структуры звездных систем: хаотический, к которому относится подавляющее большинство звездных скоплений, и иерархический, представленный системами типа кратной звезды e Lyr. С точки зрения теории формирования звезд иерархические системы интереснее, поскольку сохраняют исходное распределение масс и размеров своих подсистем, что дает возможность судить о процессе гравитационной фрагментации.
Вопросы строения и динамической эволюции иерархических звездных систем сравнительно редко обсуждаются астрономами. Известно, что иерархические системы в динамическом смысле значительно устойчивее хаотических систем типа рассеянных или шаровых звездных скоплений. Тогда почему в наших каталогах заметно богаче представлены хаотические системы
Для выяснения возможности формирования
Зато хаотических звездных скоплений —
Самым прозорливым среди астрономов конца XVIII в. оказался немецкий музыкант Вильям Гершель, в молодости перебравшийся в Англию и там, в свободное от работы время, строивший себе телескопы и наблюдавший с их помощью звезды. Он сделал множество замечательных открытий, например, впервые с доисторических времен обнаружил новую планету — Уран. Именно Гершель стал первым детально изучать звездные скопления с ясным пониманием того, что это очень важные и полезные для науки объекты. Так оно и оказалось.
В начале ХХ в. звездные скопления, заметные на гораздо больших расстояниях, чем одиночные звезды, помогли астрономам выяснить в общих чертах структуру нашей гигантской звездной системы — галактики Млечный Путь. В середине ХХ в. скопления звезд вновь стали желанным объектом для тех астрономов, кто изучал эволюцию отдельных звезд. В те годы астрономы уже поняли, что термоядерные реакции служат источником энергии звезд, и стали на основе этого стоить математические модели небесных светил. Но модели надо было сравнивать с реальными объектами — а с какими именно? Мир звезд очень разнообразен: звезды различаются по возрасту, массе, размеру, химическому составу, температуре поверхности и другим параметрам. И тут вновь выручили звездные скопления. Законы механики указывают, что большой звездный коллектив не может образоваться из случайно сблизившихся светил, значит, все звезды в скоплении генетически связаны между собой, все они родились вместе, из одного вещества, в одну эпоху. А современные различия в их внешности определяются только исходным различием в массах звезд. Имея лишь один свободный параметр, легко построить серию моделей и сравнить ее с наблюдениями. Поняв это, астрономы довольно быстро разобрались с процессами, контролирующими эволюцию одиночных звезд.
Но ведь именно в скоплениях должно быть заметным взаимное влияние звезд. Исследование этой проблемы тоже привело к интересным находкам.
Звездные коллективы рождаются и умирают. Мы знаем, что в Галактике сотни миллиардов звезд, а много ли в ней звездных скоплений? Недавние подсчеты показали, что звездных скоплений не очень много — скорее всего, порядка 20 тысяч. Можно сказать, что это «элита» Галактики, особенно — в смысле их значимости для астрономии. Однако скопления не одинаковы. Их делят на шаровые и рассеянные. Если судить по названиям, то скопления различаются формой. И действительно, шаровые скопления даже в небольшой телескоп видятся нам как яркие звездные шары правильной формы, содержащие сотни тысяч и миллионы звезд. Рассеянные скопления поскромнее; звезд в них — не более нескольких тысяч, а форма не всегда правильная. Вспомнив Плеяды, мы поймем, почему скопления — рассеянные. Однако главные различия между этими двумя группами скоплений не в форме и богатстве, а в возрасте, химическом составе звездного вещества, пространственном распределении и характере орбит в Галактике.
Рассеянные скопления живут в галактическом диске. В окрестностях Солнца их известно чуть более полутора тысяч, а всего в Галактике их, вероятно,
В крупном скоплении — миллионы звезд. Как изучать их взаимное влияние и перемещение в пространстве? До последних лет не существовало компьютеров, которые могли бы справиться с решением нескольких миллионов дифференциальных уравнений, описывающих движение такого числа звезд. Недавно такой компьютер создан, в Японии. Разумеется, это не универсальный компьютер, а специализированный, на нем нельзя играть в шахматы или ходить по Интернету, эта машина предназначена только для вычисления сил притяжения и решения дифференциальных уравнений, описывающих движение звезд в скоплении. Но уж это она умеет делать замечательно быстро, совершая более 10 млрд операций в секунду. Такой компьютер может проследить за движением миллионов взаимодействующих друг с другом звезд на отрезках времени в миллиарды лет.
