Диалоги (июль 2003 г.)

Жизнь звёздных систем

Участники:

Расторгуев Алексей Сергеевич – доктор физико-математических наук

Сурдин Владимир Георгиевич – кандидат физико-математических наук

Александр Гордон: Меня больше всего с точки зрения драматургического построения передачи заинтересовала та часть ваших рассуждений, где вы утверждаете, что мы нашу Галактику знаем гораздо хуже, чем многие остальные. Это тот же принцип, что описан однажды поэтом: «Лицом к лицу – лица не увидать», или какие-то другие причины здесь?

Владимир Сурдин: Отчасти – да. Но в большей степени – другие. Тут важна не близость к своей Галактике, хотя она и затрудняет её оценку в целом: слишком приближает к нам звёзды околосолнечные, удаляет те, которые хотелось бы увидеть поближе. Но главная причина в другом, она вполне техническая. Мы, к сожалению, сидим в самом неудобном месте Галактики, с точки зрения её изучения, – это галактическая плоскость. Наша Галактика симметрична, и именно в её экваториальной плоскости собралось то вещество, из которого возникают звёзды. Это газ и пыль. Ну, газ прозрачен, и он не мешает наблюдать, а вот пыль… Она немногочисленна: по массе её всего один процент от межзвёздного газа, но именно она, пыль, очень сильно поглощает излучение звёзд и, к сожалению, именно в этом тонком пылевом слое оказалось наше Солнце вместе с планетами. Это уж такое невезение, просто чудовищное. Мы сидим в тонком слое пыли, и когда хотим заглянуть далеко, например, в межгалактическое пространство, то смотрим перпендикулярно пылевому слою, легко «протыкаем» его взглядом, но при этом сразу попадаем в межгалактические глубины и уходим в космологию. Как только мы разворачиваем свой взгляд, чтобы увидеть собственную, довольно плоскую звёздную систему, мы упираемся в околосолнечные пылевые облака, и на этом вся астрономия заканчивается, точнее говоря, заканчивается оптическая астрономия. Начинаются варианты. Например, инфракрасная астрономия. Инфракрасные лучи довольно легко проходят сквозь пыль, но телескопов инфракрасного диапазона не было долгое время, и только сейчас их начали создавать. В общем, эта технология сложная. И это сильно портит жизнь астрономам, об этом они стараются не говорить, это внутренняя проблема. Но постоянно имеют её в виду, когда указывают специалистам других профессий, что не следует слишком сильно доверять нашему сегодняшнему знанию о Галактике: оно ещё очень ущербное, очень мозаичное. Особенно жалко, когда специалисты иных наук, например, геологи или математики, пытаются вынести из научно-популярных астрономических книг некое законченное знание о Галактике в целом, пытаются строить теории её рождения и эволюции и не замечают, что теории эти «стоят на песке». Мы ещё не можем дать им полный портрет Галактики, а они уже пытаются на основе наших неполных данных строить свои сложные геологические гипотезы, например, о периодичности галактического года, о влиянии Галактики на земные процессы, о связи земных катастроф и геологических пертурбаций с космосом. А астрономы их предупреждают: рано строить такие гипотезы, подождите, пока мы выясним более детально строение Галактики. Уж если об этом зашла речь, наверное, не уйти от разговора о том, что мы даже размеров не знаем своей звёздной системы. Скажем, Солнце расположено на периферии звёздной системы, и нам очень важно знать расстояние от Солнечной системы до центра Галактики, потому что система круглая, и этот радиус – как мерная линейка, которая потом все остальные масштабы нам определит. Это проблема, над которой мы с Алексеем Сергеевичем работаем уже лет 15; и до сих пор ещё, хотя наши рабочие столы стоят рядом, в одной комнате, мы не сошлись во взглядах. Я думаю, он расскажет об этом более подробно.

Алексей Расторгуев: Совершенно верно. Вообще, эта проблема имеет гораздо более общий характер, и она чрезвычайно серьёзна. Речь идёт об измерении всех расстояний во Вселенной, о построении «шкалы расстояний». Что такое шкала расстояний? Грубо говоря, нам необходимо построить такую «линейку», с помощью которой равным образом хорошо, надёжно можно будет измерять расстояния как в Солнечной системе, так и в Галактике, и даже за её пределами, во Вселенной. Измерять расстояния до других, самых далёких галактик. Эта шкала расстояний оказывается очень сложной. Давайте представим себе, хотя бы поверхностно, как она строится. Расстояние в Солнечной системе можно измерять, например, с помощью радиолокационных методов: посылая к объекту радиоволну и принимая отражённый от него сигнал. По времени прохождения сигнала легко вычислить расстояние до любой планеты. А как быть дальше? Мы знаем, что звёзды далеки, и радиолокация здесь не годится. Следующий этап построения шкалы расстояния – это научиться измерять расстояния до звёзд. Их измеряют методом тригонометрических параллаксов. Земля, двигаясь по орбите вокруг Солнца, занимает относительно звёзды, расстояние до которой мы хотим измерить, разные положения. И если в течение года наблюдать за звездой, то будет видно, как она на фоне более далёких звёзд описывает небольшой эллипс, совершенно крохотный. Даже для ближайших звёзд он имеет ничтожные размеры – меньше одной угловой секунды. Это в 100 раз меньше, чем минимальный угол, минимальная деталь, различимая невооружённым глазом.

В.С. Толщина спички с расстояния в километр.

А.Р. Да-да, примерно так. И можно только удивиться, что астрономы уже более сотни лет умеют измерять такие небольшие смещения звёзд.

А.Г. А с какой ошибкой, интересно?

А.Р. При использовании наземных средств эта ошибка составляет сейчас примерно одну сотую угловой секунды. То есть, в сто раз меньше измеряемого угла. Это означает, что мы можем измерять расстояния с Земли, не обращаясь к космическим аппаратам, примерно до удалений в 50 парсек. Один парсек – это принятая в астрономии единица расстояния, которая примерно в двести тысяч раз больше, чем расстояние от Земли до Солнца. Астрономы измеряют расстояние в парсеках, килопарсеках и мегапарсеках.

В.С. Ну, может быть, для телезрителей понятнее будут световые годы. Три с небольшим световых года – это один парсек. Вообще же, пресловутая астрономическая точность при измерении расстояний ограничена только влиянием нашей атмосферы. Мы сидим на дне океана, воздушного океана, который постоянно колышется, поэтому изображения в телескопе размыты. И поэтому точно локализовать звезду мы не можем, пока не выйдем за пределы атмосферы. Можно сказать, что на некотором этапе атмосфера остановила прогресс астрономии, и мы не могли измерять расстояния до звёзд, удалённых более чем на 20–30 световых лет.

А.Р. Ну, по крайней мере, измерять надёжно. Грубые оценки, конечно, всегда можно сделать. Но другое дело, что они не очень хороши, не практичны. Следующий шаг в создании космической шкалы расстояний связан с очень интересными объектами. Вблизи Солнца, на расстоянии в десятки парсек существуют совершенно уникальные объекты – рассеянные звёздные скопления, о которых мы ещё будем говорить особо. Это звёздные коллективы, в которых звёзды друг с другом связывает гравитационная сила. Такие скопления живут достаточно долго, не распадаясь. И звёзды находятся поблизости друг от друга. Всем, кто имел дело со статистикой, понятно, что измерить расстояние до группы звёзд проще, чем до одиночной звезды. Закон статистики: среднее расстояние оказывается более точным. В качестве примеров звёздных скоплений можно привести хорошо всем известное скопление Гиады, которое находится на расстоянии примерно 45 парсек от Солнца; или скопление Плеяды – 120 парсек от Солнца.

В.С. Плеяда – это Стожары, в народе их знают довольно хорошо. А вот Гиады – малоизвестное скопление.

А.Р. Да, Гиады мало кто знает, но это скопление как раз, как ни странно, сыграло решающую роль в построении шкалы расстояний. По крайней мере, на протяжении многих десятков лет оно фактически лежало в основе этой шкалы. Всё, что мы знали о внегалактических расстояниях, так или иначе, опиралось на Гиады. В чём же особая роль звёздных скоплений? В них присутствуют звёзды разной массы. А поскольку законы физики в Галактике и за её пределами едины, то понятно, что звёзды одинакового типа должны иметь одинаковую светимость – светимостью астрономы называют абсолютный блеск звезды, полную мощность её светового излучения, выраженную в единицах потока энергии от Солнца. Если две звезды одинакового типа, а значит, и одинаковой светимости расположить на разных расстояниях от нас, то та из них, которая дальше, естественно, будет казаться более слабой. Её блеск будет меньше. Легко сообразить, как связан блеск с расстоянием и таким образом, зная расстояние до близкой звезды, мы можем по видимому блеску более далёкой звезды определить расстояние и до неё.

А.Г. Если мы знаем, что это звезда того же типа.

А.Р. Естественно, того же типа. Установить это достаточно просто. На это указывают тип спектра или даже цвет звезды, определить которые довольно легко.

В.С. Но надо помнить о пыли. Хорошо известно, что если вы в туманную погоду пытаетесь оценить расстояние до далёких фонарей, то именно туман мешает вам это сделать.

А.Р. Да, туман мешает – он ослабляет блеск фонаря.

В.С. Фактически, астрономы именно в таких условиях вынуждены определять расстояния до звёзд.

А.Р. Хорошо ещё, что у астрономов есть возможности учитывать влияние поглощения света в межзвёздном веществе при помощи фотометрических методов, измеряя цвет звёзд и их блеск. Здесь много всяких тонких эффектов, которые, тем не менее, мы умеем учитывать. Что же дальше? Звёздных скоплений на самом деле много. Гиады и Плеяды – это всего лишь ближайшие скопления. Вплоть до расстояний примерно 3–4 килопарсека находится несколько сотен других рассеянных скоплений. В них тоже есть звёзды тех же типов, что и в Гиадах и Плеядах. И мы можем, поскольку это скопления, то есть коллективы звёзд, мы можем измерять расстояния до них достаточно точно. Однако это всего лишь ближайшая окрестность Солнца. Что делать дальше? А дальше поступаем так. В некоторых рассеянных скоплениях есть совершенно уникальные объекты – цефеиды, это переменные звёзды, периодически меняющие свой блеск. Вообще, переменных звёзд обнаружено очень много: сейчас известно почти 40 тысяч таких звёзд. Среди них выделяются разные типы. Так вот, цефеиды можно назвать королями среди переменных звёзд, хотя бы по той причине, что они помогают нам измерять расстояния в космосе. Цефеиды – это жёлтые сверхгиганты: огромные звёзды с очень высокой светимостью, в десятки и сотни тысяч раз более высокой, чем у Солнца. Поэтому они видны на огромных расстояниях. С другой стороны – это газовые шары. А мы знаем, что газовые шары могут колебаться. У них есть период собственных колебаний. Чем более разрежен газовый шар, тем больше период его колебаний. То есть, существует связь между размером, массой, плотностью звезды и периодом её пульсаций. Эти переменные звёзды тем хороши, что их трудно спутать с любым другим объектом. И поэтому они отлично играют роль «стандартной свечи», то есть объекта с известным абсолютным блеском.

В.С. За это их называют «маяками Вселенной». Наблюдая некоторое время за цефеидой и измерив период её пульсаций, мы точно определяем светимость этой звезды, сравнивая которую с её видимым блеском, легко можно вычислить расстояние до неё.

