Конкистадоры Гермеса

Солнечная система располагается лишь в 10 парсеках над центральной экваториальной плоскостью галактического диска, на краю одного из его спиральных рукавов, светящегося в межгалактическом мраке голубоватым свечением ионизированного водорода, и скоплений горячих молодых звезд, и потому почти вся толща галактического диска Млечного Пути из сотен миллиардов звезд и тысяч парсек межзвездного газа и пыли заслоняет от нас остальную Вселенную с ее бесчисленными островами галактик. Наше солнце — рядовая желтая звезда Главной Последовательности, член т. н. рукава Ориона нашей галактики: в нем находится бесчисленное множество звезд всех спектральных типов, среди них в одном направлении от Солнца в созвездии Ориона находятся красный сверхгигант Бетельгейзе (на расстоянии 427.5 световых лет) и голубой сверхгигант Ригель (772,9 световых лет от нас), а почти в противоположном направлении в созвездии Лебедя — белый сверхгигант Денеб (удаленный от Солнца на 3229,3 световых лет) и яркий оранжевый гигант Альбирео (385,5 световых лет), который со своим спутником образует красивейшую двойную звезду.

Помимо нашего рукава Ориона галактика Млечный Путь имеет рукав Стрельца, который лежит между Солнцем и центром галактики в направлении созвездия Стрельца, и рукав Персея, тянущийся от дальней стороны галактического центра по направлению к той области галактики, которая находится за Солнцем.

Солнце вращается вокруг центра нашей галактики. Млечный Путь на расстоянии около 8 килопарсек от ее центра по несколько наклоненной к плоскости галактического диска (Galactic Plane) орбите со скоростью около 250 км /с , делая полный оборот примерно за 200 миллионов лет, и потому еще 18 миллионов лет назад Солнечная система располагалась на высоте 100 парсек над экваториальной плоскостью Млечного Пути — тогда Вселенная с ее бесчисленными звездными материками галактик была видна гораздо лучше.

За толщею Млечного Пути от нашего взора скрыты самые грандиозные объекты локальной Вселенной, слабо наблюдаемые лишь с помощью изощренной техники в радио-, инфракрасном и рентгеновском диапазоне — суперскопление галактик Персей-Печь (около 1000 галактик!), до которого около 300 миллионов световых лет (мы видим его таким, каким оно было во времена каменноугольного периода на Земле, когда мириады фасеточных глаз насекомых отражали дремучие болотистые леса из гигантских хвощей, плавуновых-липодендронов и папоротников) и Великий Аттрактор (более 600 галактик). Именно гравитационное состязание этих сверхмасс главным образом ответственно за движение нашей весьма скромной Местной Группы, в которую помимо Млечного Пути входят Туманность Андромеды, галактика М-33 в созвездии Треугольника, связанные с нашей галактикой Большое и Малое Магеллановы Облака и малые галактики, находящиеся в сфере мощнейшего гравитационного влияния Туманности Андромеды. Туманность Андромеды и наш Млечный Путь являются доминирующими галактиками в Местной Группе, причем Туманность Андромеды, от которой свет до нас летит более двух миллионов лет расстояние в 725 килопарсек, больше нашей галактики, однако плотность вещества в ней меньше — видимо, вследствие поглощения ею малой галактики (об этом свидетельствует и двойное ядро Туманности Андромеды).

КРАТКИЕ СВЕДЕНИЯ О НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗДАХ

Нейтронные звезды — компактные объекты с массами около 1,4 массы Солнца и радиусами около 10 км, образующиеся из массивных звезд после вспышки сверхновой. Нейтронные звезды состоят в основном из нейтронов.

Нейтронные звезды являются одними из самых интересных астрофизических объектов с физической точки зрения. Для них характерны такие явления и свойства, как: сверхтекучесть, сверхпроводимость, сверхсильные магнитные поля, излучение нейтрино, эффекты специальной и общей теории относительности. В недрах нейтронных звезд могут существовать экзотические формы материи (конденсаты различных элементарных частиц, кварковое вещество).

Сразу после открытия нейтрона советский физик Л.Д.Ландау (1908—1968) показал, что возможны макрообъекты, состоящие в основном из нейтронов — нейтронные звезды. Такие объекты устойчивы благодаря давлению вырожденного газа. Но это не газ электронов, как в случае белых карликов, а газ нейтронов. Так как нейтроны почти в 2000 раз тяжелее электронов, то длина их волны де Бройля намного меньше, и для достижения вырождения необходимы большие плотности. Поэтому примерно при той же массе (порядка солнечной) нейтронные звезды в тысячу раз меньше белых карликов и имеют размеры около 10 км. Эти параметры соответствуют плотности около 1014 г/см3 , что порядка плотности атомного ядра.

В 1934 г. Вальтер Бааде (1893—1960) и Фриц Цвикки (1898—1974) предсказали, что нейтронные звезды могут рождаться во вспышках сверхновых. Однако в целом предсказания были малообещающими с астрономической точки зрения: светимость, связанная с тепловым излучением нейтронной звезды, ничтожно мала, и в середине XX века не было никакой надежды обнаружить нейтронные звезды.