Цефеиды Ц это ж
ёлтые сверхгиганты: огромные звёзды с очень высокой светимостью, в десят
ки и сотни тысяч раз более высокой, чем у Солнца. Поэтому они видны на огро
мных расстояниях. С другой стороны Ц это газовые шары. А мы знаем, что газ
овые шары могут колебаться. У них есть период собственных колебаний. Чем
более разрежен газовый шар, тем больше период его колебаний. То есть, суще
ствует связь между размером, массой, плотностью звезды и периодом её пул
ьсаций. Эти переменные звёзды тем хороши, что их трудно спутать с любым др
угим объектом. И поэтому они отлично играют роль «стандартной свечи», то
есть объекта с известным абсолютным блеском.
В.С. За это их называют «маяками Вселенной». Наблюдая некоторо
е время за цефеидой и измерив период её пульсаций, мы точно определяем св
етимость этой звезды, сравнивая которую с её видимым блеском, легко можн
о вычислить расстояние до неё.
А.Р. Да, цефеиды Ц настоящие маяки Вселенной: они пульсируют с
потрясающей периодичностью. Я думаю, что им могут позавидовать даже швей
царские часы. На протяжении сотен лет они очень мало изменяют свои перио
ды пульсаций. Однако чтобы пользоваться зависимостью между периодом и с
ветимостью такой звезды, эту зависимость нужно откалибровать, то есть не
зависимым способом определить расстояние хотя бы до нескольких цефеид.
К счастью, в некоторых рассеянных скоплениях обнаружены цефеиды, поэтом
у, зная расстояния до этих скоплений, мы можем определить и расстояние до
цефеид, а далее уже использовать их самих как индикаторы расстояния. Цеф
еид в Галактике очень много. Известно их уже около тысячи, а на самом деле
их, по-видимому, десятки тысяч.
В.С. И не только в нашей Галактике.
А.Р. Да, их очень много и в других галактиках. В ближайших галакт
иках Ц Магеллановых Облаках Ц их уже обнаружено несколько тысяч. В Тум
анности Андромеды их около сотни тысяч. Есть они и в самых далёких галакт
иках. Раз мы знаем их светимость, то можем по их видимому блеску оценивать
расстояние до других галактик. В этом, собственно говоря, и состоит суть п
остроения той последовательности, которую называют шкалой расстояний.

В.С. В общем, один метод цепляется за другой, и продолжается эта
«лестница расстояний» до края Вселенной.
А.Р. Сначала расстояние от Земли до Солнца, затем Ц до ближайш
их звёзд, потом Ц расстояния до рассеянных звёздных скоплений, затем Ц
цефеиды и другие галактики.
В.С. Но на каждой ступеньке мы имеем ошибки, которые накапливаю
тся. И в конце концов получается, к сожалению, что масштабы Вселенной изве
стны не так уж хорошо.
А.Р. И ещё я хочу сказать о том, почему, собственно говоря, пробле
ма шкалы расстояний очень важна. Существует два подхода к шкале расстоян
ий или две шкалы расстояний Ц короткая и длинная. Я являюсь приверженце
м короткой шкалы расстояний, Владимир Георгиевич Ц длинной. Различаютс
я они примерно на 20 процентов. То есть все расстояния надо либо уменьшить,
либо увеличить, соответственно, максимум на 20 процентов.
В.С. Моя Галактика на 20 процентов больше.
А.Р. А моя меньше.
А.Г. А моя?
А.Р. Казалось бы, ну что тут особенного? Надо как-то прийти к сог
лашению. Истина где-то рядом. Но дело в том, что в последнее время всё больш
е и больше наблюдательных фактов говорит о том, что шкала расстояний ско
рее короткая. А это приводит к очень серьёзным противоречиям, на которые
нельзя закрывать глаза. И эти противоречия возникают совершенно неожид
анно, во-первых, в космологии, во-вторых, в теории звёздной эволюции. Я могу
кратко объяснить, в чём тут суть, причём тут космология и звёздная эволюц
ия, хотя мы говорим всего лишь о методах измерения расстояний во Вселенн
ой. Оказывается, очень даже причём. Дело в том, что один из фундаментальных
параметров космологии Ц это постоянная Хаббла, которая характеризует
скорость расширения Вселенной. Через значение постоянной Хаббла выраж
ается возраст Вселенной. Если мы берём короткую шкалу расстояний, то пос
тоянная Хаббла будет большой, а возраст Вселенной при этом оказывается с
равнительно маленьким, порядка 10Ц 12 миллиардов лет.