Конечно, в ожидании суперкомпьютера специалисты по звездной динамике — науке, занимающейся изучением физики и эволюции звездных систем под действием сил взаимного притяжения — не сидели, сложа руки. Они исследовали эволюцию звездных скоплений так же, как физики изучают поведение атомов в макроскопическом теле: описывается не каждый атом или молекула, число которых неизмеримо велико, а их средние параметры — распределение звезд в пространстве, их распределение по скоростям и массам. Правда, звезды не так похожи друг на друга, как атомы одного химического элемента. Звездное скопление больше напоминает «коктейль» из всей таблицы Менделеева — по массам и размерам звезды различаются в сотни раз. Но в первом приближении их можно считать одинаковыми, а затем постепенно уточнять картину.
На этом пути астрономам удалось продвинуться весьма далеко: уподобив звездное скопление газовому облаку, где каждая молекула — звезда, удалось еще в
А пока нам удалось проследить судьбу типичного звездного скопления, которое — как и все на свете — рождается, живет и умирает. Дело в том, что гравитационное взаимодействие звезд друг с другом вызывает обмен энергией между ними. Сближаясь в пространстве, две звезды возмущают движение друг друга и, пролетев по гиперболическим траекториям, вновь расходятся, но уже изменив свою кинетическую энергию: в зависимости от соотношения масс, скоростей и направления движения одна из звезд приобретает, а другая — теряет энергию. В результате многочисленных взаимодействий звезды в скоплении, как и молекулы в газе, стремятся к равнораспределению по энергии, когда кинетическая энергия всех звезд в среднем одинакова. Однако на этом аналогия между молекулами и звездами кончается.
Когда в баллоне с газом среди молекул устанавливается равнораспределение энергии, система приходит в стационарное состояние, которое уже не меняется. Однако звездное скопление, лишенное наружных стенок, в принципе не может быть стационарным: наиболее быстрые звезды, преодолев притяжение всего скопления, вылетают из него и уже не возвращаются. Поэтому звездное скопление постоянно «худеет», теряя своих членов. А окружающие объекты и вся Галактика в целом еще и норовят отщипнуть от него кусочек: стоит звезде удалиться от центра своего скопления на некоторое критическое расстояние, и она уже не возвращается — приливные гравитационные силы Галактики уводят ее «в свободное плавание», но еще очень долго она будет «сопровождать» скопление по орбите. Если рядом со скоплением пролетает массивное облако межзвездного газа, то и оно своей гравитацией «встряхивает» скопление и заставляет его терять звезды. В итоге типичное рассеянное звездное скопление, состоящее из 300 звезд, до полного своего «испарения» живет несколько сотен млн лет, успевая сделать от силы несколько оборотов вокруг центра Галактики.
Сопоставив это с тем, что астрономы знают о формировании звезд, — а знают они, что звезды в большинстве своем рождаются плотными компаниями в недрах межзвездных облаков, можно было бы сделать вывод, что молодые звезды должны жить скоплениями, а достигнув возраста около
Что же остается на месте звездного скопления, после того как оно разрушится? Так и хочется сказать: да ничего! Однако простые физические рассуждения говорят, что все не так просто. Покидая скопление, звезды уносят часть его энергии. Поэтому конечным результатом эволюции скопления может стать двойная или иерархическая кратная звезда — система с отрицательной полной энергией, о которых мы уже говорили. Не исключено, что часть кратных систем образовалась именно так, законы физики это допускают.