А.Р. Да, цефеиды – настоящие маяки Вселенной: они пульсируют с потрясающей периодичностью. Я думаю, что им могут позавидовать даже швейцарские часы. На протяжении сотен лет они очень мало изменяют свои периоды пульсаций. Однако чтобы пользоваться зависимостью между периодом и светимостью такой звезды, эту зависимость нужно откалибровать, то есть независимым способом определить расстояние хотя бы до нескольких цефеид. К счастью, в некоторых рассеянных скоплениях обнаружены цефеиды, поэтому, зная расстояния до этих скоплений, мы можем определить и расстояние до цефеид, а далее уже использовать их самих как индикаторы расстояния. Цефеид в Галактике очень много. Известно их уже около тысячи, а на самом деле их, по-видимому, десятки тысяч.

В.С. И не только в нашей Галактике.

А.Р. Да, их очень много и в других галактиках. В ближайших галактиках – Магеллановых Облаках – их уже обнаружено несколько тысяч. В Туманности Андромеды их около сотни тысяч. Есть они и в самых далёких галактиках. Раз мы знаем их светимость, то можем по их видимому блеску оценивать расстояние до других галактик. В этом, собственно говоря, и состоит суть построения той последовательности, которую называют шкалой расстояний.

В.С. В общем, один метод цепляется за другой, и продолжается эта «лестница расстояний» до края Вселенной.

А.Р. Сначала расстояние от Земли до Солнца, затем – до ближайших звёзд, потом – расстояния до рассеянных звёздных скоплений, затем – цефеиды и другие галактики.

В.С. Но на каждой ступеньке мы имеем ошибки, которые накапливаются. И в конце концов получается, к сожалению, что масштабы Вселенной известны не так уж хорошо.

А.Р. И ещё я хочу сказать о том, почему, собственно говоря, проблема шкалы расстояний очень важна. Существует два подхода к шкале расстояний или две шкалы расстояний – короткая и длинная. Я являюсь приверженцем короткой шкалы расстояний, Владимир Георгиевич – длинной. Различаются они примерно на 20 процентов. То есть все расстояния надо либо уменьшить, либо увеличить, соответственно, максимум на 20 процентов.

В.С. Моя Галактика на 20 процентов больше.

А.Р. А моя меньше.

А.Г. А моя?

А.Р. Казалось бы, ну что тут особенного? Надо как-то прийти к соглашению. Истина где-то рядом. Но дело в том, что в последнее время всё больше и больше наблюдательных фактов говорит о том, что шкала расстояний скорее короткая. А это приводит к очень серьёзным противоречиям, на которые нельзя закрывать глаза. И эти противоречия возникают совершенно неожиданно, во-первых, в космологии, во-вторых, в теории звёздной эволюции. Я могу кратко объяснить, в чём тут суть, причём тут космология и звёздная эволюция, хотя мы говорим всего лишь о методах измерения расстояний во Вселенной. Оказывается, очень даже причём. Дело в том, что один из фундаментальных параметров космологии – это постоянная Хаббла, которая характеризует скорость расширения Вселенной. Через значение постоянной Хаббла выражается возраст Вселенной. Если мы берём короткую шкалу расстояний, то постоянная Хаббла будет большой, а возраст Вселенной при этом оказывается сравнительно маленьким, порядка 10–12 миллиардов лет.

В.С. Раз шкала расстояний короткая, то и масштабы Вселенной становятся меньше, и ей меньше времени требуется для расширения.

А.Р. Итак, с одной стороны – космология. А с другой – звёздная эволюция. Если шкала расстояний короткая, то все звёзды немного ближе к нам, чем считалось ранее, а значит, их светимость не так велика, как мы думали. А это означает, что возраст звёзд, который вычисляется по теории их эволюции и опирается на их светимость, оказывается больше, чем казалось. Так короткая шкала расстояний приводит нас к тому, что возраст самых старых звёзд, населяющих шаровые скопления (о них мы ещё расскажем), оказывается больше возраста Вселенной. Это, конечно, совершенно недопустимая ситуация.

А.Г. Недопустимая в той модели Вселенной, которую мы имеем сегодня?

В.С. В любой модели Вселенной. Не могут объекты, населяющие Вселенную, быть старше её самой.

А.Г. Если они не являются источником возникновения Вселенной.

В.С. Это уже философский вопрос. А у нас простой подход: Вселенная была изначально, и в ней рождались объекты. Это нормально.

А.Р. По этой причине, наверное, большинство астрономов долгие годы придерживалось, вольно или невольно, длинной шкалы расстояний, в которой такой проблемы не существует. Но наблюдательные факты – штука упрямая, и надо как-то их объяснить. И вот решение или, по крайней мере, намёк на решение пришёл совсем недавно, в конце 1998-го года, когда стали известными новые свойства космического вакуума, или квинтэссенции. Оказалось, что наша Вселенная расширяется с ускорением. Следовательно, постоянная Хаббла сейчас, в наше время, в нашу эпоху, больше, чем была в прошлом. А среднее значение постоянной Хаббла, соответственно, меньше, чем сейчас. А это значит, что возраст Вселенной следует увеличить. Тогда противоречие между большим возрастом шаровых скоплений и малым возрастом Вселенной снимается. И сейчас, я думаю, это противоречие уже не будет играть такой роли. Похоже, что мы идём потихонечку к…

В.С. …благополучному его разрешению.

А.Г. Но всё равно получается, что шаровые скопления – одни из самых древних, если не самые древние образования во Вселенной.

В.С. И одни из самых интересных.

А.Г. Так вот, давайте о них. Что это?

