Занимательно об астрономии

1. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела

Большие открытия, как правило, начинаются с больших неувязок. В начале эпохи спектрального анализа все казалось простым и ясным. Чем слабее звезда, тем она холоднее, размер ее меньше, а следовательно, меньше и масса. Это положение логически стройно и не противоречит здравому смыслу. Но звезды упрямы. Они не хотят подчиняться земным законам. Первая неприятность произошла со спутником Сириуса.

Еще в 1844 году великий Бессель заметил, что в движении популярнейшей звезды северного неба наблюдаются какие-то странные вихляния. Будто пес на бегу легкомысленно виляет хвостом и потому все время чуточку сбивается с пути (напомним, что созвездие, к которому принадлежит Сириус, и называется Большой Пес). Впрочем, вряд ли такое сравнение пришло в голову Бесселю. Но то, что траектория искажается не сама по себе, в этом он был уверен. «Так может лететь звезда, которой постоянно кто-то мешает. Крутится вокруг нее и сбивает с пути…» — думал герр математик, принимаясь за расчеты. И скоро вычисления подтвердили его предположения. Они утверждали, что рядом с Сириусом должен лететь достаточно тяжелый спутник! Но его никто не видел.

Прошло восемнадцать лет. Испытывая новый телескоп, американский оптик Альван Кларк углядел-таки слабую звездочку рядом с Сириусом. Это был Щенок. Масса его, по расчетам, должна была быть примерно равна солнечной. Правда, не очень было ясно, почему он так Слабо светится? Сначала предположили, что холоден и потому тускл. Но в 1914 году астроном Адамс, исследуя спектр Щенка, обнаружил, что тот угрожающе похож на спектр самого Сириуса. А значит, и температура и блеск спутника не должны уступать этим параметрам основной звезды, то есть быть выше солнечных. И действительно, скоро выяснилось, что температура на поверхности окаянного Щенка не меньше 8 тысяч градусов. Но тогда почему он так слабо светится?

Так возникла неувязка с его величеством спектральным анализом. Астрономы ломали себе головы над загадкой. Вот как вспоминает об этом периоде президент Королевского астрономического общества в Лондоне Артур Стэнли Эддингтон:

Что можно оказать в ответ на такое послание? В 1914 году большинство из нас ответило бы так: «Полно! Не болтай глупостей!»

Понадобилось десять лет, чтобы астрономы окончательно убедились в том, что открыт новый класс сверхплотных звезд — белых карликов. Щенок Сириуса научил людей находить во вселенной тела, недоступные непосредственному наблюдению; раскрыл астрономам «глаза разума», подарив человечеству триумфальный праздник «гравитационной астрономии» Ньютона.

После Сириуса невидимый спутник был обнаружен у звезды 61-й Лебедя. О нем сегодня тоже многое известно. И масса, и период обращения, и расстояние до центральной звезды. И тем не менее его тоже никто не видел. У одной из ближайших к Солнцу звезд — звезды Барнарда — предполагается темный спутник всего в полтора раза массивнее Юпитера.

Но мы начали с противоречия в стане спектроскопистов. Как только белые карлики перестали быть сенсацией, астрономы задумались над тем, какую же связь между основными характеристиками звезд теперь считать прочной? На чем основываться, сортируя светила?

Вы чувствуете, как автор упорно гнет свою линию, стремясь во что бы то ни стало вогнать звезды в тесные рамки классификации? И здесь дело не в природном педантизме. После неувязки с белыми карликами только три параметра еще крепко держались друг за друга: цвет излучения и температура поверхности определяли спектральный класс звезды. А как быть со светимостью? Могут ли звезды, принадлежащие к одному классу, иметь различную светимость? Или светимость — жесткая характеристика классности далеких светил? Или такой вопрос: насколько неразрывно связаны между собой светимость и поверхностная температура?

Без решения этих задачек начинать разговор о жизни звезд было бессмысленно. И вот…

В 1905 году астроном Э. Герцшпрунг, крупнейший специалист в области звездной астрономии и член нескольких академий наук мира, на Потсдамской обсерватории разделил красные звезды на две группы — большой и малой светимости. Выходило, что и цвет не являлся критерием «сортности». Пусть читателя не охватывает разочарование: «Подумаешь — разделил на две группы! Что в этом особенного?» Дело в том, что решиться разделить единую компанию красных звезд на гигантов и карликов можно, лишь имея определенный взгляд на эволюцию звезд, отчетливо представляя себе жизненный путь, который проходят эти небесные тела за миллиарды лет своего существования. Ведь далекий гигант в окуляре телескопа может почти ничем не отличаться от близкого карлика.

А пять лет спустя за океаном молодой профессор Принстонского университета Генри Норрис Рессел совершенно самостоятельно пришел к тому же выводу: среди красных звезд должны существовать два типа — гиганты и карлики.

К первому относятся молодые звезды, находящиеся в самом начале своей жизни. Плотности их ничтожны, температуры высокие, диаметры большие.

Ко второму — звезды, жизненный путь которых уже позади. Они сжались, стали плотнее перед тем, как погаснуть.

Рессел построил диаграмму, на которой по оси абсцисс отложил спектральные классы, а по ординате — светимости звезд. Картина получилась очень любопытная. Доклад Рессела о диаграмме спектр — светимость впервые был назначен на собрании Королевского астрономического общества 13 июня 1913 года. Дата вдвойне несчастливая. И тем не менее успех сообщения превзошел все ожидания. Астрономы интуитивно почувствовали, что диаграмма должна быть как-то связана с эволюцией звезд, и дружно взялись за ее изучение и доработку.

Рисунок, который вы видите на предыдущей странице, — диаграмма Герцшпрунга — Рессела в современном виде. Много мыслей и труда вложили в нее ученые всего мира, прежде чем она получилась такой. Да вы сами сейчас в этом убедитесь.

Большинство звезд составляют диагональную ветвь, идущую на диаграмме из левого верхнего угла в правый нижний. Это главная последовательность. Над диагональной ветвью расположены полосы, включающие сверхгигантов (I а и I б), желтых гигантов (II и III) и субгигантов (IV). Как это следует из самого названия, все три группы содержат светила, которые по блеску превосходят Солнце.

Ниже главной последовательности — ветвь, включающая в себя субкарлики, открытые американцем Дж. Койпером и советским астрономом П. П. Паренаго. Субкарлики отличаются от красных карликов, заполняющих правый край главной последовательности. Они плотнее и светят ярче, то есть это звезды совсем другого «сорта», чем находящиеся на главной последовательности.

Две нижние ветви состоят из белых карликов. Этих уникальных созданий оказалось довольно много во вселенной. Сейчас их открыто уже более шестидесяти, но астрономы полагают, что даже в нашей Галактике их великое множество, вот только разыскивать их не просто. И еще одно замечание. Несмотря на свое название, не все белые карлики белы. Более холодные из них — желтые, еще более холодные — красные. Есть предположение, что среди них немало даже черных белых карликов, вообще невидимых в оптические телескопы.

Главная последовательность в левой своей части содержит голубые, наиболее горячие звезды-гиганты. Потом идут белые и желтые карлики, в числе которых затерялось наше Солнце, и, наконец, небольшие, слабые красные карлики. Светимость звезд главной последовательности растет с увеличением массы. Это правило выполняется только для данной ветви.

Встречаются звезды и не входящие в основные ветви диаграммы. Слева на диаграмме расположились горячие бело-голубые звезды, открытые советским астрономом Б. А. Воронцовым-Вельяминовым. Основная масса их находится на вертикальной линии О — О.

Невольно возникает вопрос: почему звезды располагаются именно узкими полосами, а не заполняют все поле диаграммы равномерно? Чем объяснить пустые промежутки между ветвями?

Сначала астрономы всего мира считали, что звезды эволюционируют в основном вдоль главной последовательности. Рождаются красными гигантами, которые, сжимаясь, разогреваются, пока не превращаются в голубые гиганты, находящиеся в верхнем левом углу диаграммы. Затем начинают постепенно остывать, спускаются вдоль главной последовательности вправо и превращаются в красные карлики. А потом и совсем переходят на нижнюю последовательность карликов вообще.

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела появилась одновременно с моделью атома Резерфорда, и нужно было время, чтобы люди освоились с новым подходом к знакомым явлениям. До разработки Нильсом Бором атомной теории, до работ Макса Планка ни одно даже самое остроумное предположение астрономов не могло быть доказанным. Это положение было удачно сформулировано остроумным Адамсом: «Могли ли мы надеяться понять поведение вещества в удаленных звездах, когда механизм, посредством которого пламя свечи дает свет, был нам еще не известен?»

2. Рождение, которого никто не видел

Как ни странно, но решение о необходимости создания звездной космогонии созрело у астрономов лишь после того, как многочисленные попытки создания космогонии планетной потерпели неудачу. Сегодня трудно сказать, кому первому пришла в голову мысль попытаться ответить на вопрос о происхождении яйца, минуя курицу.

И вот после обсуждения многих остроумных предположений ученые оставили в своем резерве два. Первое объединяет сторонников образования звезд из межзвездной газово-пылевой среды. Идея его заключается в том, что по каким-то причинам в глубинах космоса начинает вдруг конденсироваться облако межзвездной материи. На вопрос: «По каким же причинам?» — сторонники гипотезы делают отсутствующий вид. Им, дескать, это безразлично. Важно лишь то, что под влиянием сил всемирного тяготения такое облако скоро превращается в непрозрачный газовый шар — протозвезду, которая, продолжая сжиматься, разогревается. Часть энергии, освобождающейся при этом, начинает излучаться в пространство.

Такую протозвезду можно расположить на диаграмме Герцшпрунга — Рессела вправо от главной последовательности в области красных гигантов или карликов, в зависимости от массы.

Сторонники первой гипотезы считают, что одновременно образуется не одна протозвезда, а целое семейство их, причем сгустки с меньшей массой в будущем могут дать планеты. Таким образом, гипотеза претендует на универсальность.

Пока звезда не родилась, давление в центре сгустка не уравновешивает сил притяжения отдельных его частей и протозвезда продолжает сжиматься и сжиматься, а температура в ее недрах расти и расти. Так продолжается до тех пор, пока условия в центре не окажутся подходящими для начала термоядерной реакции. К этому времени протозвезда уже «садится» на главную последовательность знакомой нам диаграммы. Давление внутри ее уравновешивает притяжение и сначала замедляет, а потом и вовсе останавливает сжатие. Протозвезда становится звездой.

Конкурирующая гипотеза родилась сравнительно недавно. Ее сторонники — сотрудники Бюраканской астрофизической обсерватории во главе с нашим современником, академиком В. А. Амбарцумяном. Они предполагают, что звезды рождаются не из разреженной, а, наоборот, из сверхплотной «дозвездной» материи. Это тоже протозвезды, но обладающие плотностью вещества, состоящего из одних атомных ядер. И хотя противники этой гипотезы старательно запихивают в ее колеса палки потолще в виде каверзных вопросов, в 1963 году были открыты удивительные квазары, сильно поднявшие акции бюраканцев.

Помогло и открытие колоссального взрыва в Галактике М82. Произошел он примерно миллиона полтора лет назад — совсем недавно — и настойчиво свидетельствует о возможности существования в ядрах некоторых галактик особого сверхплотного состояния вещества. А это предположение уж и вовсе наводит на серьезное отношение к высказанной гипотезе. Значительно более серьезное, чем этого хотелось бы сторонникам «газа и пыли».

3. Жизнь и смерть звезды

«Камнем преткновения работы Рессела и работ всех астрофизиков, занимавшихся изучением строения звезд и звездной эволюции в двадцатых-тридцатых годах нашего столетия, был неизвестный источник звездной энергии», — пишет О. Струве в своей книге «Астрономия XX века». Никто не сомневался, что подсчитать энергию, выделяющуюся при ядерных процессах, можно по формуле эквивалентности массы и энергии, выведенной Эйнштейном: Е = МС². Но как именно? Если верить формуле, то в ходе эволюции звезда должна терять значительную часть своей массы, «худеть». А этого, по наблюдениям, не происходило.

Короче говоря, вопрос об источнике звездной энергии рыбьей костью застрял в горле науки. Требовалось срочное вмешательство. И вот на проблему сомкнутыми рядами двинулись теоретики: представители астрономии и физики. Пожалуй, нет ни одного выдающегося ученого, который не отдал бы дань этому вопросу: Ландау и Шайн в СССР, в США — Гамов и Шварцшильд, в Англии — Хойл, в Индии — Чандрасекхар… Чтобы не подвергать искушению терпеливого читателя, автор прервет список. Тем более что эрудиция его в данном вопросе уже вне подозрений.

Теоретики во что бы то ни стало хотели «найти правдоподобные процессы, которые в ходе звездной эволюции приводили бы к наблюдаемому распределению звезд на диаграмме Герцшпрунга — Рессела» и удовлетворительно объясняли бы скорость образования солнечной (а следовательно, и вообще звездной) энергии без существенной потери массы. Теории и идеи следовали друг за другом. К 1939 году накопилось столько материала, что сотрудник Корнеллского университета (США) немецкий физик Г. Бете смог дать, наконец, окончательное решение. Он установил все реакции углеродно-азотного цикла, при котором в условиях адской температуры (13 миллионов градусов в центре Солнца) четыре атома водорода соединяются, образуя один атом гелия. Этот процесс освобождает действительно такое большое количество энергии, что на ближайшие 10 миллиардов лет человечество может быть вполне спокойно за судьбу собственного светила.

По мере «выгорания» водорода в центральной части светила оно само начинает перемещаться по диаграмме и сходит с главной последовательности в правую сторону. Быстрее всего это проделывают звезды, обладающие большой массой, рыхлые, с разреженной атмосферой.

Звезды-карлики значительно долговечнее. Поэтому наше Солнце, несмотря на свой почтенный возраст (ему примерно 6 миллиардов лет), все еще находится на главной последовательности и может считаться «зрелым и полным сил».

Чем меньше водорода остается в центре звезды, тем выше становится ее температура, увеличивается молекулярный вес звездного вещества и термоядерные реакции бурлят сильнее. Звезда становится прозрачнее. И с Земли мы замечаем, как растет при этом светимость звезды. Если бы нам удалось встретиться с этаким космическим Агасфером — парнем, которому лет миллиард, — он наверняка, в отличие от знакомых нам стариков, рассказал бы, что Солнце с возрастом стало сиять ярче. Это утверждение не расходится с мнением современных ученых: за последний миллиард лет светимость Солнца должна увеличиться на 20 процентов.

Когда же водорода в ядре звезды останется не более одного процента, термоядерные реакции гелиевого синтеза больше не смогут поддерживать температуру, а значит, и давление в ее центре. Тогда равновесие снова нарушается и звезда опять начинает сжиматься. Сжатие подогревает выдохшееся светило. Центральная часть звезды уплотняется. Ее вещество превращается в «гущу», состоящую из одних гелиевых ядер. Теперь термоядерная реакция продолжается в более внешних слоях. И от этого звезда начинает увеличиваться в объеме. Светимость ее стремительно нарастает. Спокойное светило словно распухает, превращаясь в красного гиганта.

Дальше процесс эволюции мчит, как на курьерских. Когда температура ядра повысится до 100–140 миллионов градусов, начинает действовать новый механизм: тройной гелиевый процесс превращения гелия в углерод. Эта реакция дает меньше энергии, и звезда в состоянии красного гиганта или сверхгиганта существует сравнительно недолго.

Дальнейшая жизнь или, вернее, смерть звезды представляется сегодня таким образом: расширение оболочки красного сверхгиганта может привести к тому, что силы притяжения не смогут больше ее удерживать, и тогда… Тогда возможен ряд вариантов.

Первый — газовая оболочка медленно отделяется от сверхплотного центрального ядра, оставляя на месте бывшего сверхгиганта белого карлика. Сама же оболочка продолжает расширяться и уходит в пространство в виде туманности, становясь все реже и реже.

Второй вариант более драматичен. В старых китайских летописях скрупулезные императорские астрономы оставили любопытную запись. В 1054 году в созвездии Тельца внезапно вспыхнула необыкновенно яркая звезда. Она светила так ярко, что по ночам деревья, освещенные ее светом, отбрасывали тени, а днем она видна была даже на ярком солнечном небе.

Невиданное светило скоро погасло. И когда астрономы разыскали и прочитали эту запись (а случилось это лишь в 1942 году) и направили в место, указанное китайцами, свои телескопы, они увидели на фотографиях только две слабые звездочки шестнадцатой звездной величины в самом центре знаменитой Крабовидной туманности. Одна из них, по исследованиям Минковского, скорее всего не имеет к туманности никакого отношения. Зато другая! Ее поверхностную температуру оценивают в 500 тысяч градусов. Так что это самая горячая (!) из известных звезд. И вероятно, она-то и есть все, что осталось от китайской сверхновой.

Стоит заметить, что принять клочья белесого тумана за краба можно лишь при большом воображении. Тем не менее этот космический краб довольно проворен. Разлетается он в разные стороны со скоростью не менее 1000 километров в секунду! И при этом имеет радиоголос, по мощности уступающий только двум источникам нашего неба — в созвездиях Кассиопеи и Лебедя.

Загадка взрывов сверхновых долго не давала спать астрономам, чем, безусловно, способствовала прогрессу науки. Наконец, два советских теоретика, В. Л. Гинзбург и И. С. Шкловский, придумали очень правдоподобное объяснение явлению. Правдоподобное по крайней мере для сегодняшнего состояния науки.

В этом объяснении — драматическая суть второго варианта смерти звезды. Колоссальный взрыв сбрасывает газовую оболочку со звезды, производя вокруг страшные разрушения. Струи ионизированного газа, разлетаясь, переплетаются в причудливые узоры светящейся туманности и образуют невероятно сложное магнитное поле. В его лабиринте веками блуждает по запутанным траекториям множество заряженных частиц, порожденных взрывом. Одни ускоряются, приобретают субсветовые скорости, другие тормозятся. И все они излучают радиоволны. Часть этого излучения мы видим, часть принимаем на антенны радиотелескопов. Туманная оболочка, расширяясь, идет на пополнение запасов межзвездного вещества, а покинутое оболочкой ядро умершей звезды — это отходы, шлак. Правда, они еще сыграют довольно любопытную роль, но об этом позже. Пока можно считать, что количество межзвездного вещества во вселенной все время уменьшается, а количество шлака, наоборот, растет.

Дать точное и всестороннее описание процесса эволюции звезд пока никто не в состоянии. При этом виднейшие теоретики признаются, что «если решение вопроса о происхождении звезд сегодня еще достаточно противоречиво и неточно, то проблема жизни звезды, ее судьбы и эволюции представляется еще менее определенной».

4. Веселое загробное существование

Если вы сбросили со счетов остатки сгоревших звезд, то напрасно. По целому ряду наиновейших теоретических соображений посмертное существование звезды — роман не менее интересный, чем ее жизнь.

В 1937 году в XVII томе журнала «Доклады Академии наук СССР» появилась на редкость короткая статья, подписанная известным советским физиком-теоретиком Л. Ландау. Называлась она просто: «Об источниках звездной энергии». Помните самый гвоздевой вопрос, над которым бились физики всего мира?

Статья занимала всего две странички. Порывистый и угловатый, насмешливый и всегда чуточку трагический Ландау терпеть не мог длинных писаний. Не будь у него под руками Евгения Лившица (так уверяют знавшие Ландау лично), он, Лев Давидович, не написал бы, может быть, вообще ни строчки. Гениальные идеи рождались и проходили цикл развития в его мозгу, не нуждаясь в фиксировании. Ландау даже имя свое стремился сократить и с большим удовольствием откликался, когда друзья звали его просто Дау.

В статье, с которой мы начали разговор, ее автор выдвинул любопытную гипотезу о возможности существования вещества в новом сверх-сверхплотном нейтронном состоянии. Встречаться оно могло… в недрах выгоревших звезд!

С тех пор прошло больше тридцати лет. Астрономы так и не отыскали в небе ни одной нейтронной звезды, но гипотеза Ландау продолжает существовать и даже развиваться. Вместо того чтобы искать новую, теоретики предпочитают придумывать причины, по которым наблюдение нейтронной звезды «крайне затруднительно для современного уровня техники».

Мы уже говорили раньше о плотности белых карликов. Пугали робкого читателя чудовищным весом наперстка, наполненного звездным карликовым веществом, и на этом остановились. Теперь на помощь следует призвать остатки мужества.

Что, если, сбросив газовую оболочку, то есть «приказав долго жить», звездный труп будет продолжать съеживаться? Картина хоть и лишена приятности, зато вполне реальная. Очевидно, при этом будет продолжать подниматься температура, и сердце белого карлика, уплотняясь и уплотняясь, начнет переходить в нейтронное состояние.

Нейтрон, вообще говоря, частица довольно неустойчивая. Среднее время его жизни не превышает 15 минут. Но в недрах звезды условия несколько отличаются от лабораторных. И там из неустойчивых частиц вполне может сформироваться достаточно устойчивое вещество, находящееся в пресловутом пятом — нейтронном — состоянии. Его плотность можно выразить цифрой граммов в кубическом сантиметре с 14 нулями. То есть наш наперсток, которым мы с вами черпаем сенсации из океана науки, наполненный нейтронным веществом, потянет на весах… 100 миллионов тонн! Совершенно несуразное число. Но не забывайте, что из реального мира Земли мы перешли в предположительный мир угасших звезд. Причем и угасших-то условно, по расчетам физиков.

Перед началом второй мировой войны вопросы звездных судеб изучал и американский физик-теоретик — истинный «отец» «Малыша», первой американской бомбы, — Роберт Оппенгеймер. Он выяснил, что если звезда, более тяжелая, чем Солнце, исчерпает запасы водорода и начнет сжиматься, то заканчивается этот этап катастрофой. За считанные мгновения внешние слои ядра звезды проваливаются до самого центра, осуществляя переход вещества в нейтронное состояние. Гравитационное поле такого плотного сгустка материи оказывается настолько сильным, что свет уже не может выбраться из него. И для стороннего наблюдателя такая звезда гаснет.

Этот процесс назвали гравитационным коллапсом, или гравитационной смертью, звезды. Однако, несмотря на резкое уменьшение объема, общая масса и сила тяготения, с которой звезда раньше действовала на окружающие ее небесные тела, остаются без изменения. И это, по мнению академика Я. Б. Зельдовича, едва ли не единственная возможность для будущего обнаружения таких «погасших» звезд. Термин «погасание» — чисто внешний. Мы с вами никогда не увидим только что описанного катастрофического процесса. В момент катастрофы в действие вступают законы Эйнштейна. Невероятное тяготение (иначе — сильное искривление пространства) начинает влиять на ход времени. И нам в сверхтелескопы гравитационный коллапс будет казаться замедленной съемкой процесса спокойного угасания.

Такие «погасшие» звезды и дальше вовсе не будут представлять собой холодные могилы небесных тел. Нет! Они продолжают эволюционировать, продолжают сжиматься. В сверхплотных недрах этих, ставших уже совсем небольшими по размерам, комков звездной материи продолжают бушевать гигантские температуры. Съежившееся и усилившееся во много раз гравитационное поле так искривляет пространство, что уже не только свет, но даже нейтрино не могут больше вырваться за его пределы. Дальнейшее сдавливание вещества нейтронной звезды должно привести к новому переходу в гиперонное состояние, которое дает начало барионной звезде.

И наконец, в условиях плотности, для которой у автора уже не осталось определяющего термина, барионы распадаются на кварки. Гигантская звезда сжимается едва ли не в точку.

Но если мы прошли мимо гиперонов и барионов, предоставляя читателю самому разбираться в их природе, то о кварках стоит сказать несколько слов.

Прежде всего — это гипотетические фундаментальные частицы с дробным электрическим зарядом. Из них, по мнению ученых, могут быть построены вое основные элементарные частицы, так расплодившиеся в настоящее время. Гипотеза кварков чрезвычайно заманчива, но, увы, до сих пор ни одной из подобных частиц физики не выловили ни в космических лучах, ни на гигантских ускорителях. Они появляются упрямо «только на обрывках старых конвертов» да еще… в снах. Впрочем, как им и положено по природе. Недаром один из авторов этой гипотезы — американский физик Гелл-Ман (вторым автором был молодой швейцарец Цвейг) — назвал их кварками. Вы спросите, что это значит? Ничего! Это название чего-то неизвестного и неуловимого, что встречалось в галлюцинациях героя романа Дж. Джойса «Пробуждение Финнегена». Романы Джойса похожи на бред, и у нас их не печатают. Ученые же уверяют, что они здорово помогают развивать воображение, необходимое современным физикам. А больше их, как правило, никто и не читает.

Но почему же, появившись на бумаге, кварки не открываются людям в своем естественном виде? Теоретики считают, что причиной тому, во-первых, крайняя малочисленность кварков во вселенной, во-вторых, их большая масса, требующая огромной энергии, необходимой для их получения. Считается, что всей энергии существующих ускорителей не хватит, чтобы получить хоть дюжину кварков. Но, может быть, физики просто придумывают все эти причины, а никаких кварков в природе не существует? Может быть и так…

Пока кварки являются физикам только во сне. Но если их наяву не окажется, это будет страшное разочарование. Потому что уже сейчас ученые теоретически с их помощью объяснили целую кучу противоречивейших свойств, которыми обладают атомные частицы. А академики А. Сахаров и Я. Зельдович предсказали даже существование целого кваркового семейства.

Интересно отметить, что советский физик-теоретик Дмитрий Дмитриевич Иваненко считает, будто сверхплотная дозвездная материя, из которой, по мнению группы Амбарцумяна, образуются звезды (вторая дежурная гипотеза нашего времени), вполне может представлять собой не что иное, как некие кварковые образования. Не исключено также, что некогда вся материя нашей области вселенной также находилась в состоянии сверхплотного кваркового ядра, из которого сверхвзрыв породил всю доступную обозрению Метагалактику.

В общем кварки нужны позарез. Наверное, именно потому на борту «Протона-4» — крупнейшей советской автоматической научной космической станции — установлены для них ловушки. Не удается получить кварки на Земле, поищем в космосе. Может быть, помогут первичные космические лучи, не долетающие до земной поверхности?

Совместное сосуществование барионов и кварков в недрах бывшей звезды должно приводить к исключительно неустойчивому характеру последней. И процесс может бурно начаться в обратном направлении. Чтобы читатель до конца прочувствовал, чем этот «обратный процесс» чреват, приведем пример.

Один протон, согласно новой теории, состоит из трех кварков. Но масса трех кварков в 30 раз больше массы протона. Значит, при образовании протона из кварков 29 единиц массы оказываются «избыточными» и переходят в энергию по закону Эйнштейна. «Дефект массы» получается равным 97 процентам!!! Это примерно в 140 раз больше, чем при термоядерных реакциях. То есть превращение массы в энергию приближается к реакции почти полной аннигиляции — переходу вещества в излучение.

Вы сами видите, что переход кварков обратно в барионы даст столько энергии, что этот процесс даже не назовешь взрывом. Это сверхвзрыв!

Не так давно швейцарский астрофизик Цвикки высказался за то, что в недрах некоторых звезд могут существовать небольшие подвижные сгустки материи, находящейся, может быть, в нейтронном состоянии. Цвикки назвал их гоблинами, по имени духов из легенд, живущих в подземельях. Как только такой гоблин выберется на поверхность звезды, гравитационные тиски ослабевают, и дух распадается, выделяя большое количество энергии. Может быть, именно эти «духи подземелья» повинны во вспышках новых и сверхновых?..

Ну, а ежели нейтронный дух дает вспышку сверхновой, то что может дать дух кварковый?..

5. Сверхзвезды — сенсация № 1

Это случилось совсем недавно, в 1963 году. Казалось бы, что нового можно найти на звездном небе после стольких лет наблюдений? И тем не менее…

Голландский астроном Маартен Шмидт, работая на американских обсерваториях Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар, открыл небесный объект необъяснимой природы.

Наблюдатели уже давно целились радиотелескопами в звезды, пытаясь установить, испускают ли они радиосигналы. Увы, единственная звезда, радиоголос которой удалось отчетливо услышать, — Солнце. Да и то его излучение оказалось настолько слабым, что с расстояния, хотя бы равного пути до Проксимы Центавра — ближайшей к нам звезды, — его не удалось бы поймать даже самой чувствительной аппаратурой. Выручила близость Солнца к Земле. Из удаленных же космических объектов отчетливыми радиоголосами обладали только гигантские «хоры» звезд — галактики да туманности, образовавшиеся либо на местах вспышек сверхновых, либо других каких-то космических катастроф, но только не отдельные звезды. И вдруг Шмидт устанавливает, что загадочный источник радиоизлучения, обозначенный в Кембриджском каталоге как 3с273, точно совпадает со слабой звездочкой светимостью не более тринадцатой звездной величины.

Это было совершенно невероятно!

Скоро огромные чаши антенн отыскали еще четыре таких же загадочных небесных объекта, ранее считавшихся «слабыми звездочками нашей Галактики». Все они оказались настоящими вулканами радиоизлучений. Трудно себе представить, какими должны быть там электромагнитные бури, чтобы отголоски их преодолели звездные расстояния и добрались до крошечной Земли.

Следующий сюрприз миру преподнесли ветераны астрономии — оптики. Они прикинули расстояния до «голосистых» объектов и объявили, что «слабые звездочки нашей Галактики» вообще едва ли не самые удаленные объекты вселенной. Свет от них миллиарды лет находится в пути, прежде чем попасть в земные телескопы. Таким образом, радиокрикуны ничего общего не могли иметь ни с нашей, ни с какой другой отдаленной галактикой. Они сами по себе.

Но если они находятся так далеко, а мы все-таки улавливаем их свет, то яркость этих объектов должна быть колоссальной! По меньшей мере в 100 раз больше, чем яркость всех 100 миллиардов звезд нашей Галактики!

Снова невероятные факты. Может быть, это тоже галактики, только сверх-сверхдальние? Но для этого они слишком малы по размерам. Пока все хватались за головы, математики, чуждые эмоций, считали. И получилось, что если предположить время существования этих объектов хотя бы в один миллион лет — срок для звездных масштабов пустяковый, — то за это время для поддержания энергии в них должны были полностью «сгореть» по 100 миллионов Солнц в каждом! То есть по сотне наших светил в год! Или два с половиной Солнца за сутки!!! Солнца, которое светит уже четыре с половиной миллиарда лет и, мы хотели бы надеяться, посветит еще…

Нет, удивительные объекты — это и не звезды! По существующим теориям масса даже самой большой звезды не может отличаться от солнечной более чем в 100 раз. А здесь?

Как исхитрились астрофизики измерить диаметры столь удаленных объектов, сказать трудно. Вернее, можно было бы, конечно, описать сложнейший метод и скрупулезную, невероятно тонкую работу, связанную с вычислениями фантастической изворотливости. Но это долго и снимает сенсационную напряженность. Поэтому автор ограничится тем, что приведет готовую цифру поперечника одного из таких таинственных объектов — 16 тысяч световых лет! Мало это или много?

Мало для того, чтобы считать объект галактикой, но много для звезды!

Объекты срочно назвали сверхзвездами или квазарами — квазизвездными источниками радиоизлучений. Но назвать, как мы уже не раз отмечали с вами, легче, чем понять.

Сенсации на этом не кончились. Изучение спектров квазаров показало огромное красное смещение спектральных линий. Если по отношению к ним эффект Допплера — Физо справедлив, то радиомонстры бегут от нас со скоростями, вполне сравнимыми со световыми. Так что же такое квазар?

Искушенный читатель понимает, что, когда в мировой науке возникает животрепещущий вопрос, вряд ли следует готовиться к долгому ожиданию ответа. Скорее следует поспешить вооружиться против скоропалительных ответов.

В 1964 году у нас появилась первая сногсшибательная гипотеза. Московский астроном Н. С. Кардашев смело выдвинул утверждение, что если, дескать, будут открыты колебания потоков радиоизлучения квазаров СТА-102 и СТА-21, то они не что иное, как сверхгигантские радиостанции сверхудаленных сверхцивилизаций. Только таких сверхразвитых, по сравнению с которыми человечество — амебы со своими жалкими полурефлекторными теориями относительности и квантовой механики…

Впрочем, читатель и сам легко убедится в этом, познакомившись со взглядами московского ученого поподробнее. Статью Н. С. Кардашева можно прочесть в «Астрономическом журнале» за 1964 год. Называется она: «Передача информации внеземными цивилизациями». Автор приводит расчеты, не оставляющие места для возражений. Судите сами: известно, что уже сейчас человечество, населяющее нашу планету, расходует каждую секунду примерно 40 000 000 000 000 000 000 эргов энергии. И с каждым годом ее количество все возрастает. Если предположить, что прирост не сократится и в будущем, то через три тысячелетия в наших руках окажутся мощности, превосходящие солнечную. А если построить радиостанцию с выходом всего в полтора раза больше этой мощности, то ее сигналы можно будет обнаружить во вселенной практически с любого расстояния.

В том же духе смелой гипотезы автор предлагает разделить все типы возможного развития технических цивилизаций по количеству освоенной энергии на три группы.

1. Технологический уровень, близкий к современному на Земле, то есть примерно 4•10¹⁹ эрг/сек. Это самый низший уровень цивилизации, способный только принимать чужие сигналы и грызть локти от невозможности самим заявить что-то на всю вселенную. В этом состоянии находимся мы с вами.

2. Цивилизация, овладевшая всей энергией, излучаемой своей центральной звездой (Солнцем). Для нас этот этап наступит примерно с построением сферы Дайсона. В это время энергопотребление должно приблизиться к числу, равному 4•10³³ эрг/сек. Это средний уровень.

3. Цивилизация, овладевшая энергией в масштабах своей Галактики. При этом в ее руках оказываются практически безграничные возможности. На этом этапе энергопотребление цивилизации должно вырасти до 4•10⁴⁴ эрг/сек.

Московский радиоастроном не сомневается, что такие цивилизации существуют, надо только хорошенько поискать. При этом он намечает и наиболее благоприятные направления для таких поисков. Прежде всего это направление на центр Галактики. Интересно бы также исследовать «на цивилизацию» ближайшую туманность в созвездии Андромеды. Действительно интересно, ибо ждать, пока вернется экспедиция, посланная писателем И. А. Ефремовым, слишком долго.

Все это очень интересно, несмотря на то, что звучит «очень фантастично». Занятие фантастикой за последнее время стало признанным хобби людей науки. Хотя в XX веке наука сама по себе настолько фантастична, что вряд ли нуждается в фантастике научной.

Не кажется ли вам, что в приведенной гипотезе есть и что-то чрезвычайно заманчивое? Нечто вроде идеи святочного рассказа о вновь обретенном умном и всесильном отце или легенды о добром боге?

Со времени выхода в свет «Астрономического журнала», на который мы ссылались, прошел год, и 14 апреля 1965 года читатели «Правды» прочли интервью, которое дал заведующий отделом радиоастрономии Государственного астрономического института имени Штернберга — профессор, ныне член-корреспондент Академии наук СССР И. С. Шкловский.

Оказалось, что совсем недавно молодой радиоастроном Г. Шоломицкий «со товарищи» высмотрел-таки, что квазар СТА-102 подмигивает! Поток его радиоизлучения действительно периодически меняется наподобие телеграфного сигнала.

«Но ведь это значит!..» — воскликнет обрадованный и простодушный читатель.

Профессор Шкловский был осторожнее. Рассказывая о работах своих молодых коллег, он прежде всего рекомендовал подождать подтверждения переменности характера квазара СТА-102. Подтвердится — хорошо: тогда это будет одним из крупнейших открытий в радиоастрономии. Не подтвердится — жалко. Но что поделаешь! Понятно, что после выпуска в свет прекрасной научно-популярной книжки, посвященной заслуженному, не потерявшему актуальности вопросу о множественности обитаемых миров, профессор не мог, оценивая причины загадочного мерцания квазара, исключить из рассмотрения «волнующую гипотезу Н. С. Кардашева».

Примерно в то же время за рубежом астрономы Сэндейдж и Мэтьюс подвергли радиоисточник Зс48 (по Кембриджскому каталогу) фотоэлектрическим измерениям. Оказалось, что интенсивность его оптического излучения в течение земного года тоже меняется процентов на тридцать. Если бы источник Зс48 был обыкновенной звездой, такое «легкомысленное подмигивание» объяснить труда бы не представляло. Но это квазар (!) с такими размерами, что даже свету, чтобы добраться от одного его края до другого, нужно несколько тысяч лет. Кто же может командовать таким согласованным подмигиванием?

Феномен пока не объясним! Пока вообще многое не объяснимо. Положено только начало изучению квазаров. Астрономы и физики с удовольствием выдвигают гипотезы, большая часть которых наверняка пойдет на слом, меньшая — в качестве строительного материала для фундамента будущей теории. Трудно даже сказать, во что выльется изучение этих удивительных небесных объектов, настолько многообещающим кажется начало.

6. Пульсары — сенсация № 2

Началось все обычно. Группа кембриджских радиоастрономов, обшаривая небо на частоте 81,5 мегагерц, в июне 1967 года наткнулась на четыре необычных импульсных источника космического радиоизлучения. Респектабельный «Nature» не без удовольствия привел английские имена первооткрывателей: А. Хьюиш, Ф. Белл, Дж. Пилкингтон, П. Скотт и Р. Коллинз — и сообщил, что один из источников, расположенный в созвездии Лисички, скорее всего принадлежит нашей Галактике. Во всяком случае, расстояние до него не должно превышать 65 парсеков.

Самое удивительное свойство нового объекта заключалось в том, что импульсы его радиоизлучения повторялись каждые 1,337279 секунды со стабильностью, превышающей кварцевый генератор. Таинственный передатчик излучал импульсы сериями. Через минуту работы наступал обязательный перерыв.

Излучение пульсара, как поспешили назвать новый объект, захватывало широкий диапазон частот от 40 до 1670 мегагерц. Вскоре после опубликования кембриджское открытие было подтверждено радиоастрономическими обсерваториями разных стран. А потом пришло известие об отождествлении его со звездочкой восемнадцатой звездной величины.

Советские радиоастрономы на Крымской обсерватории исследовали цвет звезды, и он оказался неожиданно более голубым, чем у всех соседок, расположенных поблизости. Сравнивая пульсары из созвездия Лисички с тремя другими (два из которых находятся в созвездии Льва и один — в созвездии Гидры), астрономы нашли много общих свойств. Странные объекты изучаются. Сказать что-нибудь об их природе пока трудно. Хотя тщательный анализ излучаемых импульсов наводит на мысли, что диаметры излучающих областей не могут превышать 3300 километров. Для обычных звезд маловато. Даже размеры известных белых карликов значительно больше. И вот первая робкая гипотеза: не голос ли это все еще гипотетических нейтронных звезд? Ну и, конечно, внеземных цивилизаций. Проблема, которую доказать пока так же невозможно, как и опровергнуть.

Поистине бесконечен мир в своем разнообразии! И сколько бы веков ни существовала астрономия, какими бы совершенными методами ни владела, бояться того, что сюрпризы иссякнут, астрономам не приходится.

7. А теперь — недоуменный вопрос…

«Позвольте, — вправе спросить читатель, — но при чем же здесь Альфа Центавра, вынесенная в название главы? Ведь о ней не было ни строки. Да и вообще после всего сказанного выше, чем она может быть знаменита? Обыкновенная звезда, карлик класса GO с температурой поверхности 6 тысяч градусов. По светимости и радиусу, по массе и плотности, то есть по основным параметрам почти не отличается от нашего Солнца — типичнейшая из звезд…»

И тут автор должен покаяться. Именно это и вывело Альфу Центавра в заголовок. Ее типичность. Альфа — звезда обыкновенная. А разве не должен быть герой обыкновенным? Ведь в этом великий принцип, проповедуемый реализмом.

И все-таки автору показалось, что название «Частная жизнь звезды обыкновенной» прозвучит не так красиво. И тогда возникла персонификация. Если мудрый читатель с названием звезды не согласен, автор не возражает против любой замены. Суть дела не пострадает.