Шаровые скопления — древнейшие жители Галактики. Изучая звездные скопления, астрономы уже давно выделили совершенно особый их класс: плотные сферические системы, содержащие сотни тысяч и даже миллионы звезд и разбросанные во всем объеме Галактики, даже очень далеко от областей звездообразования. По всему было видно, что это весьма старые скопления, что и подтвердилось при изучении их звезд. Выяснилось, что возраст этих реликтовых скоплений не менее
К сожалению, в Галактике осталось очень мало шаровых скоплений: пока их обнаружено всего 150, хотя для их поиска предпринимались серьезнейшие усилия. Наши расчеты, основанные на численном моделировании процесса поиска и обнаружения шаровых скоплений в Галактике, показывают, что, возможно, нам удастся найти еще
Первый вопрос, на который обязана была ответить звездная динамика: «Почему в нашу эпоху рассеянные звездные скопления не доживают и до 1 млрд лет, а шаровые скопления прожили уже более 10 млрд и, судя по их „бодрому виду“, проживут еще не один раз столько же?» Ответ таков: «Шаровые скопления удачно расположились в Галактике — вдалеке от ее диска, где сосредоточено большинство разрушающих факторов». Двигаясь по высокой галактической орбите, такое скопление лишь дважды за оборот пролетает сквозь диск Галактики, да и то настолько быстро, что эти «разрушающие факторы» не успевают сработать. Впрочем, понятие «удачно расположились» неприменимо к неодушевленным объектам. Тут впору говорить о естественном отборе: до наших дней выжили только те из шаровых скоплений, которым их исходные гигантские массы — а время существования как раз зависит от массы! — и «удачные» галактические орбиты позволили это сделать.
Когда мы говорим о галактических орбитах скопления, можно вспомнить гипотезы некоторых геологов, считающих, что движение Солнечной системы в Галактике оказывает
По мнению астрономов, геологи преувеличивают влияние Галактики на земные процессы. Да и совпадение характерных промежутков времени между геологическими катаклизмами и периода солнечной орбиты весьма условное: сложно оценивать точность геологических часов, да и наши знания о движении Солнца в Галактике еще далеки от совершенства. Тем не менее, определенная схожесть между разрушением звездных скоплений и периферии Солнечной системы, кажется, есть. Подобно скоплениям, Солнце колеблется относительно плоскости Галактики, испытывая при этом периодические «встряски» примерно через каждые 34 млн лет. Прямо на Землю это повлиять не может: она слишком глубоко запрятана внутри Солнечной системы. Но далеко за орбитой Плутона это приводит к существенному изменения орбит комет и астероидов, часть из которых устремляется внутрь планетной системы и может бомбардировать Землю.
Конечно, есть еще один фактор. Периодически (хотя до сих пор точно не известно, с каким именно периодом!) Солнце вместе с планетами пересекает спиральный рукав Галактики. Принято считать, что спиральные рукава — волновые образования, в них газ и пыль в среднем плотнее, чем в межрукавном пространстве. В рукавах рождаются звезды. Так вот, более плотная среда может «раскачивать» кометный «резервуар» Солнечной системы (называемый Облаком Оорта), увеличивая частоту пролет комет мимо Земли. Конечно, при этом возрастает опасность масштабных космических катастроф.
Но вернемся к шаровым звездным скоплениям. За миллиарды лет своей эволюции они успевают сильно измениться. Взаимодействуя друг с другом, звезды перераспределяются в объеме скопления: если звезда немного уменьшает свою скорость, то она начинает падать к центру скопления, а если увеличивает скорость, то удаляется от центра. Массивные звезды, обмениваясь с более легкими звездами кинетической энергией, тормозятся и направляются к центру скопления, а менее массивные, напротив, увеличивают скорость и поднимаются к внешним частям скопления или вообще покидают его. Изначально однородное звездное скопление начинает расслаиваться: у него формируется плотная центральная часть — ядро — из более массивных звезд и обширная периферия, или корона — из легких звезд.
Расчеты, проделанные еще 40 лет назад замечательным петербургским астрономом Вадимом Антоновым, показали, что центральная часть звездного скопления должна за конечное время сжаться до нулевого размера и бесконечной плотности — позже это назвали «гравитермической катастрофой». Когда этот теоретический результат был получен, астрономов очень заинтересовало, а что же происходит в действительности в центре звездного скопления, когда звезды тесно сближаются друг с другом. В природе не бывает бесконечностей, это всего лишь математическая абстракция. По поводу уплотняющихся ядер звездных скоплений высказывались разные идеи: одни говорили, что звезды будут сталкиваться и разрушать друг друга, другие — что они будут сталкиваться и слипаться друг с другом, и при этом из многих звезд получится одна большая звезда. Но такая сверхзвезда, конгломерат из сотен слившихся вместе звезд, представляла бы собой чрезвычайно эффектное зрелище, а в звездных скоплениях никогда ничего подобного не наблюдалось. Ни у одного из скоплений в центре не видно суперзвезды.
