Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Дольше других продержалась гипотеза В.А. Амбарцумяна, согласно которой звезды образуются в результате не конден­сации материи, а напротив, распада каких-то ненаблюдаемых сверхплотных объектов. Эта гипотеза непринужденно объясня­ла, почему звезды рождаются обычно не поодиночке, а целыми скоплениями, зато оставляла полную неясность касательно при­роды вышеупомянутых сверхплотных объектов — прародителей звезд. И хотя эта гипотеза давно отвергнута, астрономы «бюра- канской школы» еще долго придерживались ее «из соображений традиции». Любопытный пример верности «школе» в ущерб на­учной истине!

Итак, звезды конденсируются из межзвездной среды. Что же это такое — межзвездная среда?

173

— Часть III —

Иногда ее можно наблюдать визуально в виде светлых — эмис- ■ сионных и отражательных — и темных туманностей. Большая туманность Ориона доступна в хорошую ночь даже невооружен­ному глазу. С появлением мало-мальски приличных телескопов число известных астрономам туманностей стало быстро расти. В частности, они сбивали с толку «ловцов комет». Один из них, Шарль Мессье, был вынужден составить каталог неподвижных туманных объектов, чтобы не путать их с кометами. Этим ката­логом, насчитывающим всего 109 объектов, иногда пользуются до сих пор. Всякому человеку, интересующемуся наблюдатель­ной астрономией, вне зависимости от того, любитель он или профессионал, известно, что Mi — это Крабовидная туманность, М15 — шаровое скопление в Пегасе, М33 — галактика, извест­ная как туманность Треугольника, и т. д. И хотя в этот и гораз­до более поздний и подробный каталог Дрейера попали самые разнообразные туманные объекты, значительная часть которых оказалась звездными скоплениями или далекими галактиками, начало изучения незвездной космической материи было поло­жено.

«Здесь, вероятно, дыра в небе!» — воскликнул однажды У. Гершель, наблюдая темную туманность в созвездии Скорпиона. Он и далее продолжал считать подобные туманности «дырами», лишенными звезд участками неба и трактовал их как признаки распада Галактики под действием скучивания звезд в скопления. Вслед за великим Гершелем этого мнения придерживались поч­ти все астрономы первой половины XIX века. Однако в «Этюдах звездной астрономии» В Л. Струве, изданных в 1847 году, была высказана уверенность в существовании межзвездного погло­щения света, довольно точно оцененного в половину звездной величины на парсек, и таким образом было открыто межзвезд­ное вещество, не входящее в известные астрономам туманности. В 1909 году Г.А. Тихов обнаружил покраснение звезд, тем более интенсивное, чем дальше от нас звезда. Следовательно, межз­вездное поглощение сильнее проявляется на более коротких волнах видимого света.

174

Изучать межзвездную среду проще всего методами спектро­скопии. Для этого берут какую-либо достаточно удаленную звез­ду хорошо изученного типа и смотрят, какие линии поглощения добавились к ее собственным линиям, известным, что называ­ется, наперечет. Эти новые линии могли добавиться только на пути света от звезды к наблюдателю, т. е. должны принадлежать межзвездной среде. Звезда, собственно, является лишь «прожек­тором», просвечивающим насквозь слой вещества. И пусть это вещество крайне разрежено, зато слой громаден, так что веще­ства в нем предостаточно.

Иное дело — эмиссионные туманности, светящие за счет воз­буждения атомов и молекул газа очень горячими звездами. Их спектр можно получить непосредственно.

В 1930 году Р. Трюмплер указал, что «поглощающее веще­ство может иметь много локальных неоднородностей». Так оно и оказалось. Это обстоятельство сильно затруднило правильную оценку расстояний до галактических объектов и, следователь­но, поставило под сомнение многие наработки астрофизиков. Изучение межзвездной среды перестало быть всего лишь «одной из» областей интереса астрономов и превратилось в область весьма насущную.

Мало-помалу выяснилось, что межзвездная материя — газ и пыль — распределена по Галактике крайне неравномерно. Вне облаков плотность межзвездного газа весьма мала — не более

0,1 атома на 1 см³. В облаках же плотность газа превышает 1 атом на 1 см³ и может быть на много порядков больше. Из-за специ­фической тепловой неустойчивости межзвездный газ не может находиться в неком промежуточном состоянии, и «зародыш» об­лака с плотностью, скажем, 0,3 атома на 1 см³ либо рассеется в пространстве, либо сожмется до такой плотности, при которой облако станет устойчивым.

Любопытен состав межзвездной среды. Здесь, разумеется, преобладает водород — атомарный и молекулярный. Достаточно много также дейтерия, гелия-3 и гелия-4, атомарного кислорода, углерода. Есть натрий, кремний, железо и т. д. Но есть и молеку­

175

лы — гидроксил, циан, моноокись углерода и др. Всего извест­но более 50 видов межзвездных молекул. Среди них есть даже 13-атомная молекула цианодекапентина HC_uN.