В.С. Раз шкала расстояний короткая, то и масштабы Вселенной ста
новятся меньше, и ей меньше времени требуется для расширения.
А.Р. Итак, с одной стороны Ц космология. А с другой Ц звёздная э
волюция. Если шкала расстояний короткая, то все звёзды немного ближе к на
м, чем считалось ранее, а значит, их светимость не так велика, как мы думали.
А это означает, что возраст звёзд, который вычисляется по теории их эволю
ции и опирается на их светимость, оказывается больше, чем казалось. Так ко
роткая шкала расстояний приводит нас к тому, что возраст самых старых зв
ёзд, населяющих шаровые скопления (о них мы ещё расскажем), оказывается бо
льше возраста Вселенной. Это, конечно, совершенно недопустимая ситуация.

А.Г. Недопустимая в той модели Вселенной, которую мы имеем сего
дня?
В.С. В любой модели Вселенной. Не могут объекты, населяющие Все
ленную, быть старше её самой.
А.Г. Если они не являются источником возникновения Вселенной.

В.С. Это уже философский вопрос. А у нас простой подход: Вселенн
ая была изначально, и в ней рождались объекты. Это нормально.
А.Р. По этой причине, наверное, большинство астрономов долгие г
оды придерживалось, вольно или невольно, длинной шкалы расстояний, в кот
орой такой проблемы не существует. Но наблюдательные факты Ц штука упря
мая, и надо как-то их объяснить. И вот решение или, по крайней мере, намёк на
решение пришёл совсем недавно, в конце 1998-го года, когда стали известными н
овые свойства космического вакуума, или квинтэссенции. Оказалось, что на
ша Вселенная расширяется с ускорением. Следовательно, постоянная Хаббл
а сейчас, в наше время, в нашу эпоху, больше, чем была в прошлом. А среднее зн
ачение постоянной Хаббла, соответственно, меньше, чем сейчас. А это значи
т, что возраст Вселенной следует увеличить. Тогда противоречие между бол
ьшим возрастом шаровых скоплений и малым возрастом Вселенной снимаетс
я. И сейчас, я думаю, это противоречие уже не будет играть такой роли. Похож
е, что мы идём потихонечку к…
В.С. …благополучному его разрешению.
А.Г. Но всё равно получается, что шаровые скопления Ц одни из с
амых древних, если не самые древние образования во Вселенной.
В.С. И одни из самых интересных.
А.Г. Так вот, давайте о них. Что это?
В.С. Это, действительно, изумительные объекты, к которым я личн
о всю жизнь отношусь с большим интересом. Но начать, наверное, надо с того,
что звёзды вообще не любят одиночества. Если мы посмотрим на звёздное не
бо, то первое впечатление будет о звёздах как об одиночных объектах. Они р
азбросаны совершенно хаотично и никогда не группируются в системы. Ну, р
азве что кто-то заметит Стожары, они же Плеяды, на звёздном небе и скажет, ч
то это небольшая кучка звёзд, и при этом окажется прав. Это действительно
физически связанный объект, где наш глаз различает 5Ц 7 звёзд, в зависимос
ти от качества зрения и качества неба. А на самом деле телескоп в этой небо
льшой кучке различает около 300, а самый хороший телескоп Ц даже 500 звёзд. Но
и те звёзды, которые кажутся нам одиночными, в действительности, как прав
ило, живут коллективом. Скажем, половина всех звёзд при детальном изучен
ии в телескоп оказываются двойными. Это очень стабильные системы. И они м
огут, в принципе, жить вечно. Законы механики позволяют им без всяких проб
лем обращаться вокруг общего центра масс.
Но кроме двойных есть и тройные, четырехкратные, пятикратные звёзды. Пра
вда, частота их встречаемости при этом всё меньше и меньше. Когда мы перех
одим от двойных звёзд к тройным, то тройных оказывается примерно в 4 раза м
еньше. Когда переходим к четырехкратным системам, то обнаруживаем, что и
х примерно вчетверо меньше, чем тройных. И так распространённость всё бо
лее сложных систем быстро падает. Казалось бы, очень сложных звёздных си
стем вообще не должно быть в нашей Галактике. И законы механики нам на это
намекают. Дело в том, что даже 3 звезды не могут стабильно обращаться вокру
г общего центра масс. Социологи и психологи могут искать тут какие-то ана
логии с человеческими коллективами. Но мы рассуждаем только на языке мех
аники. А он гласит, что третье тело возмущает движение каждого из двух ост
авшихся и, как правило, приводит к распаду тройной системы. При этом треть
е тело обычно выбрасывается из системы, а две оставшиеся звезды стабильн
о обращаются долгое время рядом друг с другом. Четыре звезды Ц ещё более
ненадёжный коллектив, и он распадается ещё быстрее. Поэтому ожидать слож
ных систем, казалось бы, нет причин. Но когда мы переходим к системам из
100, 200, 1000 звёзд, то в них ситуация в смысле механического взаимодействия меня
ется кардинальным образом. Каждая отдельная звезда уже почти не чувству
ет влияния своих ближайших соседей; она чувствует общее поле тяготения,
на фоне которого влияние соседей сглаживается. Поэтому в большом коллек
тиве звезда вновь, как и в двойной системе, начинает двигаться достаточн
о равномерно. Такие коллективы из сотен тысяч звёзд мы довольно часто вс
тречаем в Галактике. Ещё более интересны чрезвычайно редкие коллективы
из миллионов звёзд. Их называют «шаровыми звёздными скоплениями». Назыв
ают так просто за их форму: очень правильную шарообразную форму с сильно
й концентрацией звёзд к центру.
А.Р. И всё-таки, миллион звёзд Ц это, скорее, исключение.
В.С. Да, это исключение. В нашей Галактике всего одно-два таких с
копления. В типичном шаровом скоплении десятки и сотни тысяч звёзд. Но вс
ё же есть скопления и с тремя миллионами звёзд, например, Омега Центавра. П
оэтому небольшим преувеличением будет считать их населёнными миллионо
м звёзд. Иногда хочется представить себе, как житель планеты, обращающей
ся вокруг одного из этих светил, населяющих шаровое скопление, чувствует
себя в таком звёздном окружении. Москвичи и жители других крупных город
ов знают, что у нас на ночном безлунном небе видны примерно две-три сотни
звёзд. Если мы уедем за город, то увидим несколько тысяч звёзд. В самых луч
ших, идеальных условиях, Ц на берегу моря или в степи, где абсолютно чёрн
ое бархатное глубокое небо, Ц наш глаз различает около трех тысяч звёзд,
и при этом небо кажется нам усыпанным звёздами. Теперь представьте себе
жизнь на планете в центре шарового скопления. Каждая из миллиона звёзд, н
аселяющих это скопление, видна на небосводе вашей планеты; ваш глаз одно
временно видит, по крайней мере, сотни тысяч или даже полмиллиона звёзд. К
онечно, это фантастическое зрелище, которое, наверное, стимулирует работ
у не только тамошних поэтов и философов, но и астрономов.
А.Р. Причём, тысячи из этих звёзд очень яркие.
В.С. Действительно, некоторые светила Ц красные гиганты Ц бу
дут сиять лишь чуть слабее нашей полной Луны. И таких ярких светил на небе
будут сотни. Фантастическое зрелище! Конечно, очень хотелось бы работать
там, а не на планете Земля, где мы окружены пылью, и яркие звёзды встречают
ся редко.
А.Г. Но раз уж вы заговорили о планете Земля, то, прежде чем вы пр
одолжите о звёздных скоплениях, скажите: Солнце Ц одинокая звезда?
В.С. Почти наверняка Ц да, одиночная. Не совсем, правда, одинока
я, ибо Солнце окружают планетная система и мириады мелких тел Ц астерои
дов и комет; возможно, есть и ещё не обнаруженное околосолнечное населен
ие, но крупного светила, сравнимого с Солнцем, в паре с ним, конечно, не движ
ется.
А.Г. И не было никогда.
В.С. Тем не менее, не исключено, что у Солнца есть очень маленьки
й звездообразный спутник, намёки на существование которого приходят к н
ам из геологии. Геологи знают, что были периоды массового вымирания живо
тных примерно через каждые 30Ц 35 миллионов лет. И одна из гипотез, которая п
ытается это объяснить, связывает эти периоды в жизни Земли с периодом об
ращения небольшой звёздочки-спутника вокруг Солнечной системы. Если эт
у звезду откроют, то для неё уже и название есть Ц Немезида; пока условное
, поскольку звезда не обнаружена. Это может быть только крохотная звезда,
раз в 10 меньше нашего Солнца по массе. И очень тусклая Ц красный карлик са
мого-самого низшего класса. И очень трудно различимая на фоне других звё
зд. Но пока это лишь гипотеза. Солнце может иметь партнёра, но не сравнимог
о с ним во всех отношениях.
Итак, возвращаемся к шаровым скоплениям. Мы уже несколько раз упоминали
здесь рассеянные скопления и шаровые. Эти названия отражают внешний вид
звёздных скоплений. Рассеянные скопления, как правило, слабо концентрир
ованы, содержат несколько сотен, от силы Ц тысяч звёзд. А шаровые Ц это п
лотные, хорошо упакованные скопления из сотен тысяч и до миллиона звёзд.
Но принципиальная разница не в этом. Они совсем по-разному населяют нашу
Галактику. Рассеянные скопления живут в галактическом диске, где сегодн
я на наших глазах формируются звёзды. И мы можем проследить, как рождаютс
я такие скопления, как они живут и что с ними происходит в конце их эволюци
и. Нет сомнений, что рассеянные скопления Ц это группы звёзд, которые рож
даются в недрах гигантских тёмных межзвёздных облаков. Межзвёздная мат
ерия, очень разреженная в среднем, в некоторых местах сконцентрирована в
плотные облака. Там холодно, туда не проникает звёздный свет, температур
а там около абсолютного нуля, примерно минус 270 градусов. При таких «мороз
ильных» условиях газ, лишённый давления, сжимается гравитацией и превра
щается в отдельные звёздочки и звёздные коллективы. Родившись в недрах м
ассивного облака, скопление звёзд тут же начинает его разрушать. Звёзды
разгораются, в них вспыхивают термоядерные источники энергии. Горячие з
вёзды разогревают окружающий их газ, его давление повышается, и он начин
ает распирать и в конце концов разрывает родительское облако, разбрасыв
ая его остатки во все стороны. После этого новорождённый звёздный коллек
тив оказывается лишённым окружающего вещества. Какова его судьба? Сравн
ительно недавно мы это поняли.
Оказалось, что многие годы астрономы не совсем верно представляли себе э
тот процесс. Дело в том, что наблюдать рождение звёзд в недрах облака нево
зможно, облако непрозрачно. Это абсолютно тёмный полевой мешок. Заглянут
ь туда с помощью обычного телескопа нет возможности. Недавно созданные и
нфракрасные телескопы помогли это сделать, мы впервые увидели процесс ф
ормирования и зарождения звёзд. До этого астрономы считали, что звёзды к
аким-то непонятным образом, может быть, непонятной, связанной с иной физи
кой, силой, выбрасываются из газового облака. А теперь мы понимаем, что про
цесс имеет простое объяснение в рамках самой обыкновенной физики. Звёзд
ы разогревают газ, он разлетается, и вместе с ним уходит львиная доля масс
ы, которая своей гравитацией сдерживала звёзды рядом друг с другом. Лишё
нные этого притяжения, звёзды, обладающие немалыми скоростями, как пушеч
ные ядра, разлетаются от места своего рождения, и уже через несколько мил
лионов лет, а это очень короткий интервал по астрономическим меркам, они
образуют расширяющееся облако новорождённых звёзд, которое мы называе
м «звёздной ассоциацией». Теперь загадки в расширении таких ассоциаций
нет. Но, скажем, в 1940-е и 50-е годы многие астрономы спорили и не соглашались др
уг с другом относительно источника энергии, разбрасывающего молодые зв
ёзды.
А.Г. А это единственный способ образования звёзд, или существу
ют другие?
В.С. Этот главный. Существуют варианты, когда рождается одиноч
ная звезда. Но это второстепенный способ: может быть, один-два процента вс
ех светил рождается уединённо. Как правило, они рождаются группами, очен
ь плотными группами и затем расширяются. Быстрые звёзды разлетаются, а т
е, которые не обладали большими скоростями, остаются жить в виде компакт
ного звёздного рассеянного скопления.
А.Р. Иногда на месте ассоциаций видно несколько молодых рассе
янных скоплений.
В.С. Тех ядер, которые не смогли расшириться. Какова их судьба? И
м уготована тоже недолгая жизнь, потому что в диске Галактики много прич
ин, которые стремятся разрушить звёздное скопление. Физику этого процес
са можно представить себе очень просто, вспомнив, как живут молекулы вод
ы в стакане. Там тоже происходит хаотическое движение атомов и молекул; в
ремя от времени некоторые из них покидают стакан с водой, испаряются, и ко
личество жидкости в стакане уменьшается.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39