Значит, простые модели не учитывают
Когда эти особенности звездной жизни выяснились,
Результатом этой звездной толкучки может стать прекращение сжатия ядра скопления и даже его последующее расширение. Но пока рано считать решенной судьбу ядер звездных скоплений: в конце прошлого года появились сообщения, что в центрах двух массивных шаровых скоплений обнаружены огромные черные дыры — с массами в тысячи раз больше солнечной. Если это подтвердится, то докажет, что ядра некоторых скоплений испытали катастрофическое сжатие — коллапс.
Строение нашей Галактики до сих пор загадка. Живя внутри Галактики, мы до сих пор плохо знаем ее план и историю. Соседние звездные системы, скажем, Туманность Андромеды, видны нам со стороны, поэтому их строение изучать легче, чем той Галактики, в которой мы сами находимся.
При изучении нашей звездной системы обнаруживаются неожиданные трудности: Солнце находится почти точно в плоскости Млечного Пути, как раз там, где сосредоточено межзвездное вещество — огромные облака газа и пыли, практически непрозрачные для света. Плотность пыли такова, что блеск звезд, находящихся на расстоянии 1 кпк ослабляется в среднем примерно в 3 раза! Именно потому о строении других галактик мы знаем, пожалуй, больше, чем о нашей родной звездной системе. Фактически мы лишены возможности наблюдать всю Галактику вдоль ее плоскости на расстоянии более нескольких килопарсеков. Хорошо изученной областью Галактики до сих пор остается лишь окрестность Солнца радиусом 1,5–2 кпк, а дальше видны только ярчайшие или переменные объекты и источники радио- и рентгеновского излучения. Именно солнечная окрестность и дает нам основную информацию о том, как живет наша Галактика.
Но вначале — о другом. Прежде чем изучать строение Галактики, надо научиться определять расстояния до звезд, звездных скоплений и других интересных объектов. Астрономы знают, что это непростая задача. Но — исключительно важная для всей астрономии. Ее обычно называют проблемой шкалы расстояний. Суть проблемы состоит в том, чтобы найти универсальную «линейку», с помощью которой можно равным образом уверенно измерять расстояния в солнечной системе, в Галактике и далеко за ее пределами. Поиск такой линейки ведется на протяжении сотен лет.
Расстояния между телами солнечной системы известны нам очень хорошо с помощью радиолокации или из законов движения планет. Линейка здесь — радиус земной орбиты. На него опираются тригонометрические параллаксы близких звезд. Чтобы понять, что такое параллакс, проделаем тривиальный опыт. Вытянем руку с поднятым вверх большим пальцем и будем смотреть на него, поочередно закрывая левый и правый глаз. На фоне стены палец будет смещаться. То же самое происходит и со звездой, когда мы наблюдаем ее с Земли, движущейся по своей орбите: на фоне более далеких звезд она описывает эллипс, большая ось которого зависит от расстояния до звезды. Угловой размер оси и называют тригонометрическим параллаксом. Даже для близких звезд он ничтожен и составляет доли угловой секунды (как правило, в сотни раз меньше самой малой детали, различимой человеческим глазом). Отсюда и название галактической единицы расстояния — парсек, или
Сделаем следующий шаг в определении расстояний. Довольно легко сообразить, что расстояние до звездного скопления определяется точнее, чем для одиночной звезды — хотя бы потому, что расстояния усредняются. Самые близкие к нам скопления — Гиады и Плеяды (расстояния 45 и 120 пк). А теперь, зная расстояния до двух скоплений, мы можем рассчитывать расстояния и до других скоплений, пользуясь тем простым рассуждением, что однотипные звезды во всех скоплениях должны иметь почти одинаковую светимость (т. е. блеск по сравнению с Солнцем). Мы знаем, что видимый блеск звезды уменьшается с расстоянием и можем отсюда найти расстояние.
Следующий шаг весьма любопытен и плодотворен: в некоторых рассеянных скоплениях открыты цефеиды — это пульсирующие переменные звезды, с завидной регулярностью, как часы, меняющие свой блеск. Они очень яркие и видны даже в далеких галактиках, и что важно — их трудно спутать с другими постоянными и переменными звездами. Светимость цефеид тем больше, чем больше период изменения блеска. Закон, связывающий эти две величины, мы можем определить, зная расстояния до рассеянных скоплений с цефеидами! Последовательность шагов, о которой шла речь, астрономы называют «калибровкой» шкалы расстояний, другими словами, взаимным согласованием расстояний, найденных разными методами. Итак, линейка для измерения расстояний в Галактике найдена!
А теперь перенесем ее на внегалактические просторы. С помощью космического телескопа имени Хаббла в далеких галактиках скопления Девы несколько лет назад было найдено множество цефеид, удалось точно измерить их видимый блеск и определить периоды. А потом — и расстояния до галактик.
Конечно, цефеиды — не единственные звезды, которые можно использовать как «стандартные свечи». Главное, чтобы блеск «свечи» был известен. Таких объектов много, а Сверхновые звезды, блеск которых в максимуме сравним с излучением всей галактики, позволяют оценивать расстояния до самых далеких галактик, находящихся почти на границе видимой Вселенной. Но все равно в основе шкалы расстояний лежат рассеянные скопления и цефеиды.
Чуть больше 10 лет назад, в 1989 г., Европейское космическое агентство запустило уникальный космический телескоп — Гиппарх (HIPPARCOS) специально предназначенный для точного измерения расстояний более
Проблема выбора между двумя шкалами имеет важнейшие последствия для космологии и теории эволюции звезд. Попробуем понять, в чем здесь дело. Чем короче шкала расстояний, тем меньше светимость звезд и тем больше возраст самых старых скоплений Галактики — шаровых. С другой стороны, чем короче шкала расстояний, тем больше величина постоянной Хаббла — одного из важнейших наблюдательных параметров современной космологии — и тем меньше возраст Вселенной. Если мы примем короткую шкалу расстояний, то возраст Вселенной (около
Различие между короткой и длинной шкалами расстояний проявляется в том, что все расстояния нужно одновременно уменьшить или увеличить, всего лишь примерно на 20%. Это касается и расстояний до скоплений, до галактик, а также расстояния от Солнца до центра нашей Галактики. Для астрономов это очень важная величина, это масштаб всех расстояний в Галактике и, во многих случаях, за ее пределами. Для галактической астрономии величина R0 так же важна, как для внегалактической астрономии и космологии важна постоянная
А не зная
Вот почему астрономы уже много десятилетий занимаются уточнением значения R0. Эта работа не афишируются, ибо не сулит сенсационных открытий. Но это именно та работа, для которой изобретаются новые и оттачиваются старые методы, собираются огромные массивы данных об астрономических объектах и в промежуточных результатах достигается та самая, легендарная «астрономическая точность», хотя окончательный результат
Как же измерить расстояние до невидимой точки? Что такое вообще центр Галактики — материальный объект или некая условная геометрическая точка. Вопрос также в том, единственная ли эта точка и как ее определить. Например, у галактик аморфной структуры, таких неправильных, как Магеллановы Облака, трудно указать геометрический центр. У эллиптических галактик, напротив, он четко определяется по яркому звездообразному ядру. Наша Галактика относится к спиральным системам. У большинства галактик с хорошо развитыми спиральными рукавами в центре есть крохотное ядрышко, вокруг которого концентрируются старые звезды гало и через которое проходит ось вращения галактического диска, состоящего из сравнительно молодых звезд и туманностей. Можно надеяться, что и у нашей Галактики есть плотное ядрышко, отмечающее ее геометрический и динамический центр.
Постепенно астрономы все ближе подбираются к этому загадочному объекту. Правда, оптические лучи от него не достигают нас: мешает межзвездная пыль. Но инфракрасные телескопы указывают на значительную концентрацию звезд в созвездии Стрельца, а радиотелескопы фиксируют в этом направлении мощный источник Sgr A, который, как считается, совпадает с центром Галактики. Однако, ни инфракрасные, ни радиотелескопы до последнего времени не позволяли измерять расстояния.
Кстати, впервые удалось указать направление на центр Галактики все же оптическими методами. Сделал это американский астроном Харлоу Шепли в начале ХХ века, смело предположив, что шаровые скопления, населяющие гало Галактики, симметрично распределены вокруг галактического центра. Заметив, что шаровые скопления в основном видны в направлении созвездий Скорпиона, Змееносца и Стрельца, Шепли понял, что именно там находится центр Галактики. Расстояние до области концентрации шаровых скоплений он оценил в 16 кпк и, как выясняется, ошибся не более, чем в два раза.
С тех пор произошел колоссальный прогресс в точности определения направления на центр Галактики: теперь уже указывается не созвездие, а безошибочные координаты — прямое восхождение по сетке 2000 г. равно
До самых последних лет для измерения R0 применялись только оптические методы, зависимые от межзвездного поглощения света. Один из них тоже связан с переменными звездами, но другого типа, не с цефеидами. Несмотря на сильное поглощение в направлении галактического центра — а блеск звезд, находящихся непосредственно в ядре Галактики ослабляется примерно
И все же каждый ученый не может «играть в свою науку»: для приведения в общую систему работ по галактической динамике и астрономии и сравнения результатов хорошо бы договориться, какого значения R0 придерживаться. От этого зависит безошибочная стыковка многих других результатов. Поэтому в 1963 г. астрономическое сообщество договорилось принять единые значения важнейших величин, характеризующих размер Галактики (R0) и скорость ее вращения в районе орбиты Солнца (v0):
Если же говорить серьезно, то измерение расстояний — это больное место астрономии, ее главная проблема, и на неожиданный прогресс здесь надеяться не приходится. Но все же в ближайшие годы мы смотрим с оптимизмом: есть надежда на быстрый прогресс в измерении больших расстояний. О космических астрометрических миссиях мы уже упоминали, а вот о радиоастрометрии нужно рассказать особо.
Угловое разрешение больших антенных систем и межконтинентальных радиоинтерферометров достигает сейчас 0,001″. Этого еще не достаточно для прямого тригонометрического измерения расстояний до источников в центре Галактики, но с запуском в ближайшие годы на околоземную орбиту крупных радиоантенн это уже станет возможным. Но и сейчас радиоастрономы предлагают очень интересные методы для измерения R0. Один из них похож на метод статистических параллаксов в звездной астрономии. Представим себе группу хаотически движущихся объектов, например, звезд в скоплении. По эффекту Доплера можно измерить среднюю скорость их движения вдоль луча зрения, а по изменению их видимого относительного положения (эти движения называют «собственными») можно определить среднюю угловую скорость. Чтобы перевести угловую скорость в линейную, требуется знать расстояние до звезд. Но можно обернуть задачу, предположив, что средние скорости звезд вдоль и поперек луча зрения равны. Тогда легко вычислить расстояние до скопления. Так, например, независимым образом вычисляют расстояния до некоторых шаровых скоплений.
Так и поступили радиоастрономы. Вблизи центра Галактики есть гигантское облако межзвездного вещества Стрелец В2 (Sgr В2), в котором наблюдается несколько крохотных хаотически движущихся уплотнений, излучающих в линии молекулы воды. Это излучение, усиленное мазерным эффектом, позволяет очень точно определять как лучевую скорость, так и угловое перемещение уплотнений. Наблюдая в течение нескольких лет Н2
Поглощение в инфракрасном диапазоне намного меньше, чем в оптическом. На длине волны около 2,2 микрон, например, поглощение примерно в 12 раз (!) меньше, чем в желтых лучах, к которым наиболее чувствителен глаз человека. Значит, инфракрасный «глаз» способен пронизать гораздо большую толщу галактического диска! Именно по этой причине в последние десятилетия столько внимания уделяется инфракрасному изучению Галактики. К примеру, в современные инфракрасные каталоги занесены данные более чем о 150 млн звезд. Правда, до оптики еще далеко: самый полный оптический каталог, созданный Американской морской обсерваторий в Аризоне, содержит более
Вообще наша астрономическая эпоха — время огромных по объему каталогов, куда записана полная информация о звездных характеристиках: их положении, блеске, движении. Именно на их основе изучается строение Галактики и движение звезд, туманностей и звездных скоплений.