В.С. Это, действительно, изумительные объекты, к которым я лично всю жизнь отношусь с большим интересом. Но начать, наверное, надо с того, что звёзды вообще не любят одиночества. Если мы посмотрим на звёздное небо, то первое впечатление будет о звёздах как об одиночных объектах. Они разбросаны совершенно хаотично и никогда не группируются в системы. Ну, разве что кто-то заметит Стожары, они же Плеяды, на звёздном небе и скажет, что это небольшая кучка звёзд, и при этом окажется прав. Это действительно физически связанный объект, где наш глаз различает 5–7 звёзд, в зависимости от качества зрения и качества неба. А на самом деле телескоп в этой небольшой кучке различает около 300, а самый хороший телескоп – даже 500 звёзд. Но и те звёзды, которые кажутся нам одиночными, в действительности, как правило, живут коллективом. Скажем, половина всех звёзд при детальном изучении в телескоп оказываются двойными. Это очень стабильные системы. И они могут, в принципе, жить вечно. Законы механики позволяют им без всяких проблем обращаться вокруг общего центра масс.

Но кроме двойных есть и тройные, четырехкратные, пятикратные звёзды. Правда, частота их встречаемости при этом всё меньше и меньше. Когда мы переходим от двойных звёзд к тройным, то тройных оказывается примерно в 4 раза меньше. Когда переходим к четырехкратным системам, то обнаруживаем, что их примерно вчетверо меньше, чем тройных. И так распространённость всё более сложных систем быстро падает. Казалось бы, очень сложных звёздных систем вообще не должно быть в нашей Галактике. И законы механики нам на это намекают. Дело в том, что даже 3 звезды не могут стабильно обращаться вокруг общего центра масс. Социологи и психологи могут искать тут какие-то аналогии с человеческими коллективами. Но мы рассуждаем только на языке механики. А он гласит, что третье тело возмущает движение каждого из двух оставшихся и, как правило, приводит к распаду тройной системы. При этом третье тело обычно выбрасывается из системы, а две оставшиеся звезды стабильно обращаются долгое время рядом друг с другом. Четыре звезды – ещё более ненадёжный коллектив, и он распадается ещё быстрее. Поэтому ожидать сложных систем, казалось бы, нет причин. Но когда мы переходим к системам из 100, 200, 1000 звёзд, то в них ситуация в смысле механического взаимодействия меняется кардинальным образом. Каждая отдельная звезда уже почти не чувствует влияния своих ближайших соседей; она чувствует общее поле тяготения, на фоне которого влияние соседей сглаживается. Поэтому в большом коллективе звезда вновь, как и в двойной системе, начинает двигаться достаточно равномерно. Такие коллективы из сотен тысяч звёзд мы довольно часто встречаем в Галактике. Ещё более интересны чрезвычайно редкие коллективы из миллионов звёзд. Их называют «шаровыми звёздными скоплениями». Называют так просто за их форму: очень правильную шарообразную форму с сильной концентрацией звёзд к центру.

А.Р. И всё-таки, миллион звёзд – это, скорее, исключение.

В.С. Да, это исключение. В нашей Галактике всего одно-два таких скопления. В типичном шаровом скоплении десятки и сотни тысяч звёзд. Но всё же есть скопления и с тремя миллионами звёзд, например, Омега Центавра. Поэтому небольшим преувеличением будет считать их населёнными миллионом звёзд. Иногда хочется представить себе, как житель планеты, обращающейся вокруг одного из этих светил, населяющих шаровое скопление, чувствует себя в таком звёздном окружении. Москвичи и жители других крупных городов знают, что у нас на ночном безлунном небе видны примерно две-три сотни звёзд. Если мы уедем за город, то увидим несколько тысяч звёзд. В самых лучших, идеальных условиях, – на берегу моря или в степи, где абсолютно чёрное бархатное глубокое небо, – наш глаз различает около трех тысяч звёзд, и при этом небо кажется нам усыпанным звёздами. Теперь представьте себе жизнь на планете в центре шарового скопления. Каждая из миллиона звёзд, населяющих это скопление, видна на небосводе вашей планеты; ваш глаз одновременно видит, по крайней мере, сотни тысяч или даже полмиллиона звёзд. Конечно, это фантастическое зрелище, которое, наверное, стимулирует работу не только тамошних поэтов и философов, но и астрономов.

А.Р. Причём, тысячи из этих звёзд очень яркие.

В.С. Действительно, некоторые светила – красные гиганты – будут сиять лишь чуть слабее нашей полной Луны. И таких ярких светил на небе будут сотни. Фантастическое зрелище! Конечно, очень хотелось бы работать там, а не на планете Земля, где мы окружены пылью, и яркие звёзды встречаются редко.

А.Г. Но раз уж вы заговорили о планете Земля, то, прежде чем вы продолжите о звёздных скоплениях, скажите: Солнце – одинокая звезда?

В.С. Почти наверняка – да, одиночная. Не совсем, правда, одинокая, ибо Солнце окружают планетная система и мириады мелких тел – астероидов и комет; возможно, есть и ещё не обнаруженное околосолнечное население, но крупного светила, сравнимого с Солнцем, в паре с ним, конечно, не движется.

А.Г. И не было никогда.

В.С. Тем не менее, не исключено, что у Солнца есть очень маленький звездообразный спутник, намёки на существование которого приходят к нам из геологии. Геологи знают, что были периоды массового вымирания животных примерно через каждые 30–35 миллионов лет. И одна из гипотез, которая пытается это объяснить, связывает эти периоды в жизни Земли с периодом обращения небольшой звёздочки-спутника вокруг Солнечной системы. Если эту звезду откроют, то для неё уже и название есть – Немезида; пока условное, поскольку звезда не обнаружена. Это может быть только крохотная звезда, раз в 10 меньше нашего Солнца по массе. И очень тусклая – красный карлик самого-самого низшего класса. И очень трудно различимая на фоне других звёзд. Но пока это лишь гипотеза. Солнце может иметь партнёра, но не сравнимого с ним во всех отношениях.

Итак, возвращаемся к шаровым скоплениям. Мы уже несколько раз упоминали здесь рассеянные скопления и шаровые. Эти названия отражают внешний вид звёздных скоплений. Рассеянные скопления, как правило, слабо концентрированы, содержат несколько сотен, от силы – тысяч звёзд. А шаровые – это плотные, хорошо упакованные скопления из сотен тысяч и до миллиона звёзд. Но принципиальная разница не в этом. Они совсем по-разному населяют нашу Галактику. Рассеянные скопления живут в галактическом диске, где сегодня на наших глазах формируются звёзды. И мы можем проследить, как рождаются такие скопления, как они живут и что с ними происходит в конце их эволюции. Нет сомнений, что рассеянные скопления – это группы звёзд, которые рождаются в недрах гигантских тёмных межзвёздных облаков. Межзвёздная материя, очень разреженная в среднем, в некоторых местах сконцентрирована в плотные облака. Там холодно, туда не проникает звёздный свет, температура там около абсолютного нуля, примерно минус 270 градусов. При таких «морозильных» условиях газ, лишённый давления, сжимается гравитацией и превращается в отдельные звёздочки и звёздные коллективы. Родившись в недрах массивного облака, скопление звёзд тут же начинает его разрушать. Звёзды разгораются, в них вспыхивают термоядерные источники энергии. Горячие звёзды разогревают окружающий их газ, его давление повышается, и он начинает распирать и в конце концов разрывает родительское облако, разбрасывая его остатки во все стороны. После этого новорождённый звёздный коллектив оказывается лишённым окружающего вещества. Какова его судьба? Сравнительно недавно мы это поняли.

Оказалось, что многие годы астрономы не совсем верно представляли себе этот процесс. Дело в том, что наблюдать рождение звёзд в недрах облака невозможно, облако непрозрачно. Это абсолютно тёмный полевой мешок. Заглянуть туда с помощью обычного телескопа нет возможности. Недавно созданные инфракрасные телескопы помогли это сделать, мы впервые увидели процесс формирования и зарождения звёзд. До этого астрономы считали, что звёзды каким-то непонятным образом, может быть, непонятной, связанной с иной физикой, силой, выбрасываются из газового облака. А теперь мы понимаем, что процесс имеет простое объяснение в рамках самой обыкновенной физики. Звёзды разогревают газ, он разлетается, и вместе с ним уходит львиная доля массы, которая своей гравитацией сдерживала звёзды рядом друг с другом. Лишённые этого притяжения, звёзды, обладающие немалыми скоростями, как пушечные ядра, разлетаются от места своего рождения, и уже через несколько миллионов лет, а это очень короткий интервал по астрономическим меркам, они образуют расширяющееся облако новорождённых звёзд, которое мы называем «звёздной ассоциацией». Теперь загадки в расширении таких ассоциаций нет. Но, скажем, в 1940-е и 50-е годы многие астрономы спорили и не соглашались друг с другом относительно источника энергии, разбрасывающего молодые звёзды.

А.Г. А это единственный способ образования звёзд, или существуют другие?

В.С. Этот главный. Существуют варианты, когда рождается одиночная звезда. Но это второстепенный способ: может быть, один-два процента всех светил рождается уединённо. Как правило, они рождаются группами, очень плотными группами и затем расширяются. Быстрые звёзды разлетаются, а те, которые не обладали большими скоростями, остаются жить в виде компактного звёздного рассеянного скопления.

А.Р. Иногда на месте ассоциаций видно несколько молодых рассеянных скоплений.

В.С. Тех ядер, которые не смогли расшириться. Какова их судьба? Им уготована тоже недолгая жизнь, потому что в диске Галактики много причин, которые стремятся разрушить звёздное скопление. Физику этого процесса можно представить себе очень просто, вспомнив, как живут молекулы воды в стакане. Там тоже происходит хаотическое движение атомов и молекул; время от времени некоторые из них покидают стакан с водой, испаряются, и количество жидкости в стакане уменьшается. В принципе, так же взаимодействуют друг с другом звёзды. Своим гравитационным полем они возмущают движение соседей и время от времени заставляют их разгоняться до таких скоростей, что звезда покидает скопление, свой звёздный дом и уже никогда в него не возвращается. Можно назвать это «испарением звёздных скоплений». Так, одна за другой, звёзды уходят из своих скоплений, и каждое скопление становится всё меньше и меньше. В конце концов скопление полностью испаряется, и на его месте остаётся, вероятно, одна двойная система.

А.Р. Или иерархическая система.

В.С. Или иерархическая – с двумя, тремя, четырьмя компонентами. Есть причины, которые «подогревают» движение звёзд в скоплении, как, например, можно подогреть стакан с водой и заставить испаряться его ещё быстрее. Скажем, пролетая мимо массивного облака газа, скопление испытывает приливное возмущение: как Луна вызывает прилив на поверхности Земли и заставляет колебаться уровень океана, так же и пролетающее массивное тело заставляет изгибаться траектории звёзд в скоплении, заставляет их более интенсивно двигаться, а следовательно, более часто покидать такое скопление. Сегодня мы видим, что рассеянные скопления живут от силы 100 миллионов лет.

А.Р. Всё-таки, пожалуй, побольше. Несколько оборотов вокруг центра Галактики они вполне могут сделать.

В.С. Некоторые могут. Но, как правило…

А.Р. Это зависит, конечно, оттого, насколько массивно скопление. Чем массивнее скопление, тем относительно медленнее оно теряет звёзды, и тем дольше живёт.

В.С. Звёзды уходят в диск галактики, пополняют его население, а молодые скопления быстро гибнут.

А.Р. Кстати, о рассеянных скоплениях я бы вот ещё что хотел сказать: они распадаются, но звёзды, которые из них уходят, движутся относительно центра скопления с малой скоростью. Скопление обращается по орбите, а за ним долгое время движется звёздный рой.

В.С. Эта ситуация напоминает распад кометы в Солнечной системе. Когда комета распадается, пыль идёт за ней, и Земля время от времени проходит через эти пылевые конденсации.

