УДК 524 ББК 22.632 Г 87

Громов А. Н.

Г 87 Вселенная. Вопросов больше, чем ответов / А. Н. Громов, А. М. Малиновский. — М.: Эксмо, 2009. — 416 с.: ил. — (От­крытия, которые потрясли мир).

ISBN 978-5-699-33793-4

Авторы книги знакомят читателей с самыми волнующими загадками со­временной астрономии — что такое черные дыры и нейтронные звезды? Откуда берутся гамма-всплески и как долго будет светить Солнце? Что произойдет, ес­ли астероид стокнется с Землей? На что похожа наша Галактика? Вопросов больше, чем ответов, но читатель сам может попытаться найти ответы с помо­щью главы, посвященной любительской астрономии.

УДК 524 ББК 22.632

Никакая часть настоящего издания ни в каких целях не может быть вос­произведена в какой бы то ни было форме и какими бы то ни было средствами, будь то электронные или механические, включая фотокопирование и запись на магнитный носитель, если на это нет письменного разрешения ООО «Изда­тельство «Эксмо».

ISBN 978-5-699-33793-4

© Громов А. Н., Малиновский А М., 2009 © ООО «Издательство «Эксмо», 2009

От авторов 5

Часть I. Чем и как изучают Вселенную 11

1. Астрономы — кто они? 12

2. Немного истории. Оптические инструменты 16

3. Крупнее! Еще крупнее! 26

4. Не только оптические 29

5. Кое-что о спектроскопии 38

Часть И. Ближайшие окрестности 41

1. Солнечная система и мы 42

2. Планеты, «клуб избранных» 49

3. Гиганты и спутники 71

4. Каменная мелюзга 87

5. Кометы и метеорные потоки 102

6. О возможности столкновения Земли с крупным космическим телом 116

Часть III. Мир звезд 129

1. Если звезды зажигают 130

2. Почему они светят? 138

3. Что такое звезда? 144

4. Звезда по имени Солнце 155

5. Они рождаются, стареют, умирают 171

6. Драматический финал, или в смерти — жизнь 194

Часть IV. Черные дыры 205

1. Знакомые незнакомцы 206

2. «У черных дыр нет волос» 209

3- И все-таки она светится! 214

3

— Содержание —

4. Баскетбол или все же крикет? 218

5. Гамма-всплески 220

Часть V. Мир галактик 227

1. Острова вселенной 228

2. Эволюция галактик 238

3. Млечный Путь и наше место в нем 247

4. Местная группа 259

5. Активные галактики 270

6. Квазары 278

7. Скопления и сверхскопления галактик 287

Часть VI. Вселенная как она есть 299

1. Модель Эйнштейна 300

2. Модель Фридмана 311

3. Начало Вселенной 323

4. Ускорение 345

5. Краткая история Вселенной 351

6. «...В то время как великий океан истины расстилается передо мной неисследованным» 364

Часть VII. Любительская астрономия 379

1. Любители — кто они? 380

2. «Хочу телескоп — какой выбрать?» 386

3. «А может, построить телескоп самому?» 393

4. Организация наблюдений 399

5. Перспективы любительства 405

6. Астрономические мероприятия 408

Литература 413

«Ясным вечером выйдите на улицу и взгляните на небо...» — так, или примерно так, начинались многие популярные книжки об астрономии, выпущенные в середине прошлого века. Времена, однако, меняются; к счастью или к несчастью — вопрос отдель­ный. Для любителей астрономии, пожалуй, к несчастью.

Выйдя ясным вечером или даже глубокой ночью на улицу, го­родской житель, наш современник, вряд ли сумеет насладиться «алмазной россыпью звезд», столь красочно описанной многими популяризаторами астрономии, начиная с Фламмариона. Сквозь дымку, всегда висящую над городом и подсвеченную уличным освещением, усугубленным огнями реклам, с трудом пробивает­ся свет лишь самых ярких звезд. И даже они выглядят невыра­зительно на грязно-рыжем ночном небе мегаполиса (рис. l). Об «алмазной россыпи» нет и речи. Почти маниакальное стремле­ние городских властей подсвечивать лучами мощных прожекто­ров основные архитектурные доминанты не лишено некоторого эстетического смысла, но иная эстетика — та, что дана нам изна­чально и бесплатно, эстетика звездного неба — теряется беспово­ротно. Уже выросло поколение горожан, ни разу в жизни не ви­девших Млечный Путь. Разумеется, в деревнях и селах световое загрязнение (это вполне строгий термин) проявляется гораздо слабее, чем в мегаполисах, но все же проявляется и имеет тен­денцию к росту. К тому же надо признать, что жизнь современ­ного россиянина, особенно сельского жителя, мало располагает к любованию красотами неба...

Традиционные южные курорты немногим лучше. Небо, прав­да, там чернее и звезды ярче, вдобавок видны такие созвездия,

5

которые мы не можем наблюдать в средних широтах, не гово­ря уже о Севере, однако подсветка губит звездное небо и там. Недаром любители астрономии, выезжающие со своими теле­скопами в Крым или, допустим, на Канарские острова, избегают мест, пользующихся громкой курортной известностью, — там же ничего не увидишь!

В еще худшем, и притом гораздо худшем положении находят­ся астрономы-профессионалы. Из-за светового загрязнения дав­но уже невозможны серьезные работы в Пулковской обсервато­рии, некогда носившей гордое звание астрономической столицы мира, в Симеизской, в знаменитой обсерватории на горе Маунт- Вилсон (США), закрыта еще более знаменитая Гринвичская об­серватория (Великобритания), и так далее, и так далее... Список астрономических обсерваторий, годных теперь только для мони­торинга искусственных спутников Земли да еще для развлечения туристов, удручающе велик. Настоящую битву пришлось выдер­жать астрономам из обсерватории им. Уиппла (США, Аризона) в суде со строительной компанией, намеревавшейся возвести жилой поселок в окрестностях обсерватории, после чего многие

6

— От авторов —

работы на ней стали бы невозможны. Судебный процесс астро­номы выиграли, но это уникальный случай.

Что же остается для наблюдательной астрономии? Космос да еще места, лежащие в горах и притом как можно дальше от насе­ленных пунктов. Хорошие примеры: целый ряд крупных телеско­пов на вулканической вершине Мауна-Кеа на Гавайских остро­вах и система из четырех телескопов VLT (Very Large Telescope) в чилийском высокогорье, а это местечко такого сорта, что в нем никому не придет в голову строить города и поселки с уличными фонарями.

Не подумайте, что мы призываем погрузить Землю в кро­мешную ночную тьму. Между максимализмом и чувством меры существует огромная разница. И нам представляется, что боль­шинство человечества определенно лишено чувства меры...

«Отмеченное интеллектуальной слабостью, наше время от­личается между тем необыкновенной категоричностью сужде­ний», — меланхолично заметил как-то раз замечательный био­химик Эрвин Чаргафф. Любому человеку, увлеченному так или иначе наукой, совсем не обязательно профессиональному учено­му, приходилось сталкиваться как с упомянутой слабостью, так и с категоричностью рядового обывателя. «Видел я вашу Луну в телескоп, а американского флага на ней почему-то не видел», — разочарованно утверждает один из них. (Признаемся по секре­ту, мы тоже. Из чего совершенно не следует, что американские астронавты не ходили по Луне ногами.) «А где же зеленые че­ловечки?» — недоуменно вопрошает другой, увидев в окуляре оранжевую горошину Марса. Третий кричит от восторга, наблю­дая полосы на Юпитере и кольца Сатурна, после чего, отдышав­шись, выдает поистине бессмертную фразу: «Теперь я понимаю, что астрология — великая наука!»

Это не выдумки. Выдумать, говоря словами Ильфа и Петрова, можно и посмешнее.

Кстати об астрологии. Давно известно, что единственным эф­фективным методом познания является метод научный (в отли­чие, например, от религиозно-мистического). Столь же хорошо

7

— От авторов —

известно, что утопающему свойственно хвататься за соломинку, а сон разума рождает чудовищ. Пользуясь в общем-то научным аппаратом (наблюдения, расчеты), астрология тем не менее ли­шена одного из важнейших атрибутов научности: принципиаль­ной опровергаемости (фальсифицируемости) результатов, ибо предсказания даются нарочито расплывчато, а неблагоприят­ные свидетельства игнорируются. Человеку вообще свойственно иммунизировать (подгонять) имеющиеся данные под желаемый результат. Отсюда возникает иллюзия точности предсказаний. Можно провести забавный опыт: покажите своим друзьям горо­скопы на 12 знаков Зодиака, не указывая, каким знакам они со­ответствуют, и предложите каждому выбрать «свой» — много ли будет совпадений?

Впрочем, диспут с пламенными приверженцами астрологии не входит в нашу задачу. В конце концов, вера, какова бы она ни была, есть категория совести, к науке отношения не имеющая, а астрологи — тоже люди и тоже кушать хотят. Мы даже готовы допустить, что не все из них сознательные жулики. Более того, мы относимся к астрологии с определенной долей уважения — ведь именно эта лженаука была предтечей и родительницей астрономии!

Равным образом, мы не желаем полемизировать с адептами той или иной религии. Совершенно очевидно, что существование Высшей Силы, обладающей свойствами, описанными в канонах любой из религий, невозможно ни подтвердить, ни опровергнуть методами науки. Авторы этой книги — агностики, они не любят принимать ничего на веру и довольно спокойно относятся к тому, что во Вселенной существует много такого, чего они никогда не узнают, несмотря ни на какие усилия. Знание бесконечно, чего никак не скажешь о человеческой жизни, а безоглядное доверие к простым объяснениям есть признак незрелого ума. Отметим лишь, что человек, хотя бы приблизительно представляющий себе, насколько велика и разнообразна Вселенная и сколь малое место занимает в ней человечество вообще и каждый человече­ский индивид в отдельности, может быть верующим, но ему при­

8

— От авторов —

дется потрудиться, чтобы уверовать в такого бога, для которого имеют хоть какое-то значение молитвы и обряды. Стоит ли удив­ляться тому, что астрономия исчезает из школьных программ? Мыслящие люди необходимы для функционирования государ­ства, но чересчур большое их количество опасно для него же. Пример Советского Союза, воспитавшего неизвестно для какой надобности армию интеллигентов и полуинтеллигентов, еще свеж.

Тем не менее мы уверены, что пока не все так плохо и что най­дутся любознательные читатели (особенно молодые) с умом ка­ким угодно, только не заскорузлым. Для них эта книга.

О чем в ней пойдет речь? О чем вообще можно поговорить на астрономические темы, оставаясь в границах научно-популярно- го уровня, после К. Фламмариона, Б.А. Воронцова-Вельяминова и И.С. Шкловского? Разумеется, прежде всего о новых открыти­ях, сделанных в последние десятилетия, когда астрономия пере­живает небывалый взлет — увы, преимущественно не в России. Само собой, нам придется уделить некоторое внимание основ­ным сведениям о космических объектах и существующих теори­ях, поскольку с нашей стороны было бы наивно предполагать, что все читатели этой книги проходили «астрономический лик­без». Конечно, мы не начнем с азов, известных по идее всякому культурному человеку, и не станем объяснять разницу между планетой и плацентой. И тем не менее надеемся, что книга будет понятна широкому кругу читателей.

Один из авторов этой книги — астрофизик, другой — писатель- фантаст, давно и прочно увлеченный астрономией. Не стоит это­го смущаться. Вне своей основной специальности фантасты, как правило, очень здравомыслящие люди, а главное, не пытаются выдать свои выдумки за правду. К тому же фантастические до­пущения, имеющие целью растормошить воображение читате­ля, здесь просто не нужны — Вселенная сама по себе настолько удивительна, что легко справится с данной задачей при помощи фактов, а не вымысла. Если все же по ходу изложения нам захо­чется пофантазировать, мы прямо об этом скажем.

9

— От авторов —

Классические разделы астрономии, многократно освещенные в книгах популяризаторов этой науки, мы постараемся «пробе­жать» побыстрее, насколько это вообще возможно без потери целостности картины. Мы также не намерены утомлять читате­ля формулами и обещаем использовать их лишь в тех местах, где обойтись без них, по нашему мнению, невозможно.

В первой, вводной, части этой книги речь пойдет о методах и инструментах, применяемых для изучения Вселенной; во вто­рой — о Солнечной системе и многообразии ее объектов, в тре­тьей — о мире звезд и межзвездной материи, в четвертой — о черных дырах, в пятой — о мире галактик. В шестой части мы поговорим о строении и эволюции нашей Вселенной. Наконец, седьмая и последняя часть будет посвящена несколько неожи­данной теме: любительской астрономии. Нам кажется, что тео­ретический, так сказать, блок материала не будет вполне полно­ценным без части практической, хотя бы на уровне, доступном в принципе каждому, кто того пожелает. Астрономия — удел не только странных людей «не от мира сего», засевших в своих башнях. С популярностью футбола ей никогда не сравниться, но все же это довольно массовое увлечение. Вы даже можете внести свой вклад в науку, хотя, конечно, никто от вас этого не потребует. Но даже если у вас нет астрономического инструмента — просто выйдите однажды ясным вечером... ну да, вы поняли. Найдите ясное небо, где бы оно ни было, и посмотрите на Вселенную. Она того стоит.

ЧЕМ И КАК ИЗУЧАЮТ ВСЕЛЕННУЮ

Скажем сразу: образ астронома как человека «не от мира сего» (рассеянность, блуждающий взгляд, небрежность в одежде и прочие атрибуты чудака), сонного днем, а ночами увлеченно разглядывающего небо в телескоп, годится теперь разве что для детского мультфильма. В этом образе неверно практически все. Начнем с того, что, вопреки распространенному заблуждению, современным астрономам весьма редко приходится смотреть в окуляр телескопа. Человеческий глаз—вполне приличный опти­ческий прибор для рассматривания земных объектов в дневное время, но для астрономических целей он попросту слаб, — не хва­тает ни чувствительности, ни разрешающей способности. Мало время накопления — от од с при ярком свете до 6 с в темноте. Глаз содержит порядка юо млн светочувствительных элементов и лишь миллион нервных волокон, идущих от глаза в мозг. По- видимому, первичная обработка изображения происходит уже на уровне сетчатки, и можно не сомневаться: осуществляется она так, чтобы удовлетворить земные потребности человека. Глаз не предназначен природой для считывания астрономической ин­формации. В самом деле, разве выживание обезьяны зависит от наблюдения или ненаблюдения ею слабых звезд?

Интересно сравнить зарисовку Крабовидной туманности, сде­ланную лордом Россом в 1844 г. (рис. 2), с фотографией той же туманности (рис. 3, цв. вклейка). Несмотря на то что в распоря­жении лорда Росса находились крупнейшие телескопы того вре­мени, разница настолько показательна, что может возникнуть вопрос: неужели речь идет об одной и той же туманности?

Уже в конце XIX века глаз астронома уступил место более совершенному светоприемнику — фотографической пластин­ке. Все более совершенствуясь, светочувствительные эмульсии достигли, по-видимому, своего «потолка» и ныне заменены еще более совершенными электронными средствами фиксации

12

— Чем и как изучают Вселенную —

изображения — ПЗС-матрицами (ПЗС — прибор с зарядовой связью). Профессиональные ПЗС-матрицы имеют высокое раз­решение, охлаждаются до весьма низких температур с целью уменьшения теплового шума и по всем параметрам превосходят фотопластинки, не говоря уже о глазе наблюдателя. Астроному просто незачем просиживать ночи напролет у телескопа, кута­ясь в тулуп и примерзая глазом к окуляру холодными ночами... К тому же наблюдатель в башне телескопа является источником воздушных тепловых токов — несильных, но иногда достаточ­ных, чтобы испортить изображение.

Медленно вращается купол башни, следуя за звездным не­бом, неслышно поворачивается труба телескопа, идет фотогра­фирование (или спектрографирование) небесных объектов... а наблюдателя-то под куполом и нет! Инструмент наводится на объект дистанционно, изображения считываются с ПЗС-матрицы сразу на компьютер. Астроном занят обработкой результатов, не отвлекаясь на рутину.

13

— Часть I —

Есть еще один важный аспект: любым мало-мальски круп­ным инструментом пользуется не один человек, а целый кол­лектив астрономов, и у каждой рабочей группы — своя тема. Соответственно, имеется график наблюдений, составленный на месяцы (иногда и на годы) вперед. Не успел получить вожделен­ные результаты в отведенное время или не смог из-за погоды — смирись, уступи место, жди следующего случая понаблюдать интересующий объект. В самом худшем положении находятся наблюдатели кратковременных непредсказуемых явлений вроде оптического послесвечения от гамма-вспышек — этим наблюда­телям приходится довольствоваться небольшими (подчас даже любительскими!) телескопами, более или менее свободными в любой момент.

Нет в астрономах и какого-либо бросающегося в глаза «чу­дачества». Люди как люди — интеллигентного по преимуществу вида. Подобно большинству людей, они озабочены бытовыми и карьерными вопросами, не чужды юмору и вполне «от мира сего». Есть замечательные люди, есть и не очень... люди, словом. То, что они с легкостью оперируют в разговоре чудовищно гро­мадными величинами расстояний, масс, энергии, не испыты­вая ни малейшего трепета перед ними, — вопрос привычки. Тут уж одно из двух — либо предаваться бесплодной натурфилосо­фии, либо работать с теми числами, какие есть, добывая новое знание.

Вопрос, возможно, неожиданный, но отнюдь не праздный: а для чего оно, это новое знание? Чтобы доставить удовольствие людям, которым без него жизнь не в жизнь? Или чтобы пугать обывателя прогнозами столкновения астероида с Землей? Ведь если разобраться, то наши знания о Вселенной, пока еще ни­чтожные в сравнении с ее масштабами и сложностью, все же пре­восходят текущие потребности человеческой цивилизации.

