Амбарцумян - читать онлайн книгу. Автор: Юрий Шахбазян cтр.№ 5

Хотя мы называем эпоху, в которую мы живём, эрой вещества, во Вселенной всё же ещё значительно преобладает излучение. В то время как средняя плотность вещества в современной Вселенной составляет примерно 10^-31 г/см³, средняя плотность фотонов во Вселенной достигает 1000 г/см³. На каждую ядерную частицу приходится миллиард фотонов и миллиард нейтрино. Эти нейтрино, обладая фактически скоростью света, несутся во Вселенной, не оказывая практически никакого влияния на вещество. Нейтрино, образовавшиеся в раннюю эпоху, преимущественно в эру лептонов, и уже в то время потерявшие всякую связь с остальной Вселенной, встречаются в количестве, соответствующем прохождению 10¹³ частиц в секунду через один квадратный сантиметр.

Мы вкратце изложили историю Вселенной, как её видит современная физика. Следует помнить, что излагаемая чрезвычайно сложная теория основывается на таких последних результатах физики, которые ещё не вышли из стадии экспериментальной проверки. Более того, она связана с малоизвестными физическими свойствами материи.

Сегодня большинство астрономов принимают космологическую теорию Большого взрыва в качестве описания развития доступной нам Вселенной, начиная с эпохи ядерного синтеза, когда возраст Вселенной составлял около одной минуты. Но, когда речь идёт о более ранних моментах существования Вселенной, рассуждения уже выходят за пределы области знаний современной физики.

Теория Большого взрыва не разрешила трёх фундаментальных проблем: что было до начального момента, какова природа сверхплотного первоначального объёма — сингулярной «точки» — и каким образом сформировались галактики? На последний вопрос попытался ответить В. А. Амбарцумян, обнаружив активные процессы в ядрах галактик.

Окончательное слово в этом сложном вопросе за будущими поколениями астрономов. О несостоятельности экстраполяционных методов в исследовании эволюции Вселенной говорит то обстоятельство, что физические процессы и, следовательно, законы физики, начиная от сингулярной точки (если она действительно существовала) до развитой Вселенной, тоже могли меняться, но неизвестным нам образом. Таким образом, механической экстраполяцией назад, без учёта качественной эволюции материи, эту сложную проблему так просто решить не удастся. Это дело будущего.

Установлено, что Вселенная или, как говорят астрономы, имея в виду наблюдаемую, исследуемую её часть, Метагалактика, содержит примерно 100 миллиардов галактик, а каждая галактика примерно столько же звёзд. Самое главное: как галактики во Вселенной, так и звёзды в галактиках распределены неравномерными отдельными группами — скоплениями. И, что существенно, скопления звёзд и галактик находятся на различных этапах своего развития, то есть скопления звёзд и галактик могут быть молодыми и старыми.

По мере увеличения количества астрономических наблюдений «спокойное небо» Аристотеля переставало казаться спокойным. Конечно, изменения светимости и движения небесных объектов во Вселенной трудно обнаружить, так как они происходят в течение сотен и миллионов лет, не считая быстропеременных звёзд и галактик. Однако астрономы со времён Гиппарха научились оставлять информацию о небесных объектах (координаты и яркость) своим последователям, и новые поколения астрономов, составляя новые каталоги небесных объектов и сравнивая свои наблюдения с наблюдательными данными прежних эпох, получали неоценимые сведения о их перемещениях и изменениях яркости звёзд за много сотен лет.

Чтобы не запутаться в основных астрономических понятиях и величинах, мы совершим небольшой поверхностный экскурс по страницам описательной астрономии, чтобы читатель мог лучше почувствовать, что такое звёзды и галактики, как они светят, с какими энергиями излучения мы имеем дело, какими величинами их описывают.

За несколько тысячелетий до нас внимательные наблюдатели неба — пастухи, мореплаватели и участники караванных переходов — приходили к убеждению, что звёзды и планеты (так же как Луна и Солнце) по-разному меняют своё положение на небе. Планеты перемещаются из одного созвездия в другое, а звёзды неподвижны одна относительно другой. Солнце занимает центральное положение и выделяется своими размерами и массой, превосходя во много раз все остальные вместе взятые тела Солнечной системы. Планеты тоже излучают энергию, но это лишь ослабленная энергия излучения Солнца, отражённая от их холодной поверхности. Звёзды не принадлежат Солнечной системе. На самом деле и звёзды перемещаются в пространстве относительно друг друга, но они так далеки от нас, что видимые их перемещения ничтожны. Но если звёзды так далеки, что излучают почти так же, как планеты, они должны излучать во много раз мощнее, чем планеты. Такой ход рассуждений привёл к мысли, что звёзды — это тела, по своей природе сходные с Солнцем. Галилей в 1718 году сравнил наблюдаемые им положения ярких звёзд с положениями этих же звёзд, которые были определены ещё древнегреческими астрономами. Оказалось, хотя древние греки не очень точно определяли их положение (ошибка составляла несколько минут), что за прошедшие почти две тысячи лет Сириус сместился почти на полградуса, а Арктур — на целый градус. Ещё более существенные заключения удалось сделать после получения и анализа спектров звёзд. Впервые их получил в 1824 году Фраунгофер ^[15], а в 1864 году Секки ^[16] пришёл к выводу, что звёзды, как и Солнце, состоят из газа, имеющего высокую температуру, и что по температуре звёзд можно построить их спектральную классификацию. Это значит, что звёзды излучают огромное количество энергии в пространство и поэтому, теряя эту энергию, не могут не изменяться. Они должны проходить какой-то путь эволюции. Значение исследования звёзд велико также для успешного изучения природы самого Солнца, сыгравшего решающую роль в возникновении и поддержании жизни на Земле. И, самое главное для нашего повествования, возникает новый вопрос: связаны ли каким-нибудь образом между собой звёзды? Влияют ли они друг на друга? Не образуют ли звёзды, в свою очередь, обособленные системы, различного типа звёздные скопления, эволюционирующие по каким-то своим законам?

Видимые звёздные величины и светимость звёзд

Остановимся ещё на таком важном вопросе — как в астрономии определяют яркость звёзд и галактик. Если в безлунную ночь взглянуть на небо, то наряду с яркими звёздами глаз видит менее яркие звёзды и множество совсем слабых. Это различие блеска при некоторых оговорках подчёркивает самую замечательную особенность звёздного неба — его глубину. Но эта глубина или, точнее, определение расстояния до звёзд — важнейшая и сложная проблема.

Световым потоком (I) называется количество энергии излучения звезды, падающее на единицу поверхности, перпендикулярной к лучу зрения в единицу времени. Оказалось, что световые потоки звёзд сильно отличаются друг от друга. Например, световой поток Солнца в 2·10¹⁰ раз больше светового потока Сириуса. Столь большое различие в световых потоках звёзд делает неудобным использование этой величины. Вместо неё употребляют так называемую видимую звёздную величину m, которая определяется соотношением: