·

Звезды и Галактика

Звезды и галактика

1. Некоторые методологические вопросы

Изучение структуры звездных систем, в том числе нашей Галактики и соседних галактик, встречается с особыми, специфическими трудностями, присущими вообще изучению объектов, исследуемых в астрономии. Другие разделы естествознания не испытывают этих трудностей.

Первая специфическая трудность состоит в невозможности экспериментировать с космическими телами. До 1957 года вообще нельзя было даже говорить о постановке астрономических экспериментов, если не впадать в фантастику. Астрономы в течение тысячелетий только наблюдали космические объекты такими, каковы они есть, и не могли воздействовать на них, если не говорить о поверхности Земли. Но это геофизика, а не астрономия, хотя геофизические знания очень существенны для изучения природы планет земного типа. Эта трудность пока еще в основном сохранилась и после 4 октября 1957 года, когда был осуществлен первый астрономический эксперимент. Само наблюдение движения искусственных космических тел уже является важным экспериментом. Искусственные спутники и ракеты уже дали информацию, которую другим путем человечество не могло бы получить. Но экспериментировать с естественными космическими телами в прямом смысле мы еще пока не можем.

Второй специфической трудностью является краткость эпохи астрономических наблюдений. Лишь в конце прошлого века, когда началось систематическое применение фотографии, спектроскопии, фотометрии, появилась возможность па основе наблюдений делать выводы о структуре, а затем и о развитии звезд и их систем. Другими словами, информация, пригодная для решения вопросов о структуре и закономерностях развития космических объектов, основывается на наблюдениях, накопленных на протяжении пятидесяти последних лет, т. е. срока, соответствующего полноценной творческой работе человека. Солнце — наиболее близкая к нам звезда — имеет возраст 5-109 лет, что на восемь порядков больше продолжительности наших полноценных астрономических наблюдений. Это ничтожная доля в жизни Солнца. В человеческой шкале времени, если сравнить зрелого пятидесятилетнего человека со зрелой, полной силы звездой — Солнцем, это составит всего шестнадцать секунд. Можно весьма наглядно представить себе трудности астрономов, вообразив, что в нашем распоряжении имеются моментальные фотографии биосферы Земли, сделанные в течение шестнадцати секунд, и мы, ничего не зная о жизни и закономерностях ее развития, должны вывести все биологические закономерности на основе изучения этих моментальных снимков. Совершенно очевидно, что эти снимки не дадут нам возможности обнаружить даже тенденцию роста, столь характерную для организмов в процессе их развития.

Каков же выход из этих двух специфических трудностей (невозможность или крайняя ограниченность эксперимента и краткость информации по сравнению со сроками жизни изучаемых объектов)? Выход найден в изучении взаимосвязи изучаемых астрономией предметов и явлений, в одновременном рассмотрении вопросов структуры и вопросов развития, поскольку нет прямой информации о возрастах космических объектов. Именно вскрытие взаимосвязи структурных и возрастных характеристик космических объектов дает правильный ответ на интересующие нас вопросы о структурных закономерностях звезд и звездных систем, закономерностях, тесно связанных с развитием (эволюцией).

Проблемы структуры, проблемы развития и «видовых» признаков космических объектов тесно связаны с проблемами теоретической и экспериментальной физики. Познанные на Земле процессы и законы с успехом применяются для интерпретации многих космических процессов. Это одно направление в развитии теоретической астрофизики и в понимании природы космических объектов. С другой стороны, многие явления, наблюдаемые в космосе, принципиально невоспроизводимы в земных лабораториях (протяженность звезд, энергетический выход вспышек новых и сверхновых звезд и т. п.), и их изучение приводит к открытию совершенно новых явлений. Примеров достаточно много: открытие на Солнце гелия за несколько десятилетий до его получения на Земле, обнаружение вырожденного газа за десять лет до его теоретического осмысливания и т. д. Прямое изучение особенностей космических объектов и явлений — второе направление в развитии физики и в понимании природы космических объектов.

Несмотря на отмеченные выше специфические трудности в астрономии, мы уже давно кое-что знаем как о структуре звезд и их систем, так и о закономерностях их развития. Проблемы изучения взаимосвязи практически одновременно и кратковременно наблюдаемых космических объектов получают разрешение в массовости получаемой информации. Астрономы изучают большое количество объектов: тысячи, десятки и сотни тысяч объектов совместного происхождения, десятки, сотни и тысячи индивидуальных объектов, исследуя их физические особенности, структурность и т. д. Имеющейся информации о звездах, диффузной материи, о Галактике как целом уже достаточно, чтобы говорить о проблемах структуры и о «видовых» признаках этих объектов.

2. Звёзды и диффузная материя в Галактике

В нашей Галактике и в других галактиках обнаружены следующие «виды» материи:

звезды — наиболее распространенный вид материи, сосредоточивающий в себе, по-видимому, основную массу вещества;

газ и пыль — встречаются в известном изобилии как в нашей Галактике, так и в других галактиках (имеются свидетельства наличия диффузной материи и в межгалактическом пространстве);

всевозможные поля — гравитационное, магнитное, поле излучения и т. д., пронизывающие всю доступную наблюдениям Вселенную,

Общая масса газа и пыли в нашей Галактике сравнительно невелика по отношению к общей массе звезд. Величина, характеризующая отношение массы диффузного вещества к веществу, объединенному в звезды, очень существенна для решения коренного вопроса о происхождении звезд. Общераспространенная точка зрения о происхождении звезд в результате конденсации диффузной материи не является сколько-нибудь доказанной, и изучение отношения массы диффузной материи к массе звезд в звездных системах разного возраста может оказаться решающим критерием за или против этой гипотезы. Уже сейчас известны отдельные галактики, где величина этого отношения очень отличается от средней величины для нашей Галактики. Возможно также существование в Галактике материи в невидимом сверхплотном состоянии (идеи В. А. Амбарцумяна), причем звезды и диффузная материя могут рассматриваться как продукты эволюции этого сверхплотного дозвездного вещества. Доказательств существования материи в таком состоянии еще нет. Однако теоретически доказана возможность ее существования (работы Г. С. Саакяна и В. А. Амбарцумяна по гиперонным звездам и работы Я. Б. Зельдовича и его сотрудников по гравитационному коллапсу).

Итак, элементами структуры Галактики являются: звезды (сюда же следует, по-видимому, отнести и планеты, являющиеся, по существу, недоразвившимися звездами, поскольку массы у них не хватило для вступления ядерных реакций, поддерживающих излучение), газ и пыль (сюда, по-видимому, следует отнести микрометеоры, метеоры, метеориты и мелкие астероиды; провести границу между астероидами и планетами невозможно, так что звездная и газово-пылевая составляющие Вселенной где-то в области астероидов смыкаются друг с другом) и, наконец, гравитационные, электромагнитные и прочие поля. Напишем бесконечные скобки, внутри которых изобразим (в виде различных символов) всю информацию, которой в настоящее время располагают астрономы в отношении звезд и их систем. Скобка бесконечна, так как по мере развития науки информация будет бесконечно возрастать:

(M, М, Т, X, Y, Z, t, х, у, z, u, v, w …).

Здесь готическая буква M означает массу, М — абсолютную звездную величину, характеризующую светимость звезды, Т — температуру поверхности звезды, t — возраст звезды, X, Y, Z — химический состав (содержание водорода, гелия и тяжелых элементов соответственно), х, у, z — ее мгновенные координаты, u, v, w — компоненты ее пространственного движения.

Масса звезды была первой достоверной характеристикой, полученной астрономами в отношении звезд. После работ В. Гершеля и В. Я. Струве удалось определить массы компонентов у нескольких сотен двойных звезд. Оказалось, что массы звезд заключены не в очень широких пределах, от 0,03 (или немного меньше) солнечной массы до нескольких десятков солнечных масс. Таким образом, звезды представляют собою специфические структурные единицы, массы которых заключены в пределах, охватывающих примерно три порядка. Образование объекта с массой порядка сотой доли массы Солнца или меньше приводит к формированию холодных тел планетного типа. Звезды с массами в сотни солнечных масс не могут быть устойчивыми и поэтому редко встречаются в природе. Таким образом, знание одной лишь массы дает важную информацию о структурной особенности звезд. К сожалению, точные прямые определения звездных масс возможны только у двойных и кратных систем. Статистические и спектральные определения масс одиночных звезд не могут служить пока источником точной информации.

Вторая величина в нашей скобке-— абсолютная звездная величина М — характеризует блеск, который имела бы данная звезда, если ее отнести на расстояние в десять парсек (парсек — расстояние, соответствующее параллаксу в одну секунду дуги и равное 3,26 световых года). Прямые измерения параллаксов звезд возможны лишь в отношении самых ближайших из них. Точность современных астрономических измерений позволяет достаточно надежно определять расстояния до нескольких десятков парсек. У более далеких звезд ошибки измерений становятся сравнимыми с величиной параллакса. К нашему счастью, существуют косвенные способы определения абсолютных величин звезд. Так, установлена зависимость между абсолютной звездной величиной и относительными интенсивностями некоторых линий в спектре звезды. Наконец, в отдельных изолированных звездных системах (звездных скоплениях, ближайших галактиках) мы видим все входящие в них звезды с одного расстояния, и их звездные величины отличаются от абсолютных лишь на одинаковую для всех звезд величину, называемую модулем расстояния. Если этот модуль определить, мы определим и абсолютную величину сразу всех доступных в этом скоплении или галактике звезд. В настоящее время мы знаем абсолютные величины сотен тысяч звезд. Изучение абсолютных звездных величин сыграло выдающуюся роль в изучении структурных особенностей звездных скоплений и галактик. Для каждой звездной системы можно определить частоту встречаемости звезд той или иной абсолютной величины (так называемые функции светимости). Оказалось, что звезд очень высокой светимости очень мало, число их быстро нарастает с уменьшением светимости, достигает максимума и быстро падает в области ничтожно малых по сравнению со светимостью Солнца (по своей светимости Солнце является «средней» звездой).

У различных звездных систем функции светимости различны. Эти функции очень тесно связаны с структурными особенностями звездных систем: бедные звездами рассеянные звездные скопления, как правило, вовсе лишены звезд высокой светимости. В богатых и молодых звездных системах много звезд высокой светимости.

Третья характеристика, отмеченная в нашей скобке, — температура поверхности звезды Т. Возможность определять температуры звезд появилась с открытием Планка, сформулировавшего закон излучения, и с созданием теории спектров.

Сопоставление светимостей звезд с их температурами привело Э. Герцшпрунга в 1905 г. и Г. Н. Рессела в 1912 г. к фундаментальному открытию — обнаружению зависимости «спектр — светимость» (или «цвет — светимость»). Оказалось, что в прямоугольной системе координат с любым эквивалентом температуры на оси абсцисс и абсолютными звездными величинами (или другой характеристикой светимости) на оси ординат звезды занимают не безразличное положение, а обнаруживают последовательности (см. рисунок). Сначала была обнаружена «главная последовательность» и последовательность «гигантов». Затем, уже в тридцатых и сороковых годах, было обнаружено много других последовательностей. Была найдена определенная связь между видом диаграммы «цвет — светимость» и структурными особенностями звездных скоплений и различных частей таких сложных звездных агрегатов, как галактики.

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела

Пятидесятые годы нашего века принесли много принципиально новой информации. Успехи теории атома совместно с развитием теории звездных атмосфер и достижениями в создании новых мощных телескопических систем привели к возможности проводить не только качественный, но и количественный анализ химического состава звездных атмосфер.

Создание быстродействующих электронных счетных машин необозримо расширило возможность расчета звездных моделей (три постулировании различных значений масс, начального химического состава, характера и локализации источников энергии и т. д.). Все расчеты таких моделей пока делаются в предположении, что звезды образовались в результате гравитационного сжатия облаков диффузной материи и лишь при достижении определенных условий в центре звезды вступают ядерные реакции и становятся основным источником энергии. Оказалось возможным рассчитать развитие звезд (в предположении постоянной или убывающей массы) и проследить траекторию этого развития на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Совпадение этих теоретических диаграмм с наблюдаемыми хотя и не является доказательством истинности теоретических расчетов, но представляется достаточно обнадеживающим. Таким образом, появились теоретические методы оценки возрастов звезд и их систем (о других, немного ранее разработанных способах оценки возрастов см. ниже). В работе по изучению эволюции звезд особенно много сделали М. Шварцшильд и Ф. Хойл, В. Г. Фесенков и А. Г. Масевич.

Первые попытки сопоставить химический состав звездных атмосфер с оценками возрастов привели к интересным результатам: старые звезды оказались в среднем более бедными тяжелыми элементами, чем звезды молодые или среднего возраста. Диффузная материя, сосредоточенная в Галактике преимущественно в виде облаков межзвездного газа и пыли, оказалась богатой тяжелыми элементами, точно так же как и самые молодые звезды.

В Галактике обнаружено много нестационарных звезд и других космических объектов, в которых мы наблюдаем сравнительно быстро развивающиеся явления. В первую очередь здесь следует упомянуть о переменных звездах, сыгравших значительную роль в процессе нашего познания звезд и их систем. Оказалось, что переменные звезды, т. е. звезды, излучение которых подвержено колебаниям, локализуются на диаграмме Герцшпрунга — Рессела достаточно четко. Создается впечатление, что существуют определенные «полосы нестабильности», пересекая которые в своем развитии звезды становятся переменными. Многие из переменных звезд обладают весьма высокой светимостью, присущей именно данному виду переменности. Обнаружение переменных звезд в других галактиках дало возможность определять межгалактические расстояния и, в конечном счете, определить масштабы доступной изучению части Вселенной.

Особый интерес представляют так называемые сверхновые звезды. В результате вспышек таких звезд в промежутки времени, исчисляемые небольшим количеством суток, выделяется по меньшей мере энергия порядка 1051 эрг. Такой мощный выход энергии еще не нашел надежного объяснения. В то же время выяснение механизма сверхновых звезд представляет интереснейшую задачу.

3. Подсистемы Галактики

Изучением распределения звезд в Галактике и в других звездных системах занимались и раньше. В конце XVIII в. В. Гершель впервые применил статистические методы к решению вопроса о строении Галактики. Он подсчитывал количество звезд в разных направлениях и пытался отсюда перейти к протяженности Галактики в этих направлениях. Хотя аксиоматика Гершеля была ошибочной, он пришел к правильному выводу о линзообразности нашей Галактики и выдвинул правильную гипотезу, что многие «туманности» представляют собой такие же галактики, как наша, но отделены от нас огромными расстояниями. Этим он как бы подтверждал идею Ламберта о иерархической структуре Вселенной, объединяющей материю в системы все более и более высоких порядков.

Правильная методика решения вопроса об определении плотности звезд в пространстве по подсчетам их числа и зависимости от видимой звездной величины была разработана в середине прошлого века В. Я. Струве. Дело сводилось к численному решению интегрального уравнения, которое мы приводим в форме, приданной ему в начале нашего века:

Здесь А (m) —наблюдаемое количество звезд данной звездной величины m; ω — телесный угол, в котором ведутся подсчеты; φ (m + 5 + 5 lg r) — функция светимости звезд (закон распределения численности звезд по их светимостям); D (r)—функция плотности звезд (интересующая нас закономерность изменения плотности звезд в пространстве в зависимости от расстояния r).

Однако вплоть до середины тридцатых годов попытки численного решения этого уравнения не давали правильных результатов. Собственно говоря, значительная часть звездной статистики в конечном счете заключается в разработке методов численного решения этого уравнения. Неудачи были связаны с неумением учитывать межзвездное поглощение света, несмотря на то, что еще В. Я. Струве указал правильный путь решения. Лишь ко второй половине тридцатых годов были найдены изящные и корректные методы численного решения этого уравнения (Б. Бок, М. Вашакидзе, Я. Оорт и др.).

Еще Гершель в конце XVIII в. проводил аналогию между нашей Галактикой и внегалактическими туманностями (например, туманностью Андромеды). В середине XIX в. была обнаружена спиральная структура многих галактик. Но лишь в 1938—1939 гг. Я. Оорт впервые на основе правильного анализа подсчетов звезд показал, что в широких окрестностях Солнца в плоскости Млечного Пути имеются области повышенной плотности, являющиеся, несомненно, спиральными ветвями нашей Галактики. В дальнейшем эти выводы подтвердились, и в настоящее время (правда, на основе других методов и радиоастрономических наблюдений) мы имеем уже более подробную картину спиральной структуры нашей Галактики.

К концу двадцатых и к тридцатым годам нашего века относятся значительные успехи в изучении закономерностей движения звезд в нашей Галактике. Несмотря на то, что еще М. Ковальский в Казани в 1859 г. дал правильную теорию вращения Галактики, лишь в конце двадцатых годов нашего века разработана теория вращения Галактики, сравнена с наблюдениями звездных движений (Я. Оорт, Б. Линдблад). К этому же времени относятся первые попытки сопоставить физические характеристики звезд с их распределением в пространстве (х, у, z) и кинематическими характеристиками (u, v, w). Пионером этого направления исследований был Г. Стремберг. Изучив эллипсоиды распределения скоростей звезд у объектов разного типа, он показал, что все эллипсоиды лежат на одной оси, перпендикулярной к направлению на центр Галактики, а дисперсии скоростей возрастают по мере удаления от начала координат. Хотя уже в то время делались попытки толкования этой важной закономерности (Линдблад и сам Стремберг), лишь сороковые годы принесли правильное решение. Диаграмма Стремберга отражает специфичность структуры нашей Галактики, свидетельствует о многообразии населения нашей Галактики и о различных путях развития этого населения.

В 1943 г. пишущий эти строки «а основе анализа многочисленного уже материала смог обосновать следующий вывод: различным структурным и возрастным формациям материи во Вселенной соответствуют различные типы элементов их состава. В 1944 г. В. Бааде на основе своих замечательных наблюдений ближайших галактик пришел к выводу относительно существования в звездных системах двух основных типов населения: одного, характерного для спиральных ветвей, а другого — для ядер и «корон» галактик и эллиптических галактик.

В сороковых годах П. П. Паренаго и другие астрономы московской школы звездных астрономов показали упрощенность схемы Бааде, приведя доказательства наличия не двух, а многих типов населения. В настоящее время общепринято наличие по крайней мере пяти типов звездного населения: население спиральных ветвей, население более или менее плоского диска, которому сопутствуют спиральные ветви, население центральных областей галактики и два населения галактических «корон» или «гало».

Подводя итоги работам московской школы звездных астрономов (в 1949 г. вышла специальная монография пишущего эти строки: «Строение и развитие звездных систем на основе изучения переменных звезд»), можно сказать, что проблема звездных «населений» получила решение. Оказалось, что звезды определенных типов образуют в нашей Галактике (как и в других галактиках) подсистемы, характеризующиеся определенным распределением в фазовом пространстве. Эти подсистемы взаимопроникающи. По-видимому, имеется непрерывный переход от самых плоских систем, образующих спиральные ветви, до самых сферических, образующих «гало» или «корону» Галактики. Выработана специальная терминология, более удачная, чем получившие повсеместное распространение два типа населения Бааде. Стало возможным говорить по крайней мере о трех основных составляющих нашей Галактики: плоской, промежуточной и сферической. Но самый основной и имеющий принципиальное значение вывод исследований московской школы заключен в том, что физические свойства звезд тесно связаны с их пространственным распределением и закономерностями движения.

Следовательно, можно говорить о связи элементов состава Галактики с закономерностями структуры Галактики в целом.

Решение вопроса о происхождении звезд поставит проблему структурности на более высокую ступень, так как вскроет историю возникновения структур. В свою очередь Тщательное изучение структурных особенностей во взаимосвязи с физическими характеристиками звезд и диффузной материи обогатит новыми фактами гипотезы и теории происхождения звезд.

Последние годы принесли множество новых данных, подтверждающих принципиальные выводы из работ московской школы звездной астрономии. Теперь стало совершенно очевидным, что наша Галактика представляет собою сложную суперпозицию множества систем, некоторые из которых образовались на самых различных стадиях жизни Галактики и непосредственно не связаны друг с другом. Мощные процессы звездообразования идут, по-видимому, в спиральных ветвях. Особую роль играет ядро Галактики (см. об этом несколько ниже в связи с галактикой М 82).

Качественный скачок в изучении структуры Галактики связан также с появлением радиоастрономических методов наблюдения. И. С. Шкловский был первым, указавшим на важность наблюдения на волне 21 см (нейтральный водород). Действительно, вскоре после высказывания этой идеи началась эпоха интереснейших открытий, приведших к возможности изучать распределение водорода в Галактике, открытию спиральных ветвей нашей Галактики и к ряду других не менее важных открытий. Еще в 1936 г. В. А. Амбарцумян применил методы статистической механики к звездным системам и нашел методы оценки возрастов звездных систем. В 1947 г. он обнаружил системы звезд, названные им ассоциациями, и доказал их относительную молодость. Если возраст Солнца приравнять возрасту пятидесятилетнего человека, то возраст ассоциаций будет соответствовать нескольким месяцам. Таким образом, было доказано, что в многообразии звездных населений имеются «младенцы» и что, таким образом, процесс звездообразования продолжается. Дальнейшие работы показали, что возраст самых молодых звезд может быть оценен в 104 лет (примерно один час в шкале человеческой жизни), а самых старых в 1011 лет (примерно одна тысяча лет в шкале человеческой жизни). Таким образом, к звездным характеристикам прибавилась еще одна — возраст.

Оказалось, что структурные особенности Галактики тесно связаны с возрастом звезд. Спиральные ветви состоят преимущественно из газа, пыли и самых молодых звезд. Население диска более старое. Наиболее старым является население галактического «гало», хотя нет основания предполагать, что процесс звездообразования идет только в спиральных ветвях. Весьма вероятно, что процесс звездообразования характерен для ядер галактик, снабжающих галактику в целом всеми видами населения. Таким образом, молодые звезды могут встречаться во всех составляющих сложных галактик. Однако сами спиральные ветви могут содержать лишь самые молодые звезды. Газ и пыль в спиральных ветвях удерживаются магнитными полями, в то время как звезды легко покидают их, уходя и смешиваясь с населением диска.

В настоящее время имеются взаимоисключающие точки зрения на происхождение звезд:

1) достаточно разработанная гипотеза происхождения звезд путем конденсации диффузной материи в результате гравитационной неустойчивости;

2) пока мало разработанная гипотеза о распаде сверхплотных невидимых дозвездных тел, выдвинутая во второй половине сороковых годов В. А. Амбарцумяном и получающая в последнее время развитие в связи с обнаружением мощных взрывных процессов в ядрах галактик, открытием «сверхзвезд» и т. д.

Первая, наиболее распространенная концепция, восходящая к эволюционным идеям Ф. Хойла и М. Шварцшильда, может быть изложена в следующей, несколько упрощенной, схеме. На ранней стадии Вселенная состояла из водорода с ничтожными примесями более тяжелых элементов. В результате гравитационной неустойчивости произошла конденсация вещества в звезды, в недрах звезд возникли ядерные реакции и пошел процесс обогащения звезд тяжелыми элементами. Так как перемешивание вещества в недрах звезд практически отсутствует, атмосферы звезд отражают их первоначальный химический состав. В процессе эволюции звезды достигали стадии «сверхновых», взрывались и наполняли межзвездное пространство газом и пылью, уже обогащенной тяжелыми элементами. Гравитационная неустойчивость этих новых облаков газа и пыли приводила к конденсации ее в звезды второй генерации, атмосферы которых были уже более богатыми тяжелыми элементами. Этот процесс повторялся не менее двух или трех раз, чем и объясняется различный химический состав звездных атмосфер и корреляция между возрастом звезд и изобилием тяжелых элементов.

Концепция очень изящная и заманчивая, но уже в конце пятидесятых годов и в настоящее время она встречается все с новыми и новыми трудностями и противоречиями.