Ответ прост: люди иначе не могут (мы говорим о людях, а не о «двуногих без перьев и с плоскими ногтями» по определению Платона). Собаке для счастья достаточно повыть на Луну — че­ловеку надо знать, что же она такое, как появилась и какой в ней

14

— Чем и как изучают Вселенную —

смысл. Почему светит Солнце? Что такое звезды? Из чего воз­никла Земля? Есть ли у Вселенной начало и конец? Когда люди перестанут задавать себе подобные вопросы, останется лишь диагностировать начало конца цивилизации. Замена любозна­тельности «посконным» здравым смыслом, науки — мистикой, а творчества — «креативом» погубит человечество так же верно, как ядерная война, хотя и не так скоро.

Надо признать: наука скомпрометировала себя в глазах обы­вателя, создав многое из того, без чего человечество прекрасно обошлось бы. Более того, она продолжает компрометировать себя, поскольку получает гранты, выделяемые не только госу­дарством, но и крупными корпорациями. Наивно было бы ду­мать, что эти гранты выделяются из чистого альтруизма...

Любишь кататься — люби и саночки возить. В настоящее вре­мя наука слишком зависит от частных материальных вливаний, чтобы сохранить статус независимого эксперта. Тот или иной ответ на вопрос о роли человека в глобальном потеплении кли­мата или об опасности (либо отсутствии таковой) генетически модифицированных продуктов питания зависит от того, кто фи­нансирует исследования. К счастью, в этом смысле положение в астрономии пока еще относительно благополучное, если не счи­тать проектов борьбы с пресловутой астероидной опасностью, поэтому сознательных подтасовок сравнительно немного. Могут быть, конечно, «искренние заблуждения», в том числе и в этой книге. Но уж, как говорится, чем богаты...

Исключая потребности культа и астрологии (а в древности даже медицина не считалась без нее полноценной!), накопле­ние знаний наших предков о звездном небе стимулировалось по меньшей мере еще двумя факторами: очевидной пользой точного календаря и навигацией, в первую очередь морской. Известна также легенда, согласно которой Фалес Милетский, один из семи греческих мудрецов, предсказал солнечное зат­мение, которое и случилось как раз во время битвы между ар­миями двух греческих полисов. Приняв совет Фалеса не всту­пать в войну ни на чьей стороне, милетяне без труда пленили обе охваченные ужасом армии. Несмотря на явную сказоч­ность этой истории, в ней содержится очевидный намек: и от астрономии бывает польза (ну, во всяком случае, для граждан Милета).

Задолго до Фалеса предсказывать солнечные (также и лун­ные) затмения умели египетские жрецы, а еще ранее — халдей­ские. Как они умудрялись это делать?

Им помогал сарос — промежуток времени, равный 18 годам

11 с третью суткам, по прошествии которого затмения Луны и Солнца повторяются в прежнем порядке. Соответствующие затмения в каждом саросе наступают при одинаковом удале­нии Луны от Земли и имеют ту же длительность. Более того: через тройной сарос центральная полоса затмения проходит довольно близко от тех мест, где она проходила 56 лет 34 дня назад. Через следующий тройной сарос она вновь сместится на ту же относительно небольшую «поправку». Достаточно знать ее величину, вести учет времени — и предсказание дня, часа и места затмения не вызовет особых трудностей. Гораздо труднее пронаблюдать все затмения в саросе (что невозможно

16

— Чем и как изучают Вселенную —

в одной точке земного шара за один сарос) и уловить законо­мерность повторения затмений. На это могли уйти столетия, но древние жрецы, не в пример людям нашей эпохи, никуда не торопились.

С навигацией было одновременно проще и сложнее. Компаса античные моряки не знали, приходилось ориентироваться по звездам. Географическая широта места определялась довольно точно, долгота — очень приближенно. И все же такая навигация была намного лучше, чем никакая. Кормчий, не знающий ри­сунков созвездий, оказался бы для мореходов древности таким же посмешищем, как для нас математик, не знающий четырех действий арифметики.

Звезды считались неподвижными — за исключением пяти. Их назвали планетами, что переводится как «блуждающие» или попросту «бродяги». Они не стояли на месте, а выписывали какие-то странные зигзаги и петли. Обожествление данных не­бесных тел (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн — имена древнеримских богов) ничего не объясняло. Не умея понять фи­зическую природу планет, наиболее пытливые умы древности стали изучать хотя бы их движение.

Древнегреческий астроном Гиппарх составил первый звезд­ный каталог. Угломерные инструменты (типа астролябии) были уже известны. С целью увеличить точность измерений астроно­мы стали увеличивать размеры инструментов. В Средние века на Востоке их возводили из камня — в частности, такими инстру­ментами пользовался в Хиве замечательный астроном и неудач­ливый правитель Улугбек, последний, по-видимому, великий ученый средневекового мусульманского мира. Каменные инстру­менты огромных размеров строились в Индии даже в XVIII веке. Некоторые из них сохранились в неприкосновенности (рис. 4) и до сих пор удивляют туристов.

Великий датчанин Тихо Браге (1546-1601) пользовался куда более скромными инструментами — и тем не менее точность его определения координат звезд и планет была поистине фено­менальной для того времени: почти на два порядка выше, чем

17

у предшественников. На основании этих наблюдений Иоганн Кеплер (1571-1630) вывел три закона небесной механики, на­зываемые ныне законами Кеплера, — правда, он не мог указать, какая сила движет планетами, и предполагал наличие у каждой планеты специального ангела, ответственного за ее движение. История науки полна таких курьезов.

Рис. 4. Каменные астрономические инструменты

18

— Чем и как изучают Вселенную —

Вопреки распространенному мифу, Галилео Галилей (1564- 1642) не изобретал телескопа. Узнав в 1609 году о том, что в Венецию попал экземпляр «голландской трубы», Галилей за­интересовался ею, и ему потребовались всего одни сутки, чтобы догадаться об ее устройстве и даже построить свой первый теле­скоп со всего-навсего трехкратным увеличением. Голландские же мастера Иоганн Липперсгей, Захарий Янсен и Якоб Метциус долго вели между собой спор о приоритете, пока наконец не вы­яснилось существование некой итальянской зрительной трубы 1590 года, по образцу которой были выполнены голландские модели. Таким образом, «следы» первого телескопа вернулись в Италию, но нельзя с полной достоверностью утверждать, что этот телескоп был первым. Оптическая схема его настолько про­ста, что могла быть реализована в глубокой древности, причем неоднократно и независимо. Еще древние римляне корректиро­вали свою близорукость или дальнозоркость линзами из хруста­ля или даже изумруда. Они же освоили производство довольно прозрачного стекла. Ничуть не отставал Восток, не испытавший в раннем Средневековье варваризации, отбросившей культу­ру Европы на столетия назад. В конце концов примитивная зрительная трубка в руках мавра из кинофильма «Робин Гуд — принц воров» может оказаться не такой уж фантастикой...

Но, как бы то ни было, Галилей первым направил зрительную трубу на небо — или, во всяком случае, оставил первые дошед­шие до нас записи о телескопических наблюдениях небесных светил, что, в общем-то, сводится к тому же. Крупнейший из по­строенных им инструментов имел объектив диаметром 4,5 см и давал зо-кратное увеличение. Сделанные Галилеем открытия (лунные горы, спутники Юпитера, пятна на Солнце, звездная природа Млечного Пути) поразили современников, вдохновив многочисленных последователей. С этого момента астрономия, занимавшаяся прежде изучением движения небесных тел, пере­шла к изучению их природы. Прежние умозрительные построе­ния стало возможно проверить наблюдениями, если не сейчас, то в будущем.

19

— Часть I —

Телескоп Галилея был построен по принципу трубки теа­трального бинокля — объектив из несильной положительной линзы собирал свет в фокус, перед которым в качестве окуляра была установлена короткофокусная отрицательная (рассеива­ющая) линза. Поле зрения такого телескопа было крайне мало, и вскоре Кеплер предложил заменить отрицательную окулярную линзу положительной, установленной за фокусом. Изображение получилось перевернутым, но астрономов это обстоятельство не смутило и не смущает до сих пор. В космосе нет ни верха, ни низа, а привычка рассматривать перевернутое изображение без чувства дискомфорта приобретается очень быстро.

Линзовые телескопы называются рефракторами. Как вам должно быть известно из курса физики для средней школы, по­казатель преломления стекла для световых волн разной длины различен: синие лучи преломляются сильнее красных. Для на­блюдения монохроматического источника света в этом нет боль­шой беды — проблема, однако, состоит в том, что космические источники посылают нам целый спектр всевозможных длин волн. В результате свет звезды фокусируется в радужный кружок вместо точки, а изображения протяженных объектов приобрета­ют неприятный цветной ореол — следствие хроматической абер­рации. Последняя чрезвычайно вредна для астрономических наблюдений — в частности, благодаря хроматизму своей трубы (вкупе с посредственным качеством линз) Галилей не сумел от­крыть кольца Сатурна, разглядев лишь какие-то «придатки» по бокам планетного диска и составив анаграмму: «Высочайшую планету тройною наблюдал».

В рефракторах, особенно однолинзовых, хроматизм неустра­ним в принципе. На первых порах относительно разумный вы­ход состоял лишь в удлинении трубы. Телескоп Яна Гевелия при очень скромном однолинзовом объективе диаметром всего 150 мм имел фокусное расстояние в 49 м! Ни о какой трубе не могло идти и речи — объектив помещался на верхушке высокой мачты и поворачивался при помощи длинных веревок, а наблю­

20

— Чем и как изучают Вселенную —

датель с окуляром в руках «ловил» изображение небесного тела. Как ни удивительно, при помощи таких инструментов в XVII веке были получены выдающиеся результаты.

Впоследствии, когда развитие оптического стекловарения позволило создавать вполне удовлетворительное стекло с за­данными свойствами, появился ахроматический рефрактор. Его объектив состоит из двух линз — положительной и отрица­тельной, выполненных из разных сортов стекла с различными показателями преломления. При этом хроматизм линз взаимно уничтожается — к сожалению, не полностью. Тем не менее ах­роматические рефракторы уже не столь чудовищно длинны, как их однолинзовые предшественники. Нормальным считается от­носительное фокусное расстояние (отношение диаметра объек­тива к его фокусному расстоянию), равное 1:15 или даже немного больше.

Однако еще в 1616 году французский математик Н. Цукки предложил заменить собирающую линзу объектива на во­гнутое зеркало. В 1663 году Джеймс Грегори придумал схему зеркального телескопа-рефлектора, названную впоследствии его именем. В 1668 году Исаак Ньютон изготовил зеркальный телескоп своей собственной системы, а в 1672 году была пред­ложена оптическая система Кассегрена. Последние две си­стемы остаются популярными и в наши дни, а модификация телескопа Кассегрена, известная под именем системы Ричи- Кретьена, оказалась настолько удачной, что крупнейшие со­временные телескопы, например два телескопа им. Кека с 9,8-м зеркалом каждый, построены именно по этой оптиче­ской схеме (рис. 5).

В телескопе Ньютона главное зеркало параболическое (при малом относительном отверстии годится и сфера), а вторич­ное, отбрасывающее пучок света за пределы трубы, — плоское. В телескопе Грегори вторичное зеркало имеет форму вогнутого эллипсоида вращения, а в телескопе Кассегрена — выпуклого ги­перболоида. В телескопе Ричи-Кретьена оба зеркала — гипербо­лические.

21

— Часть I —

Сейчас для зеркал используют стекло или, еще лучше, ситалл, на оптически точную поверхность которого напыляют тонкий слой алюминия. Но так было не всегда. Технология напыления и даже более ранняя технология химического серебрения зер­кал появились относительно (по сравнению с веками истории наблюдательной астрономии) недавно. Первоначально зеркала изготавливались из особой астрономической бронзы. Рецепт ее держался мастерами в секрете. Выдающийся астроном и телеско- построитель Уильям Гершель (1738-1822) произвел сотни опы­тов, прежде чем выплавил подходящую бронзу, пригодную для шлифовки и полировки астрономических зеркал. Крупнейший из построенных им телескопов был для того времени настоящим монстром: диаметр зеркала 1,25 м, фокусное расстояние 12 м, масса главного зеркала свыше 1,2 т.

А что же рефракторы? Наибольший из них имеет диаметр объектива 102 см. «Звездный час» рефракторов пришелся на конец XIX века, после чего они «сдали» нишу крупнейших

22

— Чем и как изучают Вселенную —

инструментов рефлекторам. Уж очень рефракторы длинны! Пулковский рефрактор при 75-см объективе имеет длину около 13 м. При объективе диаметром 5 м, вполне рядовом для круп­ных современных рефлекторов, рефрактор имел бы длину трубы под юо м! Нечего и говорить, что купол для такого телескопа, не говоря уже о монтировке, никогда не будет построен. Кроме того, прогиб стекла под собственным весом превысил бы допустимую величину, а скомпенсировать его оказалось бы технически не­возможно.

Кстати о прогибах. Идеальная, с точки зрения астронома, поверхность оптики должна иметь уровень возможных откло­нений не более 1/8 длины световой волны (критерий Рэлея). Для волны длиной 555 нм, соответствующей максимальной чувствительности сетчатки человеческого глаза, отклонение реальной оптической поверхности от идеальной не должно превышать 0,07 мкм. Для телескопов, работающих в ультра­фиолетовом диапазоне, допуск еще строже. Получить поверх­ность такой точности само по себе не просто, однако надо еще добиться, чтобы прогиб главного зеркала телескопа под собственным весом укладывался в эту величину. Приходится конструировать схемы его «разгрузки» на множество точек. Даже скромное 150-мм зеркало любительского телескопа для разгрузки на 3 равноудаленные от центра точки должно иметь толщину не менее 20 мм — в противном случае придется ис­пользовать разгрузку на 6 или 9 точек. Что уж говорить о мно­готонных крупных зеркалах! В 6-м 40-т зеркале БТА со време­нем проявился еще один неприятнейший дефект: изменение фигуры зеркала из-за текучести стекла, которое, как известно, материал аморфный и может «течь», подобно жидкости, осо­бенно под действием больших нагрузок. В крупных телеско­пах более поздней постройки применяют значительно более легкие и тонкие зеркала, лежащие на подвижных штырях, управляемых компьютером (адаптивная оптика). Самые же крупные телескопы, уже существующие или только проектиру­емые, нередко имеют составные зеркала по типу пчелиных сот

23

из десятков сравнительно небольших шестиугольных зеркал, причем вся система управляется, естественно, тоже компьюте­ром. Такое техническое решение снимает целый ряд проблем, включая финансовую: дело в том, что стоимость изготовления сплошного зеркала пропорциональна примерно кубу его диа­метра...

Нельзя ли, однако, соединить достоинства рефракторов (от­сутствие вредных токов воздуха в закрытой трубе) и рефлекто­ров (большая светосила) в одной оптической системе, а заодно побороться с искажениями света (аберрациями) в оптических системах, вынуждающими ограничивать поле зрения телеско­пов? Первым эту задачу решил Шмидт, разместивший в центре кривизны главного сферического зеркала диафрагму с коррек­тирующей пластинкой сложной формы. Получилась система с большим полем зрения, светосильная и очень удобная в каче­стве астрографа (фотографического телескопа). Знаменитый Паломарский атлас неба представляет собой набор фотопласти­нок, полученных на обсерватории Маунт-Паломар с помощью 124-см телескопа системы Шмидта. Крупнейший из ныне суще­ствующих телескопов Шмидта имеет апертуру¹1,34 м.

В 1941 году Д.Д. Максутов предложил схему менискового телескопа, в котором аберрации главного зеркала компен­сируются выпукло-вогнутым стеклом — мениском, и вскоре построил первый телескоп такого рода — Грегори с мениско­вым корректором. При этом удалось чрезвычайно уменьшить длину инструмента, а качество изображения только возросло. Вносимый мениском хроматизм ничтожен, а прочие абер­рации (кома, астигматизм, кривизна поля, дисторсия) ском­пенсированы при правильном расчете схемы вполне удовлет­

¹ То же, что входное отверстие телескопа. В простых системах аперту­ра равна диаметру объектива (линзового у рефракторов и зеркального у рефлекторов); в катадиоптрических системах Шмидта и Максутова апертура равна диаметру корректирующей пластинки и мениска соот­ветственно. — Примеч. авт.

24

— Чем и как изучают Вселенную —

ворительно. Однако более перспективной оказалась система Максутова-Кассегрена. В настоящее время построено очень много телескопов Шмидта и Максутова различных модифи­каций.

Желание сделать телескоп более технологичным в произ­водстве, с одной стороны, и еще больше уменьшить аберра­ции — с другой, привело к созданию систем Аргунова, Волосова, Клевцова, Чуриловского, Рихтера-Слефогта и др. Вообще чис­ло возможных телескопических систем очень велико, и любой оптик-расчетчик может увековечить свое имя, предложив совер­шенно новую схему.

Часто в магазинах, торгующих среди прочей оптики телескопа- ми, можно слышать вопрос покупателя: «А каково увеличение этого телескопа?» Нет ничего ошибочнее такого вопроса — по нему тор­говцы моментально идентифицируют неспециалиста, а дальше уж дело зависит от степени их добросовестности. Вопрос этот прежде всего лишен смысла: ведь увеличение телескопа равно частному от деления фокусного расстояния объектива¹ на фокусное расстояние окуляра. Окуляры у телескопов сменные — короткофокусные на­зываются сильными, а длиннофокусные — слабыми окулярами. Смена окуляра меняет увеличение всей оптической системы.

Существует, правда, понятие минимального и максимально­го полезного увеличения. Минимальное полезное увеличение приблизительно равно апертуре телескопа, выраженной в мил­лиметрах, деленной на 6. Максимальное полезное увеличение примерно равно апертуре, умноженной на 1,5-2. Следовательно, если вы увидите в продаже телескоп с объективом шо-мм диа­метра и надписью «увеличение до 400 крат», не сомневайтесь — вас пытаются обмануть. «Разогнать» увеличение сверх макси­мального полезного в принципе нетрудно, но смысла в этом нет ни малейшего: масштабы изображения увеличатся, но никаких новых подробностей рассмотреть не удастся.

Какие характеристики оптической системы телескопа сле­дует считать важнейшими? Их две: проницающая способность и предельное разрешение (совсем как у радиоприемника — чув­ствительность и избирательность). И то и другое определяется апертурой телескопа. Чем больше света соберет объектив теле­скопа, тем выше будет его чувствительность (именно поэтому наши зрачки в темноте расширяются). Что до разрешающей способности, то любому фотографу известно: если сильно за- диафрагмировать объектив, уменьшив тем самым его апертуру,

¹ Или эквивалентного фокусного расстояния для систем Кассегрена

и Грегори. — Примеч. авт.

26

— Чем и как изучают Вселенную —

сразу «полезет зерно». Зависимость разрешающей способности от апертуры здесь очень наглядна.

Итак, чем телескоп крупнее, тем он лучше? Да, но с рядом оговорок. Великолепная оптическая система, установленная на негодной монтировке, превратит телескоп в груду бесполезного металла и стекла. Колоссальное значение имеет место установки крупного инструмента. О световом загрязнении мы уже говори­ли, но и его отсутствие еще не решает всех проблем.

Атмосфера Земли, благодаря которой мы дышим и существу­ем, — страшный враг астронома. Она поглощает и рассеивает свет, в ней блуждают турбулентные потоки, портящие изобра­жение. Диск небесного светила (реальный для планеты и фик­тивный для звезды) размазывается в некую «медузу», пребыва­ющую в беспрестанном раздражающем колыхании. Серьезные наблюдения в таких условиях невозможны.

Чем крупнее телескоп, тем большие требования предъявляет он к астроклимату. Чтобы выжать из инструмента максимум того, на что он способен, площадку для строительства обсерватории приходится выбирать на высоте по меньшей мере 1500-2000 м над уровнем моря (лучше — больше), причем в таких местах, где атмосферная турбуленция минимальна. Например, плохое реше­ние — построить башню большого телескопа на южном склоне горы, если в данной местности преобладают ветры с севера.

Возможно, это звучит издевательски, но превосходным астро­климатом отличаются центральные районы Антарктиды. На американской антарктической станции Амундсен-Скотг, нахо­дящейся на Южном географическом полюсе, имеется телескоп средних размеров — «всего» с полутораметровым зеркалом. К со­жалению, он может обозревать лишь южное полушарие неба.

Этого недостатка лишены инструменты, установленные бли­же к экватору, например уже упоминавшиеся VLT (Чили) и им, Кека (Мауна-Кеа), 8,2-м японский «Субару» (там же), 9,1-м теле­скоп им. Хобби-Эберли с составным главным зеркалом (Техас) и др. Некогда крупнейший в мире российский 6-м телескоп БТА теперь, увы, находится во втором десятке среди крупнейших оптических инструментов.

27

Постройка столь крупных наземных инструментов стала альтернативой Космическому телескопу им. Хаббла (рис. 6) с зеркалом 2,4 м. Выведенный на орбиту в 1990 г. и вышедший на полную «мощность» в 1994 году после устранения дефек­тов, этот инструмент за долгие годы работы вне атмосферы, так мешающей наблюдениям, показал выдающиеся результаты. Правда, и стоимость его, по мнению американцев, оказалась че­ресчур высока. В настоящее время на замену старичку «Хабблу» готовится космический телескоп им. Джеймса Уэбба с 7-м зер­калом.

А что же на Земле? «Забьет» ли новый космический телескоп наземные инструменты по всем статьям? В этом нет уверенно­сти. Всерьез обсуждается вопрос о постройке в Европе телескопа с 40-м зеркалом — разумеется, составным и адаптивным. И это еще паллиатив — существует проект юо-м телескопа!

4. НЕ ТОЛЬКО ОПТИЧЕСКИЕ

Во время немецкого «воздушного наступления» на Англию британцы, буквально «только что» создавшие и разместившие на юго-восточном побережье новейшие средства обнаружения са­молетов противника — радиолокаторы, были озадачены. Каждое утро начиналось с ложной тревоги. В определенном положении приемной антенны экраны показывали сплошную засветку, как будто к Британии приближалась немецкая воздушная армада, чего на самом деле не было. «Виновник» паразитной засветки нашелся скоро — Солнце. То, что видимый свет составляет лишь часть спектра излучения нашего светила, было, разумеется, из­вестно задолго до Второй мировой войны, но знать это в теории и обнаружить на практике — разные вещи.

Первыми радиоастрономами оказались, пусть случайно, офи­церы радиолокационной службы. После войны, когда некоторые из них пришли в науку, а чувствительность приемных устройств была увеличена, открытия космических источников радиоизлу­чения посыпались, как из рога изобилия.

Человеку, разбирающемуся в радиотехнике, схема радиотеле­скопа кажется простой до отвращения. Параболическая «тарел­ка» вроде спутниковой, только побольше, приемное устройство, усилитель сигнала да анализатор спектра (заурядный радиотех­нический прибор, в качестве которого можно использовать до­работанный осциллограф) — вот и все. Но это только на первый взгляд. Если за дело возьмется любитель со спутниковой «тарел­кой», анализатором спектра и грудой радиодеталей, то резуль­татом, надо полагать, станет разочарование. Почти наверняка любителю удастся зафиксировать радиоизлучение Солнца, но и только. Стоило городить огород ради того, чтобы узнать, что Солнце существует!

Прежде всего: насколько велика должна быть приемная ан­тенна (та самая параболическая тарелка)? Ее диаметру следует

29

намного превышать длину волны принимаемого излучения, и чем он больше, тем выше (в потенциале) чувствительность и разрешающая способность инструмента — совсем как у оптиче­ских телескопов. Чувствительность зависит еще от уровня соб­ственных шумов приемного устройства — если он велик, то по­лезный сигнал «утонет» в шуме и не будет замечен. Основной шум аппаратуры — тепловой, вызываемый хаотичными движе­ниями заряженных частиц. Ясно, что чем выше температура, тем интенсивнее эти движения и тем выше уровень теплового шума. На практике входные контуры приемных устройств радиотеле­скопов охлаждают жидким гелием, добиваясь шумовой темпера­туры в единицы кельвинов.

Наконец, точное наведение огромной параболической чаши (прикиньте хотя бы ветровую нагрузку!) на небесный объект — само по себе непростая инженерная задача. Результаты наблю­дений, полученные на первых радиотелескопах, не отличающих­ся ни высокой точностью наведения, ни хорошей разрешающей способностью, не раз ставили астрономов в тупик. Обнаружен новый источник радиоизлучения, но где прикажете его искать? Площадь, в пределах которой он мог находиться, зачастую со­ставляла десятки квадратных градусов! Хорошо, если в пределах этой области находился объект, сразу бросающийся в глаза в оптическом диапазоне, ну а если нет? Как назло, многие источ­ники радиоизлучения (например, квазары) выглядят в оптиче­ских лучах, мягко говоря, невыразительно. Отождествление не­которых космических источников радиоизлучения растянулось на годы...

Однако детский возраст той или иной научной дисципли­ны тем и хорош, что свойственные ему болезни проходят вме­сте с ним, а открытия, сделанные с помощью пока еще весь­ма несовершенных инструментов, поражают воображение. Радиоастрономия резко расширила границы познаваемости мира. В самом деле, наблюдая Вселенную в ничтожно узком диапазоне видимых длин волн (400-800 нм), не уподобляем­ся ли мы тому слепцу из индийской притчи, который трогал

30

— Чем и как изучают Вселенную —

слона за хвост, после чего объявлял, что слон похож на ве­ревку?

Существующие в наше время радиотелескопы работают в диа­пазоне длин волн от миллиметров до метров. Они бывают полно­стью подвижными, полуподвижными и неподвижными. Широко известен неподвижный радиотелескоп в Аресибо (Пуэрто-Рико), введенный в эксплуатацию еще в 1963 году и честно служащий науке до сих пор (рис. 7). Неподвижная 305-м чаша этого радио­телескопа построена в естественном карстовом провале. Над ча­шей на высоте 135 м находится конструкция с приемной и пере­дающей аппаратурой, подвешенная с помощью системы тросов к трем вертикальным колоннам. Немного смещая эту конструкцию ^в ту или иную сторону, можно расширить полосу неба, доступ­ную для наблюдений, до 40 градусов. Дважды пережив серьез­ные реконструкции, «Аресибо» теперь позволяет вести наблюде­ния в диапазоне длин радиоволн от 3 см до 1 м с очень хорошей

31

— Часть I —

чувствительностью. Он способен уловить сигнал от мобильного телефона, находящегося на Венере, или послать сигнал, который может быть зафиксирован на другом краю Галактики. В «актив» этого инструмента можно записать точное определение периода вращения Меркурия, проведение радиолокационных наблюде­ний Венеры, первое открытие планеты у пульсара, исследование двойного радиопульсара, приведшее к подтверждению суще­ствования гравитационных волн...

Чувствительность радиотелескопов (определяемая как ми­нимальная регистрируемая плотность потока излучения) выше, чем у оптических инструментов, спектральное разрешение — также выше, зато с угловым разрешением одиночного радиоте­лескопа дело обстоит куда хуже, поскольку угловое разрешение пропорционально отношению длины волны к апертуре инстру­мента. Если на практике разрешение крупного оптического теле­скопа, установленного в месте с хорошим астроклиматом, может (иногда) достигать 0,3 с дуги¹, то у радиотелескопов эта величина исчисляется минутами дуги.

Казалось бы, при таких условиях можно сразу забыть о по­строении радиоизображений космических объектов — однако нет. На помощь приходит радиоинтерферометрия. Если мы будем наблюдать один и тот же объект одновременно с двух радиотелескопов, связанных между собой и разнесенных на расстояние, называемое базой интерферометра, то угловое разрешение будет определяться уже не диаметром чаши теле­скопа, а базой. Почти ничего не выиграв в чувствительности инструмента, мы колоссально повысим угловое разрешение! Например, американская система VLA состоит из 27 парабо­лических антенн 25-м диаметра, расположенных в виде буквы Y, и имеет базу в 47 км. Разрешающая способность этой си­стемы на волне 6 см составляет 0,3 с дуги, что равно разреше­нию крупнейших оптических телескопов в условиях лучшего

¹ Теоретически она выше, но влияние атмосферы при наземных наблюде­ниях резко ухудшает ситуацию. — Примеч. авт.

32

— Чем и как изучают Вселенную —

астроклимата (не говоря уже о таком «мелком удобстве», как возможность использовать радиотелескоп круглосуточно, а не только ночью). Если требуется еще большее разрешение, не­обходимо удлинить базу. Интерферометрические наблюдения со сверхдлинными — межконтинентальными и даже космиче­скими — базами давно уже перестали быть чем-то из ряда вон выходящим.

Между прочим без радиоастрономии мы вряд ли сумели бы понять процессы, связанные с рождением звезд, не говоря уже о пульсарах, квазарах, межзвездной среде... Но об этом — ниже.

Возникает вопрос: можно ли осуществить интерферометрию не в радиодиапазоне с длинами волн от миллиметров до метров, а в иных диапазонах электромагнитных колебаний, скажем, в оптическом, где длины волн — доли микрон? Задача оказалась крайне сложной, но решаемой. Четыре 8,2-м зеркала оптическо­го телескопа VLT (рис. 8) могут работать в режиме интерферо­метра.

2 Вселен

33

— Часть I —

Предел мечтаний для астронома-наблюдателя — вести непре­рывные наблюдения всего неба с высокой чувствительностью, хорошим разрешением и во всех диапазонах электромагнитных волн. Но мечты мечтами, а практика, как известно, вещь жесто­кая. Если мы захотим вести наблюдение неба в инфракрасном (ИК) или ультрафиолетовом (УФ) диапазоне, то сразу столкнем­ся с проблемой: поглощение волн определенных частот моле­кулами атмосферы столь велико, что обычно говорят об «окнах прозрачности» вне этих «провалов». Еще хуже в рентгеновском и гамма-диапазонах. Наземные наблюдения тут вообще невоз­можны. А между тем наблюдения вне оптического диапазона крайне полезны — например, ИК-излучение практически без помех проходит сквозь облака галактической пыли, делающие объекты, находящиеся в них или за ними, ненаблюдаемыми в оптическом диапазоне. Еще один пример: открытие с помо­щью международного астрономического спутника IRAS кольца или диска из твердых частиц, окружающего одну из ярчайших звезд — Вегу.

Начиная с 70-х годов прошлого века на околоземную орбиту выведено уже немало автоматических обсерваторий, оснащен­ных телескопами соответствующего диапазона. Срок их службы, как правило, невелик (несколько лет), и случается, что старый аппарат выходит из строя раньше, чем ему на смену будет за­пущен новый, более совершенный. Что поделать, даже NASA сплошь и рядом вынуждено выбирать из нескольких перспек­тивных проектов один-два, откладывая остальные в долгий ящик...

В качестве примера остановимся на рентгеновской обсерва­тории «Чандра», выведенной в 1999 году на высокую орбиту с помощью злосчастного шаттла «Колумбия». Обладая спо­собностью получать рентгеновские изображения в диапазоне энергий квантов 0,1-10 кэВ, она превосходит по чувствитель­ности своих предшественников («Эйнштейн» и ROSAT) в де­сятки раз, а разрешающая способность лишь в 5 раз хуже, чем у Космического телескопа им. Хаббла. Любопытна конструкция

34

— Чем и как изучают Вселенную —

рентгеновского телескопа. Поскольку рентгеновское излуче­ние достаточно эффективно отражается лишь при падении под очень малым углом к поверхности, рентгеновские телескопы состоят из двух стоящих друг за другом зеркал почти цилин­дрической формы (точнее, фрагментов параболического и ги­перболического зеркал). Их собирающая поверхность весьма мала, но, поскольку угол между лучом и поверхностью также крайне мал, ее увеличивают, вкладывая друг в друга несколь­ко пар зеркал на манер «матрешки». «Чандра» имеет 4 пары зеркал из специального стекла, покрытых слоем иридия. Собирающая площадь зеркал составляет «скромную» вели­чину в lioo см². Изображение фиксируется на ПЗС-матрицы. Кроме собственно телескопа, «Чандра» несет дифракционные решетки высокой и низкой энергии, датчик электронов, про­тонов и альфа-частиц.

Гамма-телескопы не имеют зеркал — нет такой поверх­ности, которая могла бы отражать и фокусировать гамма- лучи. Приемниками очень жестких квантов обычно служат сцинтилляционные датчики и трековые детекторы,

Отдельная тема — нейтринная астрономия. Нейтрино — ча­стица, предсказанная в 1930 году Вольфгангом Паули, — обла­дает чрезвычайно неприятным, с точки зрения наблюдателя, свойством: она практически не взаимодействует с материей. В одну секунду через каждый квадратный сантиметр поверх­ности, перпендикулярной солнечным лучам, проходит порядка 6о млрд нейтрино, чего мы совершенно не замечаем. К счастью, выражение «практически не взаимодействует» означает, что иногда, крайне редко, взаимодействие нейтрино с веществом все же происходит и его можно зафиксировать. Обычный ней­тринный телескоп (который правильнее назвать нейтринным Детектором) представляет собой бассейн с дистиллированной водой объемом в сотни или даже тысячи кубометров, располо­женный глубоко под землей для экранирования от наземных помех и космических частиц иной природы. Каждое взаимо- Деиствие нейтрино с электроном, входящим в молекулу воды,

35

или с ядром дейтерия (для тяжелой воды) сопровождается вспышкой черенковского излучения, фиксируемой многочис­ленными датчиками. Например, в 1987 году во время вспышки Сверхновой звезды в Большом Магеллановом Облаке детектор LSD зафиксировал 5 событий взаимодействия нейтрино с веще­ством, детектор «Камиоканде» — и событий и детектор IMB — 8 событий.

Важно понять: исследования, проводимые в различных диа­пазонах длин электромагнитных волн, не копируют, а дополняют друг друга. И здесь как нельзя уместнее вновь вспомнить притчу

о слоне и пяти слепцах. Ведь если каждый из них поверит сло­вам другого (а по необходимости и проверит их лично), то объект «слон» уже не будет напоминать им ни веревку, ни колонну, ни стену, а сложится во что-то слоноподобное...

Завершая наш по необходимости краткий обзор, мы обязаны рассказать о совершенно новой области наблюдательной астро­номии — обнаружении гравитационных волн. Согласно Общей теории относительности (ОТО), гравитационные волны долж­ны свободно распространяться в пространстве, подобно элек­тромагнитному излучению. В сущности, любой движущийся предмет испускает гравитационные волны — ничтожно слабые для земных объектов, более сильные, хотя все равно недоступ­ные наблюдениям для системы «звезда — планета» или «звез­да — звезда» и резкие всплески в случае слияния компактных объектов звездной массы, например нейтронных звезд и черных дыр. Существование гравитационных волн удалось подтвердить экспериментально, хотя и косвенным путем — по медленному уменьшению периода взаимного обращения двойных нейтрон­ных звезд. В данном случае уменьшение кинетической энергии системы можно объяснить только излучением гравитационных волн.

Согласно ОТО, есть взаимосвязь между действием гравита­ционного поля и изменением кривизны пространства-времени. Следовательно, при прохождении гравитационной волны будут меняться (пусть и на ничтожно малую величину) линейные раз­

36

— Чем и как изучают Вселенную —

меры протяженных тел. Проекты гравитационных телескопов представляют собой просто-напросто отрезки (обычно взаимно перпендикулярные), длина которых измеряется с высокой точ­ностью при помощи лазерной интерферометрии. К сожалению, чувствительность аппаратуры пока недостаточна для уверенного обнаружения гравитационных волн. Или, может быть, нам про­сто не везет — ведь события типа слияния черных дыр проис­ходят поблизости от нас нечасто...

Рассказав немного об астрономах и их инструментарии, мы те­перь перейдем к главной и наверняка наиболее интересной теме книги — Вселенной во всем ее удивительном разнообразии.

Тем читателям, кому знакомо преобразование Фурье, незачем объяснять, что такое спектр (например, радиотехнического сигна­ла). Но если вы не имеете высшего технического образования, то уж во всяком случае наверняка слышали о солнечном спектре, весьма красочно проявляющемся в радуге или в более редких солнечных или лунных гало. Зрелище увлекательное, что и говорить. Однако мало кто из далеких от астрономии людей способен представить себе, какую революцию в астрономии произвела спектроскопия и какие данные о Вселенной удалось получить с ее помощью!

Однажды сэр Исаак Ньютон приобрел у шлифовщика линз ненужную тому безделушку — треугольную призму. У себя дома великий англичанин пустил луч света из маленького отверстия, проделанного в оконном ставне, сквозь призму и убедился: сол­нечный свет, кажущийся нам белым или желтоватым, на деле содержит в себе семь основных цветов, плавно переходящих друг в друга, а призма просто-напросто отклоняет лучи соответству­ющих цветов на различные углы. Теперь Ньютону стал понятен хроматизм телескопов-рефракторов: источник его находится не в стекле, а в преломляемом стеклом свете!

В начале XIX века молодой мастер-оптик Йозеф фон Фраун­гофер изготовил спектроскоп, с помощью которого заметил, что в солнечном спектре помимо семи основных цветов присутству­ют таинственные темные линии. Таковых линий Фраунгофер на­считал 574. Сжигая или прокаливая в пламени различные хими­ческие элементы, Фраунгофер заметил, что разным элементам соответствуют разные темные линии спектра. Не было ничего естественнее, чем объяснить соответствующие темные линии солнечного спектра присутствием на Солнце соответствующих химических элементов.

Кстати, второй по распространенности во Вселенной элемент назван гелием (солнечным) как раз из-за того, что впервые он

38

— Чем и как изучают Вселенную — был обнаружен на Солнце — разумеется, спектроскопическим

методом.

В дальнейшем ученые принялись за спектрографию планет, комет и все более слабых звезд и туманностей — это было лишь вопросом чувствительности аппаратуры. Спектры стали фото­графировать и калибровать. Оказалось, что все темные линии обычно бывают сдвинуты либо в красную, либо в фиолетовую сторону. Объяснение пришло с открытием эффекта Доплера — увеличение длины волны излучения при удалении объекта от наблюдателя (красное смещение) и уменьшение длины волны при приближении объекта к наблюдателю (фиолетовое смеще­ние). Таким образом, стало возможно точно определять скорость небесного объекта относительно Земли — точнее, радиальную составляющую вектора скорости, но и это уже много. К примеру, оценка расстояния до самых удаленных галактик производится только по их красному смещению и связи между ним и расстоя­нием до галактики, ибо более надежных методов пока не суще­ствует...

Но как поведут себя темные линии спектра, если объект — до­пустим, звезда — не просто летит куда-то, но еще и вращается во­круг своей оси? В этом случае часть объекта будет приближаться к нам, что вызовет фиолетовое смещение, а другая часть — уда­ляться от нас, из-за чего смещение будут красным. В сумме это приведет к размытию спектральных линий, и по степени размы­тия можно будет судить о скорости вращения объекта. Именно так измеряются, например, скорости вращения звезд. В наше время все это для астрономов более чем тривиально, на уровне студенческих лабораторных работ.

Итак, химический состав (включая ионы и изотопы) косми­ческих объектов и среды, радиальная скорость, скорость враще­ния... что еще?

Еще природа излучения. Распределение его спектральной плотности по диапазону частот покажет нам, имеем ли мы дело ^с Шиловым излучением или с каким-нибудь иным. Например, излучение расширяющихся оболочек Сверхновых звезд (типа

39

Крабовидной туманности) преимущественно не тепловое, а син- хротронное, вызванное движением заряженных релятивистских частиц в магнитном поле. Радиоспектр Крабовидной туманности показывает это как нельзя лучше. Имеются и другие источни- ки нетеплового излучения, скажем, космические мазеры, легко идентифицируемые опять-таки по спектрам.

И еще простой пример. Допустим, звезда или группа звезд погружена в светлую туманность. Как узнать природу светимо­сти этой туманности? Является ли ее свечение результатом воз­буждения атомов или же наблюдается простое отражение ту­манностью света звезд? Такая ситуация имеет место в Плеядах. Умозрительно было понятно, что ярчайшие звезды Плеяд недо­статочно горячи для первого предположения, но известно, сколь часто умозрительные предположения приводят к ошибкам. Зато спектр туманности раскрыл ее природу «на раз» — он оказался звездным, конечно, с наложением линий поглощения, опреде­ляемым туманностью. Вывод: это не эмиссионная, а чисто отра­жательная туманность, да еще не имеющая с Плеядами ничего общего, кроме того, что туманность и скопление случайно встре­тились в пространстве.

Можно привести еще много примеров чрезвычайной полез­ности спектральных исследований, но лучше мы перейдем от описаний инструментария к астрономической конкретике.

ЧАСТЬ II

БЛИЖАЙШИЕ

ОКРЕСТНОСТИ

Нравится это нам или нет, но мы живем среди отходов — от­ходов «производства» звезд и даже сами из них состоим. По со­временным представлениям, наше Солнце — весьма типичная звезда — образовалось чуть менее 5 млрд лет назад из газопы­левой материи. Сжатие исходного протозвездного облака под действием собственной гравитации не было равномерным — центральные области газово-пылевого сгустка сжимались бы­стрее периферии. Когда в центре сгустка загорелась протозвезда, давление света сначала уравняло силу тяготения для падающей материи, а затем начало выталкивать периферийные газ и пыль, которым «не повезло» попасть в звезду. Под действием выталки­вающей силы легкие элементы мигрировали дальше от Солнца и образовали газовые планеты-гиганты Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун, а также великое множество преимущественно ледя­ных тел; тяжелые же элементы остались во внутренних обла­стях Солнечной системы и после ряда драматических коллизий слиплись в планеты земной группы: Меркурий, Венеру, Землю, Марс и Главный пояс астероидов. К началу формирования пла­нет остатки газово-пылевого сгустка превратились вследствие вращения в протопланетный диск. Именно поэтому орбиты пла­нет лежат более или менее в одной плоскости.

Вот так — в упрощенном до предела изложении, пока нам до­статочно и такого — выглядит сценарий рождения Солнечной системы. Но хоть наш обыденный мир состоит из отходов звез­дообразования, это весьма ценные отходы! Кроме того, Земле повезло в одном очень существенном отношении — условия на ее поверхности были столь благоприятны для возникновения белковой жизни, что жизнь не замедлила появиться уже в пер­вые 600-700 млн лет существования Земли как космического тела. Во всяком случае, древнейшие горные породы с изменен­ным изотопным соотношением углерода, что однозначно ука­

42

— Ближайшие окрестности —

зывает на существование фотосинтеза, имеют возраст порядка 3 85 млрд лет. Учитывая колоссальную сложность задачи нала­живания «производственного процесса» по самосборке нуклео­тидных последовательностей из простейших химических соеди­нений — великолепный результат!

Из непрерывности биологической эволюции на Земле сле­дует, что Солнце никогда не позволяло себе глупых шуток, свя­занных с резким (в разы) увеличением либо уменьшением своей светимости. Наше главное светило — стабильная, очень спокой­ная звезда не преклонного еще возраста. Масса Солнца в 750 раз больше суммарной массы всех остальных тел Солнечной систе­мы. Солнце — одиночная звезда, в то время как более полови­ны всех звезд Галактики образует двойные и кратные системы. Расстояние до Проксимы Центавра — ближайшей к Солнцу звез­ды — составляет 4,3 св. года. Отсюда ясен ответ на вопрос о гра­ницах Солнечной системы: они проходят там, где гравитацион­ное притяжение соседних звезд равно притяжению Солнца.

Внутри Солнечной системы принято (да и удобно) мерить расстояния в астрономических единицах (а.е.). Одна астрономи­ческая единица соответствует среднему расстоянию от Земли до Солнца, равному 149,6 млн км. Юпитер, к примеру, обращается на среднем расстоянии 5,2 а.е., Нептун — 30 а.е., а некоторые ко­меты могут удаляться от Солнца на юо тыс. а.е. и более, что уже близко к границам Солнечной системы.

Нам неизвестно, родилось ли Солнце в составе рассеянного звездного скопления, как большинство звезд Галактики, или воз­никло в результате коллапса (сжатия) одиночной глобулы — так называют небольшие темные газово-пылевые облака необыч­но высокой для межзвездной среды плотности. Скорее первое, чем второе. Если так, то не стоит удивляться изолированности Солнца: 5 млрд лет — более чем достаточный срок для разруше­ния рассеянного скопления, в котором гравитационные связи Между звездами сравнительно невелики и не могут долго про­тивостоять гравитационным возмущениям со стороны «посто­ронних» звезд. Для примера сравним всем известное рассеянное

43

скопление Плеяды с Гиадами. Возраст Плеяд около юо млн лет, и они довольно компактны. Возраст Гиад — около 1 млрд лет, и они разбросаны по довольно большой площади неба. По сути звезды Гиад уже не связаны гравитационным взаимодействием, а просто движутся по Галактике более-менее в одном направле­нии. Через несколько сот миллионов лет скопление рассыплется окончательно, и каждая его звезда будет двигаться вокруг цен­тра Галактики самостоятельно.

По-видимому, с Солнцем произошло то же самое, причем очень давно — еще в архее. Обращаясь вокруг центра Галактики примерно за 200 млн лет, Солнце успело сделать не более 25 пол­ных оборотов. Возможно, оно много раз проходило через спи­ральные рукава, несколько изменяющие ее орбиту¹, проходило сквозь области звездообразования, оказывалось в сравнитель­ной близости от расширяющихся оболочек Сверхновых, но мож­но сказать почти с полной уверенностью: Солнечная система не испытала последствий масштабных космических катастроф. Случайные сближения Солнца с другими звездами, видимо, про- исходили не раз, но они не были слишком тесными: об этом го- « ворят орбиты планет. А уж вероятность столкновения Солнца с другой звездой и вовсе исчезающе мала. Звездная плотность в окрестностях Солнца ничтожна, и это несмотря на то что мы сей­час находимся в ответвлении спирального рукава, т. е. в области с довольно высокой звездной плотностью по сравнению с меж- рукавьем. Если за время существования Галактики вне галакти­ческого ядра и происходили столкновения звезд, то такие слу­чаи можно пересчитать по пальцам. Нет ничего удивительного в том, что с Солнцем за 5 млрд лет его существования не случилось ничего подобного, — это нормально.

¹ Впрочем, наше Солнце находится в так называемой зоне коротации, т. е. на таком расстоянии от центра Галактики, где скорость обращения вокруг центра равна скорости вращения спирального узора. Таким обра­зом, Солнце могло и не заходить в спиральные рукава — и данное обсто­ятельство вполне годится на роль одного из важнейших благоприятных факторов для развития жизни на Земле. — Примеч. авт.

44

Не раз высказывались гипотезы о галактических причинах вымирания тех или иных групп видов живых существ на Земле. Публику почему-то особенно интригует вымирание динозавров. Предполагалось, например, что жесткое излучение от оболоч­ки вспыхнувшей неподалеку от нас Сверхновой может сделать проблематичным существование животных с большим сроком жизни. Характерно, что подобные гипотезы чаще всего выска­зываются людьми, мало смыслящими в биологии. Биологи же обычно ищут причины вымирания в чисто земных, экосистем- ных кризисах — и находят. Во всяком случае, их объяснения при­чин вымираний, не связанные с космическими катаклизмами, часто более убедительны для тех, кто возьмет на себя труд вник­нуть в вопрос.

Короче говоря, на планете Земля никогда не происходили ка­тастрофы космических масштабов — это опять-таки следует из непрерывности биологической эволюции на Земле. Катаклизмы меньших масштабов (например, активная бомбардировка моло­дой Земли астероидами более з млрд лет назад) — происходи­ли, но ведь это совершенно нормально! Очень трудно придумать мало-мальски реалистичный сценарий эволюции Земли, начи­сто лишенный неприятностей. То же можно сказать и о любой другой планете.

Мы обязаны жизнью и другому обстоятельству: Солнце — звезда второго поколения, возникшая из материи, обогащен­ной тяжелыми элементами. Когда 12-13 млрд лет формирова­лись первые звезды нашей Галактики, материя, послужившая «строительным материалом» для них, состояла лишь из водоро­да, дейтерия, гелия и небольшого количества лития. И только. Разумеется, никакой жизни на столь скудной основе возникнуть не могло, да и твердых планет тоже. Углерод, являющийся осно­вой белковой жизни, а также совершенно необходимые ей кис­лород _и азот рождались в недрах массивных звезд в результате ^ЯДеРных реакций и обогащали межзвездную среду после сбро- ^{Са ста}Р^Ь1МИ звездами своих оболочек. Более тяжелые элементы получались при катастрофических процессах в ядрах еще более

45

массивных звезд. В ту пору рождалось много массивных звезд чье короткое существование обрывалось взрывом Сверхновой. Расширяясь с большой скоростью, оболочки Сверхновых обо­гащали межзвездную среду полным набором необходимых для жизни элементов. Если бы Солнце образовалось не в гигантской Галактике, каков наш Млечный Путь, а в карликовой, где эво­люция вещества идет медленнее, еще неизвестно, хватило бы в нашу эпоху тяжелых элементов для возникновения жизни или пока нет. Каждый атом Солнца, Земли и тела любого человека в среднем трижды побывал в недрах звезды. Но разве у кого- нибудь повернется язык сказать, что эти звездные отходы ни на что не годны?

И здесь возникает любопытнейший вопрос, сколь биологиче­ский, столь же философский о неизбежности (или нет?) появле­ния жизни и разума во Вселенной. Существует красивое, хотя и чисто идеалистическое мнение: Вселенная создала человека как инструмент познания самой себя. Если на минуту предположить, что так оно и есть, приходится с неудовольствием признать, что Вселенная могла бы изобрести инструмент и получше человече­ского мозга. Об этом свидетельствует вся история науки, полная заблуждений и движения вперед ощупью впотьмах. «Мы очень редко упускали возможность впасть в ошибку», — заметил как- то замечательный немецкий астрофизик К. Шварцшильд и был совершенно прав.

Правда, и с тем несовершенным мозгом, что дала нам приро­да, мы все-таки кое-что можем. Пусть наши знания о Вселенной даже сейчас пополняются гораздо медленнее, чем нам хотелось бы, но и в топтании на месте нас никто не обвинит. Чего стоит лишь один выход человека в космос!

Теоретически разрешающая способность телескопа определя­ется дифракционным пределом, напрямую зависящим от апер­туры, — и тем не менее даже самый крупный наземный телескоп не покажет нам детали на поверхности тел Солнечной системы с увеличением более нескольких сот крат. «Разогнать» увеличение до дифракционного предела легче легкого, но атмосфера портит

46

47

и умозрительная, в одночасье стала проверяемой. Зато каким сюрпризом стало открытие Америки для тех, кто пользовался глобусом Бехайма! Что и понятно: никакой Америки из Европы не увидишь.

Аналогичную по значению информацию приносят космиче­ские аппараты, подчас удивляя ученых до крайности. Пересмотр прежних воззрений — обычное для астрономии дело. Критерием истины является опыт, а факты — упрямая вещь. Казалось бы, Солнечная система изучена довольно хорошо, но если кто-то со­мневается, что она еще преподнесет сюрпризы, то уж точно не астрономы.

Еще недавно на вопрос о количестве планет Солнечной систе­мы любой мало-мальски грамотный человек уверенно отвечал, что их девять: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон. Так было до 13 сентября 2006 года, ког­да решением Международного астрономического союза (MAC) Плутон был выведен (так и хочется добавить: с позором) из класса планет и причислен к телам пояса Койпера — транснеп- туновым астероидам, состоящим преимущественно из разных льдов. Об этих телах мы поговорим позже, а пока констатируем: в Солнечной системе ВОСЕМЬ планет¹.

Они делятся ровно пополам на две группы: внутренние пла­неты земного типа и планеты внешние — газовые. Крупнейшей планетой первой группы является Земля, второй — Юпитер. Если бы мы взялись изложить все то, что на сегодняшний день известно науке о планетах Солнечной системы, то эти сведения заняли бы как минимум весь объем этой книги. Будем кратки, помня, что планеты суть весьма малая часть Вселенной, о кото­рой мы здесь ведем речь.

Как говорилось выше, древние знали лишь пять планет, на­блюдаемых невооруженным глазом. Труднее всего наблюдать Меркурий из-за его близости к Солнцу. Утверждают, например, что Николай Коперник так и умер, ни разу не увидев этой пла­неты. (А вы, читатель, ее видели?) Наблюдения Венеры, Марса, Юпитера и Сатурна никакой сложности не представляют — если, конечно, в данный момент планета не находится в соединении с Солнцем.

Впрочем, решение MAC было принято отнюдь не единогласно — более ^того> Д° сих разделяется далеко не всеми учеными. В число «несоглас- ^ных», кстати, входит и один из авторов этой книги. — Примеч. авт.

49

Уран был открыт Уильямом Гершелем в 1781 году во время рутинного обзора звездного неба при помощи самодельного рефлектора Ньютона с диаметром зеркала всего-навсего 150 мм. Строго говоря, Уран виден и невооруженным глазом как слабая звезда 6-й величины, но, конечно, неотличим от звезд. Гершелю удалось рассмотреть в телескоп крохотный желто-зеленый диск, каковой он принял за комету. Первое официальное сооб­щение Гершеля 26 апреля 1781 года так и было озаглавлено — «Сообщение о комете». Однако новая «комета» почти не меняла яркости и не обнаруживала признаков приближения к Солнцу. Хуже того: для «кометы» не удавалось вычислить параболиче­скую орбиту. Последующие наблюдения и вычисления показа­ли, что орбита нового небесного тела — чисто планетная, почти круговая, а значит, речь идет о новой планете. Это была науч­ная сенсация! Как ни странно, мысль о наличии в Солнечной системе неизвестных планет до той поры не посещала головы астрономов. Впоследствии выяснилось, что Уран наблюдался до Гершеля по меньшей мере 20 раз, и впервые это произошло еще в 1690 году, но всякий раз планета неизменно принималась за звезду. Мы увидим, что это скорее не исключение, а правило в астрономическом поиске.

Имя Уран было присвоено планете по предложению немец­кого астронома Иоганна Боде, а в целом планета поначалу ка­залась довольно заурядной, разве что далекой — вдвое дальше Сатурна. Но прошло совсем немного времени, и Уран преподнес первые сюрпризы. ...