Большинство звезд в окрестностях Солнца движется по галактическим орбитам со скоростями от 30 до 50 км в секунду, по есть и такие звезды, которые путешествуют в два с лишним раза быстрее. Орбиты этих быстрых звезд пересекают диск Галактики насквозь. Снаружи, в галактическом гало, звезды обладают очень высокими скоростями.
Существует множество различных видов галактик. Они различаются по форме, размеру, массе и излучаемой энергии. Сначала мы рассмотрим нормальные галактики, которые черпают свою энергию, или свет, из ядерных реакций, протекающих в звездах. В следующей главе мы познакомимся с активными галактиками, источник энергии которых более экзотичен: например, это могут быть черные дыры, заглатывающие целые звезды.
Хаббл был первым, кто систематизировал нормальные галактики по их форме, подразделив их на три типа: эллиптические, спиральные и неправильные.
Эллиптические галактики более или менее напоминают лимон или мяч для регби. У них нет спиральных рукавон, а их форма может изменяться от почти сферической (так называемая ЕО) до сигарообразной (Е7). Около трех четвертей всех галактик во Вселенной являются эллиптическими. По размеру они очень разнообразны — от карликов до сверхгигантов. Самые большие из эллиптических галактик достигают в диаметре миллионов световых лет и являются наиболее массивными из всех известных.
Среди спиральных галактик астрономы выделяют два подтипа: пересеченные спирали, у которых есть центральная перемычка из звезд, соединяющая внутренние концы двух спиральных рукавов, и нормальные спирали, у которых рукава начинаются прямо из ядра. Размеры спиралей варьируются от 20 000 до 100 000 световых лет в поперечнике. Млечный Путь по величине оказывается it черных рядах.
Небольшая доля галактик не попадает в какую-либо четкую категорию. Это неправильные галактики, многие из которых являются спутниками более крупных собратьев; таковы, в частности, дна Магелланова облака.
Независимо от формы галактики, все находящиеся в ней звезды, газовые облака и пылевые частицы образуют единую семью, удерживаемую вместе силами тяготения. Звезды внутри каждой галактики движутся по своим орбитам вокруг галактики или перетекая ее; это занимает миллионы лет. Все внутри галактик находится в непрерывном движении, по чтобы эти перемещения стали заметны наблюдателю, требуется огромное время.
Оба Магелланова облака движутся по орбитам вокруг пашей Галактики. Поскольку они очень удалены от нас, их движение по небу почти незаметно. Однако в 1993 г. астрономам все же удалось измерить это перемещение, сравнивая фотографии, сделанные с интервалом в 17 лет. Звезды Большого облака сдвинулись за это время как раз настолько, что обнаружили это движение. Зная его скорость, астрономы вычислили орбиту Большого облака. Сделав это, они столкнулись с двумя большими неожиданностями.
Прежде всего, скорость оказалась больше, чем ожидалось. Это можно было объяснить, лишь допустив, что Млечный Путь еще больше, чем считалось раньше. По-видимому, невидимое массивное гало примерно в 10 раз превосходит по размеру спиральный диск Галактики. Путешествие по орбите вокруг Млечного Пути занимает у Большого облака около 2,5 миллиарда лет.
Во-вторых, орбита проходит совсем близко к массивному гало. В результате каждый раз, когда Большое облако оказывается достаточно близко, гравитационные силы рвут его в клочья. Гигантский хвост обломков, состоящий из звездных скоплений и водорода, отсасывается наружу. В итоге от Большого облака отделилась длинная тонкая дуга
из вещества, которая в настоящее время падает на Млечный Путь. Та же судьба и у Малого облака. Галактики-спутники, подобно гигантским кометам галактического масштаба, оставляют за собой хвосты обломков. По подсчетам астрономов, в ближайшие 10 млрд лет Млечный Путь совершит акт галактического каннибализма, полностью пожрав все вещество Магеллановых облаков.
Наш обычный мир — скалистая Земля с ее океанами, атмосферой, растительной и животной жизнью - состоит примерно из 100 различных химических элементов.
Во Вселенной некоторые из них гораздо более распространены, чем другие. Сочетаясь между собой, элементы образуют бесчисленное множество различных веществ. Но откуда взялись сами элементы, эти основные строительные кирпичики мироздания? Сегодня астрономы в состоянии дать полную картину того, как образовались и как распределились по Вселенной различные элементы (см. также с. 20—21).
Простейший из всех элементов — водород. Ядро атома водорода состоит из единственного протона, а добавление к нему одного электрона завершает конструкцию атома. Ядра других элементов содержат различные количества протонов, а также нейтронов, которые входят в состав всех элементов, кроме водорода. В ходе ядерных реакций отдельные ядра могут слипаться с элементарными частицами, вроде нейтрона, и образовывать новые элементы. Для протекания ядерных реакций нужны очень высокие температуры. Такие температуры существовали па ранних стадиях развития Вселенной, а сейчас они встречаются внутри звезд, во взрывах сверхновых, а также при падении вещества па очень плотные звезды типа белых карликов. Весь водород по Вселенной, да и значительная часть гелия, появились на свет в течение нескольких первых ми-пут после начала мира. Первые из ci|x>p-мировавшихся звезд состояли почти целиком из водорода и гелия. Но мы уже видели, как звезды получают свою энергию путем слияния ядер водорода, приводящего к образованию гелия, а затем — слияния гелия с более тяжелыми элементами, когда получается все остальное, включая углерод, кислород, кремний, железо и так далее. Когда звезда сбрасывает оболочку, как сверхновая, большая часть материала выносится в космическое пространство. Тепловая энергия взрыва способствует созданию еще большего числа элементов. После того как произошло достаточно много
вспышек сверхновых, межзвездное вещество уже содержит зпачи тельное количество веществ, произведенных в звездах — наряду с водородом и гелием, которые были здесь с самого начала. Звезды, которые обходятся без взрыва, также вносят свою лепту, когда они постепенно освобождаются от своих внешних слоев, вызывая появление звездных «ветров» или планетарной туманности.
Теперь самое время напомнить, что звезды формируются из облаков межзвездного материала. Звезды, которые сегодня рождаются в пашей Галактике, образуются из гораздо более разнообразной смеси химических элементов, чем самые первые звезды. Даже паше Солнце уже не принадлежит к первому звездному поколению. Оно сформировалось из облака, в котором было немало углерода, кислорода, кремния, железа и др., — по крайней мере, этих элементов оказалось достаточно, чтобы собрать их воедино но вращающейся туманности, ставшей затем Солнечной системой, и образовать нашу планету. Это может показаться странным, по большинство атомов в твоем собственном теле было создано в недрах давно умерших звезд.
Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и безмятежно. А что происходит с более массивными звездами? Как возникаю! нейтронные звезды и черные дыры?
Катастрофический изрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды, — это воистину впечатляющее событие. Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение ока высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше Солнце за 10 миллиардов лет. Световой поток, посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет составляет лишь матую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды разлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду.
R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя couepnieiino непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. По-видимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в крунипки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве. Звезды этого тина производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.
В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых гам насчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены 1ак iyrro, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть п ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер типичного шарового скопления от 20 до 400 световых лет.
В плотно набитых центрах :етих скоплений звезды находятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойные звезды. Иногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя па прямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.
Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из которого была создана Галактика, разделились па более мелкие фрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.
Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг пашей Галактики, по и вокруг других галактик любого сорта. Самос яркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, jto Омега Кентавра в южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширным из всех известных скоплений: его диаметр - 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, по все же можно различить невооруженным глазом.
Обычная звезда, такая, как Солнце, выделяет энергию за счет превращения водорода в гелий в ядерной печи, находящейся в самой се сердцевине. Солнце содержит огромное количество водорода, однако запасы его не бесконечны. За последние 5 миллиардов лет Со-лнпс уже израсходовало половину водородного топлива и сможет поддерживать свое существование в течение еще 5 миллиардов лет, прежде чем запасы водорода в его ядре иссякнут. А что потом?
После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбухает. В результате размер самой звезды резко возрастает, а температура ее поверхности надает. Именно этот процесс и порождает красных гигантов и сверх-гигантов. Он является частью той последовательности изменений, которая называется «звездной эволюцией» и которую проходят все звезды.
В конечном итоге все звезды стареют и умирают, но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды проносятся через спой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом. Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются, превращаясь в исключительно плотные белые карлики. После чего они просто угасают.
В процессе превращения из красного гиганта в белый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую газовую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения покинутой звезды, температура которой па поверхности может достигать 100 000"С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями, поскольку они часто выглядят как круги тина планетного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, не имеют с планетами нечего общего.
В созвездии Орион, чуть пониже трех звезд, обозначающих пояс Охотника, ты найдешь туманность Орио на, громадное облако раскаленного газа — водорода. В темную ночь ты, возможно, сумеешь разглядеть это ту манное пятнышко невооруженным глазом. Четыре раскаленных белых звезды, называемые Трапецией, лежат в самом сердце этой туманности. Квартет этих звезд заливает окружающий газ интенсивными ультрафиолетовыми лучами, вызывая его свечение.
Хотя сами звезды Тра пении разглядеть нелегко, но красивое, мягкое свечение ок ружающего газа ты заметишь сразу, если вооружишься 6hi лем или небольшим телескопом.
Трапеция — это то самое место, где новые звезды рождаются прямо сейчас. Астрономы имеют все основания утверждать, что возраст звезд Трапеции — не более одного или двух миллионов лет. Это и в самом деле совсем немного по сравнению, например, с возрастом Солнца, которому уже 5 млрд лет. Звезды Трапеции — не единственные такие юные звезды в небе; существует много свидетельств того, что новые звезды образуются непрерывно. Даже по самым приблизительным подсчетам ежегодно возникает по крайней мере несколько звезд. Но как в точности происходит их зарождение?
Решающие ключи к разгадке этой тайны лежат там, где обнаруживают очень юные звезды: вблизи темных межзвездных облаков. На фотографиях туманности Ориона, например, видны не только светящиеся облака, но и гемные участки. Позади туманности Ориона, недоступное прямому наблюдению, лежит гигантское облако молекул. Хотя его нельзя увидеть, микроволновые и инфракрасные сигналы от этого облака выдают его присутствие и сообщают нам, что происходит у него внутри.
Плотные сгустки газа в гигантском молекулярном облаке становятся теми семенами, из которых вырастают новые звезды. Как только такое семя возникает, силы тяготения начинают притягивать к нему все больше вещества, делая сгусток все более и более плотным. Постепенно он превращается в протознезду: еще не звезду, по уже то, что станет звездой.
Однако еще па предыдущей стадии что-то должно дать толчок к началу образования сгустков. Такое может случиться, если через межзвездное облако пройдет волна сжатия, возникшая, например, при столкновении галактик, когда взрываются гигантские звезды, или просто в результате интенсивной радиации массивных звезд. Все дело в том, чтобы дать рождению звезд первоначальный импульс: как только в облаке возникнет несколько молодых звезд, они начинают воздействовать на прилегающие области таким образом, что и там образуются новые звезды. Возможно, что туманность Ориона, которую мы можем наблюдать теперь, в ближайшие 10 000 лет рассеется в пространстве, но вместо нее появится другая светящаяся туманность вокруг тех звезд, которые сейчас еще находятся в процессе формирования.
Только что возникшие звезды всегда окутаны нелепой ныли и газа. Прежде чем мы обнаружим их в видимом свете, они должны развеять свои коконы. Но если звезда окружена пылевой оболочкой, она нагревает эту пыль до 1000"С. При такой температуре пыль даст инфракрасное излучение. Инфракрасные телескопы обычно устанавливают па спутниках или высоко в горах, чтобы гарантировать безошибочность наблюдений. Особенно важна инфракрасная астрономия для изучения звезд в процессе их формирования.
Звезда — это огромный шар горячего газа, который
удерживается как одно целое благодаря собственной
силе тяготения и разогревается ядерной энергией.
Большинство звезд существует миллиарды лет. Наряду
с планетами, звезды образуются из газовых облаков в
космическом пространстве. Хотя в подавляющем
большинстве звезды похожи на Солнце, среди них
существуют также и гиганты размером со всю Солнечную систему, и карлики величиной с Землю.
Звезды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают. Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд и созвездии Тельца), похожи па Солнце, но гораздо моложе ею. Фактически они все еще находятся и процессе формирования и являются примерами протозвезд (первичных звезд). Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли па стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные «ветры».
Энергия вещества, которое налает па протозвезду иод действием силы тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутри протозиезды все время попытается. Когда центральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способный поддерживать се существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит на стабильное существование в течение примерно 10 миллиардов лет. Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжигают скос ядерное топливо с гораздо большей скоростью.