В соответствии с излагаемыми идеями, основным источникам внутренней энергии звезд на ранней стадии является гравитационное сжатие. Оно прекращается, как только в центральных областях звезды складываются условия, благоприятные для вступления протон-протонной реакции, энергетический выход которой столь велик, что звезда не только прекращает сжиматься, а, наоборот, начинает расширяться. Массивные звезды проходят стадию гравитационного сжатия очень быстро. Звезды малой массы, наоборот, проходят эту стадию столь медленно, что даже за промежутки времени порядка возраста Солнца протон-протонная реакция еще не вступает и энергия гравитационного сжатия вполне обеспечивает излучение звезды (светимость звезды приблизительно пропорциональна массе в четвертой степени). Следовательно, на ранней стадии развития, в период гравитационной конденсации, у звезд вряд ли можно ожидать процессов синтеза тяжелых элементов.

В звездных ассоциациях, возраст которых очень невелик, встречаются нестационарные (еще не достигшие устойчивого состояния) звезды. Их называют обычно звездами типа Т Тельца или RW Возничего. Неожиданно в атмосферах этих звезд наблюдается избыток лития, некоторых редкоземельных элементов и т. д. Изобилие этих элементов во много раз превосходит их изобилие в диффузной среде, из которой они якобы возникли. Здесь возможны три предположения: 1) звезды возникли не из диффузной среды; 2) в атмосферах этих звезд имеются мощные магнитные поля и возникли условия, благоприятные для синтеза тяжелых элементов; 3) строение звезд таково, что постоянно происходит перемешивание вещества внутри и синтезированные в недрах тяжелые элементы выносятся на поверхность. Но в последнем случае мы должны допустить, что ядерные реакции наступают в недрах звезды гораздо раньше, чем это требуется по схеме М. Шварцшильда, и, следовательно, опять необходимо вернуться к первой возможности.

Обычно как сам М. Шварцшильд, так и его многочисленные единомышленники лучшим доказательством «истинности» своих космогонических концепций считают хорошее согласие эволюционных путей звезд на диаграмме «цвет — светимость» с наблюдаемыми видами этих диаграмм для звездных систем разного возраста. Не следует, однако, забывать аксиоматику М. Шварцшильда.

Его теория постулирует происхождение звезд в результате гравитационной неустойчивости и конденсации межзвездного газа и пыли в звезды, гравитационное сжатие как основной источник энергии на первых стадиях развития звезды, протон-протонную (а затем и другие) реакцию как источник энергии на последующих стадиях развития. При численных расчетах принимается определенная модель звезды.

Совпадение вычисленных теоретически величин с наблюдаемыми действительно является некоторым свидетельством в пользу теории. Но лишь свидетельством, а не доказательством! Ведь теория солнечной системы Птолемея, при достаточном числе эпициклов, может столь же точно предсказывать положение планет солнечной системы, как и истинная теория. Однако заведомо известно, что теория Птолемея неверна.

Вряд ли можно допустить, что природа устроена так, что в ней все звезды построены согласно одной единственной модели. Гораздо вероятнее предположить разнообразие моделей и допустить, что наши теоретические изыскания не привели еще к обнаружению множества таких моделей. Не доказана (и можно с уверенностью сказать, что не будет доказана) теорема, что звезды могут быть построены лишь по одной единственной модели. Далее, протон-протонная реакция вряд ли является единственной реакцией, обеспечивающей энергию излучения звезды после окончания стадии гравитационного сжатия. Подобных соображений можно было бы привести довольно много.

Вся история развития естествознания учит нас, что теоретические концепции носят всегда характер относительных истин, что даже истинные теории представляют лишь частные случаи более общих теоретических концепций (достаточно вспомнить Ньютона и Эйнштейна).

Каков же выход из положения? Можно ли надеяться, что будет сделан выбор между двумя основными гипотезами происхождения звезд и галактик (диффузная среда и сверхплотные неведомые тела)? Безусловно, этот вопрос может быть решен лишь путем получения принципиально новой информации.

Если бы удалось получить прямые свидетельства о ядерных (или других) процессах, происходящих в звездах (добавить еще один символ в нашу скобку), это уже послужило бы однозначным свидетельством за или против концепций М. Шварцшильда.