А.Р. И даже в окрестностях Солнца есть следы ближайших скоплений. До Гиады 45 парсек, само скопление Гиады – довольно компактное, порядка 10 парсек размером. А рядом с Солнцем есть несколько десятков звёзд, которые движутся точно с той же скоростью и точно в том же направлении, что и Гиады.

В.С. Они когда-то покинули скопление Гиады.

А.Р. И таких потоков существует несколько десятков. То есть, это следы тех скоплений, которые либо распались, либо уже ушли далеко от нас, но, тем не менее, они таким образом проявляются.

А.Г. У меня глупый вопрос есть. Зная траекторию движения Солнца или предполагая, что мы её знаем, нельзя ли найти какое-нибудь звёздное скопление, которое являлось бы родиной, собственно, нашего светила?

В.С. А вот не факт, что Солнце когда-то было членом звёздного скопления.

А.Г. Почему я и задаю этот вопрос. Есть ли другие механизмы образования звёзд?

В.С. Существуют довольно ясные указания, что Солнце – не выходец из скопления. Живя в скоплении, звёзды тесно взаимодействуют друг с другом. Время от времени они сближаются, и если у звезды есть планетная система, то её соседки нарушают движение планет, а порой и разрушают планетные системы друг у друга. Наша Солнечная система имеет огромный размер. За орбитой Плутона мы видим астероиды, это так называемый Пояс Койпера, открытый недавно. За пределом этой области мы подозреваем существование огромного Облака Оорта, населённого кометами. Солнечная система имеет колоссальный размер. И сохранить всех своих «подчинённых» Солнце могло только в том случае, если оно никогда не входило в состав звёздного скопления. Вполне возможно, что Солнце – это вот такая особенная, редкая звезда, рождённая за пределами звёздного скопления. Во всяком случае, я в этом уверен.

А.Р. В этом что-то может быть.

А.Г. Тогда попытки искать сигналы, которые исходили бы от звёзд, входящих в звёздную ассоциацию (я имею в виду тех людей, которые ищут сигналы, радиоастрономов), искать сигналы от разумной жизни, которая там может существовать, бессмысленны, потому что у этих звёзд по определению не может быть планетной системы.

А.Р. Во-первых, они молодые. Там жизнь просто не успела…

В.С. Позвольте с вами не согласиться. Позвольте не согласиться, и вот почему. Если бы наша Солнечная система была лишена Облака Оорта, была лишена далёких планет – Плутона, Нептуна, даже Юпитера и Сатурна, хотя они очень красивые, а ограничивалась бы только Солнцем и околосолнечными планетами – Венерой, Землёй и Марсом, то биосфера, и жизнь, и разум на Земле развивались бы точно так же, как это происходило в истории Земли на самом деле.

А.Р. На это время нужно, на то, чтобы это всё развилось. Существуют старые рассеянные скопления, ведь самые старые рассеянные скопления имеют возраст 10 миллиардов лет, они старше Солнца. Там может быть.

В.С. Я имею в виду, что маленькая Солнечная система всё равно может быть прибежищем жизни. Лишь небольшой коридор температуры вокруг Солнца – от орбиты Венеры до орбиты Марса – позволяет развиться жизни в жидкой воде и так далее. Поэтому не нужно искать обширные солнечные системы, надо искать компактные. И в этом смысле привлекательны шаровые звёздные скопления, где миллион звёзд упакован в очень компактный объём. Их солнечные системы, имеющие скромный размер, ничем не худшее прибежище жизни, чем наша собственная Солнечная система. Более того, если говорить о связи с внеземными цивилизациями, то я предпочёл бы именно шаровые скопления. Почему?

А.Г. Понятно.

В.С. У нас практически нет шансов ожидать передачу, точно направленную в сторону Земли. Кто мы такие на фоне миллиардов других звёзд Галактики? Единственный шанс для нас услышать радиопередачу иного разума – это случайно подслушать её. А откуда мы можем ожидать сигнал для подслушивания? Оттуда, где идут интенсивные радиопереговоры между звёздами. Так вот, шаровое звёздное скопление – прекрасное место для межзвёздной связи. Если расстояние от Солнца до Альфы Центавры – ближайшей к нам звезды – световые годы, то межзвёздные расстояния в шаровом скоплении – световые недели. Задав вопрос, вы через неделю получаете ответ. Именно так можно наладить по настоящему активный диалог. Моя идея в том, что именно внутри шаровых скоплений, где среди миллионов звёзд наверняка должны найтись миры, населённые разумными существами, именно там идёт интенсивный радиообмен. Поэтому, направляя антенны именно на шаровые скопления, надо пытаться получить разумный сигнал. Может быть, мы слишком сильно забежали вперёд?

А.Г. Давайте вернёмся назад.

В.С. Давайте вернёмся назад, чтобы обсудить шаровые скопления, как совершенно необычные объекты на фоне других звёздных скоплений. Представьте себе, диск Галактики населён десятками тысяч рассеянных скоплений, которые на наших глазах рождаются и почти на наших глазах же умирают через какие-то сотни миллионов лет. И вот, на фоне этих быстро рождающихся и умирающих звёздных скоплений астрономы уже давно заметили около полутора сотен – всего около полутора сотен! – очень старых шаровых скоплений, населяющих не только галактический диск, но и весь объём Галактики, который гораздо больше, чем её газопылевой диск. По многим свойствам шаровые скопления отличаются от современных звёздных скоплений. Прежде всего – возраст. Шаровые скопления даже на первый взгляд столь же стары, как наша Галактика в целом, но не исключено, что они ещё старше. Есть указание на то, что шаровые скопления родились до формирования Галактики.

А.Р. Мы с тобой пытались найти наблюдательные факты против этой гипотезы. И ничего не нашли.

В.С. Да, не удалось, и это очень интересно. То есть, в составе нашей Галактики, кажется, есть звёздные системы, которые должны помнить о том, как Галактика рождалась, и не только наша, но и соседние. В этом направлении мы проводим сейчас большую работу, пытаясь выявить эти воспоминания, вытащить их из динамики движения, из «памяти», которая осталась у шаровых скоплений. Да и сама по себе эволюция шарового скопления – замечательная астрономическая проблема. Дело в том, что с возрастом скопление становится всё более центрально концентрированным. Обмениваясь энергиями, одни звёзды получают большие скорости и уходят на периферию скопления, а другие – тормозятся и падают к его центру. Постепенно у скопления всё более и более возрастает плотность ядра. В конце концов, как показывают расчёты, происходит катастрофа. Кстати, впервые это заметил наш петербургский астроном Вадим Антонов, который теоретически показал, что ядро звёздного скопления должно приобрести за конечное время бесконечную плотность. Это чисто математический результат, который, конечно, нельзя воспринимать буквально…

А.Р. Он верен в теоретическом приближении, когда звёзды рассматриваются как тяготеющие материальные точки.

В.С. Конечно, это идеализация. Бесконечных плотностей не бывает в физической Вселенной. Значит, какой-то процесс должен привести к чему-то особенному в центре шарового скопления. Многие годы астрономы считали, что звёзды станут так близко, контактно подходить друг к другу, что начнут сливаться и превращаться в одну «сверхзвезду». Были попытки найти в центрах шаровых скоплений гигантские звездообразные ядра. Они не увенчались успехом. Тогда идея эволюционировала на следующую стадию: сверхзвезда должна сколлапсировать и стать чёрной дырой. Давление действительно может привести к её сильному сжатию. Эта идея, кажется, получила первое подтверждение буквально в конце прошлого года, когда в ядре одного шарового скопления нашей Галактики и второго скопления в Туманности Андромеды – это соседняя с нами спиральная галактика – были найдены, если не сами чёрные дыры, то очень ясные индикаторы присутствия массивных чёрных дыр. Возможно, это очень редкий этап, редкий эпизод в жизни скопления, потому что в других мы чёрных дыр не находим. Но, во всяком случае, в этих двух, скорее всего, они есть. Причём, это не рядовые чёрные дыры: их масса в тысячи раз больше, чем масса нашего Солнца. Это сверхмассивные чёрные дыры, рядом с ними должны наблюдаться удивительные процессы.

Но оказалось, что у большинства шаровых скоплений эволюция, дойдя до определённого этапа, как бы начинает прокручивать плёнку назад. Ядро скопления, достигнув определённой критической плотности, вдруг начинает вновь расширяться и редеть. В чём дело, разве могут звёзды отталкиваться друг от друга, ведь работает только притяжение. Оказывается, могут, и довольно эффективно. Дело в том, что при близком пролёте двух звёзд они могут образовать двойную систему. Приливные силы заставляют звёзды связываться друг с другом и образовывать очень плотные двойные системы. А когда мимо такой двойной звезды пролетает третья звезда, между ними происходит активное взаимодействие. Третье светило, пролетая мимо двух звёзд, объединённых в систему, получает большую скорость и «выстреливается», как из рогатки, покидая место встречи с удвоенной, иногда – с утроенной скоростью. Порой происходят обмены: когда к системе из двух лёгких звёзд подлетает более массивная звезда, двойная система может «поменять партнёра». Она выбрасывает из своего состава лёгкую звезду, а на её место захватывает более тяжёлую. Естественно, лёгкая звезда получает большую скорость, используя ту энергию, которая принесла с собой подлетевшая тяжёлая звезда. Таким образом, в центре шарового скопления возникает своеобразный источник энергии. Звёзды, пролетая через плотное ядро, вылетают оттуда с большими скоростями. И этот источник энергии заставляет расширяться ядро, то есть, коллапс сменяется расширением. Похоже, что такая судьба ожидает большинство шаровых скоплений; быть может, через этот этап эволюции уже прошли многие скопления…

А.Р. Но он может быть и повторяющимся. Такие циклы сжатия и расширения. По крайней мере, расчёты это дают.

А.Г. Пульсация такая, да?

В.С. Это интересный вопрос. Скажу два слова о расчётах, потому что здесь в последние годы произошёл большой прогресс. Ещё недавно исследовать динамику миллиона взаимодействующих тел было невозможно, наши компьютеры не позволяли это делать. Буквально в конце 1990-х годов астрономы Токийского университета создали специальный компьютер, который не умеет почти ничего: на нём нельзя играть в электронные игры, скажем, в шахматы. Он умеет только изучать взаимодействия звёзд друг с другом. Но это он делает с колоссальной скоростью и с высокой эффективностью. Это специализированная машина, на ней можно смоделировать миллиарднолетнюю эволюцию скопления из миллиона звёзд, причём, не идеализируя их как математические точки, а приписав им размер, массу, вращение, и посмотрев, как они физически общаются друг с другом, обмениваются массой, объединяются в двойные системы. Чрезвычайно интересно наблюдать, как этот компьютер прокручивает перед нами жизнь звёздного скопления, упаковав в несколько часов расчётного времени миллиарды лет от рождения до полного развала этой системы. И вот как раз в этих расчётах проявляется нестабильность ядра. Ядро шарового скопления может сжаться, потом расшириться, затем опять сжаться. И так происходит несколько раз, может быть, даже десятки раз в его жизни. Таким образом, мы его видим то похожим на молодое скопление, то состарившимся, то, через несколько миллиардов лет, опять как бы омолодившимися. В этом смысле возраст скопления трудно понять, трудно измерить.

А.Г. Есть гипотезы возникновения шаровых звёздных скоплений?

В.С. О, к сожалению, их много.

А.Г. Но вы каких придерживаетесь?

В.С. Мы пытаемся понять, какие из них более соответствуют действительности. Дело в том, что на самом раннем этапе эволюции Вселенная была чрезвычайно однородна. Это не гипотеза. Это абсолютно надёжный факт, который следует из наблюдения реликтового излучения, а оно приходит к нам с колоссального расстояния, а значит, с огромным запаздыванием во времени. При красных смещениях около тысячи, то есть, скоростях удаления от нас, очень близких к скорости света, Вселенная была чрезвычайно однородна. Сегодня она очень неоднородна. Всё вещество Вселенной разделено на галактики, скопления галактик, внутри себя галактики разделены на звёзды, и так далее. Как произошло это деление вещества на отдельные фрагменты – до сих пор загадка. Теория показывает, что первыми должны были рождаться объекты, чрезвычайно похожие на шаровые скопления. Именно в этом и состоит одна из гипотез их происхождения. Она утверждает, что первый этап деления космического вещества, разбиения его на части, привёл к рождению объектов, похожих на шаровые скопления. Затем они, как изюминки в тесте, рассеялись в довольно однородном веществе, которое продолжало дробиться на всё более и более крупные фрагменты. И как хозяйка делает булочки из теста с изюмом, так же природа делала из вещества Вселенной галактики, в состав которых уже входили «изюминки» – звёздные скопления. Казалось бы, чем больше получилась булочка, тем больше изюминок должно в неё попасть. Чем больше галактика, тем больше должно быть в ней шаровых скоплений. Если это подтвердится, то гипотеза исходного рождения шаровых скоплений получит право на жизнь.

А.Р. Не исключено, что это действительно так. В гигантских эллиптических галактиках – десятки тысяч шаровых скоплений.

В.С. Но есть галактики, почти полностью лишённые шаровых скоплений, и в этом заключена большая проблема: куда делись шаровые скопления, которые должны были быть исходно в этих системах? Исследуя этот вопрос, мы выяснили, что шаровые скопления гибнут, сегодня мы об этом уже говорили, гибнут по разным причинам. Причём, гибнут с разной скоростью в зависимости оттого, в какую галактику они попали. Некоторые галактики, например, эллиптические, лишены плотного диска, поэтому они довольно благополучны в смысле продолжительности жизни шаровых скоплений, которым уготована длительная жизнь, поскольку мало причин для их разрушения. А галактики вроде нашей – с плотным диском, населённым массивными газовыми облаками, – не лучшее место для жизни шаровых скоплений. В такой галактике скопление довольно быстро гибнет: пролетая мимо массивных облаков газа или проходя сквозь плотный диск галактики, скопление испытывает мощный приливный удар и теряет свои звёзды.

Иногда случаются столкновения звёздных скоплений друг с другом. Представьте себе: два шара по миллиону звёзд в каждом, встречаясь со скоростью 300–400 километров в секунду, сталкиваются. Как вы думаете, что при этом происходит?

А.Р. Ничего! Они просто не чувствуют друг друга.

В.С. Да, звёздные скопления – это «видимое ничто». Они пролетают друг сквозь друга, практически не замечая этого. Как раз такие столкновения не приводят к их разрушению. Но всё-таки время от времени звёзды внутри скоплений сталкиваются друг с другом, и это мы тоже исследуем в своей работе. В окрестностях Солнца звёзды очень редко сближаются друг с другом, и нашему Солнцу в этом смысле ничего не грозит. Но в недрах шаровых скоплений, где расстояния между звёздами в сотни раз меньше – там столкновение звёзд довольно обычное дело, и астрономы пытаются это наблюдать. Столкновение двух гигантских газовых шаров со скоростью 300–400 километров в секунду – это должно быть грандиозное явление!

В конце концов, не исключено, что и Солнце когда-нибудь испытает такое столкновение. Кстати, может быть ситуация достаточно неожиданная в том смысле, что все обычные звёзды в околосолнечном пространстве мы контролируем: знаем их траектории, знаем, когда они подойдут к Солнцу, и не ожидаем поэтому ничего катастрофического. А вот маленькие звёздочки, уже прожившие свою жизнь, – белые карлики, нейтронные звёзды – сжавшиеся, потерявшие свою светимость, – трудно контролировать, и они могут неожиданно вынырнуть из темноты…

А.Г. Подобно астероиду…

В.С. Да. И накануне такого столкновения, конечно, уже ничего нельзя будет предпринять. А катастрофа при этом может произойти весьма впечатляющая. Скажем, крохотный белый карлик, имеющий массу обычной звезды, подлетев к Солнцу, будет играть роль запала, который воткнули в огромную массу динамита. Ведь Солнце само по себе – это огромный резервуар горючего, которое медленно, миллиард за миллиардом лет, сгорает и только поэтому не причиняет Земле никакого вреда. Но когда маленький карлик с огромной силой тяжести на своей поверхности, внедрится в Солнце, на его поверхности термоядерные реакции из богатого водородом солнечного вещества приобретут колоссальную эффективность, и Солнце взорвётся изнутри. Я отнюдь не пугаю телезрителей, а просто рассказываю об одном из сценариев, который возможен не обязательно для нашего Солнца, но для одной из звёзд, на него похожих. И такие явления происходят, по крайней мере, в самых плотных из известных нам скоплений, которые расположены в ядрах галактик. Активные ядра галактик – это такие, где звёзды наиболее плотно упакованы и наиболее часто встречаются друг с другом.

А.Г. В этом смысле нам всё-таки повезло, потому что у нашего Солнца вероятность умереть естественной смертью выше, чем у любой звезды в центре звёздного скопления.

В.С. Она стопроцентная. Но для астрономов всё-таки интереснее изучать звёзды в движении и в столкновении. Только так мы можем увидеть, что же у них внутри, как работает та термоядерная фабрика, которую пока нет возможности наблюдать. В этом смысле, мы радуемся, когда находим места, где звёзды сталкиваются, взаимодействуют, рвут друг друга на части. Это интересно, это позволяет понять многое из того, что пока загадка.