Важным инструментом для уточнения характеристик Галактики
Можно пойти другим путем, имитируя движение близких к Солнцу объектов в плоскости Млечного Пути с учетом искривления их траекторий в спиральных рукавах. Так можно определить положение центра вращения галактического диска и расстояние до него, и — что особенно интересно и удивительно! — наметить картину спиральных рукавов Галактики, о которых мы еще очень мало знаем (неизвестно даже их количество). Дело здесь вот в чем.
Непосредственному наблюдению спирального узора Галактики мешает — конечно же! — межзвездное поглощение света, тем более что в спиральных рукавах сосредоточено громадное количество пыли. Глядя на другие галактики — туманность Андромеды, туманность Треугольника, галактику Водоворот (М51), астрономы давно задаются вопросом: а что у нас, в нашем родном Млечном Пути? Такие же мощные длинные спиральные ветви, охватывающие всю галактику или фрагменты, отрезки рукавов? Хорошо известно, что спиральные ветви выделяются как яркие рукава благодаря наличию в них экстремально молодых объектов — звездных ассоциаций, молодых скоплений, ярких облаков ионизованного водорода, потому что именно в спиральных рукавах рождаются звезды, это — их колыбель.
Казалось бы, чего проще: посмотреть, как в нашей Галактике распределены эти объекты и сделать соответствующие выводы. Но — увы! —
И вот здесь неожиданно появляется удивительная возможность изучения спирального узора на основе звездной кинематики, т. е. изучения движений звезд. Можно задуматься: а как, собственно, спиральные рукава связаны с движением звезд? Дело вот в чем. Сейчас все астрономы считают, что спиральный узор — это проявление волны уплотнения, прокатывающейся по
Завершенной строгой теории спиральной структуры пока не существует, хотя в ее волновой природе никто, похоже, не сомневается. Остается несколько вопросов — как это обычно бывает — самых непростых: где расположен «генератор» волн? С какой скоростью вращается спиральный узор? Каково его время жизни? Лет десять назад в центральной области Галактики обнаружен эллипсоидальный «бар», перемычка, вращение которого способно генерировать узор.
И еще один интересный штрих, касающейся спирального узора. По теории спирали вращаются твердотельно, как лазерный диск, а диск Галактики, как говорят, «дифференциально», т. е. с разной угловой скоростью на разных расстояниях. Есть в Галактике область, где спиральный узор и диск вращаются синхронно. Ее так и называют зоной синхронного вращения. Здесь происходит вот что: если в других областях диска звезды и газовые облака периодически проходят сквозь спиральный рукав, то в области синхронного вращения они очень длительное время не чувствуют его возмущающего влияния. В спиральном рукаве рождаются звезды и планетезимали, протопланетные тела; кометы; — в общем, небесные тела, представляющие непосредственную угрозу органической жизни. Есть астрономы, которые на основании скрупулезного анализа наблюдательных данных пришли к выводу, что Солнечная система как раз и находится в области синхронного вращения, а
Еще одна особенность звездных движений в диске нашей Галактики пока не получила своего полного объяснения. Наблюдения за скоростями звезд разного возраста приводят к удивительному выводу: существует
В итоге астрономы хотели бы создать всеобъемлющую компьютерную модель Галактики, в которой ее многочисленные параметры так увязаны между собой, чтобы наилучшим образом соответствовать всем имеющимся наблюдениям. Но этот грандиозный труд еще ждет своего часа. Пока испытываются «локальные» модели, описывающие только рaспределение или только движение в Галактике объектов определенного класса.
Эксперименты с такими моделями Галактики уже проведены московскими астрономами. Их модель распределения шаровых скоплений в Галактике дает
Прямые столкновения звезд: угроза для Солнечной системы? Нельзя не сказать и о возможности наблюдать в звездных скоплениях грандиозные космические катастрофы — столкновения звезд. До сих пор вблизи Солнечной системы мы такого не видели, но точно знаем, что в плотных звездных системах столкновения звезд происходят. Это редкое, но необыкновенное зрелище.
В принципе, возможно и столкновение нашего Солнца с другой звездой: это самая драматичная из всех возможностей уничтожения жизни на Земле. Особенно, если налетающим объектом будет белый карлик — сверхплотная звезда, у которой масса, как у нашего Солнца, но сжата она в объеме диаметром всего в одну сотую солнечного. Поскольку белый карлик мал и очень плотен, он пролетит сквозь Солнце, как игла сквозь вату. Но это столкновение вызовет катастрофическую последовательность событий. С приближением белого карлика к Солнцу оно вытянется и станет похожим на грушу. Карлик врежется в Солнце со скоростью
К счастью, вероятность такого столкновения для Солнца очень мала, просто ничтожна. Однако в более плотных частях Галактики, например в шаровых звездных скоплениях, такие события происходят довольно часто. Их последствия вполне наблюдаемы и очень интересны для астрофизики. Поскольку в шаровых скоплениях звезды движутся с малой скоростью, всего
В заключение — еще одна удивительная особенность звездных скоплений, которая сулит нам интереснейшие перспективы. В нашей программе уже обсуждались проблемы поиска внеземных цивилизаций. Как вы помните, одна из главных проблем для нас — это направление прихода сигнала: откуда его ждать? Маловероятно, что межзвездную передачу будут вести специально для нас: ну кто мы, в самом деле, такие? Солнце — рядовая звезда, каких миллионы. Земля — малоприметная планета. Значит, мы можем рассчитывать только на случайное «подслушивание» чужих переговоров. Следовательно, нам нужно угадать, где такие переговоры могут вестись наиболее интенсивно? Очевидно, там, где малы расстояния между звездами! В окрестности Солнца эти расстояния измеряются световыми годами: но кто же будет посылать сигналы, если между вопросом и ответом проходят, в лучшем случае, годы, а скорее всего — столетия! Другое дело — звездные скопления: там расстояния между звездами — световые месяцы, а порой и недели. Вот где должны вестись активные межзвездные диалоги, вот откуда следует ждать сигналов! Радиопрослушивание шаровых скоплений уже ведется.
Библиография
Дамбис А. К., Мельник А. М., Расторгуев А. С. Кривая вращения системы классических цефеид и расстояние Солнца от центра Галактики//Письма в «Астрономический журнал». 1995. Т. 21
Ефремов Ю. Н. Очаги звездообразования в галактиках. Звездные комплексы и спиральные рукава. М., 1989
Кинг А. Р. Введение в классическую звездную динамику. М., 2002
Расторгуев А. С., Дамбис А. К. Шкала расстояний во Вселенной/Российская наука на заре нового века. М., 2001
Саслау У. Гравитационная физика звездных и галактических систем. М., 1989
Спитцер Л. Динамическая эволюция шаровых скоплений. М., 1990
Сурдин В. Г. Галактика, в которой мы живем//Земля и Вселенная. 1996. № 3
Сурдин В. Г., Феоктистов Л. А. Преобразование энергии сверхновых в механическую энергию звездного скопления//Вестник Московского университета. Серия 3. Физика. Астрономия. 2001. Т. 56. № 6
Сурдин В. Г. Судьба звездных скоплений//Природа. 2001. № 4; Вестник РФФИ. 2001. N 2; Российская наука на заре нового века. М., 2001
Сурдин В. Г. Динамика звездных систем. М., 2001
Сурдин В. Г. Рождение звезд. М., 2001
Meylan G., Heggie D.C. Internal dynamics of globular clusters//The Astron. Astrophys. Rev. 1997. V. 8
Moskal E. V., Surdin V. G. Dynamical models of stellar associations//Astronomical and Astrophysical Transactions. 1998. V. 15
Surdin V. G. Distance to the galactic centre//Astronomical and Astrophysical Transactions. 1999. V. 18. № 2
Тема № 212
Эфир 10.02.2003
Хронометраж 51:10
www.ntv.ru