Выход в космос приведет, по-видимому, к решению этой проблемы. Развитие гамма-астрономии, регистрация частиц высоких энергий, идущих от далеких космических тел со скоростями, лишь немного отличающимися от световых, использование далеких расстояний до нестационарных объектов для изучения состава этих частиц (из-за дисперсии скоростей частиц их достижение Земли будет растянуто во времени в спектр скоростей) — все это дело не очень далекого будущего.

Структурные особенности звезд и звездных систем обязательно несут в себе, с одной стороны, родимые пятна начальных условий формирования. С другой стороны, эти особенности отражают дальнейшую эволюцию. Чем старше та или иная формация материи во Вселенной, тем больше стираются родимые пятна начальных условий, тем больше находят свое отражение дальнейшие закономерности развития. Чем моложе та или иная формация материи во Вселенной, тем менее заметны в ней эволюционные изменения, тем ближе она к начальным условиям.

Обнаружение возможности оценки возрастов космических тел (мы обязаны этим В. А. Амбарцумяну) дает нам значительные возможности в разделении этих двух факторов, от взаимного влияния которых, в конечном итоге, зависит все разнообразие наблюдаемых в космосе форм вещества и материи.

По-видимому, процесс звездообразования происходил и происходит на всех этапах существования доступной изучению части Вселенной на нашей фазе ее развития (мыслимы и другие фазы развития с другими формами существования и с другими закономерностями). Свойства звезд и диффузной материи представляют собой сложную функцию начальных условий и возраста. Начальные же условия, в свою очередь, представляют собою тоже сложную функцию возраста и координат.

Спиральная и эллиптическая структура галактик, сферическая симметрия шаровых и рассеянных звездных скоплений, устойчивые и неустойчивые структуры кратных звезд, структурные особенности газовых и пылевых туманностей — все это богатый материал, информация о свойствах которого несет в себе возможность разделения влияний начальных условий от условий, возникших в результате дальнейшей эволюции.

Замечателен тот факт, что в различных составляющих нашей Галактики (например, в явно молодых спиральных ветвях и среди звезд галактического «гало» или «короны», явно значительно более старых) мы наблюдаем одни и те же особенности звезд. Например, переменные звезды типа цефеид встречаются как среди предельно молодых, так и достаточно старых звезд. Это же характерно и для звезд многих других типов. Разве одна эта структурная особенность нашей Галактики и других галактик не является ключом к разгадке закономерностей эволюции и возникновения связанных с эволюцией структур?

Важнейший источник получения новой информации о звездах и звездных системах — изучение протекающих в них нестационарных процессов. 1963 год принес открытие «сверхзвезд» или «квазаров», как их сейчас стали называть. Пока неизвестно, что представляют собой эти квазары. Вероятнее всего, что они представляют внегалактические объекты сверхвысокой светимости. В том же 1963 г. А. Сэндидж исследовал интересную галактику (обозначаемую астрономами символически М 82), на аномальную структуру которой обратили внимание уже достаточно давно. На примере этой галактики мы видим взрыв центрального ядра, произошедший несколько сотен миллионов лет назад.

Остаточные явления мощных истечений материи из ядер галактик можно наблюдать во многих звездных системах. Так, наша Галактика тоже имеет небольшое центральное ядро, характеризуемое сложными процессами и скоростями, исчисляемыми сотнями километров в секунду. Не являются ли ядра нашей Галактики и других «стационарных» галактик (вероятно, в природе нет абсолютно стационарных состояний и лучше говорить «квазистационарных») поздними и значительно более продолжительными стадиями развития кратковременных бурных процессов, обнаруженных в галактике М 82?

Развитие космической навигации, возможность установить со временем вне земной атмосферы астрономические приборы (например, на поверхности Луны или на тяжелых спутниках) для изучения недоступных на дне атмосферы, но принципиально важных характеристик начнет приносить в ближайшие годы такую информацию, которая позволит однозначно решить вопросы звездной космогонии, и проблема структурности получит небывалое развитие. Мы будем не только знать о наличии и многообразии структурных особенностей звезд и их систем, но более глубоко поймем причины возникновения этого структурного многообразия.

Похожие записи

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *