Мегамиры

Объектами мегамира являются тела космического масштаба. Это — кометы, метеориты, астероиды — малые планеты, планеты, Солнечная система, звезды — нейтронные, белые и желтые карлики, красные гиганты, черные дыры, квадизвезды — квазары, галактики, наша Галактика — Млечный Путь, Метагалактика, Вселенная.

Огромные расстояния между космическими объектами вызывают необходимость ввода новых величин для расстояний.

1. Астрономическая единица (а.е.) — среднее расстояние от Земли до Солнца. 1 а.е. = 1,5 · 10¹¹ м = 1,5 · 10⁸ км.
2. Световой год (св. год) — расстояние, которое проходит свет за один год. 1 св. год = 9,46 · 10¹⁵ м = 9,46 · 10¹² км.
3. Парсек (пк) — расстояние, которое в 3,26 раза больше светового года: 1 пк = 3,26 · 9,46 · 10¹⁵ = 3,1 · 10¹⁶ м = 3 · 10¹³ км.

Космология

Учение о мегамире как о едином целом и всей охваченной астрономическими наблюдениями области Вселенной (Мегагалактике), называется космологией. Выводы космологии основываются на законах физики и данных наблюдательной астрономии.

Космологические теории различаются в зависимости от того, какие физические принципы и законы кладутся в основу космологии. Построенные на их основе модели должны допускать проверку для наблюдаемой области Вселенной; выводы теории должны подтверждаться наблюдениями (во всяком случае не противоречить им); теория должна предсказывать новые явления.

В конце ХХ в. этому требованию наилучшим образом удовлетворяли разработанные на основе общей теории относительности однородные изотропные модели нестационарной “горячей” Вселенной. Возникновениесовременнойкосмологиисвязано с созданием релятивистской теории тяготения (А. Эйнштейн, 1915 г.) и зарождением внегалактической астрономии (с 1920-х гг.).

На первом этапе развития релятивистской космологии главное внимание уделялось геометрии Вселенной.

Начало второго этапа можно датировать работами 1920-х гг. А. А. Фридмана (1868–1925 гг.), в которых было показано, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, не может быть стационарной — она должна расширяться или сжиматься; но эти принципиально новые результаты получили признание лишь после открытия в 1929 г. красного смещения (эффекта “разбегания” галактик) астрономом Эдвином Хабблом (1889–1953 гг.).

В результате на первый план выступили проблемы механики Вселенной и ее “возраста” (длительности расширения).

Третий этап начинается моделями “горячей” Вселенной (Г. Гамова и др.), в которых основное внимание переносится на физику Вселенной — состояние вещества и физические процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии.

В основе модели лежат уравнения общей теории относительности Эйнштейна, из них следуют наличие кривизны пространства-времени и связь кривизны с плотностью вещества.

Космологические уравнения допускают существование двух моделей. В одной из них кривизна трехмерного пространства отрицательна или (в пределе) равна нулю, Вселенная бесконечна (открытая модель).

В такой модели расстояние между скоплениями галактик со временем неограниченно возрастает. В другой модели кривизна пространства положительна, Вселенная конечна (но столь же безгранична, как и в открытой модели). В такой (замкнутой) модели расширение со временем сменяется сжатием.

В ходе эволюции Вселенной кривизна трехмерного пространства уменьшается при расширении, увеличивается при сжатии, но знак кривизны не меняется, т. е. открытая модель остается открытой, замкнутая — замкнутой.

Из космологических уравнений следует, что равная нулю кривизна пространства может иметь место только при строго определенной критической плотности.

Указанные выше два исходных положения достаточны для суждений об общем характере эволюции Вселенной, но они оставляют открытым вопрос о ее начальном состоянии.

С 1960–1970-х гг. стала общепринятой модель “горячей” Вселенной (предполагается высокая первоначальная температура). В условиях очень высокой температуры (Т > 10¹³ К) существовала лишь равновесная смесь разных элементарных частиц (включая фотоны и нейтрино).

Можно рассчитать состав такой смеси при разных температурах Т, соответствующих последовательным этапам эволюции, найти закон расширения однородной и изотропной Вселенной и изменение ее физических параметров в процессе расширения.

Согласно этому закону во Вселенной в момент t ≈ 0,01 с должны были существовать фотоны, электроны, позитроны, нейтрино, антинейтрино, а также большая примесь нуклонов (протонов и нейтронов).

В результате последующих превращений к моменту t ≈ 3 мин из нуклонов образуется смесь легких ядер (2/3 водорода и 1/3 гелия по массе; все остальные химические элементы синтезируются из этого дозвездного вещества, причем намного позднее, в результате ядерных реакций в недрах звезд).

В момент образования нейтральных атомов гелия и водорода (рекомбинация нуклонов и электронов в атомы произошла в момент t ≈ 10 лет) вещество становится прозрачным для оставшихся фотонов, и они должны наблюдаться в настоящее время в виде реликтового излучения, свойства которого можно предсказать на основе теории “горячей” Вселенной.

Наибольшее принципиальное значение имеют выводы о нестационарности (расширении) Вселенной, о высоких значениях плотности и температуры в начале расширения (“горячая” Вселенная) и об искривленности пространства-времени.

Вывод о нестационарности надежно подтвержден космологическим красным смещением, обнаруженном Э. Хабблом. Наблюдаемая область Вселенной расширяется, и это расширение длится около 15 млрд лет.

Столь же основательное подтверждение нашла и концепция “горячей” Вселенной: в 1965 г. американскими физиками Арно Пензиасом (р. 1933 г.) и Робертом Вильсоном (р. 1930 г.) было открыто реликтовое излучение, которое оказалось изотропным, а спектр его равновесным, с температурой Т = 3 К.

Астрономические наблюдения приводят к значениям усредненной плотности вещества, входящего в видимые галактики, — около 3 · 10⁻³¹ г/см3. Определить плотность скрытого (невидимого) вещества, а тем более плотность, создаваемую нейтрино (если масса нейтрино не равна нулю), гораздо труднее, и неопределенность суммарной плотности из-за этого весьма велика.

На основе имеющихся данных (плотность вещества от 10⁻³¹ до 10⁻²⁹ г/см3) нельзя сделать окончательного выбора между открытой (расширяющейся безгранично) и замкнутой (расширение в далеком будущем сменится сжатием) моделями.

Эта неопределенность никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, но влияет на возраст Вселенной (длительность расширения).

Релятивистская космология объясняет наблюдаемое современное состояние Вселенной, она предсказала неизвестные ранее явления. Но развитие космологии поставило и ряд новых, крайне трудных проблем, которые еще не решены.

Так, для изучения состояния вещества с плотностью на много порядков выше ядерной плотности нужна совершенно новая физическая теория (предположительно, некий синтез существующей теории тяготения и квантовой теории).

Существует проблема зарядовой асимметрии во Вселенной. В нашем космическом окружении (во всяком случае, в пределах Солнечной системы и Галактики) имеет место подавляющее количественное преобладание вещества над антивеществом.

Причины, приводящие к наблюдаемой асимметрии между веществом и антивеществом, своими корнями уходят, по-видимому, в самые ранние стадии развития Вселенной.

Солнечная система

Солнечная система — это связанная силами взаимного притяжения система небесных тел. В нее входят центральное тело — Солнце, 9 больших планет с их спутниками (которых сейчас известно уже больше 60), несколько тысяч малых планет, или астероидов (открыто свыше 5 тыс., в действительности их гораздо больше), несколько сот наблюдавшихся комет, бесчисленное множество метеорных тел и межпланетная среда.

Большие планеты подразделяются на две основные группы: планеты земной группы: Меркурий, Венера, Земля и Марс и планеты юпитерианской группы, или планеты-гиганты: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В этой классификации нет места Плутону: и по размерам, и по свойствам он ближе к ледяным спутникам планет-гигантов.

Различие планет по физическим свойствам обусловлено тем, что земная группа формировалась ближе к Солнцу, а планеты гиганты — на очень холодной периферии Солнечной системы. Планеты земной группы сравнительно малы и имеют большую плотность.

Основными их составляющими являются силикаты (соединения кремния) и железо. У планет-гигантов нет твердой поверхности — они образованы преимущественно из водорода и гелия и пребывают в газожидком состоянии. Атмосферы этих планет, постепенно уплотняясь, плавно переходят в жидкую мантию.

Основная доля общей массы Солнечной системы (99,87%) приходится на Солнце. Поэтому солнечное тяготение управляет движением почти всех остальных тел системы: планет, комет, астероидов, метеорных тел. Только спутники обращаются вокруг своих планет, притяжение которых из-за их близости оказывается сильнее солнечного.

Результаты теоретических и расчетных работ, выполненных астрономами более чем за 200 последних лет, говорят об устойчивости Солнечной системы. Об этом свидетельствуют также данные геологии, палеонтологии и других наук о Земле: уже 4,5 млрд лет расстояние нашей планеты от Солнца практически не меняется. И в будущем ни падение на Солнце, ни уход из Солнечной системы Земле не угрожают.

Солнце находится от нас на расстоянии 149 500 000 км и имеет диаметр примерно в 100 раз больше, чем диаметр Земли (1,39 · 10¹¹ см). Масса Солнца 2 · 10³³ г, средняя плотность вещества равна 1,4 · 10³ кг/м3 (1,6 плотности воды).

Однако эта плотность сильно меняется с глубиной, будучи очень малой во внешних слоях — солнечной “атмосфере”, короне и большой вблизи центра — в 100 раз больше плотности воды.

Температура Солнца также сильно меняется. Она равна 5800 К на поверхности (видимая поверхность Солнца называется фотосферой) и 1,5 · 10⁷ К — в центре, где идут термоядерные реакции.

Большие температуры наблюдаются и в газовой солнечной короне на большом расстоянии от поверхности: 1–2 млн К. Эта температура объясняется ударной волной в разряженной плазме, составляющей корону.

В свою очередь, ударная волна возникает вследствие звуковых волн, порожденных вихрями (“турбулентностью”) на поверхности Солнца.

На Солнце при очень больших температурах не могут существовать ни молекулы, ни атомы. Мы имеем плазму — ионизированный газ, в основном состоящий из водорода и гелия и небольшого количества атомов тяжелых элементов.

Солнце имеет магнитное поле. На поверхности Солнца наблюдается сеть постоянно меняющихся светлых и темных областей — гранул, “пятна”, а также яркие вспышки. Над поверхностью Солнца поднимаются газовые фонтаны — протуберанцы.

Все эти явления объясняются исходя из принципов классической электродинамики и газовой динамики.

Излучение Солнца является основным источником жизни на Земле. Прежде всего эту энергию потребляют растения, за ними и все живые существа, получая ее через растения и непосредственно. Полное излучение Солнца около 4 · 10³³ эрг/с.

Что является источником солнечной энергии? В расчете на 1 г своего вещества Солнце выделяет 2 эрг в секунду (энергия “горения”). Эта энергия поступает за счет термоядерных реакций превращения водорода в гелий.

Термоядерная реакция — это реакция слияния легких ядер в более тяжелые, происходящая при высоких температурах.

Водород составляет 90% Солнца и его превращения в гелий достаточно для объяснения энергии Солнца. Считается, что примерно за 5 млрд лет существования Солнца сгорело около половины водорода. За следующие 5 млрд лет сгорит остальной водород, и тогда термоядерные реакции из центральной “выгоревшей” области перейдут в оболочку.

Это приведет к расширению Солнца вплоть до орбиты Земли и оно станет красным гигантом — звездой огромного объема, а затем снова сожмется и станет белым карликом.

Прежде чем привести последовательное краткое описание всех планет Солнечной системы, дадим сравнительную характеристику их основных астрономических данных.

Меркурий. В своих расчетах движения Меркурия Коперник использовал наблюдения Птолемея и его современника Теона (IV в. до н. э.).

В южных широтах, в частности на юге России, увидеть эту планету легче, чем в северных. Сложность в том, что Меркурий не удаляется от дневного светила больше чем на 28°. Он регулярно бывает виден то как вечерняя звезда, доступная наблюдениям лишь первые 2 часа после захода Солнца, то как утренняя — за 2 часа до рассвета.

Между появлениями планеты на западе и на востоке проходит от 160 до 130 дней; большая разница объясняется значительной вытянутостью орбиты Меркурия.

Меркурий, скорее всего, был открыт древнейшими пастушескими племенами, обитавшими в долинах Нила или Тигра и Евфрата.

Меркурий, как и Луна, светит отраженным солнечным светом и, подобно нашему спутнику, меняет фазы: от узкого серпа до светлого кружка. Полный диск Меркурия виден лишь в моменты верхних соединений, когда он скрывается в лучах Солнца и имеет минимальный диаметр. В нижнем соединении с Солнцем величина диска была бы наибольшей, но в это время

планета повернута к Земле неосвещенным полушарием и поэтому не видна. В остальное время в телескоп можно наблюдать фазы Меркурия, похожие на лунные, но с тем отличием, что размеры серпа заметно меняются со временем из-за изменения расстояния между Землей и Меркурием.

Исследования фотографических изображений поверхности Меркурия позволили составить вероятную картину эволюции этой планеты. В начальный период своей истории Меркурий, повидимому, испытал сильное внутреннее разогревание, за которым последовала одна или несколько эпох активного вулканизма.

После завершения процесса формирования планеты ее поверхность была гладкой. Далее наступил период интенсивной бомбардировки Меркурия метеорными частицами.

Следующий этап характеризовался активным вулканизмом и выходом потоков лавы, заполневшей крупные бассейны. Этот период завершился около 3 млрд лет назад.

Размеры Меркурия невелики, он немного больше Луны, но средняя плотность его почти такая же, как у Земли. Вероятно, к центру планеты плотность повышается до 9800 кг/м3.

Это значит, что у Меркурия должно быть железное ядро радиусом 1800 км (3/4 радиуса планеты). На долю ядра приходится 80% массы Меркурия. В ядре генерируются кольцевые электрические токи, возбуждающие слабое магнитное поле планеты.

Сейчас гипотезы о строении Меркурия уточняются с учетом всех полученных наблюдательных данных. Но, видимо, основное свойство Меркурия подмечено правильно: снаружи он похож на Луну, а внутри — на Землю.

Венера — одно из красивейших небесных тел. Неслучайно именно ей древние римляне присвоили имя богини любви и красоты.

Для земного наблюдателя Венера не отходит от Солнца дальше чем на 48°. Это объясняется тем, что она расположена ближе к Солнцу, чем Земля. В течение 585 суток чередуются периоды ее вечерней и утренней видимости.

Почти каждая из планет Солнечной системы может похвастаться каким-нибудь космическим “рекордом”. Например, Юпитер — крупнейшая среди планет, Земля — самая плотная, на Марсе самые высокие горы. Что касается Венеры, то у нее самая плотная атмосфера среди планет земной группы, самое медленное вращение вокруг оси и наименьший эксцентриситет орбиты (0,007).

В конце XVIII столетия стало ясно, что Венера окружена плотной атмосферой и мощным облачным слоем. В начале ХХ столетия в атмосфере Венеры был обнаружен углекислый газ. Попытки обнаружить в спектре Венеры признаки других газов долго оставались безуспешными.

Температура облачного слоя Венеры оказалась около –40 °С. В середине 1950-х гг. начались исследования Венеры методами радиоастрономии, а в 1960-е гг. к этой планете были запущены межпланетные станции, созданные учеными и инженерами СССР и США. За последующие 40 лет о природе Венеры удалось узнать намного больше, чем за предыдущие 350 лет телескопических наблюдений.

В 1956 г. астрономы Морской исследовательской лаборатории США впервые зарегистрировали тепловое излучение Венеры на длине волны 3 см. Оно соответствовало температуре свыше 300 °С. После дискуссии о том, что же обладает столь высокой температурой — поверхность планеты или ее ионосфера, ученые пришли к выводу, что такова температура поверхности Венеры.

Венера получает от Солнца всего вдвое больше тепла, чем Земля. Если бы Земля оказалась на ее месте, температура нашей планеты повысилась бы не более чем на 60 °С. Американский ученый К. Саган предположил, что газовая оболочка Венеры — это гигантский парник.

Она способна пропускать солнечное тепло, но не выпускает наружу, поглощает излучение самой планеты. Поглотителями являются углекислый газ, на долю которого приходится около 90% состава атмосферы, и водяной пар, хотя его и немного (доли процента).

Кроме того, в атмосфере Венеры были обнаружены азот (3%) и в небольших концентрациях метан, аммиак, окислы азота, серы, соединения хлора и фтора, кислород.

В 1970-е гг. ученые пришли к выводу, что облака Венеры состоят из капелек концентрированной серной кислоты (Н₂SO4), которая образуется химическим путем из диоксида серы (SO2). Рельеф планеты состоит из обширных равнин, пресеченных горными цепями и возвышенностями типа плато.

Горные области выглядят как земные материки. Два “континента” Венеры — Земля Иштар и Земля Афродиты — сравнимы по площади с континентальной частью США. Земля Иштар выделяется горами Максвелла, возвышающимися над средним уровнем на 11 км, т. е. они выше земного Эвереста.

Низменности, похожие на океанские бассейны Земли, занимают только шестую часть поверхности планеты, тогда как на Земле — две трети. Есть на Венере и ударные кратеры, подобные лунным. Для крупных метеоритов, астероидов и ядер комет плотная атмосфера — не преграда.

Основная же часть поверхности Венеры — это холмистая равнина с кратерообразными структурами (скорее всего вулканического происхождения), но меньших размеров, чем область Бета.

Вулканизм Венеры свидетельствует об активности ее недр. Однако проявления этой активности не носят глобального характера. Конвективные потоки жидкой мантии на Венере заперты толстой базальтовой корой, и большая часть лавы не достигает поверхности.

Земля. По результатам современных космологических исследований, Земля образовалась около 5 млрд лет назад из газовопылевого вещества. В своем далеком прошлом Земля, подобно другим планетам Солнечной системы, была покрыта огненно-жидким океаном, а недра ее были холодными.

Затем начался их быстрый нагрев, связанный с повышением количества радиоактивных изотопов и дальнейшим распадом этих изотопов.

Среднее расстояние от Земли до Солнца, принятое за 1 а.е., равно примерно 150 млн км. Средняя скорость движения по орбите равна 29,76 км/с. Период обращения вокруг Солнца составляет 365,24 суток. Наклон земной оси к плоскости эклиптики 66° 33´ 22.

Период вращения вокруг оси — 23 ч 56 мин 4,1 с. Форма Земли — геоид, она сплющена у полюсов и растянута в экваториальной плоскости. Средний радиус Земли равен 6371 км.

Непосредственное исследование глубинного строения Земли практически невозможно, так как даже самые глубокие скважины проникают лишь на незначительную часть земной коры (глубина сверхглубокой Кольской скважины около 13 км).

Поэтому основным методом исследования является сейсмический метод, основанный на наблюдении процессов распространения упругих волн, вызванных землетрясениями или взрывами.

Земля состоит из ряда оболочек (геосфер). Геосферы отличаются друг от друга по химическому, агрегатному состоянию и физическим свойствам. В направлении от внешних слоев к центру выделяют магнитосферу, атмосферу, гидросферу, земную кору, мантию и ядро.

В результате вращения Земли в жидком ядре создаются замкнутые электрические токи, приводящие к созданию магнитного поля Земли. Магнитное поле Земли изменчиво, время от времени меняется положение магнитных полюсов.

Благодаря магнитному полю Земли вокруг нее образуются радиационные пояса, в которых магнитное поле Земли удерживает заряженные частицы (электроны, протоны).

Тем самым магнитное поле Земли защищает ее поверхность от заряженных частиц большой энергии (солнечного ветра). С другой стороны, радиационные пояса — источник радиационной опасности при космических полетах.

Атмосфера подразделяется на несколько слоев. В зависимости от температуры выделяют тропосферу (0–12 км), стратосферу (13–47 км), мезосферу (48–80 км), термосферу (81–100 км), экзосферу (свыше 100 км).

По составу в атмосфере выделяют озоновый слой (20–25 км), а выше 40 км несколько слоев ионосферы: на высоте 40–50 км — С-слой, на высоте 70–80 км — Д-слой, на высоте 100–120 км — Е-слой, на высоте 150–300 км — F-слой.

Земная кора — тонкий слой земной поверхности, который располагается под дном океанов до глубины 10 км, а под материками — до 40–60 км. Земная кора в основном слагается из восьми химических элементов: кислорода, кремния, алюминия, железа, кальция, магния, натрия и калия. Половина всей массы коры приходится на кислород, который содержится в ней в связанных состояниях, в основном в виде окислов металлов.

Более подробно характеристики Земли рассмотрены в разделе “Геологические концепции описания природы”.

Марс — ближайший сосед Земли со стороны, противоположной Солнцу.

Марс удален от Солнца в среднем на 228 млн км. Весь свой путь вокруг Солнца Марс проходит за 687 суток, или за 1 год и 11 месяцев.

Еще в глубокой древности люди обратили внимание на красную звезду, которая время от времени сияла на небосклоне. Древние египтяне и жители Вавилона называли ее просто Красной звездой. Пифагор предложил именовать ее Пирей, что значит “пламенный”.

Древние греки посвящали все планеты богам. Для бога войны Ареса не нашлось более подходящего символа, чем красноватая звезда в черном небе. В римской мифологии Аресу соответствовал бог Марс. Так планета обрела свое нынешнее имя. На Руси вплоть до XVIII в. использовались греческие названия планет, и Марс именовали Аррисом или Ареем.

Когда в 1887 г. американский астроном Асаф Холл (1829–1907 гг.) открыл два спутника Марса, он дал им греческие имена Фобос и Деймос, которые переводятся как “страх” и “ужас”.

Орбита Марса довольно сильно вытянута, поэтому расстояние от него до Земли от противостояния к противостоянию заметно меняется. Если Марс попадает в противостояние с Землей в афелии (т. е. в период максимального удаления от Солнца), расстояние между ними превышает 100 млн км.

Максимальный “ущерб” соответствует фазе Луны за три дня до полнолуния или спустя три дня после него.

На Марсе так же, как и на Земле, происходит смена времен года, только тянутся они почти в два раза дольше. Марсианский день мало отличается от земного: сутки там длятся 24 ч 37 мин.

Вследствие малой массы сила тяжести на Марсе почти в три раза меньше, чем на Земле. В настоящее время структура гравитационного поля Марса детально изучена. Она указывает на небольшое отклонение от однородного распределения плотности в планете. Ядро может иметь радиус до половины радиуса планеты.

Очевидно, оно состоит почти из чистого железа или сплава Fе — FеS (железо — сульфид железа) и, возможно, растворенного в них водорода. По-видимому, ядро Марса частично или полностью пребывает в жидком состоянии. Наличие у планеты собственного, хотя и очень слабого, магнитного поля, обнаруженного с помощью космических аппаратов серии “Марс”, подтверждает это.

Марс имеет мощную кору толщиной 70–100 км. Между ядром и корой находится силикатная мантия, обогащенная железом. Красные окислы железа, присутствующие в поверхностных породах, определяют цвет планеты.

Еще в 1659 г. нидерландский ученый Х. Гюйгенс впервые описал темные области на Марсе. Приблизительно в то же время итальянец Джованни Доменико Кассини (1625–1712 гг.) обнаружил на планете полярные шапки.

До полетов к Марсу разгадать природу деталей марсианского диска не удавалось, хотя на этот счет высказывалось множество гипотез. Только в 60–70 гг. XX столетия фотографии советских “Марсов” и американских “Маринеров” позволили исследовать рельеф Красной планеты с близкого расстояния, а “Викинги” “перенесли” ученых прямо на ее поверхность.

На первый взгляд поверхность Марса напоминает лунную. Однако на самом деле ее рельеф отличается большим разнообразием. На протяжении долгой геологической истории Марса его поверхность изменяли извержения вулканов и марсотрясения.

Атмосфера Марса более разрежена, чем воздушная оболочка Земли. По составу она напоминает атмосферу Венеры и на 95% состоит из углекислого газа. Около 4% приходится на долю азота и аргона. Кислорода и водяного пара в марсианской атмосфере меньше 1%.

Средняя температура на Марсе значительно ниже, чем на Земле, — около –40°С. При наиболее благоприятных условиях летом на дневной половине воздух прогревается до 20°С — вполне приемлемая температура для жителей Земли. Но зимней ночью мороз может достигать –125°С. Такие резкие перепады температуры вызваны тем, что разреженная атмосфера Марса не способна долго удерживать тепло.

Над поверхностью планеты часто дуют сильные ветры, скорость которых доходит до 100 м/с. Малая сила тяжести позволяет даже разреженным потокам воздуха поднимать огромные облака пыли. Иногда довольно обширные области на Марсе бывают охвачены грандиозными пылевыми бурями. Чаще всего они возникают вблизи полярных шапок.

Глобальная пылевая буря на Марсе помешала фотографированию поверхности с борта зонда “Маринер-9”. Она бушевала с сентября 1971 по январь 1972 г., подняв в атмосферу на высоту более 10 км около миллиарда тонн пыли.

Водяного пара в марсианской атмосфере совсем немного, но при низких давлении и температуре он находится в состоянии, близком к насыщению, и часто собирается в облака. Марсианские облака довольно невыразительны по сравнению с земными.

Смена времен года на Марсе происходит так же, как и на Земле. Ярче всего сезонные изменения проявляются в полярных областях. В зимнее время полярные шапки занимают значительную площадь. Граница северной полярной шапки может удалиться от полюса на треть расстояния до экватора, а граница южной шапки преодолевает половину этого расстояния.

Такая разница вызвана тем, что в северном полушарии зима наступает, когда Марс проходит через перигелий своей орбиты, а в южном — когда через афелий. Из-за этого зима в южном полушарии холоднее, чем в северном.

Юпитер — вторая по яркости после Венеры планета. Но если Венеру можно видеть только утром или вечером, то Юпитер иногда сверкает всю ночь. Из-за медленного, величественного перемещения этой планеты среди звезд древние греки дали ей имя своего верховного бога Зевса; в римском пантеоне ему соответствовал Юпитер.

Юпитер сыграл важную роль в астрономии. Он стал первой планетой, у которой были открыты спутники. В 1610 г. Галилей, направив телескоп на Юпитер, заметил рядом с планетой четыре звездочки, невидимые простым глазом. Уже на следующий день они изменили свое положение и относительно Юпитера, и относительно друг друга.

Проследив за новооткрытыми “звездочками” на протяжении нескольких ночей, Галилей заключил, что наблюдает спутники Юпитера, обращающиеся вокруг него как центрального светила. Это была уменьшенная модель Солнечной системы.

Быстрое и хорошо заметное перемещение открытых Галилеем спутников Юпитера — Ио, Европы, Ганимеда и Каллисто, — делает их удобными “небесными часами”, и моряки долгое время пользовались ими, чтобы определять положение корабля в открытом море.

В этом случае затмения спутников запаздывают примерно на 1000 с. Ремер пришел к правильному выводу, что 1000 с — это как раз то время, которое необходимо свету, чтобы пересечь орбиту Земли по диаметру. Поскольку диаметр земной орбиты составляет 300 млн км, скорость света оказывается близкой к 300 000 км/с.

Юпитер — это планета-гигант, которая содержит в себе 2/3 массы всей нашей планетной системы. Масса Юпитера равна 318 земным, его объем в 1300 раз больше, чем у Земли. Средняя плотность Юпитера 1330 кг/м3, что сравнимо с плотностью воды и в четыре раза меньше, чем плотность Земли. Видимая поверхность планеты в 120 раз превосходит площадь Земли. Температура на Юпитере низкая: –140°С.

Сатурн представляется невооруженному глазу звездой 1-й звездной величины, он значительно слабее по блеску, чем Венера, Юпитер и Марс. Сатурн сильно сплюснут. На поверхности планеты выделяются параллельные экваторы-полосы, менее четкие, чем у Юпитера.

В этих полосах можно рассмотреть многочисленные, хотя и неяркие детали, именно по ним Уильям Гершель (1738–1822 гг.) определил период вращения Сатурна. Он оказался очень коротким — всего 10 ч 16 мин.

Изредка на диске планеты появляются и более заметные детали. Так, в феврале 1876 г. на экваторе Сатурна возникло большое белое пятно, обращавшееся с периодом 10 ч 14 мин.

Незначительная разница не должна удивлять: как и у Солнца и Юпитера, скорость вращения атмосферы Сатурна в экваториальных зонах больше, чем около полюсов. Содержание гелия в атмосфере ниже, чем у Юпитера. Он более равномерно распределен по всей массе планеты.

Вдоль экватора планеты проходит гигантское атмосферное течение шириной в десятки тысяч километров, скорость его достигает 500 м/с. Ниже атмосферы простирается океан жидкого молекулярного водорода. На глубине около половины радиуса планеты давление в нем достигает 3 млн атм., и водород уже не может существовать в молекулярном состоянии.

Он становится металлическим, хотя по-прежнему жидким. Течения в этом металлическом океане генерируют довольно сильное магнитное поле Сатурна. В центре планеты находится массивное ядро (до 20 земных масс) из камня, железа и, возможно, льда.

Предположение, что планета окружена кольцом, высказал в 1655 г. Х. Гюйгенс. Разделение колец Сатурна на отдельные узкие кольца предсказал еще в 1775 г. немецкий философ И. Кант, основываясь на своих остроумных теоретических рассуждениях.

Сами кольца чрезвычайно тонки: около 10–20 км толщиной. Основная часть колец Сатурна имеет ширину порядка 60 тыс. км. В соответствии с законами Кеплера частицы на разных радиусах кольца движутся с различными скоростями: чем ближе к планете, тем быстрее.

В наиболее плотном кольце есть область, где период обращения частиц — 10,5 ч. Это значит, что относительно поверхности планеты они остаются неподвижными. Подобным образом “висят” над Землей геостационарные спутники, ретранслирующие теле- и радиосигналы наземных станций, — их период обращения равен 24 ч.

Уран. В XVIII в. планетная система была известна только до Сатурна. Но уже тогда предполагали, что Сатурном список планет не оканчивается, что существуют еще более далекие планеты, которые невооруженным глазом увидеть нельзя.

В 1781 г. Гершель, наблюдая звезды в телескоп, заметил новое светило, которого не было на звездной карте. Понаблюдав за этим светилом несколько дней, Гершель увидел, что оно перемещается среди звезд и, значит, представляет собой планету.

Оказалось, что эта планета обращается вокруг Солнца на расстоянии 2869 млн км и совершает полный оборот за 84 года. Новой планете дали имя Уран.

Уран — голубая планета. Причина этого кроется в составе атмосферы Урана и ее температуре. При морозе (–218°С) в верхних слоях водородно-гелиевой атмосферы сконденсировалась и теперь постоянно присутствует метановая дымка. Метан хорошо поглощает красные лучи и отражает голубые и зеленые. Поэтому Уран приобрел красивый аквамариновый цвет.

У Урана почти такое же сильное магнитное поле, как у Земли, только конфигурация его необычна: магнитный полюс отклоняется от географического почти на 60°. А самая примечательная особенность этой планеты заключается в том, что она вращается, “лежа на боку” (даже слегка “вниз головой”): наклон ее оси вращения 98°.

Уран получает почти в 400 раз меньше света, чем наша планета.

Атмосферное давление на уровне океана — 200 тыс. земных атмосфер. Под газовой оболочкой толщиной около 8 тыс. км (1/3 радиуса планеты) должен располагаться плотный океан из воды, аммиака и метана с температурой поверхности 2200 °С.

На Уране нет металлического водорода, и аммиачно-метаново-водная оболочка толщиной 10 тыс. км переходит в центральное железно-каменное ядро из твердых пород.

Всего у Урана известно 15 спутников. Эта спутниковая система лежит в экваториальной плоскости планеты.

При изучении движения Урана нужно было решить задачу: зная возмущения, найти место вызывающей их неизвестной планеты. Эту трудную задачу решили французский астроном Урбен Жан Леверье (1811–1877 гг.) и английский ученый Джон Кауч Адамс (1819–1892 гг.). Только одними расчетами, совсем не глядя на небо, они указали место, где должна находиться неизвестная планета.

И действительно, когда на это место астроном Иоганн Галле (1812–1910 гг.) направил телескоп, то обнаружил новую планету. Так в 1846 г. была открыта восьмая планета Солнечной системы — Нептун. Температура поверхности Нептуна ниже –200°С.

Плутон. В 1930 г. Клайду Томбо (1906–1997 гг.) удалось открыть еще одну планету, которая находится от Солнца на расстоянии в 40 раз больше, чем Земля (5929 млн км), и делает оборот за 247,7 года. Это девятая планета Солнечной системы.

Плутон резко отличается от четырех гигантских планет. Он меньше их — его масса примерно такая же, как и у Земли. От нас он так далек, что даже в самые сильные телескопы выглядит звездой, и рассмотреть его поверхность пока невозможно.

По размерам Плутон сравним с Марсом, его альбедо (отражательная способность) меньше, чем у Марса.

Поверхность Плутона покрыта метановым льдом и поэтому имеет сероватый оттенок. В течение нескольких лет до и после прохождения перигелия Плутон бывает ближе к Солнцу, чем Нептун. Этот период можно считать “летом” для Плутона.

Температуры у поверхности в это время составляют (по разным оценкам) от 45 до 67 К. В последний раз Плутон прошел свой перигелий 9 сентября 1989 г. Через 124 года, когда он будет в афелии, приток солнечного тепла уменьшится втрое, и температура его упадет.

Звезды

В обычном (стационарном) состоянии звезды — это раскаленный газовые (плазменные) шарообразные небесные тела, находящиеся в гидродинамическом и тепловом равновесие.

Гидродинамическое равновесие обеспечивается равенством сил тяготения и сил внутреннего давления, действующих на каждый элемент массы звезды. Тепловое равновесие соответствует равенству энергии, выделяемой из недр звезды, и энергии, излучаемой с ее поверхности.

Звезды (кроме ближайшей к нам звезды — Солнца) находятся на столь больших расстояниях от Земли, что даже в самые сильные телескопы видны как светящиеся точки различной яркости и цвета. Основная видимая характеристика звезды — ее блеск, который определяется мощностью излучения (светимостью) звезды и расстоянием до нее.

Основными параметрами состояния звезды являются светимость L, масса M и радиус R. Их численные значения принято выражать в солнечных единицах (L = 3,86 · 10³³ эрг/с, М= 1,99 · 10³³ г, R = 6,96 · 10¹⁰ см). Значения масс звезд заключены в пределах от 0,03 до 60 М.

Светимость стационарных звезд лежит в интервале от 10⁻⁴ до 10⁵ L, а радиусы — от 10 км (нейтронные звезды) до 10³ R (сверхгиганты).

Звезды представляют большой интерес для физики, так как в них реализуются условия, недостижимые в земных лабораториях (температуры до 10⁹ К, плотность до 10¹⁴ г/см3, магнитные поля напряженностью до 10¹⁴ Э), и наблюдаются характерные для этих условий процессы.

Огромную информацию дает изучение спектров звезд (определение их химического состава, температуры поверхности, магнитных полей, скоростей движения и вращения, расстояний до звезд).

Звезды по состоянию вещества в недрах подразделяют на три главные группы:

1. нормальные звезды, гидростатическое равновесие которых поддерживается давлением классической идеальной плазмы, существующей благодаря термической ионизации атомов;
2. белые карлики, которые удерживаются в равновесии давлением электронов плазмы (ионизованной даже при низких температурах большим давлением);
3. нейтронные звезды с высокой плотностью ( > 10¹² г/см3), при которой энергия электронов столь высока, что энергетически выгоден процесс нейтронизации вещества, т. е. слияние протонов и электронов, из-за чего вещество внешних слоев звезды состоит из ядер, обогащенных нейтронами, а внутренних — из свободных нейтронов (с малой примесью протонов и электронов).

Основной источник излучения звезд (фотонного и нейтринного, а также корпускулярного) — это реакция термоядерного синтеза.

На непродолжительных стадиях перехода от одной реакции к другой, сопровождающихся сжатием звезды, существенным становится также выделение потенциальной гравитационной энергии.

Наиболее энергетически эффективным процессом, идущим при самой низкой температуре (около 10⁷ К), является процесс превращения водорода в гелий. Поскольку водородный цикл реакции является самым медленным, большая часть наблюдаемых звезд находится в стадии водородного горения в центре.

При данном химическом составе условия теплового и механического равновесия дают для этих звезд однозначную связь светимости, массы и радиуса. Вследствие этого на диаграммах “светимость — температура поверхности” и “масса — радиус” большинство звезд группируется вдоль определенной линии, так называемой главной последовательности.

Большую часть своей жизни звезды находятся в стационарном состоянии (например, светимость Солнца практически постоянна уже несколько миллиардов лет). Равновесность звезд при непрерывной потере энергии обусловлена сильным различием продолжительности протекающих в них процессов.

Нарушение механического равновесия, например, снижение давления в звезде, приводит к сжатию звезды и превращению части гравитационной энергии в теплоту. В результате внутреннее давление возрастает, механическое равновесие восстанавливается. Звезды представляют собой, таким образом, саморегулирующуюся систему.

Если устойчивость звезды нарушается, она становиться нестационарной. Различные виды нестационарности имеют свое характерное время и могут проявляться в виде автоколебаний (цефеиды — пульсирующие переменные звезды-сверхгиганты), гравитационного коллапса и др. При неустойчивости теплового равновесия нестационарность проявляется в виде вспышки.

На поздних стадиях эволюции ядра звезд становятся компактными, картина эволюции усложняется. Амплитуда проявлений нестационарности может быть самой разной: от долей процента при слабых пульсациях до вспышки с увеличением светимости примерно в 10¹⁰ раз у сверхновых звезд.

Общая картина эволюции звезд может быть охарактеризована следующим образом: звезды возникают в результате конденсации межзвездной пыли и газа, богатого водородом. Затем следует наиболее длительная стадия звездной эволюции — период термоядерных реакций превращения водорода в гелий в центре звезды.

Когда водород в центе исчерпан, ядро сжимается и нагревается, а оболочка сильно расширяется, причем, несмотря на рост светимости, температура поверхности падает — звезда становится красным гигантом.

После этого в ядре звезды становится возможным термоядерное горение гелия и более тяжелых элементов, сопровождаемое в ряде случаев сбросом водородной оболочки и образованием так называемой планетарной туманности.

Остаток звезды остывает, переходя в стадию белого карлика. В зависимости от начальной массы звезды могут закончить свою эволюцию также взрывом сверхновой с остатком в виде нейтронной звезды, либо без остатка.

Согласно общей теории относительности Эйнштейна наиболее массивные звезды, если они сохранили свою массу вплоть до исчерпания термоядерного горючего, должны коллапсировать в состояние черной дыры.

Справедливость основных положений теории строения и эволюции звезд подтверждена многими открытиями второй половины ХХ в. Термоядерная эволюция подтверждается как относительной распространенностью химических элементов, так и наличием водородных, гелиевых, углеродных и других звезд с аномалиями химического состава на поздних стадиях.

Теория предсказала подтверждающуюся наблюдениями зависимость “масса — радиус” для белых карликов, а также существование нейтронных звезд, открытых в виде пульсаров под руководством Энтони Хьюиша (р. 1924 г.) в 1967 г.

Это открытие носило довольно драматический характер. Излучение этих удивительных объектов меняется (отсюда и название — пульсары, или радиопульсары, от англ. pulsars — сокр. от рulsating sourses of radio emission) с такой стабильной частотой, что сначала эти пульсары были приняты за сигналы внеземных цивилизаций. Физическая природа пульсаров была вскоре объяснена Г. Гамовым.

Радиопульсары представляют собой быстро вращающиеся намагниченные нейтронные звезды. Очень интересно, что возникновение как быстрого вращения, так и огромного магнитного поля при превращении обычной звезды в нейтронную легко объясняется на основе простейших соображений о сохранении момента количества движения и магнитного потока.

Пульсары открыты сейчас также в рентгеновском и гамма-диапазонах. Ныне известно около 1000 пульсаров с периодом радиоимпульсов (это также период вращения звезды) 1,56 · 10⁻³ — 4,3 с. У большинства пульсаров он равен 0,1–1 с, а магнитное поле около 108 Тл. Существование в природе столь сильных магнитных полей — важнейшее открытие!

В 1992 г. учеными Калифорнийского технического института обнаружены нейтронные звезды с еще более сильными полями (магнетары), достигающими 10¹¹–10¹² Тл. Радиоизлучения у магнетаров нет, но они испускают мягкое гамма-излучение.

Значительный прогресс произошел также в изучении физики черных дыр. Черные дыры — интереснейшие физические объекты. Несмотря на то, что наблюдать их явным образом пока невозможно, в их существовании и большой роли в космосе сегодня никто не сомневается. Есть, правда, возможность идентифицировать такую звезду.

Черные дыры можно зафиксировать по их тяготению либо по излучению, идущему из области, где находится падающее на нее или вращающееся вокруг нее вещество. В Галактике обнаружено уже довольно много “черных дыр”, идентифицированных указанными выше способами.

Квазары

Квазары (англ. guasar — quasistellar radiosourse — “квазизвездные источники радиоизлучения”) являются мощными источниками электромагнитного излучения и представляют собой активные ядра (центр) далеких галактик.

С учетом расстояния до квазаров мощность излучения типичного квазара составляет в радиодиапазоне около 10⁴³ эрг/с, в оптическом диапазоне — около 10⁴⁶ эрг/с, в инфракрасном диапазоне — около 10⁴⁷ эрг/с, т. е. суммарное излучение квазаров в 10³–10⁴ раз превышает излучение всех звезд какой-либо крупной галактики. А у квазара 3C 273 обнаружено также рентгеновское излучение около10⁴⁶ эрг/с.

По избыточному ультрафиолетовому излучению удается отличить квазары от нормальных звезд, а по сильному инфракрасному излучению — от белых карликов.

К фундаментальным свойствам квазаров относится переменность их излучения в радио-, инфракрасном и оптическом диапазонах.

Физическая природа активности квазаров еще до конца не раскрыта. Существует предположение, что активная фаза ядер галактик составляет сравнительно небольшую часть времени их существования и что эта фаза может периодически повторяться.

Согласно существующим гипотезам, мощное излучение квазаров (как тепловое, так и электромагнитное) может быть обусловлено:

1. процессами в компактном (около10⁸ М — солнечных масс) звездном скоплении (столкновения звезд, вспышки сверхновых, ансамбль пульсаров);
2. трансформацией в излучение энергии магнитных полей и кинетической энергии массивного вращающегося магнитоплазменного тела;
3. аккрецией — падением вещества на массивную черную дыру, находящуюся в центре квазара.

Раскрытие энергетики квазаров внесет, несомненно, существенный вклад в современную физику и астрофизику. Особый интерес квазары представляют как далекие объекты, участвующие в космологическом расширении Метагалактики. Исследование пространственного распределения квазаров и различий в их свойствах может пролить свет на ранние стадии эволюции Вселенной.

Галактика

Солнце является одной из звезд, образующих единую стационарную гравитационно-связанную звездную систему — Галактику, которая имеет также и другое название — Млечный Путь. Истинные размеры Галактики были установлены только в ХХ в.

Оказалось, что она является значительно более плоским образованием, чем предполагалось ранее. Диаметр галактического диска превышает 100 000 св. лет, а толщина — около 1000 св. лет. По внешнему виду Галактика напоминает чечевичное зерно с утолщением посередине.

Из-за того, что Солнечная система находится практически в плоскости Галактики, заполненной поглощающей материей, очень многие детали строения Млечного Пути скрыты от взгляда земного наблюдения.

Однако их можно изучать на примере других галактик, сходных с нашей. Так, в 40-е гг. ХХ столетия, наблюдая галактику М 31, больше известную как туманность Андромеды, астроном Вальтер Бааде (1893–1960 гг.) заметил, что плоский линзообразный диск этой огромной галактики погружен в более разреженное звездное облако сферической формы — гало.

Поскольку туманность Андромеды очень похожа на нашу Галактику, Бааде предположил, что структура имеется и у Млечного Пути.

Звезды галактического диска были названы населением I типа, а звезды гало (или сферической составляющей) — населением II типа.

Как показывают современные исследования, два вида звездного населения отличаются не только пространственным положением, но и характером движения, а также химическим составом. Эти особенности связаны в первую очередь с различным происхождением диска и сферической составляющей.

Наша Галактика содержит не менее 100 млрд звезд. Общая масса Галактики оценивается как 10¹¹ М. Кроме звезд, Галактика содержит межзвездное вещество (газ, пыль). Общая масса этого вещества ММ ≈ 0,05 МЗ, где МЗ — общая масса звезд.

Границы нашей Галактики определяются размерами гало. Радиус гало значительно больше размеров диска и, по некоторым данным, достигает нескольких тысяч световых лет. Центр симметрии гало Млечного Пути совпадает с центром галактического диска. Состоит гало в основном из очень старых, неярких маломассивных звезд.

Они встречаются как поодиночке, так и в виде шаровых скоплений, которые могут включать в себя более 1 млн звезд. Возраст населения сферической составляющей Галактики превышает 12 млрд лет. Его обычно принимают за возраст самой Галактики.

Характерной особенностью звезд гало является чрезвычайно малая доля в них тяжелых химических элементов. Звезды, образующие шаровые скопления, содержат металлов в сотни раз меньше, чем Солнце.

Звезды и звездные скопления гало движутся вокруг центра Галактики по очень вытянутым орбитам. Из-за того, что вращение отдельных звезд происходит почти беспорядочно (т. е. скорости соседних звезд могут иметь самые различные направления), гало в целом вращается очень медленно.

По сравнению с гало диск вращается заметно быстрее. Скорость его вращения не одинакова на различных расстояниях от центра.

Она быстро возрастает от нуля в центре до 200–240 км/с на расстоянии 2000 св. лет от него, затем несколько уменьшается, снова возрастает примерно до того же значения и далее остается почти постоянной. Изучение особенностей вращения диска позволило оценить его массу. Оказалось, что она в 150 млрд раз больше массы Солнца.

Население диска очень сильно отличается от “населения”гало. Вблизи плоскости диска концентрируются молодые звезды и звездные скопления, возраст которых не превышает нескольких миллиардов лет. Они образуют так называемую плоскую подсистему. Среди них очень много ярких и горячих звезд.

Газ в диске Галактики также сосредоточен в основном вблизи его плоскости. Он распределен неравномерно, образуя многочисленные газовые облака, — от гигантских неоднородных по структуре облаков протяженностью несколько тысяч световых лет до маленьких, размером не больше одного светового года.

Основными химическими элементами в нашей Галактике являются водород (75%) и гелий (около 25%). По сравнению с ними остальные элементы присутствуют в очень небольших количествах. В среднем химический состав звезд и газа в диске почти такой же, как и у Солнца.

Одной из самых интересных областей Галактики считается ее центр, или ядро, расположенное в направлении созвездия Стрельца. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи. Поэтому его начали изучать только после создания приемников инфракрасного и радиоизлучения, которое поглощается в меньшей степени.

Для центральных областей Галактики характерна сильная концентрация звезд: в каждом кубическом парсеке вблизи центра их содержатся многие тысячи. Расстояния между звездами в десятки и сотни раз меньше, чем в окрестностях Солнца.

Если бы мы жили на планете около звезды, находящейся вблизи ядра Галактики, то на небе были бы видны десятки звезд, по яркости сопоставимых с Луной, и многие тысячи более ярких, чем самые яркие звезды нашего неба.

Помимо большого количества звезд в центральной области Галактики наблюдается околоядерный газовый диск, состоящий преимущественно из молекулярного водорода. Его радиус превышает 1000 св. лет. Ближе к центру отмечаются области ионизированного водорода и многочисленные источники инфракрасного излучения, свидетельствующие о происходящем там звездообразовании.

В самом центре Галактики предполагается существование массивного компактного объекта — черной дыры массой около миллиона масс Солнца — Стрелец А, происхождение которого связывается с активностью ядра.

Одним из наиболее заметных образований в дисках галактик, подобных нашей, является спиральные ветви (или рукава). Они и дали название этому типу объектов — спиральные галактики (S).

Спиральная структура в нашей Галактике очень хорошо развита. Вдоль рукавов в основном сосредоточены самые молодые звезды, многие рассеянные звезды, скопления и ассоциации, а также цепочки плотных облаков межзвездного газа, в которых продолжаются образовываться звезды.

В спиральных ветвях находится большое количество переменных и вспыхивающих звезд, в них чаще всего наблюдаются взрывы некоторых типов сверхновых.

В отличии от гало, где какие-либо проявления звездной активности чрезвычайно редки, в ветвях продолжается бурная жизнь, связанная с непрерывным переходом вещества из межзвездного пространства в звезды и обратно. Галактическое магнитное поле, пронизывающее весь газовый диск, также сосредоточено главным образом в спиралях.

Спиральные рукава Млечного Пути в значительной степени скрыты от нас поглощающей материей. Подробное их исследование началось после появления радиотелескопов. Они позволили изучать структуру Галактики по наблюдениям радиоизлучения атомов межзвездного водорода, концентрирующегося вдоль длинных спиралей.

По современным представлениям, спиральные рукава связаны с волнами сжатия, распространяющимися по диску Галактики. Проходя через области сжатия, вещество диска уплотняется, а образование звезд и газа становится более интенсивным. Причины возникновения в дисках спиральных галактик такой своеобразной волновой структуры не вполне ясны. Над этой проблемой работают многие астрофизики.

В окрестностях Солнца удается проследить участки двух спиральных ветвей, удаленных от нас примерно на 3000 св. лет. По созвездиям, где обнаруживаются эти участки, их называют рукавом Киля — Стрельца и рукавом Персея.

Расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 23 000–28 000 св. лет, или 7000–9000 пк. Это говорит о том, что Солнце расположено посередине между центром и краем диска.

Скорость вращения Солнца вокруг центра Галактики практически совпадает с той скоростью, с которой в данном районе движется волна уплотнения, формирующая спиральный рукав.

Такая ситуация в общем неординарна для Галактики: спиральные ветви вращаются с постоянной угловой скоростью, как спицы колеса, а движение звезд, как мы видели, подчиняется совершенно иной закономерности.

Поэтому почти все звездное население диска то попадает внутрь спиральных ветвей, то выходит из них. Единственное место, где скорости звезд и рукавов
совпадают, — это так называемая коронационная окружность. Именно вблизи нее и располагается Солнце.

Для Земли это обстоятельство крайне благоприятно. Ведь в спиральных ветвях происходят бурные процессы, порождающие мощное излучение, губительное для всего живого. И никакая атмосфера не могла бы от него защитить.

Но наша планета существует в относительно спокойном месте Галактики и в течение миллиардов лет не испытывала катастрофического влияния космических катаклизмов. Может быть, именно поэтому на Земле могла сохраниться жизнь.

Долгое время положение Солнца среди звезд считалось самым заурядным. Сегодня мы знаем, что это не так: в известном смысле оно привилегированное. И это нужно учитывать, рассуждая о возможности существования жизни в других частях нашей Галактики.

Метагалактика

Космические тела обладают тенденцией группироваться в системы. Звезды могут входить в состав звездных скоплений или ассоциаций. Крупнейшими объединениями звезд являются галактики. Но и они редко наблюдаются одиночными.

Более 90% ярких галактик входят либо в небольшие группы, содержащие лишь несколько крупных членов (такова, например, Местная группа галактик), либо в скопления, в которых их насчитываются многие тысячи. В окрестностях нашей Галактики, например, в пределах 1,5 Мпк от нее, расположены еще около 40 галактик, которые образуют Местную группу.

Вся известная современной науке совокупность галактик составляет Метагалактику. Ее размер равен 15–20 млрд св. лет, возраст — 15–20 млрд лет. Это время соответствует периоду эволюции Вселенной от Большого взрыва до наших дней.

Еще в XVII в. астрономы заметили туманные объекты — туманности. О туманности Андромеды впервые упомянул современник Галилея Симон Мариус (1573–1624 гг.) в 1612 г. Французский астроном Шарль Мессье (1730–1817 гг.), известный открытием 14 комет, чтобы наблюдатели не путали кометы с туманностями, составил первый каталог туманностей, содержавший около ста объектов.

Но лишь в 20-х гг. прошлого века удалось установить, что некоторые туманности — это гигантские звездные системы, находящиеся далеко за пределами нашей Галактики — Млечного Пути.

Чтобы узнать, находятся ли эти звездные острова в нашей Галактике или являются самостоятельными, надо было определить расстояние до нескольких из них.

Э. Хаббл доказал с помощью самого большого в то время рефлектора с зеркалом диаметром 2,5 м, получив четкие изображения отдельных звезд туманности Андромеды и найдя среди них переменные звезды — цефеиды, что спиральные туманности — это гигантские спиральные галактики, подобные Млечному Пути, но безгранично отдаленные от него. Э. Хаббл открыл царство галактик.

Большинство галактик — объекты очень слабой светимости. Всего три галактики заметны невооруженным глазом. Это — Большое и Малое Магеллановы Облака (в южном полушарии неба) и туманность Андромеды. В небольшой телескоп на темном безлунном небе можно увидеть несколько десятков галактик, причем большинство из них едва заметны.

А с помощью крупных телескопов доступны наблюдениям многие миллионы галактик до 25-й — 28-й звездной величины. Но даже на лучших фотографиях большинство из них выглядят как маленькие пятнышки, во многих случаях с трудом отличимые от изображения звезд.

Такими слабыми галактиками буквально усеяно все небо, они наблюдаются в любом направлении. Лишь на фоне Млечного Пути и рядом с ним далеких галактик практически не видно из-за поглощения света в межзвездном пространстве нашей Галактики.

Пространство же между галактиками, в отличие от межзвездного, оказалось почти совершенно прозрачным. Именно поэтому наблюдениям доступно так много очень далеких галактик.

Несмотря на то, что крупные телескопы позволяют получать изображения миллионов отдаленных галактик, почти все, что мы знаем об их природе, о составе и физических характеристиках, основано на более подробном изучении нескольких тысяч самых ярких из них.

Ближайшие к нам галактики — это Магеллановы Облака. В южном полушарии они видны невооруженным глазом как два облачка, словно “оторвавшиеся” от Млечного Пути. На фотографиях Магеллановых Облаков видно очень мало отдельных звезд и звездных скоплений, принадлежащих этим галактикам.

Наблюдения цефеид в Магеллановых Облаках показали, что расстояние до них составляет около 150 000 св. лет. С такого расстояния звезды, подобные Солнцу, можно наблюдать лишь на пределе возможностей современных телескопов.

Туманность Андромеды более чем в 10 раз дальше от нас, чем Магеллановы Облака. Расстояние до нее — около 2 млн св. лет. Но и с такого расстояния с помощью больших телескопов можно наблюдать много звезд высокой светимости, в том числе цефеиды.

Расстояние от более далеких галактик, где цефеиды уже невозможно увидеть, определяется по другим объектам, например по самым ярким звездам галактик, по новым или сверхновым звездам или по шаровым звездным скоплениям.

Чем дальше галактика, тем слабее кажутся эти объекты. Это и позволяет сделать приблизительную оценку расстояния до нее. До еще более далеких галактик, в которых отдельные объекты плохо различимы, расстояние определяется методом красного смещения.

Э. Хаббл обнаружил, что в спектрах далеких галактик линии смещены относительно их нормального положения в сторону красной части, и установил, определяя расстояние до галактик по ярчайшим звездам, что скорость разбегания (“разлета”) скоплений галактик пропорциональна расстоянию до галактики.

Эта зависимость получила название закона Хаббла. Закон Хаббла выполняется только для далеких галактик, расстояние до которых превышает 10 Мпк. В настоящее время красные смещения измерены у нескольких тысяч галактик. Самые далекие из них расположены на таком большом расстоянии от нас, что свету требуется свыше 10 млрд лет, чтобы его преодолеть.

Эллиптические галактики более или менее напоминают эллипсоид вращения. У них нет спиральных рукавов, а их форма может изменяться от почти сферической до сигарообразной. Около 75% всех галактик во Вселенной являются эллиптическими.

По размерам они очень разнообразны. Самые большие достигают в диаметре миллионов световых лет и являются наиболее массивными из всех известных.

Среди спиральных галактик астрономы выделяют два подтипа: пересеченные спирали, у которых есть центральная перемычка из звезд, соединяющая внутренние концы двух спиральных рукавов, и нормальные спирали, у которых рукава начинаются прямо из ядра. Размеры спиралей варьируются от 20 000 до 100 000 св. лет в поперечнике. Млечный Путь по величине здесь оказывается в первых рядах.

Небольшая доля галактик не попадает в какую-либо четкую категорию. Это неправильные галактики, многие из которых являются спутниками более крупных собратьев. Они получили свое название из-за своей неправильной, несимметричной формы.

Спиральных ветвей у них нет, зато, как правило, наблюдается много межзвездного газа и областей ионизованного водорода. К числу таких галактик относится Большое Магелланово Облако.

Диски всех галактик вращаются. Измерив скорости их вращения на основании эффекта Доплера, вычисляют массы галактик. Большинство наблюдаемых галактик имеет массу в десятки и сотни миллиардов раз превышающую массу Солнца.

Помимо звезд, в галактиках существует межзвездная среда — газ и пыль, космические лучи, магнитные поля и фотоны. Межзвездная пыль лучше всего заметна в галактиках, диск которых виден нам с “ребра”. Пыль, находящаяся в плоскости диска, поглощает свет звезд, и галактика из-за этого кажется пересеченной темной полосой.

Газ в галактикахисследуетсятемижеметодами, что и в нашей Галактике. Нейтральный водород наблюдается по его излучению по длине волны 0,21 м.

Если в галактике есть ионизированный газ, нагретый горячими звездами, то в спектре будут присутствовать лишь излучения этого газа. Межзвездный газ в галактиках обычно составляет несколько процентов полной массы звезд.

Больше всего газа встречается в неправильных галактиках (иногда до 50% по массе), меньше всего — в эллиптических, где в большинстве случаев заметных следов газа или пыли нет вообще.

Наблюдения показали, что существует связь между массой межзвездного газа и числом молодых звезд в галактиках: там, где газа очень мало, почти или совсем нет молодых звезд.

Еще одно обстоятельство представляется весьма важным при рассмотрении проблем Метагалактики. Пространство между галактиками заполнено газом, который разогрет до температуры более 10 млн К и излучает преимущественно в рентгеновском диапазоне.

Концентрация его мала — в среднем один атом водорода на кубический дециметр, но так как общий объем огромен, полная масса газа сопоставима с суммарной массой всех галактик скопления. Охлаждаясь, газ может струями падать к центру скопления. Значительная часть межгалактического газа скоплений была выброшена миллиарды лет назад из молодых тогда галактик, в которых шло бурное звездообразование.

Чтобы газ столь высокой температуры не покидал скопление, его должна удерживать большая сила тяготения. Но если она достаточно велика, значит, велика и масса, ее создающая, т. е. масса скопления.

Оценки массы отдельных галактик показывают, что их суммарное гравитационное поле не может удержать такой горячий газ. Поэтому необходимо предположить, что существует невидимая для нас так называемая скрытая масса.

С той же проблемой ученые столкнулись и при объяснении устойчивости самих скоплений. Скорость движения галактик внутри них так высока, что без присутствия скрытой массы они просто разлетелись бы в разные стороны.

Скопления галактик, по-видимому — самые крупные устойчивые системы во Вселенной. Существуют и более протяженные образования: цепочки из скоплений или гигантские плоские поля, усеянные галактиками и скоплениями (так называемые “стенки”). Но гравитация не удерживает эти системы, и они вместе с вселенной медленно расширяются.

На протяжении XX в. в трудах А. Эйнштейна, А. А. Фридмана, Э. Хаббла, Жоржа Леметра (1894–1966 гг.), Г. Гамова и других исследователей разработана концепция, согласно которой Метагалактика находится в процессе расширения, “разбегания” галактик от какого-то первичного центра, в котором и зародилась наша Вселенная.

Что предшествовало ей — трудно сказать. Предполагается, что современная Вселенная произошла из материи, находившейся в особом, чрезвычайно раскаленном, сверхплотном состоянии.

Теория расширяющейся Вселенной основана на эффекте Доплера, объясняющем красное смещение разбеганием галактик, а также на экспериментальном обнаружении реликтового излучения.