Космос. Прошлое, настоящее, будущее

Еще в начале XX века нам казалось вполне вероятным, что наша Галактика – это и есть «вся Вселенная». Когда определили размеры нашей Галактики и расстояние до «туманностей», которые оказались другими галактиками, стало ясно, что прежние представления о размерах Вселенной ушли в историю астрономии.

Локальное сверхскопление тоже первоначально казалось единственным. Даже сам факт существования Локального сверхскопления вплоть до семидесятых годов был предметом дискуссий. Убедительным доводом в пользу реальности Локального сверхскопления считается открытие концентрации галактик в плоскости, перпендикулярной главной плоскости нашей Галактики. Иными словами, было доказано, что галактики концентрируются к своему «млечному пути».

Наша Галактика скромно покоится на окраине Локального сверхскопления. Эти данные внегалактической астрономии можно трактовать как очередной удар по извечному стремлению человека вообразить себя в центре Вселенной. Сначала таким «центром» считали Землю, потом Солнце, затем Галактику.

Но и Локальное сверхскопление сейчас уже не отождествляется со всей охваченной наблюдениями частью Вселенной (Метагалактикой). Открыто несколько десятков других сверхскоплений галактик. Некоторые из них очень отличаются от Локального сверхскопления. Например, выявлено огромное сверхскопление, которое простирается от созвездия Персея до области небесной сферы, где расположены созвездия Пегас и Рыбы. Это не эллипсоид, а скорее пить с «бусинками» (каждая «бусинка» – скопление галактик!) длиной около 400 Мпк, то есть более миллиарда световых лет. Сверхскопления, по современным представлениям, венчают собой иерархию структур нашей Вселенной: во Вселенной не существует системы более высокого ранга, чем сверхскопления галактик, нет сверхскоплений сверхскоплений («сверхсверхскоплений»).

Среди пионеров открытия и исследования сверхскопления в Персее – Пегасе были эстонские астрономы (Я. Э. Эйнасто и его коллеги). В конце семидесятых годов они обнаружили, что сверхскопление, не ограничиваясь пределами созвездия Персея, простирается в направлении к Пегасу. Кроме того, они привели убедительные доводы в пользу существования ячеистой структуры Вселенной. Суть новой идеи в том, что скопления галактик не распределены хаотично, а сосредоточены вблизи границ огромных ячеек (размером порядка 100 Мпк). Внутри ячеек галактики не видны. Группе американских астрономов во главе с Д. Пиблсом удалось наглядно продемонстрировать ячеистую структуру Вселенной. Применив особый метод обработки на ЭВМ фотографии участков звездного неба, где были запечатлены объекты до 19-й звездной величины, они удалили звезды с изображения звездного неба и оставили только галактики.

Получилась двумерная картина распределения галактик на небесной сфере, действительно напоминающая множество ячеек. Изображения ячеистой структуры были получены и другими группами специалистов – в частности, в Институте прикладной математики АН СССР.

Постепенно представление о ячеистой структуре удалось «углубить» в буквальном смысле этого слова. Был сделан переход от двухмерной картины (проекция пространственного распределения галактик на небесную сферу) к трехмерной (истинное пространственное распределение га- лактик). Чтобы сделать такой шаг, пришлось определить (по красному смещению в спектрах) расстояния до большого числа галактик.

Для этой цели группа американских астрономов в начале восьмидесятых годов проделала такую работу: нашла расстояния до всех галактик ярче определенной звездной величины (17,3m) в трех участках неба в созвездии Волопаса (площадь каждого участка – около полутора квадратных градусов). При таком «зондировании» во Вселенной были открыты огромные пустоты, практически лишенные галактик данной яркости. В результате представление о ячеистой структуре дополнилось представлением о наличии «черных областей» во Вселенной (не путать с черными дырами – релятивистскими объектами, возникающими преимущественно на финальной стадии эволюции звезд и галактик).

В 1986 году астрономы, работающие в Астрофизическом центре Гарвардского университета, опубликовали результаты исследования более 1000 галактик, принадлежащих скоплению галактик в созвездии Волосы Вероники. И здесь были довольно четко выявлены «черные области». Это свидетельствует о том, что модель пространственной структуры Вселенной, вероятнее всего, должна напоминать пемзу или пустые пчелиные соты. Объем ячеек таких «сотов» иногда превосходит 106 Мпк!3

Мы давно знаем о пустотах, которые существуют в веществе благодаря большим расстояниям, разделяющим ядра его атомов. Теперь и в астрономической картине мира видное место приходится отводить гигантским пустотам. И надо сказать, что их открытие не было неожиданностью для теоретиков, разрабатывающих возможные сценарии образования крупномасштабной структуры Вселенной (в нашей стране наибольших успехов в этих разработках достигла научная школа академика Я. Б. Зельдовича).

Итак, за призрачным занавесом созвездий скрываются громадные сверхскопления галактик, отделенные друг от друга громадными «черными областями», где галактики практически отсутствуют. Необходимо еще добавить, что вся эта захватывающая воображение картина мироздания нестатична; наша Метагалактика расширяется, и это расширение деформирует структуру стенок ячеек. Наблюдения свидетельствуют, что Локальное сверхскопление и другие сверхскопления галактик нестационарны, они расширяются (растягиваются «мосты», состоящие из отдельных галактик и соединяющие сверхскопления; из стенок ячеек как бы вытягиваются галактики и т. д.).

Здесь можно было бы и поставить пока точку. Но одно обстоятельство заставляет сказать еще несколько слов. Дело в том, что нередко чтение научно-популярной литературы порождает у лю- бителей астрономии неверное представление о легкости, с которой создается научная картина мироздания. В результате в редакциях журналов («Наука и жизнь», «Земля и Вселенная» и др.) скапливаются объемистые сочинения, авторы которых «разрабатывают» новые «системы мира», «теории Вселенной» и т. д. Одна из причин таких легко рожденных «открытий», вероятно, в том, что их авторы мало осведомлены о том титаническом труде, результатом которого становятся настоящие открытия в области астрономии, астрофизики, внегалактической астрономии и космологии. Как правило, это труд не ученых-одиночек, а коллективов высококвалифицированных специалистов. Прогресс в области наблюдательной астрономии связан прежде всего с использованием крупнейших телескопов мира, снабженных принципиально новыми светоприемниками. Только таким способом удается осуществить необходимые глубокие обзоры участков неба. Обработка наблюдений ведется, как уже упоминалось, с помощью модельных расчетов на сверхкомпьютерах. Определение расстояний до небесных объектов требует скрупулезного измерения красных смещений, которые наблюдаются в спектрах далеких галактик вследствие расширения Метагалактики. Наконец, для того чтобы осмыслить полученные результаты, требуется разработка теории (например, теории образования крупномасштабной структуры Вселенной) с использованием самых современных достижений физики элементарных частиц и космологии. Таким образом, каждый шаг на пути познания тайн Вселенной сродни научному подвигу. И мы можем гордиться тем, что наши современники совершают их, умело используя в своей работе богатейший арсенал средств и методов, которые появились в эпоху научно-технического прогресса.

Шаг в неведомое

Что такое астрофизика

Подлинный передний край науки о космосе сегодня – это, конечно, астрофизика.

Астрофизикой обычно называют раздел астрономии, изучающий космические объекты и явления физическими методами. Но можно сказать и по-другому: астрофизика – это физика за пределами земной лаборатории. По сравнению с лабораторной, экспериментальной физикой особенность астрофизики заключается в том, что с космическими объектами (кроме объектов Солнечной системы) невозможно экспериментировать. Их можно только наблюдать издалека, изучая приходящее от них электромагнитное излучение (свет, радиоволны и т. д.), и лишь в редчайших случаях ловить частицы их вещества (например космические лучи) и регистрировать возбужденные ими гравитационные волны.

Считается, что астрофизика родилась благодаря изобретению спектрального анализа и фотографии в середине XIX века. Но не будем забывать, что рождение современной физики, занявшее весь XVII век – от эпохи Галилея до эпохи Ньютона, – неразрывно связано с астрономическими наблюдениями. Основа физики – механика – рождалась как небесная механика, поскольку движение планет демонстрирует нам законы Ньютона «в чистом виде», не обремененном такими второстепенными эффектами, как трение, столкновения и проч. И лишь позже, получив развитие на основе лабораторных экспериментов, физика отдала свой долг астрономии, привнеся в нее искусство оптики и методы анализа света. Впрочем, рождению астрофизики в равной мере способствовала и химия, с которой связано изобретение фотографии, и техника, позволившая создать тонкие оптические приборы.

С середины XIX до середины XX века астрофизика развивалась как искусство анализа света. Тогда же сложился и образ астрофизика как астронома, вооруженного спектрографом. Вместе с телескопом спектрограф до сих пор остается главным инструментом астрофизиков, хотя к нему добавились и другие приборы для анализа света – поляриметры, болометры, магнитографы и т. п.

Считается, что область исследований становится наукой, когда рождается возможность неоднократно воспроизводить результаты опытов. Если один ученый заявляет, что он открыл, например, новое свойство вещества, то это открытие будет признано и станет частью науки лишь тогда, когда его много раз воспроизведут и в тех же условиях проверят другие ученые. Такую возможность дает лаборатория, где мы можем в контролируемых условиях раз за разом ставить опыты, убеждаясь, что всегда при одинаковых условиях получаем один и тот же результат. Но в космосе опыты ставит сама природа, неожиданно для нас и каждый раз по-разному, а мы лишь издалека наблюдаем за их результатом, пытаясь понять, как именно природе удалось этого добиться.

Все это затрудняет астрофизические исследования и удлиняет путь от наблюдаемого феномена к разгадке его механизмов на годы и даже на столетия. Тогда почему же физики так дорожат астрофизическими исследованиями?

Лаборатория размером со Вселенную

Дело в том, что возможности наших земных лабораторий ограничены, а ученые стремятся исследовать вещество и поля в максимально широком диапазоне физических условий. Ведь свойства вещества очень сильно зависят от его плотности, температуры и давления, от присутствия электрического и магнитного полей. Сравните, например, воду в состоянии пара, жидкости и льда – между ними мало общего, а ведь это одно и то же вещество. Немного изменили температуру и давление, и вот уже перед нами вещество с совершенно иными свойствами. Конечно, физики стараются расширить возможности своих лабораторий, но на Земле всему есть предел. А природа на просторах космоса легко выходит за эти пределы. Вот некоторые примеры.

Многие свойства атомов можно изучать только при крайне низких плотностях, когда каждый атом «сам по себе» и не взаимодействует с соседями. В лаборатории предельно низкие плотности называют сверхвысоким вакуумом; сегодня это 109 частиц в кубическом сантиметре. Действительно, это очень разреженная среда – в десятки миллиардов раз разреженнее комнатного воздуха. Но меньше никак не получается. А насколько низкие плотности достижимы в «космической лаборатории»?

Во время солнечного затмения мы видим сияющую корону Солнца; ее плотность 108–109 см−3. На Земле это сверхвысокий вакуум, а в космосе – весьма ощутимая среда. Удаляясь от Солнца, мы видим, как солнечная корона, превращаясь в поток солнечного ветра, становится все менее и менее плотной. У орбиты Земли ее плотность снижается до 10 см−3. Примерно такую же плотность имеют облака межзвездного газа, а между этими облаками межзвездное пространство еще разреженнее – всего лишь 1 см−3, а то и меньше. Это в миллиард раз меньше плотности самого высокого лабораторного вакуума. Атомы в таких условиях могут долго оставаться в одиночестве, не взаимодействуя с другими атомами. При этом проявляются их свойства, недоступные изучению в лаборатории, например, возбужденные состояния с большим временем жизни. Переходы из таких состояний в состояния с меньшей энергией «запрещены», т. е. происходят крайне редко, поэтому соответствующие линии в спектре излучения тоже называют запрещенными. В лаборатории такой возбужденный атом обязательно столкнется с соседом и передаст ему энергию без излучения. А в разреженном космосе атом долго может летать без столкновения, пока не излучит запрещенную линию. Поэтому именно в спектрах межзвездных облаков были обнаружены и изучены запрещенные переходы в атомах, что заметно продвинуло атомную физику и даже привело к некоторым забавным открытиям.

Например, в начале ХХ века в спектре солнечной короны были обнаружены яркие линии, никогда ранее не наблюдавшиеся в лабораторных спектрах. Их приписали новому, неизвестному ранее химическому элементу, назвав его, естественно, «коронием». Правда, в таблице Менделеева не удавалось найти для этого гипотетического элемента пустую клетку. Только в 1939–1941 годах было убедительно доказано, что загадочные линии «корония» принадлежат многократно ионизованным атомам железа, никеля и кальция. Эти атомы были лишены почти всех своих электронов по причине очень высокой – несколько миллионов градусов! – температуры солнечной короны, о которой раньше никто не догадывался. Признаюсь, что еще и сегодня мы не до конца понимаем, почему корона Солнца такая горячая, но рады, что эта уникальная физическая «лаборатория» доступна для изучения.

Еще более разрежен, чем в солнечной короне, газ в межзвездном пространстве. Нагретый звездами, он светится иногда так ярко, что это заметно даже для невооруженного глаза (пример – Туманность Ориона). Во второй половине ХIХ века в оптическом спектре этого газа были обнаружены никогда не наблюдавшиеся в лаборатории яркие зеленые линии, которые приписали новому химическому элементу – небулию (от лат. nebula – туманность). После развития квантовой механики, в 1927 году, эти линии были отождествлены с запрещенными линиями дважды ионизованного кислорода. В земных условиях такое излучение наблюдать невозможно, а значит, изучить атомы в этом состоянии было бы нельзя. А в космосе – пожалуйста!

Подобная история произошла и с гипотетической субстанцией под названием «мистериум», которую якобы обнаружили в космосе в 1966 году. Собственно, обнаружено было радиоизлучение с длиной волны 18 см, идущее от некоторых компактных туманностей. Необычными в нем были очень высокая яркость и крайне малая ширина радиолинии. Природные источники, как правило, излучают в широком диапазоне частот, а малой шириной диапазона отличаются искусственные источники, такие как радиостанции. У астрономов даже возникло подозрение, что на волне 18 см приходит послание от внеземной цивилизации. Но вскоре выяснилось, что источниками этого загадочного излучения служат природные мазеры на молекуле гидроксила OH. Мазеры – это довольно сложно устроенные квантовые генераторы и усилители радиоволн, изобретенные в конце 1950-х годов. Казалось, что природа без участия человека не способна создать мазер, но вот поди ж ты – в космосе возможно многое! Условия там столь разнообразны, что случайно где-то может реализоваться технически сложная конструкция.

Но межзвездная среда – это еще не предел пустоты. В скоплениях галактик, в промежутках между звездными системами, находится межгалактический газ. В основном это водород, немного гелия и совсем чуть-чуть всех прочих элементов. Этот газ имеет плотность 10−4 ¸ 10−2 см−3. А в пространстве между скоплениями вещества еще меньше. Наконец, средняя концентрация атомов во Вселенной около 3∙10−7 см−3. Иными словами, один атом в трех кубометрах пространства. Вот это астрономы и называют сверхвысоким вакуумом: в миллион миллиардов раз лучше, чем в лаборатории!

Теперь обратимся к высоким плотностям. Изучать вещество при сильном сжатии очень важно хотя бы для того, чтобы понять, как оно ведет себя в недрах Земли. Из природных материалов высокой плотности мы знакомы со свинцом (11 г/см3), золотом (19 г/см3), осмием (23 г/см3). Максимальные плотности и давления, достигнутые в лабораториях на прессах с алмазными наковальнями, близки к тем, которые мы имеем в ядре Земли. До условий, царящих в недрах планет-гигантов, лабораторные установки еще не дотягиваются. Что уж говорить о ядре Солнца, где плазма сжата до плотности 150 г/см3, и мы имеем возможность изучать ее поведение, регистрируя приходящие оттуда частицы нейтрино. А те звезды, что постарше нашего Солнца и уже завершают свою эволюцию, оставляют после себя остывающие ядра – белые карлики. Плотность их вещества с трудом укладывается в нашей фантазии: 105–108 г/см3. Это же 100 тонн в наперстке! И таких объектов вокруг нас много; астрономы изучают белые карлики уже второе столетие.

Но остатки эволюции звезд более массивных, чем Солнце, еще удивительнее – это так называемые нейтронные звезды, имеющие плотность 1013–1014 г/см3. Тут уже наша фантазия окончательно сдается, ведь это же 100 млн тонн в наперстке! Никогда на Земле мы не получим вещество при такой плотности в макроскопических количествах. А изучать его в космосе вполне возможно. Обнаружены же тысячи нейтронных звезд, и мы можем следить за их поведением и наблюдать их поверхность. Кстати, вблизи их поверхности существуют фантастические магнитные поля с индукцией до 1011 Тс, тогда как в лаборатории мы можем создавать индукцию лишь до 104 Тс. Разрыв в 10 миллионов раз! Не думаю, что его удастся преодолеть в обозримом будущем. А изучать поведение вещества в магнитных полях нейтронных звезд мы можем уже сегодня. И это поведение поистине удивляет. Например, атом водорода, помещенный в такое поле, из шарика превращается в ниточку (вспоминаем силу Лоренца). А если вычислить плотность массы магнитного поля с индукцией B = 1011 Тс, то получим не менее удивительный результат:

ρ_B = B2/2 μ₀c2 = 40 т/см3.

Вы только подумайте: 40 тонн массы в каждом кубическом сантиметре пустоты, пронизанной магнитным полем! И эти условия доступны для изучения, космос дарит их нам. Нейтронные звезды с рекордными магнитными полями, так называемые магнитары, сейчас активно исследуются астрофизиками.

Еще один «космический бонус» для физики – это частицы высокой энергии, которые физики используют для зондирования внутренней структуры элементарных частиц и рождения новых их типов, ранее неизвестных ученым. Чем выше энергия частицы-ударника, тем интереснее результаты. Большой адронный коллайдер – самый мощный ускоритель частиц на Земле – способен разгонять протоны до энергии 1013 эВ. Обсуждающийся сейчас проект Очень большого адронного коллайдера (VLHC) предусматривает энергию 1014 эВ. Вряд ли в обозримом времени будет создано что-либо более мощное. А из космоса в составе галактических космических лучей к нам прилетают протоны с энергией до 1020 эВ, в миллионы раз энергичнее тех, что разгоняет коллайдер. Ускоритель с такой энергией вообще нельзя построить на Земле, поскольку его размер был бы больше, чем у самой нашей планеты. Не говоря уже о фантастической стоимости такого прибора. А из космоса быстрые частицы прилетают к нам бесплатно. Академик Яков Борисович Зельдович говорил, что Вселенная – это ускоритель для бедных. Но, как видим, и самые богатые не способны создать такой ускоритель, который бы конкурировал с Вселенной.

И, наконец, именно астрономия указала физикам на существование в природе двух таинственных сущностей – темной материи и темной энергии. Поисками темной материи (а точнее, темного вещества) активно заняты сейчас физики-экспериментаторы. Понять антигравитационную сущность темной энергии пытаются физики-теоретики. Без астрономических наблюдений мы бы никогда не узнали о существовании этих двух загадочных объектов природы, заполняющих Вселенную своей массой-энергией на 95 %. Можно лишь восхищаться тем, что, наблюдая 2 % массы Вселенной (звезды, межзвездный газ, планеты), астрономы смогли узнать о существовании и некоторых свойствах невидимых 98 % массы Вселенной. Это открывает перед физикой захватывающую перспективу: изучение нашего мира, по сути, только начинается! И главная роль в этом принадлежит астрофизике.

Инструменты астрофизики

Астрономия в целом и астрофизика в частности покоятся на трех «китах»: телескоп, фотокамера, спектрограф. Эти три прибора анализируют луч света, выведывая у него космические тайны. Конечно, с каждым годом астрофизики изобретают и другие полезные приборы: поляриметры, фотометры, детекторы инфракрасного, рентгеновского и гамма-излучения, детекторы космических лучей и нейтрино, детекторы гравитационных волн, – но основой астрофизики по-прежнему остаются оптический телескоп, фотокамера и спектрограф. Телескоп создает изображение далекого светящегося объекта, спектрограф показывает, из каких цветов оно состоит, а фотокамера запоминает то и другое.

Начнем с телескопа. Любой светящийся объект можно представить как множество светящихся точек. Все космические тела очень далеки от нас, поэтому от каждой их точки к нам приходят практически параллельные лучи света, к тому же очень тусклые. Задача телескопа – собрать как можно больше этих лучей и максимально сильно сконцентрировать их, чтобы каждая точка далекого объекта отобразилась бы точкой в изображении, построенном телескопом. Эту задачу выполняет объектив телескопа, который может состоять из одной или нескольких линз, либо из одного или нескольких зеркал, либо же из комбинации зеркал и линз.

Чем больше диаметр объектива, тем больше тусклого света он может собрать и быстрее построить изображение далекого объекта. Чтобы оценить возможности телескопа, сравним, например, зрачок нашего глаза и объектив обычного фотоаппарата. Диаметр нашего зрачка около 5 мм, а диаметр объектива фотокамеры около 50 мм. То есть площадь объектива фотокамеры в 100 раз больше. Поэтому нашему глазу для фиксации изображения днем требуется экспозиция около 1/10 секунды, а фотокамере – всего около 1/1000 с. Современные крупные телескопы имеют объектив диаметром около 5000 мм (а некоторые даже больше), поэтому их светособирающая площадь в 1 млн раз больше, чем у нашего зрачка. К тому же и экспозиция при фотографировании неба телескопом составляет не доли секунды, как у глаза, а минуты, часы и порою даже сутки. Поэтому телескоп способен увидеть очень тусклые и далекие космические объекты.

Конструкции телескопов постоянно совершенствуются и усложняются, поскольку астрономы предъявляют к ним все более высокие требования. Идеальный телескоп должен одновременно видеть все небо, различая все самые мелкие детали у всех сколь угодно удаленных и тусклых объектов во всем диапазоне электромагнитного спектра. Понятно, что это фантастическое требование никогда не будет выполнено в полном объеме. Поэтому конструкции телескопов эволюционируют в каждом из этих направлений по отдельности, подобно живым существам. Одни животные хорошо плавают, другие хорошо бегают, третьи хорошо летают. Так же и телескопы: одни из них видят большие области неба, но не очень четко; другие видят четко, но лишь крохотные клочки небосвода; одни видят в оптическом диапазоне, другие – в инфракрасном, третьи – в рентгеновском, и т. д.

Специализация телескопов сейчас настолько велика, что некоторые из них уже ничем не напоминают классический телескоп с его трубой, системой наведения (монтировкой), объективом и окуляром. Особенно это касается астрофизических инструментов. Ведь разные физические процессы проявляют себя разными видами излучений и частиц: одни испускают оптические кванты, другие – рентгеновское или гамма-излучение, третьи – радиоволны. В одних процессах рождаются протоны и нейтроны, в других – электроны и нейтрино, в третьих – гравитационные волны. Телескопы всех типов важны для астрофизики, но все же наибольший объем информации о Вселенной мы до сих пор получаем от оптических телескопов. О них и продолжим разговор.

Чтобы созданное объективом телескопа изображение зарегистрировать и запомнить, нужна камера с памятью. У человека эту роль исполняют сетчатка глаза и мозг. У современной электронной фотокамеры – светочувствительная пластинка (ПЗС-матрица из фотодиодов) и компьютер с его памятью (например, на флеш-карте), а в XIX и XX веках для этой цели служила фотографическая эмульсия, которая и регистрировала изображение, и хранила его.

В наших домашних альбомах еще сохранилось множество снимков, полученных на фотоэмульсии, а развитие астрофизики вообще было бы невозможно без ее использования. Люди давно мечтали научиться фиксировать моментальное изображение объектов в оптических лучах, и впервые это удалось сделать в первой половине XIX века с использованием фотографической эмульсии, нанесенной на твердую или эластичную поверхность. В середине XIX века этот метод быстро получил широкое распространение благодаря дешевизне и простоте применения.

Фотоэмульсия состоит из микроскопических (1 мкм) кристаллов бромистого серебра с небольшой примесью йодистого серебра, взвешенных в желатиновой основе. Фотон, поглощенный кристаллом, освобождает электрон, превращающий ион серебра в атом. Для получения отдельного стабильного кристалла необходимо образование от 10 до 20 атомов серебра, подобная группа атомов формирует отдельный центр чувствительности (зерно) в скрытом изображении. Чтобы изображение стало видимым, после экспонирования фотоэмульсию нужно проявить, то есть с помощью химического процесса из бромистого серебра выделить чистое серебро. Любопытно, что катализатором этого процесса служат атомы самого серебра. Таким образом, кристаллы, имеющие центры чувствительности, проявляются быстрее (полностью превращаясь в серебро), нежели неэкспонированные кристаллы бромистого серебра. Разумеется, весь процесс проявления организуется в полной темноте, на ощупь.

Поскольку в дальнейшем с фотоэмульсией работают на свету, необходимо после проявления сделать ее нечувствительной к свету. Поэтому, смыв остатки проявителя чистой водой, фотоэмульсию фиксируют при помощи другого химического процесса, во время которого происходит растворение и удаление из эмульсии непроявленного бромистого серебра. После этого эмульсию окончательно промывают дистиллированной водой и высушивают. Полученное фотографическое изображение воспроизводит объект съемки, причем большая плотность проявленных зерен серебра соответствует большей яркости объекта. Поэтому, поскольку металлическое серебро поглощает свет, фотографическое изображение оказывается негативным. Для получения нормального (позитивного) изображения необходимо перефотографировать негатив, то есть изготовить негатив негатива. Этот процесс называют фотопечатью. Обычно в быту позитивное изображение печатают на фотобумаге, то есть бумаге, покрытой слоем фотоэмульсии. Однако для большинства астрономических применений используются непосредственно негативы, полученные на фотопластинках.

Фотографическая пластинка – это тонкая стеклянная пластинка, на которую нанесен слой фотоэмульсии. В быту вместо дорогих фотопластинок чаще использовали фотопленку, нанося тонкий слой фотоэмульсии на прозрачную целлулоидную основу. Ее делали листовой (в виде прямоугольных пластин) и рулонной (лента, накрученная на катушку). Последняя была особенно популярна и использовалась в малоформатных камерах. Иногда ее использовали и в научных экспериментах. Но для астрономических работ жесткие фотопластинки были предпочтительнее фотографических пленок на целлулоидной основе. Это особенно важно для точных астрометрических измерений, поскольку стеклянные пластинки менее подвержены деформациям и лучше хранятся. Изображение, регистрируемое на фотоэмульсии, является черно-белым. Комбинация нескольких слоев из эмульсий с различной спектральной чувствительностью дает возможность получать цветные снимки. Но астрономы предпочитают делать монохромные снимки через различные светофильтры, а затем при желании синтезировать из них цветные, точно так же, как на экране цветного телевизора из трех монохромных изображений (RGB) получается цветное.

В каждой крупной обсерватории есть специальное хранилище – стеклянная библиотека, – где тщательно сохраняются все фотопластинки, отснятые астрономами на всех телескопах этой обсерватории. Ведь каждая пластинка содержит уникальные данные, потеряв которые, их уже не восстановишь. А совокупно на фотопластинках всех обсерваторий мира зафиксирована история Вселенной более чем за 100 лет. С этими стеклянными «страницами» обращаются крайне осторожно, как с бесценными документами. Когда в конце XX века появились высококачественные сканеры, все крупные обсерватории начали сканировать свои пластинки и через интернет делать их изображения доступными для всех астрономов – профессионалов и любителей. И эта огромная работа еще не закончена.

Фотографическая эмульсия имеет низкую квантовую эффективность (0,1–1 %), что частично объясняется значительным количеством фотонов, которые должны поглотиться в отдельном кристалле, прежде чем образуется устойчивый центр чувствительности. Скорость образования центров чувствительности в некоторой степени зависит от размеров кристаллов бромистого серебра; более чувствительные эмульсии имеют больший размер кристаллов. В то же время при большем размере кристаллов разрешающая способность эмульсии снижается, поэтому необходим разумный компромисс между скоростью образования зерен (чувствительностью) и разрешением (четкостью снимка). При длинных экспозициях чувствительность фотоэмульсии существенно снижается, поскольку происходит нарушение обратно пропорциональной зависимости между потоком света и временем, необходимым для его регистрации. Выпускается ряд специальных астрономических фотоэмульсий, для которых этот эффект снижен, но не исключен полностью.

Как ни хороша была классическая фотография, ее эпоха подошла к концу. В конце XX века фотопластинку заменили электронные приемники света. Их развитие происходило постепенно, параллельно с развитием химических методов фотографии. Сначала электронные детекторы превзошли фотопластинку по чувствительности к свету, затем – по ширине спектрального диапазона (электронные приборы научились видеть инфракрасное излучение), но долго уступали по способности рисовать четкую картинку и уж совсем не умели запоминать ее. Однако с появлением фотодиодных ПЗС-матриц и компьютеров с их способностью к быстрой обработке цифровых данных и практически безграничной памятью старая добрая фотопластинка окончательно сдалась. Но астрономы продолжают относиться к ней с уважением не просто как к почетному пенсионеру, а как к хранилищу бесценных данных, поскольку далеко еще не вся информация с фотопластинок переведена в цифровую форму.

Непременной частью современного оптического телескопа служит прибор для анализа спектрального состава света. В простейшем случае это может быть один или несколько светофильтров, пропускающих определенную область спектра. С их помощью можно узнать цвет объекта, который в первом приближении говорит о температуре его поверхности (чем голубее, тем горячее), а также о наличии межзвездной пыли между объектом наблюдения и телескопом (сквозь пыль легко проходят красные лучи, а голубые поглощаются). Но гораздо более детальную информацию извлекает из света спектрограф – прибор, подробно регистрирующий распределение фотонов по их энергии (т. е. цвету). Полоска спектра – настоящий паспорт звезды или другого оптического источника, рассказывающий нам о его химическом составе, температуре, давлении, движении в пространстве, вращении, напряженности магнитного поля и т. д. У оптического спектрографа есть несколько важнейших элементов: щель для выделения узкой полоски изображения, коллиматор (объектив) для создания параллельных пучков света от каждой точки щели, призма или дифракционная решетка для разложения пучка света в спектр, камера для фотографирования спектра. Но получить спектр значительно сложнее, чем просто сфотографировать объект, поскольку, раскладывая луч света на составляющие цвета, спектроскоп сильно ослабляет яркость каждого цвета. Для спектральных исследований тусклых объектов нужны большие телескопы.

С середины XX века важным инструментом астрофизики стал радиотелескоп, оказавшийся чрезвычайно полезным для исследования процессов в межзвездной среде, в магнитосферах планет, в активных ядрах галактик. Методами радиоастрономии в 1960-е годы были сделаны важнейшие открытия: квазары, реликтовое излучение, нейтронные звезды (радиопульсары).

Земная атмосфера препятствует наблюдению с поверхности планеты далекого инфракрасного, ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения, приходящего из космоса. Поэтому новые возможности для астрофизики дала в 1960-е и 1970-е годы космическая техника, позволившая создать на околоземных орбитах автоматические и пилотируемые обсерватории с телескопами указанных диапазонов излучения. Произошедший в те годы переход от оптической астрономии к всеволновой изменил наши представления о Вселенной.

Хотя астрофизика является частью более общей науки – астрономии, ее саму часто подразделяют на ряд дисциплин. Деление проводят либо по методам, либо по объектам исследования. В первом случае говорят о радиоастрономии, рентгеновской астрономии, гамма-астрономии, нейтринной астрономии, инфракрасной астрономии, астрономической спектроскопии, гравитационно-волновой астрономии и т. д. Во втором случае выделяют физику планет, физику Солнца, физику звезд, физику межзвездной среды, физику галактик, космологию и т. д. В каждом из этих направлений астрофизика продвинулась очень далеко. Среди профессиональных астрофизиков уже сложилась такая узкая специализация, что, например, специалист по физике Солнца с трудом представляет себе проблемы физики межзвездной среды, а радиоастроном лишь в самых общих чертах понимает методы регистрации гравитационных волн. На границе между теоретической физикой и классической астрофизикой расположилась релятивистская астрофизика, изучающая на основе общей теории относительности (теории тяготения А. Эйнштейна) свойства сверхплотных космических тел – нейтронных звезд и черных дыр. Отдельную нишу занимает космология, использующая для объяснения самых общих и фундаментальных свойств Вселенной как канонические теории (ОТО, Стандартная модель физики элементарных частиц), так и их расширенные и даже альтернативные версии для их проверки и «отбраковки». Ясно, что в одной этой главе мы не сможем объять всю астрофизику, а лишь познакомимся с некоторыми важными ее направлениями.

Звезды и их эволюция

Самым крупным достижением астрофизики является создание теории внутреннего строения и эволюции звезд. Ее базой стала квантовая механика, с помощью которой удалось расшифровать звездные спектры, рассказавшие нам, что звезды в основном состоят из водорода (на три четверти по массе) и гелия (примерно на одну четверть) с небольшой примесью других химических элементов, составляющей в сумме не более 2 % массы звезды. Спектры позволили узнать и температуру поверхности звезд, которая у большинства из них лежит в пределах от 3000 до 30 000 К, причем звезд с относительно низкой температурой намного больше, чем горячих светил. Наше Солнце – вполне заурядное светило: имея температуру 5800 К, оно скорее теплое, чем горячее. Удивительное совпадение: при такой температуре поверхности основной поток энергии Солнца как раз попадает в окно прозрачности земной атмосферы. Наше светило и атмосфера нашей планеты как будто бы созданы друг для друга.

Звезды – это гигантские шары из почти полностью ионизованного газа, т. е. из плазмы. Звезды намного массивнее планет. Например, масса нашего Солнца 1 M_⊙ = 2∙1030 кг, что в 333 000 раз больше массы Земли. Сила собственного тяготения стремится их сжать, но ей сопротивляется сила внутреннего давления, вызванного высокой температурой и плотностью вещества звезды. Тот факт, что большинство звезд поддерживают себя в неизменном, стационарном состоянии, позволил астрофизикам на основе хорошо известных законов гравитации и поведения газа создать стройную картину внутреннего строения звезд. В целом она хорошо описывает взаимосвязь между внешними характеристиками звезд – их массой, температурой поверхности и светимостью, т. е. мощностью излучения.

Для проверки наших представлений о внутреннем строении звезд было бы неплохо заглянуть в их недра. Но звезды непрозрачны для всех видов излучения. Однако способ заглянуть в глубины звезд все же нашелся: туда проникают и оттуда выходят на поверхность звуковые волны. Подобно тому как геофизики научились звуковыми (сейсмическими) волнами просвечивать недра Земли, анализируя колебания ее поверхности, вызванные землетрясениями или специальными взрывами, астрофизики делают это со звездами. Конечно, звуковые колебания в недрах нормальных звезд рождаются не от взрывов и «звездотрясений», а из-за постоянного бурления-кипения вещества звезды, нагреваемого снизу его горячим ядром. (Вспомните, как громко бурлит закипающий чайник.) Правда, пока этот метод надежно работает лишь в отношении Солнца, и поэтому называется он гелиосейсмологией. С его помощью астрофизики изучают внутреннее строение Солнца на основе измерения колебаний солнечной поверхности. Но постепенно встает на ноги и астросейсмология – изучение внутренней структуры звезд на основе акустических колебаний их поверхности. Заметить наземными телескопами эти колебания довольно сложно, но на помощь приходят телескопы космические, которым не мешает земная атмосфера.

Вторым важным достижением звездной астрофизики стало выяснение источников энергии звезд. Этих источников два – гравитационное сжатие и термоядерные реакции. Действуют они попеременно: в эпоху формирования звезды, а также в процессе ее смерти работает гравитационное сжатие; но на основном, длительном этапе жизни звезды ее излучение поддерживают термоядерные реакции. Они вступают в действие, когда в процессе первичного сжатия звезды в ее недрах достигаются необходимые для этого условия, прежде всего – температура в несколько миллионов градусов.

Чем массивнее звезда, тем сильнее сжимает она недра своим весом, тем выше нужны температура и давление, чтобы этому сжатию противостоять. Но с ростом температуры стремительно возрастает интенсивность термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Эти реакции потому и называют термоядерными, что необходимые для их протекания столкновения ядер водорода – протонов – друг с другом стимулируются высокой температурой. Поэтому чем массивнее звезда, тем ярче она светит и тем горячее ее поверхность. Астроному, наблюдающему звезду со стороны, доступны две ее характеристики – мощность излучения (светимость) и температура поверхности. При массовом изучении звезд место каждой из них отмечают точкой на плоскости, где по вертикальной координате отложена светимость звезды, а по горизонтальной – температура поверхности. А поскольку температура прямо влияет на вид спектра, астрономы обычно вместо температуры используют именно его под названием «спектральный класс».

Яркие и горячие – это самые массивные звезды, в десятки раз превышающие по массе наше Солнце, а тусклые и холодные – это самые мелкие звезды, которые в несколько раз легче Солнца. На специальной диаграмме Герцшпрунга – Рассела их расположение называют «главной последовательностью», поскольку в ней сосредоточено 90 % всех наблюдаемых звезд. Их так много потому, что здесь проходит основной период их жизни, связанный с превращением водорода в гелий. А поскольку водорода в звезде изначально много, этот период занимает 90 % времени жизни звезды. Типичной звездой главной последовательности является наше Солнце.

Наблюдаемое положение звезд на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, от самых массивных светил (50–100 M_⊙) до самых легких (0,08 M_⊙), отлично согласуется с теоретическими расчетами. Для большинства звезд главной последовательности выполняется соотношение между светимостью, массой и радиусом: L ∝ M4 µ R5. Но у звезд малой и большой массы L ∝ M3, а у самых массивных L ∝ M.

На главную последовательность звезды попадают после младенческой стадии гравитационного сжатия; в этот период их называют протозвездами. Начало стадии главной последовательности определяется как момент, когда потери энергии звезды на излучение полностью компенсируются выделением энергии в термоядерных реакциях. Окончание стадии главной последовательности соответствует образованию у звезды однородного гелиевого ядра, после чего звезда уходит с главной последовательности, раздувается и становится гигантом. Самые массивные звезды остаются на главной последовательности несколько миллионов лет, после чего, полностью израсходовав в своей горячей центральной области водородное топливо, покидают ее. Звезды с массой Солнца (1 M_⊙) остаются на главной последовательности около 10 млрд лет. А у звезд с массой M ≲ 0,8 M_⊙ стадия термоядерного «горения» водорода столь продолжительна, что за время жизни Галактики они еще не успели покинуть главную последовательность.

Уход с главной последовательности происходит потому, что по мере «сгорания» водорода в центре звезды меняется ее структура. Плотное гелиевое ядро сжимается, его температура растет, в окружающем его водороде реакции термоядерного синтеза становятся более интенсивными, растет светимость звезды. Наружные слои звезды нагреваются и расширяются, становясь более прозрачными и давая путь избыточному потоку излучения, выходящему из ядра звезды. Размер звезды значительно возрастает, вплоть до гигантского, во много раз превосходя радиус Солнца (R_⊙ = 7 · 108 м). При этом поверхность звезды немного охлаждается, звезда краснеет.

Звезду значительно большей светимости и размера, чем у большинства звезд того же спектрального класса, астрономы называют гигантом. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство звезд принадлежит главной последовательности, а звезды-гиганты, уже покинувшие главную последовательность и движущиеся вдоль «ветви гигантов», приближаются к концу своей эволюции, увеличивая при этом свой радиус и светимость и уменьшая температуру своей поверхности. Особенно велико различие в размерах и светимостях между красными гигантами и красными карликами, населяющими нижнюю часть главной последовательности. Тогда как красные карлики в несколько раз меньше Солнца и светят в сотни раз слабее его, красные гиганты в десятки раз больше Солнца и светят в сотни раз сильнее. Звезды еще большей светимости и размера называют сверхгигантами.

Термин «сверхгигант» астрономы ввели еще до того, как была создана последовательная астрофизическая теория эволюции звезд. В середине ХХ века астрономы называли сверхгигантами просто звезды наибольшей светимости. Поэтому указание на то, что данная звезда – сверхгигант, не всегда прямо связано с ее эволюционным статусом. Так что следует различать голубые и красные сверхгиганты. Голубые (горячие) сверхгиганты – это молодые звезды главной последовательности; к ним относится, например, Регул в созвездии Лев. Красные («холодные») сверхгиганты – напротив, старые, сильно проэволюционировавшие звезды, располагающиеся на ветви сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга – Рассела; к ним относится, например, Бетельгейзе в созвездии Орион. Радиусы старых сверхгигантов составляют от 100 до 1000 R_⊙.

Поскольку на стадии гиганта звезда ярко светит, интенсивно сжигая свое «топливо», этот период в жизни звезды длится недолго, поэтому звезды такие встречаются нечасто. Но при массовом изучении звезд выяснилось, что еще значительно реже встречаются звезды экстремально высокой светимости, превосходящие своей светимостью Солнце в сотни тысяч раз. Прежде такие звезды называли «сверхсверхгигантами», но теперь за ними укрепилось название «гипергиганты». На диаграмме Герцшпрунга – Рассела их последовательность располагается на самом верху, выше последовательности сверхгигантов. В нашей Галактике известно не более дюжины таких объектов, хотя обнаруживаются они на очень больших расстояниях. Примеры гипергигантов: Р Лебедя (P Cyg), r Кассиопеи (ρ Cas), Cyg OB2-12, 6 Cas. По своим свойствам они близки к ярким голубым переменным звездам типа S Золотой Рыбы (S Dor), расположенной в соседней галактике Большое Магелланово Облако.

Гипергиганты – наиболее массивные среди звезд: их массы превышают 25–30 M_⊙ и доходят до 100–150 M_⊙. При массах более 100 M_⊙ давление выходящего из недр излучения столь велико, что это приводит к крупномасштабным колебаниям атмосферы, чрезмерной потере массы и формированию обширных околозвездных оболочек. Для этих звезд характерна переменность блеска и очень интенсивный звездный ветер. Например, у звезды 6 Cas при скорости ветра около 200 км/с поток газа достигает 10-6 M_⊙/год. А у звезды IRC+10420 скорость ветра 50 км/с при потоке 5∙10-4 M_⊙/год. Столь плотный и непрозрачный звездный ветер может приводить к появлению холодной «псевдофотосферы»; при этом довольно горячая звезда может выглядеть как красный сверхгигант с весьма холодной поверхностью. Такие звезды в шутку называют «самозванцами диаграммы Герцшпрунга – Рассела». Их оптическая переменность, вероятно, в основном вызвана неоднородностью звездного ветра. В случае особо сильного потока вещества звезда окружает себя почти неподвижной и непрозрачной газово-пылевой оболочкой, как у звезды h Киля (h Car).

Полное время жизни столь массивных звезд не превышает 3–5 млн лет. Те звезды, которые мы видим на стадии гипергиганта, уже покинули главную последовательность; до конца эволюции им остается порядка 105 лет, а затем они должны взорваться как сверхновые. Согласно теории, после этого от них остается только черная дыра. Впрочем, нужно признать, что заключительные этапы эволюции звезд до сих пор представляют проблему для теоретической астрофизики. Именно этим исследованиям сегодня посвящены усилия многих ученых.

Звезды: конец эволюции

Относительно спокойная стадия термоядерной эволюции звезды не может длиться вечно: энергия выделяется, пока водород превращается в гелий, гелий – в углерод, затем в азот, кислород… Но когда состав вещества в ядре звезды приближается к группе железа, выделение энергии прекращается. Можно сказать, что железо – это «зола» термоядерного «горения». С этого момента источником энергии звезды вновь становится ее гравитационное сжатие. Но старая звезда неоднородна: внутри у нее плотное ядро из тяжелых химических элементов (гелий, …кислород, …железо), а снаружи в основном легкий водород. Поэтому ядро сжимается быстро, при этом нагревается само и нагревает оболочку, которая от этого расширяется и частично покидает звезду.

Судьба сжимающегося звездного ядра зависит от его массы. Если масса не более полутора солнечных, то сжатие остановится на стадии белого карлика, когда взаимное отталкивание электронов, связанное с их квантовой природой, уравновесит силу гравитации. Размер белого карлика при этом окажется близок к размеру Земли. Отметим, что взаимное отталкивание электронов в плотном веществе белого карлика обусловлено отнюдь не их отрицательным электрическим зарядом (который уравновешивается положительным зарядом протонов), а квантово-механическим эффектом «вырождения» электронного газа, который при большой плотности начинает сопротивляться сжатию в силу принципа запрета Паули. Этот принцип обычно формулируют так: в пределах одной квантовой системы, в данном квантовом состоянии, может находиться только один фермион (т. е. частица с полуцелым спином), а состояние другого фермиона должно отличаться хотя бы одним квантовым числом (например, положением в пространстве или импульсом). Электроны – это фермионы, поэтому чем ближе частицы друг к другу, тем активнее они движутся, увеличивая давление вещества.

Если масса звездного ядра больше полутора солнечных, то электронам не справиться с гравитацией, и сжатие будет происходить до тех пор, пока протоны и электроны не превратятся в нейтроны, и тогда уже давление, вызванное взаимным отталкиванием нейтронов (они ведь тоже фермионы!), может остановить сжатие. Такие объекты называют нейтронными звездами, хотя в прямом смысле слова никакие они не звезды, а просто сверхплотные тела размером в несколько десятков километров, в основном состоящие из вырожденного нейтронного газа.

Но если масса звездного ядра была более трех масс Солнца, то его сжатие не остановится даже на стадии нейтронной звезды, а будет происходить до тех пор, пока объект не достигнет своего гравитационного радиуса, т. е. пока он не станет черной дырой. Из-за чрезвычайно малого размера – всего несколько километров – и отсутствия физической поверхности черные дыры пока не поддаются прямому изучению, но в их существовании астрофизики уверены. Зато белые карлики и нейтронные звезды изучаются очень активно, поскольку ярко себя проявляют и дают бесценный материал для физики. Никогда в земных лабораториях мы не сможем получить и изучить вещество с такой плотностью, как в недрах белых карликов (десятки тонн в кубическом сантиметре!) или нейтронных звезд (десятки миллионов тонн в кубическом сантиметре!!!). Только в космосе мы встречаем такое плотное вещество и, даже не касаясь его, дистанционно много можем узнать о его природе.

С вырожденными телами, т. е. с белыми карликами и нейтронными звездами, а также с черными дырами связаны самые грандиозные явления природы – взрывы новых и сверхновых, гамма-всплески и др.

Новые и сверхновые звезды

Новыми называют звезды, неожиданно, всего за несколько часов увеличивающие свой блеск в тысячи и даже миллионы раз (в среднем на 12m), а затем в течение нескольких недель тускнеющие и возвращающиеся к своему исходному блеску. Название «новая» (лат. nova) отражает старинное представление о том, что на небе в этот момент возникает не существовавшая ранее звезда. В действительности явление новой связано со звездами большого возраста, практически закончившими свою эволюцию. Это явление возникает в тесных двойных системах, где один из компонентов – белый карлик. На определенном этапе эволюции таких систем вещество второго компонента – нормальной звезды – может начать перетекать на соседнюю вырожденную звезду. Когда на поверхности белого карлика накапливается критическая масса вещества, происходит термоядерный взрыв, срывающий со звезды оболочку и увеличивающий ее светимость в тысячи раз. По мере накопления новой порции газа взрыв повторяется. Уже наблюдались неоднократные вспышки некоторых новых; их называют повторными новыми.

Сверхновыми называют звезды, блеск которых при вспышке в течение нескольких суток увеличивается на десятки звездных величин (т. е. в миллионы и даже миллиарды раз), а затем постепенно спадает в течение нескольких месяцев или лет. Первоначально все звезды, блеск которых внезапно увеличивался в сотни и более раз, называли «новыми» (nova), поскольку они появлялись в тех точках на небе, где ранее не было заметно звезд. Но когда была установлена внегалактическая природа некоторых туманностей, названных позже галактиками, стало ясно, что вспыхивающие в них звезды значительно превосходят обычные новые. Для них астрономы Фриц Цвикки (1898–1974) и Вальтер Бааде (1893–1960) предложили название «сверхновые звезды» (supernova). Обычно к сверхновым относят вспышки с мощностью оптического излучения более 1034 Вт. Максимальная оптическая светимость, которой сверхновая достигает в ходе вспышки, лежит в интервале от -13m до -22m абсолютной звездной величины, т. е. от 10 млн до 30 млрд светимостей Солнца. Существует определенный класс сверхновых (тип Ia), имеющих в максимуме блеска почти одинаковую абсолютную звездную величину, равную -19,4m ± 0,4m, что позволяет использовать каждую такую вспышку как «стандартную свечу» для определения расстояния до тех галактик, где наблюдались такие вспышки.

Наиболее известные сверхновые называют по именам описавших их вспышку астрономов (сверхновая Тихо, сверхновая Кеплера), по названиям созвездий, в которых они вспыхивали (сверхновая Орла, сверхновая Кассиопеи), или по году вспышки (сверхновая 1054 года). Яркие сверхновые, естественно, вспыхивали и в нашей Галактике. Некоторые из них были видны даже без телескопа. Сохранились исторические записи об их наблюдении. Например, китайские астрономы описали вспышку сверхновой в созвездии Телец в 1054 году, а сейчас мы наблюдаем остаток этого взрыва – Крабовидную туманность. Последние вспышки сверхновых в нашей Галактике наблюдали незадолго до изобретения телескопа (Тихо Браге в 1572 году и И. Кеплер в 1604 году).

После изобретения телескопа стали обнаруживаться вспышки сверхновых и в других галактиках. Их обозначают по году вспышки: сверхновая 1954B, сверхновая 1987A, где буква в порядке латинского алфавита указывает очередность открытия сверхновой в данном году. В каталогах сверхновые обозначают буквами SN (от SuperNova), например, SN 1972C – третья сверхновая 1972 года. Первые 26 сверхновых в каждом году обозначают заглавными буквами от A до Z. Следующие обозначаются парами строчных букв: aa, ab, и т. д. Например, последняя вспышка сверхновой, зарегистрированная в 2005 году, имела обозначение SN 2005nc, указывающее, что она была 367-й по счету в том году.

До 1950 года ежегодно обнаруживали единицы вспышек сверхновых, а с 1950 по 1990 год – десятки. После середины 1990-х, когда широко стали использовать электронные приемники света и компьютеры, ежегодно обнаруживались сотни вспышек, а после 2010 года, когда вступили в строй телескопы-роботы и космические телескопы с большим полем зрения, стали открывать тысячи сверхновых в год. При этом открытия совершают не только профессиональные астрономы, но и любители. Например, было открыто около 5000 сверхновых в 2016 году и около 5700 – в 2017-м. Все эти сверхновые обнаруживаются в других галактиках, но не в нашей. В каталоги занесено уже более 25 000 вспышек, причем в некоторых галактиках их наблюдали неоднократно. Статистика показывает, что в крупной спиральной галактике (типа нашей) в среднем происходит 1–2 вспышки за столетие. Однако последняя вспышка в нашей Галактике наблюдалась в 1604 году. Правда, методами радио- и рентгеновской астрономии были обнаружены остатки вспышек, происходивших и в более позднее время, но в оптическом диапазоне спектра, т. е. визуально, они не были видны. Причина в том, что вспышки сверхновых в большинстве своем происходят в диске Галактики, и Солнце располагается в диске, где межзвездное поглощение света очень велико. Это заметно сдерживает развитие физики сверхновых.

Предпринятые в последние годы наблюдения в разных диапазонах спектра позволили выявить остатки вспышек сверхновых, не замеченные визуально. Например, ярчайший радиоисточник на небе – Кассиопея А – оказался остатком вспышки сверхновой, которая должна была наблюдаться 330 лет назад, но не была замечена. Еще более современный остаток связан с радиоисточником G1.9+0.3 в Стрельце: эту вспышку мы должны были бы увидеть 140 лет назад, если бы место взрыва не находилось в районе центра Галактики. Оттуда оптическое излучение до Земли практически не доходит.

Причиной вспышки звезды как сверхновой служит ее взрыв на заключительном этапе эволюции. В результате взрыва звезда почти полностью разрушается. Не исключено, что в некоторых случаях происходит полное разрушение, но достоверно установлено, что после взрывов некоторых сверхновых сохраняется остаток звезды, ее сильно сжавшееся ядро – нейтронная звезда или черная дыра.

В последние годы обсуждается особый тип сверхновых – гиперновые (англ. hypernova). Это наиболее грандиозный тип взрыва массивной звезды, знаменующий рождение черной дыры и ответственный за космические гамма-всплески. Существование гиперновых пока остается гипотезой, предложенной в связи с попытками объяснить явление гамма-всплесков, которые уже более полувека наблюдаются в далеких галактиках. Оптические вспышки, связанные с гамма-всплесками, выглядят значительно ярче обычных сверхновых. Поэтому либо энергия таких взрывов существенно превосходит энергию сверхновых, либо она излучается не изотропно, а направленно, в виде узкого луча, что нехарактерно для обычных сверхновых.

Открытие гамма-всплесков, природа которых до сих пор не вполне ясна, – одно из важнейших событий в астрофизике нового времени. Гамма-всплески (gamma-ray bursts, GRBs) – это кратковременные вспышки космического гамма-излучения, регулярно фиксируемые орбитальными обсерваториями. Уже более полувека и до недавних пор их не могли отождествить с какими-либо космическими объектами. Первый гамма-всплеск зарегистрировали 2 июля 1967 года американские военные спутники серии Vela, следившие за соблюдением международного договора от 1963 года о запрещении испытаний ядерного оружия в атмосфере, в космическом пространстве и под водой. Одновременная регистрация несколькими спутниками показала, что этот и последующие гамма-всплески не вызваны ядерными взрывами на Земле. Но где именно расположены их источники, долгие годы оставалось загадкой. Основная трудность в том, что гамма-детекторы имеют очень низкое угловое разрешение, т. е. крайне неточно указывают направление на источник.

Ситуация изменилась 28 февраля 1997 года, когда специализированный спутник Beppo-SAX (Италия и Голландия) зарегистрировал всплеск сначала в гамма-, а затем в рентгеновском диапазоне, где достигается более высокое угловое разрешение. Выяснилось, что за первоначальным всплеском излучения в гамма-диапазоне обычно следует долгоживущее «послесвечение», излучаемое на более длинных волнах (рентген, УФ, оптика, ИК и радио). Используя метод последовательного уточнения координат при переходе в более мягкие диапазоны спектра, с помощью наземных телескопов вскоре стали обнаруживать оптическое послесвечение гамма-всплесков, позволившее точно определить их положение на небе и отождествить с известными объектами.

Оказалось, что большинство таких вспышек происходит в очень далеких галактиках, находящихся от нас на расстояниях в миллиарды световых лет. Мощность этих взрывов невероятно велика: если при вспышке энергия излучается изотропно, то светимость источника превышает 1045 Вт (для сравнения: светимость большинства квазаров не превышает 1040 Вт). Поэтому большинство исследователей считает, что гамма-всплеск представляет собой узкий луч мощного излучения, испускаемого во время вспышки гиперновой, когда быстро вращающаяся массивная звезда коллапсирует, превращаясь в черную дыру. При этом за несколько секунд высвобождается столько энергии, сколько Солнце излучает за все время своей эволюции (10 млрд лет). Наши приборы замечают это событие только в том случае, если луч направлен на Землю. Скорее всего, это биполярный луч, выходящий из источника в двух диаметрально противоположных направлениях.

В каждой конкретной галактике такие события происходят редко – несколько раз за миллион лет. До сих пор все наблюдаемые гамма-всплески происходили за пределами нашей Галактики. Если такое событие произойдет в Галактике и гамма-луч попадет на Землю, то это может вызвать экологическую катастрофу.

Нужно подчеркнуть, что до сих пор даже классификация гамма-всплесков не разработана сколько-нибудь детально, а их физические механизмы во многом остаются загадочными. Но у большинства астрофизиков нет сомнений, что гамма-всплески связаны с последними мгновениями жизни массивных звезд. Невероятная мощность этого явления позволяет нам регистрировать его на огромных расстояниях от Галактики, следовательно, в далеком прошлом. Но другое астрофизическое явление уносит нас в гораздо более далекое прошлое, в ту эпоху, когда звезды еще даже не родились.

Реликтовое излучение

Речь идет о фоновом космическом радиоизлучении, которое образовалось на ранних стадиях развития Вселенной. Это электромагнитное излучение приходит к Земле с одинаковой интенсивностью со всех областей неба и имеет спектр, соответствующий тепловому излучению при температуре T = 2,725 ± 0,002 К. Поскольку источник реликтового излучения лежит дальше всех известных объектов, а максимум в спектре приходится на длину волны 1 мм, его называют также космическим микроволновым фоновым излучением (cosmic microwave background radiation, CMBR), или космическим микроволновым фоном, или еще короче – реликтовым излучением. Этот термин ввел советский астрофизик И. С. Шкловский (1916–1985), поэтому он чаще используется в русскоязычной литературе.

Существование теплового излучения с температурой в несколько кельвинов было предсказано в 1946 году Георгием Гамовым при разработке модели горячей Вселенной, а открыли его в 1965 году американские радиоастрономы Арно Пензиас и Роберт Вилсон. Реликтовое излучение родилось около 14 млрд лет назад, когда Вселенная в целом была значительно плотнее и горячее, чем в нынешнюю эпоху. Тогда это было оптическое излучение горячего газа с температурой в несколько тысяч кельвинов, практически однородно заполнявшего всю Вселенную. В ходе расширения Вселенной температура реликтового излучения уменьшилась примерно в тысячу раз.

Точные измерения показали, что температура реликтового излучения в разных точках неба не совсем одинакова. Заметнее всего проявляется дипольная составляющая, связанная с эффектом Доплера. Солнечная система движется так, что амплитуда дипольной составляющей температуры реликтового излучения DT = 3,35 мК; это соответствует скорости движения V = 366 км/с. Движется Солнце относительно излучения в направлении границы созвездий Лев и Чаша, к точке с экваториальными координатами α = 11h 12m и δ = –7,1° (эпоха J2000,0), что соответствует галактическим координатам l = 264,26° и b = 48,22°.

Учет движения самого Солнца в Галактике показывает, что относительно всех галактик Местной группы Солнце движется со скоростью 316 ± 5 км/с в направлении l = 93° и b = –4°. Поэтому движение самой Местной группы относительно реликтового излучения происходит со скоростью 635 км/с в направлении l = 269° и b = +29° (т. е. α = 10h 40m, δ = –25°; это центр созвездия Гидра).

Если исключить дипольную неоднородность, вызванную движением Местной группы галактик, то реликтовое излучение выглядит чрезвычайно однородным, всюду имеющим одинаковую температуру. Но именно это его свойство многие годы вызывало у астрофизиков недоумение. Реликтовое излучение стало свободно распространяться во Вселенной, когда ей исполнилось 380 тыс. лет. До этого момента заполнявшая пространство Вселенной плазма не позволяла фотонам свободно летать, а поглощала и рассеивала их. Позже плазма остыла, электроны и протоны объединились в электрически нейтральные атомы – произошла рекомбинация, – и газ стал прозрачным для света. Фотоны полетели свободно и через 13,7 млрд лет достигли нас в виде радиоволн из-за большого красного смещения, вызванного расширением Вселенной.

Регистрируя сегодня реликтовые радиоволны, мы как бы видим плазменную стену, отделявшую младенческую Вселенную от юной Вселенной. Высокая однородность пришедшего оттуда излучения говорит о том, что и плазма в ту эпоху была очень однородной. Но откуда же тогда взялась высокая неоднородность вещества в нашу эпоху? Как образовался наш мир, в котором сравнительно плотные галактики и очень плотные звезды и планеты разделены почти идеально пустым пространством?

Гравитация способна усиливать флуктуации плотности, стягивая вещество туда, где изначально его плотность была хотя бы чуть-чуть выше, чем в соседних областях. Но это «чуть-чуть» должно было существовать уже в эпоху рекомбинации и оставить свой отпечаток на реликтовом излучении, а его никак не удавалось найти. Потребовалось вывести радиотелескопы в космическое пространство, где при отсутствии атмосферных помех все же удалось заметить неоднородность реликтового излучения на уровне тысячных долей процента (ΔT/T ~ 10-5). Они выглядят как угловые флуктуации температуры излучения довольно мелкого масштаба (1–0,1°) и очень малой амплитуды (30–80 мкК). Эти флуктуации связаны с первичными акустическими волнами, заполнявшими в целом однородную Вселенную до эпохи рекомбинации, т. е. до красного смещения z = 1400, соответствующего возрасту Вселенной 380 тыс. лет.

Но расчеты показывают, что из столь малых неоднородностей за время жизни Вселенной под действием гравитации не могли вырасти галактики и их скопления. Вселенная должна быть более плотной и заполнена средой, усиливающей гравитацию, но при этом не создающей давления, препятствующего работе гравитационных сил. На существование этой среды указывают и другие астрономические наблюдения – за движением звезд в галактиках и самих галактик в их скоплениях. Эту среду называют темной материей. До сих пор астрофизики не разгадали ее природу, хотя по общей массе ее раз в пять больше, чем знакомого нам вещества. Темная материя проявляет себя лишь тяготением, не участвуя в других взаимодействиях – электромагнитном и ядерных. Поэтому ее часто называют «скрытой массой галактик».

Одна из гипотез, пытающихся объяснить темную материю, связывает ее с так называемыми слабовзаимодействующими массивными частицами (Weakly Interacting Massive Particles, WIMP). Это гипотетическое семейство массивных элементарных частиц, участвующих только в гравитационном и слабом ядерном взаимодействиях. Их присутствие во Вселенной (в частности, в гало галактик) могло бы объяснить парадокс скрытой массы. Никто еще не наблюдал эти частицы в лаборатории; пока это чисто теоретическое предположение. Но астрофизики считают их одними из наиболее вероятных претендентов на роль темной материи и упорно ищут. Их пытаются экспериментально обнаружить в космосе и на ускорителях, но пока надежных результатов нет.