Охватим взором всю ширь ночного неба, облетим мыслью все бесчисленные миры и гайники бсско нечною прос. рансыа.

Е И Рерих

2.1.1. Солнечная система — дом, в котором мы жиьем. Мы живем на поверхности плансгы, которою называем Землей. С точки зрения наше! о повседневного опыта, это огромный необычайно сложный и прекрасный мир. Если мы хотим посмотреть на Землю со стороны, нам придется огвлечься от Mhoi Их доро1 их нашему сер­дцу подробностей. Тогда Земля предстанет как космическое тело, приблизительно шарообразной формы, ее диаметр около 12,7 тыс. км, масса 6-10 кг. Земля вращае гея вокруг своей оси с периодом около 24 часов Ъ< льшая часть ее поверхности покрыта водами мирового океана, 29 % поверхности занимает суша.

Суша Земли образует пять континентов и множество мелких и больших островов. Наружная твердая обе точка Земли — земная кора в районе материков имеет толщину до 70 км, дно океанов об­разовано более тонкой океани­ческой корой, ее толщина около 10 км. Под твердой корой Зем­ли находится мантия, образован ная расплавленным веществом, она состоит из нескольких сло­ев и простирается до глубины 2900 км. Еще глубже расположе­но плотное железо-никилевое ядро Земли. Нзружные слои ядра — жидкие, центральная внутренняя час ть—твердая. Дав­ление в центре Земли достигает 33 • 10б агм, температура около 6000 К Вследствие вращения Земли вокруг своей оси в жидком ядре I енерируются электрические токи, которые являются источником геомагнитного поля.

Над поверхностью мирового океана и континентов расположена воздушная оболочка Земли — ее атмосфера. Она простирается при­близительно до высоты 2000 км и постепенно переходит в межпла­
нет ную среду. Основные процессы, связанные с формированием погоды, протекают в нижней атмосфере Земли — тропосфере, ее юлщина в средних широтах составляет 10-11 км. На высоте 60 км (в стратосфере) содержится значительное количество озона — озо­новый слой, который поглощает большую часть жесткого ультра­фиолетового излучения Солнца и таким образом предохраняет органическую жизнь на Зем ге от губительного действия УФ-радиа­ции. На высоте нескольких сотен километров (от 80 до 800 км) простираются ионизированные слои земной атмосферы, так назы­ваемая ионосфера, которая эффективно отражает декаметровые радиоволны и обеспечивает тем самым дальнюю радиосвязь в диа­пазоне КВ. Атмосфера Земли в основном состоит из азота (78 %) и кислорода (21%); имеется также небольшое количество аргона (0,9 %), углекислого газа (0,03 %) и водяного пара (меньше 0,1%). Атмосфера Земли поглощает большую часть спектра электромаг­нитного излучения, падающего на нее из Космоса. Лишь в оптичес­кой области, приблизительно от 0,3 до 0,7 мкм, и в радиодиапазо­не, от нескольких метров до 1 мм, атмосфера относительно про­зрачна. Через эти два узких «окна прозрачности» и пост) пает на поверхность Земли все излучение из космического пространства.

Содержание свободного кислорода в атмосфере Земли целиком обусловлено жизнедеятельностью живых организмов. Таким обра­зом, органическая жизнь на Земле выступает как активный геохи­мический фактор планетарного масштаба. В соответствии с этим область распространения активной жизни на Земле, охватывающая часть нижней атмосферы, гидросферу и верхнюю часть твердой обо­лочки, получила название биосфера[70]. Таковы некоторьге черты Земли как планеты.

Ближайшее к Земле небесное тело — Луна. Это спутник нашей планеты. Она расположена на расстоянии 384 гьге. км (среднее рас­стояние) и обращается вокруг Земли с периодом 27,3 суток. Диа­метр Луны в 3,5 раза меньше земного, а ее масса в 81 раз меньше массьг Земли. Это мертвое, безжизненное тело, лишенное атмосфе­ры и гидросферы. Несмотря на это, Луна оказьгвает заметное влия­ние на Землю. Прежде всего, благодаря гравитационному взаимо­действию, она вызывает ггриливьг в океане, атмосфере и твердой оболочке Земли. Имеются данньге о том, что ритм жизнедеятель­ности земных организмов коррелирует с ритмом лунных приливов. Отмечена также корреляция процессов в биосфере с фазами Луны.

Земля с Луною обращаются вокруг Солнца по почти круговой орбите с периодом 365,26 суток (сидерический год). Всего в Сол­нечной системе 9 больших планет, — это (в порядке возрастания расстояний от Солнца): Мерк)рий, Венера, Зем ш, Марс, Юпитер, Caiypn, Уран, Нептун и Плутон Расстояния в Солнечной системе принято выражать в астрономических единицах; 1 а. е. равняется среднему расстоянию от Земли до Солнца, 149,6 млн км. Ближай­шая к Солнцу планета Меркурий обращается вокруг него на расстс янии 0,39 а. е., а самая удаленная планета Плутон — на расстоянии 39,4 а. е. Все планеты обращаются вокруг Солнца приблизительно в одной плоскости и в одном направлении, совпадающем с напраи лением вращения Солнца вокру1 собственной оси. Основные ха­рактеристики планет приведены в таблице 2.1.1.

Расстояния планет от Солнца подчиняются определенной зако­номерности (так называемое правило Тициуса-Боде). Согласно этой закономерност и, между Марсом и Юпитером дол;:<на быть еще одна планета. Но вместо нее там существуют целый рой малых тел — малых планет или астероидов Орбиты большинства астероидоь за­ключены в пределах от 2,17 до 3,64 а е. ^эту область Солнечной системы называют поясом аст гроидов), больше всего их на расс го янии 2,8 а. е., где, согласно правилу Тициуса-Боде, должна нахо­диться несуществующая планета.

В настоящее время зарегистрировано более 10 000 астероидов. Са мый крупный из них Церера, ее размер 950 км, а масса в 7000 раз мень­ше массы Земли. Затем следуют Паллада, Веста, Юнона с диаметром, соответственно, 550, 530 и 240 км Число астероидов с уменьшением их размера быстро возрастает. Самые малые из зарегистрированных асте роидов (т. с. таких, для которых определена орбита) имеют размер по рядка нескольких сот метров Более мелкие тела обычно называют ме — теороидами. Граница между ними и астероидами условна. И те, и другие представляют собой каменные глыбы неправильной формы, образовав­шиеся, вероятно, от дробления более крупных тел Процесс дробления продолжается и в настоящее время. Чем меньше осколки, тем больше их число, самые мелкие образуют частицы межпланетной пыли Некого рые метеороиды попадают в поле тяготения Земли и падают на ее повер­хность в виде метеоритов или Ci орают в атмосфере в виде метеоров. Крупные метеоритные кратеры на Земле соответствуют падению асте­роидов диаметром около 1 км

Существовала гипотеза, согласно которой пояс малых планет образовался в результате взрыва планеты Фаэтон, обращавшейся по орбите между Марсом и Юпитером. Согласно современным вз1 ля­дам, астероиды — остатки протопланетных тел, из которых могла с формироваться планета, однако процесс ее формирования не был завершен из-за гравитационных возмущений со стороны Юпитера.

К числу малых тел Солнечной системы относятся и комет ы. Вре­мя от времени эти небесные странницы появляются на нашем не­босводе, создавал красочную картину и оставляя у людей неизгла­димое впечатление, часто наполненное смутными предчувствиями каких-то грядущих событий. Ядро кометы представляет собой ле­дяное тело неправильной формы (ледяную глыбу) размером не­сколько сот километров, состоящую из замерзших газов (Н20, NH-, СО, и др.) с вкрапленными в лед минеральными частицами. Счита­ется, что вещество ядра сохранилось от тех времен, когда происхо­дил процесс формирования Солнечной системы, это остатки тех тел, из которых образовались планеты.

Кометные тела обращаются вокруг Солнца по очень вытянутым эллиптическим орбитам. Большую часть времени они находятся вдали от Солнца, образуя гигантское облако кометных тел, простираю­щееся на 100-150 тысяч а. е., которое называют облаком Оорта[71]. Вблизи афелия своих орбит кометные тела испытывают притяже­ние соседних с Солнцем звезд. Под действием этого притяжения орбиты их изменяются. Часть тел приобретает пораболическую ско­рость и покидают Солнечную систему. Другие (их небольшое чис­ло) переходят на орбиту с перигелием, расположенным вблизи Сол­нца. Именно они и образуют кометы. Когда ядро кометы прибли­жается к Солнцу, вначале с ним не происходит никаких заметных изменений. Но когда расстояние становится меньше 6 а. е., замерз­шие газы в ядре кометы под действием солнечных лучей испаряют­ся и обра iyioi вокруг ядра туманную i азо пылевую оболочку — кому. Вместе с находящимся внутри ее ядром кома образует голову коме­ты, размеры которой достигают 104-105 км. Под действием свето­вого давления и солнечного ветра вещество комы отбрасывается назад от Солнца и образует хвост, простирающийся на сотни миллионов километров. Пройдя через перигелий, комета удаляе гея от Солнца, хвост ее уменьшается, блеск слабеет, и, наконец, она совсем исчезает
из виду. Когда комета проходит через области Солнечной системы, занятые планетами, кометное ядро вновь испытывает возмущения, но уже не от соседних звезд, а от планет. Часть комет под действием этих возмущений переходят на гиперболические орбиты и уходят

Из Солнечной системы, дру­гие захватываются на менее вытянутые эллиптические орбиты. Такие кометы пери­одически возвращаются к Солнцу. Одна из самых изве сгных периодических ко­мет — комета Галлся, с пери­одом обращения примерно 76 лет, последнее прохожде­ние ее было в 1986 г.

В последнее десятилетие XX века были получены но­вые данные о строении вне­шних частей Солнечной си­стемы[72]. В 1992 г. за орби­той Нептуна, на расстоянии 44,3 а. е. была открыта малая планета размером 283 км, которая обращается вокруг Солнца по почти круговой орбите (с очень малым экс­центриситетом). В следующем году была открыта вторая такая пла­нета размером 286 км. А к середине 2002 г. число транснептуно — вых объектов достигло 500. Диаметр самого большого из них — около 1300 км, самого маленького — 96 км. По оценкам количе­ство объектов за орбитой Нептуна размером более 100 км состав­ляет 65 000. Но, конечно, гам должны быть и более мелкие тела, количество которых значительно больше (уже открыты первые та кие объекты размером от 6 до 10 км).

Все транснептуновые тела можно разделить на два класса. Объекты первого класса движутся по почти круговым орбитам, лежащим целиком за орбитой Нептуна. Это так называемые классические
объекты пояса Койпера Существование их было предсказано Дж. Койпером в 1951 г. как возможного источника короткоперио — дических комет. Большинство транснептуновых объектов (до 70 %) относится к этому классу.

В отличие от них объекты второго класса движутся по сильно эксцентричным орбитам и могут заходить внутрь орбиты Непту­на. Плутон принадлежит к этому классу (он также заходит внутрь орбиты Нептуна), поэтому все объекты второго класса получили название плутино, т. е. «маленькие плутончики». Все они, как и Плутон, находятся в резонансе с Нептуном, делая 2 обращения вокруг Солнца за 3 оборота Непгуна Среднее расстояние всех плутино от Солнца примерно равно 39 а. е., а эксцентриситеты и, соответственно, расстояния в перигелии и афелии у различных плутино различны. К середине 2000 г. было открыто около 100 плутино, а общее число таких тел с размером больше 100 км оценивается в 25 000.

Помимо этих двух классов, за орбитой Нептуна находятся объек­ты, которые движутся по очень вытянутым эллиптическим орбитам и могут уходить далеко за орбиту Нептуна и Плутона. Примером может служить объект TL бб, открытый в 1996 г. Е»о размер 500 км, период обращения 1000 лет, и он удаляется от Солнца (в афелии) на 135 а. е. Количество подобных объектов оценивается в 10 000, а их общая масса може1 достигать от 0,5 до 1 массы Земли.

Еще один пояс малых тел расположен внутри орбиты Нептуна, между ним и Юпитером. Это так называемые кентавры. Первый кентавр был огкрьп — в 1977 г. и получил название Хирон (не путать с Хароном — спутником Плутона"). В греческой мифологии Хи рон— имя одного из кентавров (получеловека, полулошади). На­звание объекта «Хирон» было оправдано тем, что он сочетал в себе свойства астероидов и хомет. Так в 1996 г., находясь весьма далеко от Солнца, Хирон проявил активность кометного типа: у него по­явились кома и хвост. Впоследствии другие объекты, подобные Хи — рону, стали называть «кентаврами» К середине 2000 г. было извес­тно около 20 кентавров. Считается, что они попали в область меж­ду орбитами Юпитера и Нептуна из пояса Койпера. Это подтверждает предположение о том, что пояс Койпера является источником периодических комет Расположение некоторых транс­нептуновых тел и «кентавров» показано на рис. 2.1.4.

Но вернемся вновь к большим планетам. Они делятся на две груп­пы: земная группа — Мергурий, Венера, Землт, Марс и планеты-

Гиганты — Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Плутон занимает осо­бое пол< окение: по своим характеристикам он больше похож на спут­ники планет-гигантов или на плутино.

Рассмотрим планеты! смной фуппы Все они имеют твердые обо­лочки; наиболее обильные химические элементы в твердой оболочке: железо, кислород, кремний, магний. Жидкая оболочка — гидро­сфера имеется только у Земли. На Марсе жидкой воды нет, но есть лед Н-О в полярных шапках и в грунте (вечная мерзлота). Венера, Земля и Марс окружены газовой атмо­сферой. Особенно мощ­ная атмосфера у Венеры, давление ее у поверхно­сти планеты составляет 90 атм, у Земли — 1 атм, у Марса — 0,006 атм Ос­новные компоненты ат­мосферы на Венере и Марсе — углекислый газ и азот (на Земле — кис­лород и азот). У Мерку­рия атмосферы практи­чески нет. Жидкое ядр з имеется у Меркурия, Венеры и Земли, у Map са оно, по-видимому, отсутствует. Все планеты земной группы имеют слабое магнитное поле, у Меркурия оно в 100 раз слабее земного, у Марса — в 104 раз слабее, у Венеры — в 10" раз.

Температура на поверхности Меркурия в полдень составляет 750 К (477 "С), а в полночь падает до 100 К (-173 "С); на Венере, под ее мощной атмосферой, создающей сильный парниковый эф­фект, средняя температура погерхносги 735 К (462 °С); на Марсе в полдень температура достигает 2Ь0 К (7 "С), а в полночь составляет 150 К (-123 "С). Сезонные вариации температуры возникают из-за наклона плоскости экватора планеты к плоскости ее орбиты; поми­мо Земли они еще имеют место на Марсе и практически отсутству­ют на Венере. На Меркурии сезонные изменения температуры свя­заны с заметной эллиптичностью его орбиты: в перигелии он полу­чает вдвое больше тепла, чем в афелии.

Рельеф поверхнос ти планет земной группы отличается большим разнообразием. Самые крупномасштабные элементы поверхности — континентальные блоки и океанические впадины. Имеются они на Земле, Марсе и Венере. Характерной особенностью рельефа яв. тя — rcrrof также горные цени и долины. В формировании рельефа по­верхности планет земной группы, помимо внутренних факторов

Рис. 2.1.5. Венера. Изображение облачного слоя в УФ-лучах.

Фото с американского космического аппарата «Пионер Венера» на расстоянии

65 ООО км от поверхности планеты — 1979 г.

Рис. 2.1.6. Участок поверхности Венеры под облачным слоем По результатам радиолокационной съемки, выполненной с советских космических ап­паратов «Венер..-15» и «Венсра-16» в 1983-1984 гг. Хорош > видна складчатая гряда Лукелонг протяженностью 1500 км

(тектоническая делгельность, вулканы, эрозия), существенную роль играют падения метеоритов, особенно у планет, не имеющил мощ­ной атмосферы У Марса и Меркурия метеоритные кратеры — наи более распространенная форма рельефа, имеются они также на Земле и Венере. На Марсе в результате исследования космическими аппаратами «Викинг» обнаружены образования, связанные с вод­ной эрозией — извилистые долины, русла высохших рек, свиде­тельствующие о том, что в далеком прошлом на Марсе была вода и более n.’ioi ная атмосфера Существует i ипогеза, согласно которой большие запасы воды сохраняются над поверхностью Марса.

Две внутренние планеты — Меркурий и Венера, не имеют спут никои, у Земли один спутник — Луна; у Марса два спутника — Фс бос и Деймос, это небольшие тела неправильной формы, напоми­нающие астероиды

Планеты гиганты отличаются от планет земной группы не толь­ко своими ртзмерами, но также строением и составом. В их составе мало тяжелых элементов, преобладают самые легкие элементы —

Водород и гелий. В этом отношении состав плане т гигантов близок к солнечному. Различие в составе планет земной группы и планет- гигантов объясняет ся различными условиями их образования. В то время, когда формировались плаьеты, интенсивное коротковолно­вое излучение молодого Солнца и солнечный ве тер «Выдули» боль­шую часть легких газов (водород, гелий) из внутренних частей про- топланетного облака, где формировались планеты земной груши. В соответствии с различием в составе, средняя плотность планет — гигантов значительно ниже, чем у планет земной группы.

Строение планет гигантов также имеет общие черты. В центре их находится каменистое ядро, к которому примыкает ледяная оболоч­ка — ] 1антия, состоящая, в основном, из водяного льда, а также за­мерзшего метана и аммиака; над ней простирается очень мощная, протяженная и плотная атмосфера с толстым облачным слоем. У

Юпитера и Сатурна атмосфе­ра состоит, в основном, из во­дорода и гелия с примесыо раз­личных аэрозолей. Давление у основания атмосферы столь велико, что водород здесь на­ходи. ся в жидком состоянии, а еще ниже, в слое, примыкаю­щем к ледяной ман тии, — в ме­таллической фазе. Ядро Юпи­тера составляет всего 4% его массы, у Сатурна оно уже дос­тигает 25 %, а у Урана и Непту­на — 90 % полной массы. Вне­шняя газо-жидкая оболочка Урана и Нептуна состоит из во­дорода, гелия, метана и аммиа­ка. Температура видимой поверхности Юпитера (облачного слоя) составляет приблизительно 130 К (-143 °С), а у остальных планет, которые расположены дальше от Солнца, она еще ниже; самая уда­ленная из планет-гигантов Нептун имеет температуру порядка 60 К (-213 "С). Все планеты-гш анты имеют магнитное поле, особенно сильное оно у Юпитера. Его магнитосфера является источником мощного радиоизлучения, обнаружено радиоизлучение и у Нептуна.

Важной особенностью планет гигантов является наличие у каж­дой из них целого семейства спутников. Еще до начала космических исследований с помощью наземных телескопов у Юпитера было об­наружено 12 спутников, у Сатурна — 10, у Урана — 5, у Нептуна — 2. Исследования с помощью космических аппаратов, побывавших в окрестностях этих планет, позволили обнаружить новые, неизвест­ные ранее небольшие спут ники. В настоящее время общее число спут­ников, обнаруженных в системе Юпитера, достигло 40, у Сатурна обнаружено 30, у Урана — 21, у Нептуна — И спутников. Самым крупным спутником в Солнечной системе является спутник Юпитер-1 Ганимед, его диаметр (5280 км) превос ходит диаметр Меркурия. Один из самых интересных— спутник Сатурна Титан Его диаметр 5150 км, масса почти вдвое превышает массу Луны Титан обладает довольно мощной атмосферой, давление ее у поверхности спутника 1,6 атм. Сос­тав атмосферы: 90 % азота, 9 % аргона, 1 % метана, имеется также небольшое ко­личество аммиака, цианистого водорода и этана. Облака спутника состоят из ка­пелек жидкого метана. У Титана обнару­жено слабое Mai нитное поле. Вторым спутником, у которожо имеется атмосфе ра, является спутник Нептуна Тритон. Его диаметр 2700 км, масса немного превь — шает массу Луны. Следы атмосферы имеются и у спутника Юпитера Ио Хотя Ио не способен удержать г. тмосферу, она постоянно пополняется за счет вулканк ческих извержений. Вулканическая дея­тельность Ио была обнаружена во время полета «Вояджеров». Вулканы Ио выбрасывают вещество со скоро­стью 1 км/с на высоту в сотни километров. Это во много раз превы­шает скореегь и высоту выбросов при извержении вулканов на Земле. Обнаружена слабая атмосфера у еще одного спутника Юпитера — Европы (см. п. 4.2.5).

С системой спутников связана еще одна особенность планет-ги­гантов: наличие у них колец. Наиболее ярко выраженное кольцо — у Сатурна, оно было открыто еще на заре телескопических наблю­дений[73] . В последние годы обнаружены кольца также у Юпитера,

Урана и Нептуна (последние два с помощью космических аппара­тов). Кольца образованы совокупностью небольших тел размером от нескольких микрометров до нескольких метров. Они располо­жены на таком расстоянии от каждой планеты, где сильны вызван­ные ее тяготением приливные силы. Считается, что. сольца пред­ставляют собой тот остаточный материал, из которого должен был бы сформироваться очередной спутник, но процесс этот не состо­ялся из-за разрушительного действия приливных сил планеты.

Последняя планета Солнечной системы Плутон представляет собой небольшое тело диаметром 2280 км, средняя плотность его 2 г/см3, значит, в основном он состоит из камня и льда. Температу­ра поверхности Плутона около 42К (-230 "С). Атмосфера есть, но очень разрежена, давление у поверхности составляет несколько мик — робар. В основном, она состоит из метана и азота. В г азообразном состоянии атмосфера существует только тогда, ко1да Плутон нахо­дится вблизи перигелия. Однако большую часть своего долгого года (243 земных лет) он находится очень далеко от Солнца, и тогда атмосфера его полностью вымерзает. Очень близко к Плутону, на расстоянии около 20 тысяч км, обращается его спутник Харон, он имеет размерьг примерно такого же порядка, как и Плутон (всего в два раза меньше). Фактически это двойная планета.

По своим характеристикам Плутон существенно отличается от других планет Солнечной системы и как бы «не вписывается» в об тц’ю схему ее строения. В последнее время у ученых появились со­мнения, насколько правомерно относить Плутон к больигим плане­там. Возможно, это обычный транснепгуновый объект (плутино), только самьгй массивньгй. Но астрономы — люди консервативньге, и они не спешат лишить Плутон статуса 9 й шпнетьг

Пространство между планетами заполнено мелкими пылевыми частицами. Они образуются от дробления астероидов и метеорит­ных тел (при их столкновениях), а также при распаде периодичес­ких комет. Рассеяние солггечного свет а на частицах межпланетной пыли создает красивую картину Зодиакального света — слабое ко­нусообразное свечение, которое в средних широтах можно наб по­дать в весенние месяцьг в западной части неба после окончания ве­сенних сумерек, или осенью — перед началом утренних сумерек, на востоке. Помимо пылевых частичек, межпланетное пространство заполнено частицами солнечного вещества — плазмой с «вморо­женными» в нее магнитными полями Этот намаг ниченньгй иони­зированный газ движется ог Солнца со скоростью сотни километ — ров в секунду, образуя так называемый «солнечный ветер». Меж­планетное пространство пронизано также элект ромагнитным излу­чением, космическими лучами, гравитационными волнами и нейт­рино, а возможно, и другими неизвестными нам полями.

Солнечная система со всеми ее планетами, их спутниками, коме­тами, астероидами и межпланетной средой представляет собой тот дом, в котором мы живем Э го наш макрокосмос, по отношению к которому человек являе тся микрокосмом. Центром Солнечной си­стемы, ее сердцем является Солнце.

Диаметр Солнца 1 400 ООО км — в 109 раз больше диаметра Земли. Масса Солнца 2 • 1030 кг — в 330 ООО раз больше массы Зем­ли и в 743 раза больше массы всех план» Солнечной системы; иными словами, в Солнце сосредоточено 99,87% всей массы Солнечной системы. Солнце вращается вокруг своей оси с периодом 25,4 зем­ных суток. Вещество Солнца состоит на 71% из водорода, на 26% из гелия, оставшиеся 3% приходятся на все остальные химические эле­менты. С поверхности Солнца, которая нагрета до температуры 6000 К, излучается гигантская (по нашим земным меркам^ энергия 4-1026 Вт, большая часть ее приходится на видимую часть спектра. 3 гот поток света и тепла играет определяющую роль в процессах, ироисхо, тящих в атмосферах и на поверхности плане г, он является источником, поддерживающим органическую жизнь на нашей пла­нете. От куда же берется эта энерг ия?

В недрах Солнца иду т ядерные реакции. Зона реакций — ядро Солнца, занимающее 1% его объема, но содержащее почти полови­ну его массы; температура здесь достигает 10-15 млн градусов, дав­ление 40 млрд атмосфер Вырабатываемая энергия переносится к наружным слоям в виде излучения. На глубине 100-200 тыс. км под поверхностью Солнца находи тся конвективная зона, темпера­тура в ней 104— 106 К, давление — 10й атм. Ядерные реакции в ней не идут, а энерг ия переноси тся не с помощью излучения, а самими эле­ментами вещества. Ячейки горячего газа со скоростью несколько километров в секунду поднимаются к поверхности Солнца и, излу­чая свет, охлаждаются. Охлажденный газ становится плотнее и по­гружается в глубь конвективной зоны, где вновь нагревается и под­нимается вверх.

Видимая глазом блестящая поверхность Солнца, сш фо госфе — ра, расположена непосредственно над конвективной зоной. Толщи­на фотосферы около 400 км. Может показаться, что это довольно протяженная оболочка, но если принять во внимание размер Сол­нца, фотосфера состаь мет всего около 0,03% от его диаметра, т. е. это очень тонкая оболочка. Фотосфера представляет собой осно­вание солнечной атмосферы. Расположенные над ней внешние слои (хромосфера и корона) прозрачны и поэтому в обычных условиях не видны глазом. Их можно видеть вокруг диска Солнца лишь в редкие минуты полного солнечного затмения.

На вид фотосфера кажется твердой поверхностью, но на самом деле она в тысячи раз разреженнее воздуха. Упомянутая выше температура поверхности Солнца около 6000 К — это температура фотосферы. Фо­тосфера имеет сложную структуру, па фотографиях Солнца можно ви-

Рис. 2.1.10. Поверхность Солнца на уровне хромосферы.

Видны темные волокна (протуберанцы) и светлые флокульные поля в активных областях

Деть, что она со< гоит из отдельных зернышек — грянул, разделенных узкими менее яркими промежутками. Размеры гранул различны — от 150 до 1500 км, в среднем около тысячи километров. Время жизни гра­нул — всего несколько минут, юэтому образованная ими картина непре­рывно меняется. Гранулы связаны с конвективными ячейками, которые выносят на поверхность Солнца порции горячего газа.

На поверхности Солнца (через плотный светофильтр) иногда можно чидеп темные пятна. Размеры пятен колеблются от тысячи до десятков тысяч километров, т. е. крупные пятна во много раз превышают размеры земного шара. Солнечные пятна — это области с очень сильным магнит­ным полем. Магнп гное поле тормозит движение конвективных потоков газа, поэтому температура в области пятен примерно на 1500 К ниже, чем в окружающей фотосфере, из за чего они и выглядят более темными. Количество пятен и их суммарная площадь периодически изменяется с пе­риодом около 11 лет. Это период солнечной активности. Пятна являются одним из наиболее показательных ишчкаторов солнечной активности.

Над фотосферой Солнца простирается хромосфера, ее толщина 10- 15 тыс. км. Хромосфера отличается очень сильной неоднородностью и большой изменчивостью, в ней постоянно возникают какие-то струи, пет­ли, отдельные сгустки горячего газа размером в целые земные континен­ты. Одним из самых замечательных феноменов в солнечной хромосфере являются хромосферные вспышки. Во время вспышки в отдельных облас­тях хромосферы внезапно выделяется колоссальное количество энергии, температура повышается до 10-30 млн градусов, появляется мощное рен­тгеновское излучение, возникают потоки за­ряженных частиц — электронов или протонов, которые со скоростью 100 км/с покидают Солнце, при этом генерируется мощное радио­излучение, резко возрастает яркость в опти­ческом диапазоне спектра. Во время сильных вспышек выделяется энергия до 10" Дж, что эквивалентно энергии около миллиарда атом­ных бомб. Такие вспышки происходят редко. Но вспышки в сотни раз более слабые наблю­даются почти каждый день.

Хромосфера постепенно переходит в сол­нечную корону. Это самые внешние слои сол­нечной атмосферы, простирающиеся на рас­стояние в десятки радиусов Солнца. Темпе­ратура короны достигает 1-2 млн градусов. Во внутренних областях ее часто наблюдают­ся большие плотные облака причудливой фор­мы — протуберанцы. Хотя протуберанцы под­нимаются высоко над хромосферой, в область короны, это, по существу, хромосферные об­разования. В некоторых из них происходят очень бурные процессы, и они живут всего несколько минут; другие существуют несколько меся­цев. Внешние слои солнечной короны постепенно переходят в межпла­нетную газовую среду. Вещество солнечной короны (электроны, прото­ны, ионы) непрерывно покидает Солнце со скоростью в сотни километ­ров в секунду. Это и есть солнечный ветер, о котором мы упоминали выше. Солнечный ветер постоянно обтекает Землю, так что, образно говоря, мы живем в атмосфере Солнца, точнее — в атмосфере солнеч­ного ветра. Характеристики его зависят от состояния солнечной актив­ности.

Солнечная активность связана, прежде всего, с состоянием магнитного поля Солнца. Периодическое изменение магнитного поля на поверхности Солнца сопровождается периодическим изменением различных процес­сов: изменяется число и площадь солнечных пятен, число протуберанцев и их активность, мощность и число хромосферных вспышек и др. Все эти процессы и характеризуют солнечную активность. Хотя состояние актив­ности Солнца не влияет на поток солнечной радиации, в частности, на количество тепла, которое получает Земля от Солнца, оно оказывает за­
метное влияние на различные процессы на земном шаре. Вспышки на Сол­нце вызывают полярные сияния и магнитные бури, они приводят к измене­ниям в ионосфере, что сказывается на распространении радиоволн, и к

Другим изменениям в земной атмосфе ре. Обнаружено влияние солнечной активности на живые организмы: рост деревьев, миграцию некоторых видов животных и насекомых, состояние здоровья людей Имеются данные о воздействии на более топкие процес­сы, в частности, в социальной сфере 11 летний цикл солнечной активно­сти, иа самом деле, представляет толь ко половину цикла — полный цикл, включающий также изменение понтяр мости магнитного поля, охватывает период в 22 года. Помимо 11-летнего цикла, по-видимому, существуют и более длительные циклы, но они ме­нее изучены. Так, интенсивность 11-летнего цикла меняется с периодом около 90 лет, имеются указания на существование 600-летнего цикла.

В 1974 г. советские ученые А. Б. Северный, В. А. Котов, Т. Т. Цап обнаружили, что поверхность Солнца пульсирует с периодом 2 часа 40 мин. Амплитуда пульсаций очень мала, она сост дютяст около 20 км или примерно 10~5 диаметра Солнца Интересно, что суточное вра щение Земли достаточно хорошо синхронизировано с периодом сол чечных пульсаций (1 сутки = 24 часа = 9 х 2 ч 40 мин). Имеются

Указания на то, что ритмы био­сферы также синхронизированы с периодом солнечных пульса ций. Таким образом, мы не только живем «в атмосфере Сол нца», но и, возможно, испыты­ваем на себе влияние ритма его «дыхания».

До сих пор речь шла преиму щественно о физических про­цессах в Солнечной системе. Если иметь в виду ее механику, то здесь определяющую роль играет сила гравит ационного притяжения Сол нца. Она является доминирующей вплоть до расстояний 2 ■ 10s а. е. На больших расстояниях начинает сказываться притяжение соседних звезд. Это расстояние (совпадающее с внешним краем облака Оорга)
можно принять в качестве i раницы Солнечной системы. Двигаясь мыс­ленно за ее пределы, мы должны сделать следующий шаг — к звездам.

2.1.2. Мир звезд. Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центав­ра расположена на расстоянии от него 270 ООО а. е. Расстояние до удаленных звезд в десятки тысяч раз больше. Астрономическая еди­ница оказывается мало удобной для измерения расстояний между звездами. Для этой цели используются более крупные единицы — парсек и световой год. 1 парсек равен расстоянию, на котором ради­ус земной орбиты виден под углом в 1", а световой i од — это рас стояние, которое свет, распространяясь со с корост ыо 300 ООО км/ с, проходит за 1 год:

1 пк = 3,26 св. год = 206265 а. е. = 3,086 ■ 10"’ м.

Невооруженным глазом на небе можно видеть несколько тысяч звезд. Современные телескопы позво шют различить сотни милли­онов отдельных звезд, а всего в нашей Галактике содержится поряд­ка 10" звезд Следует иметь в виду, что наша Галактика — не един ственная во Вселенной. В наблюдаемой области Вселенной — Ме­тагалактике содержатся десятки миллиардов дру1 их звездных систем — галактик, так что общее число звезд в наблюдаемой Все­ленной порядка 102l-1022. Звезды подобны Солнцу Если бы мы могли удалиться от Солнца на расстояние 10 пк (что совсем немно­го по масштабам Галактики), мы увидели бы его в виде слабой звез­ды 5-й звездной величины»9. Это иегко понять, ибо Солнце — ря­довая звезда, которая кажется нам столь ослепительно яркой только потому, что она расположена от нас несравненнс ближе всех Dc Гальных звезд Солнце — это наша звезда, А друг ие звезды — это Солнца, многие из которых имеют свои планетные системы.

Характерная особенность звезд состоит в том, что это самосве тящиеся тела, они излучают ia счет внутренних источников энергии (в отличие, например от планет, которые светят отраженным све­том). Источником звездной энергии являются ядерные реакции, про­текающие в их недрах Строение звезд в общих чертах напоминает" строение Солнца. По составу лвезды также подобны Солнцу при близи I сльно 70% составляет водород, около 27% — гелий, а на долю остальных химических элементов приходится приблизительно 2% массы. В пределах этих 2% наблюдаются иногда резкие аномалии химического согтава, о которых упоминалось в § 1.12. Все химичес­кие элементы тяжелее гелия образуются за счет ялерных реакций, которые протекают в звездах[74].

Во внутренних слоях звезд при температуре в миллионы граду­сов развивается гигантское давление газа (плазмы). Это давление мои» бы разорвать звезду, если бы оно не уравновешивалось силой гравитационного притяжения частиц звездного вещества. Равнове­сие этих противоборствующих сил обеспечивает устойчивое состо­яние звезды. Если количество энергии, ".оторое выделяется в не­драх звезды, уменьшается, то давление внутри звезды падает, сила притяжения превосходит силу давления, и звезда начинает сжимать­ся; при этом температура и давление внутри ее нарастают, пока вновь не наступит равновесие (уже при меньших размерах). Напротив, если количество энерг ии, выделяемое в недрах звезды, увеличивается, то давление газа возрастает, и звезда начнет расшириться до тех Tiod. Пока уменьшающееся при расширении давление не уравновесится силой притяжения. Таким образом, в зависимое! и от величины вы­деляемой энергии и в зависимости от массы звезды равновесие дос — ти! ается при различных значениях ее радиуса (т. е. при ра. шичных размерах звезды;.

Массы большинства звезд заключены в пределах от 0,1 до 10 масс Солнца; встречаются (очень редко) звезды в 50 раз массивнее Солнца. Величина 0,1 массы Солнца близка к предельной, при ко­торой, вообще, возможно существование звезды как самосветяще­гося тела, излучающего за счет ядерной энергии. Это связано с про­цессом формирования звезд из межзвездного вещества (см. ниже)

Масса звезды М, ее светимость L (т. е. мощность излучения — количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени), ради­ус R и температура поверхности Т связаны меж ду собой определен­ными соотношениями. (;,вегимост ь звезды определяется количеством энер1 ии, ежесекундно вырабатываемой в ее недрах. Чем больше масса звезды, тем выше давление, а следовательно, и температура в цент­ральных областях ее, где идут термоядерные реакции. Скорость ре­акций очень сильно зависит от температуры. Поэтому в массивных звездах, где температура выше, реакции протекаю г быстрее, скорость

Выделения энергии, а значит, светимость звезды выше Теория, в согласии с наблюдениями, дает, что светимость обычной звезды (с умеренной массой) пропорциональна четвертой степени ее массы (L <х М4). С другой стороны, светимость зависит от температуры поверхности и ее размера, Количество энергии, ежесекундно излуча­емой с единицы поверхности звезды, равно сТ4 (здесь а— постоян­ная Стефана-Больцмана). Следовательно, L = AT4S = gT44TcR2 (здесь S — площадь излучающей поверхности). Параметры звезды удобно выражать через соответ ствующие параметры Солнца. На основании приведенных соотношений имеем.

Индекс © означает, что данная величина относится к Солнцу.

Если построить график, на котором по горизонтальной оси от­ложить температуру поверхности звезды, а по вертикальной оси от ложить светимость, выраженную в абсолютной звездной величине[75], то на таком графике каждая звезда изобразится одной точкой (рис. 2.1.14). Этот график играет в ас трономии исключительно важ — , ную роль и носит название диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Боли — шинство звезд на диаграмме располагается вдоль линии, идущей из верхнего левого угла в нижний правый. Эта совокупность звезд по­лучила название главной последовательности — Солнце относится к их числу. Помимо главной последовательности, выделяются еще два типа звезд: гиганты (и сверхгиганты), которые при той же темпера­туре имеют гораздо более высокую светимость, чем звезды тлавной последовательности, и белые карлики, которые, напротив, при той же температуре имеют гораздо более низкую светимость.

Поверхностная температура звезд меняется в пределах от несколь­ких тысяч до нескольких десятков тысяч Кельвинов, в очень редких случаях она может превышать 100 ООО К. Светимость, пропорцио — нгльная четвертой степени температуры, меняется в гораздо более широких пределах от 10"4 L0 до 106 L@.

На рис. 2.1.14 на верхней шкале по горизонтали нанесены спект­ральные классы звезд. По характеру спектра (т. е. в зависимости ог того, какие спектральние линии и какого вида наблюдаются в спект­рах звезд) все звезды разделены на несколько спектральных классов,

Которые обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, внутри каждого класса выделяются 10 подклассов, обозначаемые циф­рами от 0 до 9. Наше Солнце относится к классу G2. Каждому спек­тральному классу соответствует определенная температура поверхно-

Спектральнын класс

BQI В5 Д9 А2 AS F2 Г8 С S К2 М

1 .п I "Г…………… I

Ригель • Дмн» БстсльгсПэс Г Свсрхшгинты Ч ЧПолмрн. ы. Антарес •/ -"- "Бсллатрикс-.., • дЦефем…—» *Спика Красные пи^нты АльдеГир^н

Pcrv’i • } Мира — ••

‘ «Алголь. • в ; Llcra» Капелла Арктур;

Лчл. пгц" • П(хи|нс1н А

А Цс>|т.(пж А»*..

. Солнце

Главная ‘•. а Цитшра В яослсловатслыюст:

— Б л* it Карлики

•ciiphvcb : "■-. КрюК-ль 60В

‘•Процион В • : • •.

UV Кита.

Рис. 2.1.14. Диаграмма Гсрцшпрунга-Рассела. (Вверху) По вертикильной оси отложена абсо­лютная звездная величина, справа — свети­мость звезды по отношению к Солнцу; по гори­зонтальной оси внизу— температура поверх­ности звезды, вверху — спектральный класс. (Слева) Положение некоторых ярких и близких звезд на диаграмме Герцшпрунга-Раохла

Сти. Спектральные классы ярких юрячих звезд иногда называют «ран­ними», а холодных звезд — «поздними». Эти названия условны и отражают господствовавшие очно время ошибочные представления

Сравнения: средняя плотность Солнца 1,4 г/см3 — порядка плот­ности воды). Однако это не предел: нейтронные звезды (о которых мы упоминали в § 1.8) приблизительно в 1000 раз меньше Земли, их диаметр составляет всего 10 -20 км!

Таким образом, мир звезд весьма разнообразен. Однако сказан­ное не исчерпывает его многообразия. Существует еще множество

Типов переменных и нестационар­ных звезд, а также вспыхивающие, новые и сверхновые звезды. ^ Среди переменных звезд особен-

|Щ Я^Ш но интересны звезды, которые пе-

91 Арктур J риодически меняют свой блеск (их

Часто называю] правильными пере — Анчаьес л т> M

BI менными). 15 зависимости от причин

■ ,’ изменения блеска, они делятся на

Два типа: затменные переменные и физические i юременные. За тменные ‘ ^ переменные звезды являются двой-

;ными, т. е. каждая такая звезда, на са — Jfl^L мом деле, представляет собой систе-

^ му двух близко расположенных ipa

ДХДтЯДг ^^Ж витационно связанных звезд,

Которые из за близкого расстояния между ними воспринимаются даже при наблюдении в телескоп, как одна звезда. Обращаясь вокруг общего центра тяжести, эти звезды попе­ременно затмевают одна другую, чем и объясняются периодические изменения блеска. Примером такой системы является звезда Алголь (Р Персея), переменность которой была обнаружена еще в средние века арабскими астрономами. Блеск ее меняется с периодом 2 сут ок 20 часов 49 минут.

У физических переменных звезд периодические изменения блеска вызываются пульсациями их поверхности. Эти звезды периодичес­ки сжимаются и расширяются. При расширении температура по­верхности звезды падает1, а при сжатии увеличивается, этим и объяс­няются колебания блеска. Примером такой пульсирующей звезды являгтся 8 Цефея. По ее имени все подобные пульсирующие звезды получили название цефеиды. Периоды цефеид составляют от не­скольких часов до нескольких недель. Цефеиды играют исключи­тельную роль в астрономии. Дело в том, что их светимость и пери­
од изменения блеска связаны линейной зависимостью. Используя эту зависимость, можно, определив из наблюдений период цефеи­ды, найти ее светимость. А зная светимость и видимую звездную величину, можно оценит ь расстояние до цефеи. [ы и, следовательно, до того объекта (звездного скопления, галактики), в котором она находится, Это один из наиболее надежных методов определения расстояний во Вселенной.

Помимо пульсирующих звезд (цефеид), существует большой класс неправильных переменных шезд, которые отличаются непериоди­ческими (неправильными) часто быстрыми и сильными изменени­ями блеска. Неправильные переменные также относятся к типу фи­зических переменных звезд. Изменение их блеска, по-видимому, вы­зываются бурными, взрывными процессами, протекающими в их атмосферах. К числу таких т»_зд относятся недавно сформировав­шиеся молодые звезды типа Т Тельца, которые отличаются быст­рыми неправильными изменениями блеска, а 1также вспыхивающие звезды типа UV Ки п, Последние характерны тем, что у них блеск менее, чем за одну минуту может возрасти в десятки раз, а затем! а 10-15 минут падает до первоначальной величины. Во время таких кспышек выделяется энергия, которая на один-два порядка (т. е. в 10-100 раз) превосходит энергию сильных хромосферных вспы­шек на Солнце.

Совершенно другой масштаб явлений связан со вспышками но­вых и сверхновых звезд. Новые звезды во время вспышки за несколь­ко дней увеличивают свою светимость в тысячи и да>ж;е миллионы раз (в среднем, приблизительно в 10 тыс. раз). Обычно это слабые звез­ды, которые не видны невооруженным глазом[76] Но во гремя вспыш­ки, когда блеск их возрастает в тысячи раз, некоторые из них (не очень далекие) можно видеть даже невооруженным глазом. На небе, где до этого ничего не было видно, появляется новая звезда, отсюда и название — новая. Примером может служить очень яркая новая звезда, которая вспыхнула внезапно в августе 1975 г. в созвездии Ле­бедя, вызвав сильное волнение в астрономическом мире. Несколько дней она была сравнима по блеску с самыми яркими звездами этого красивого созвездия и была хорошо видна невооруженным глазом. Но затем ее светимость начала падат ь, звезда стала слабеть и вскоре совсем исчезла из виду, а созвездие приняло свой обычный вид.

В чем причина вспышек новых звезд? Наблюдения показали, что вокруг новой звезды после вспышки образуе. ся расширяющаяся га­зовая оболочка. Кроме того, было установлено, что новые звезды представляют собой тесные двойные системы. Одним из компо­нентов этой системы является обычная звезда, а другим — белый карлик. Из-за очень близкого расположения компонентов вещество обычной звезды под действием притяжения белого карлика непре­рывно перетекает на него. Падая с большой скоростью на поверх­ность плотной звезды, газовый поток нагревает белый карлик. Когда захваченная масса газг (водорода) достигает критической величины (~ 1030 г), температура во внутренних слоях белого карлика увели­чивается настолько, что там начинаются термоядерные реакции Ьыс трое выделение энергии приводит к взрыву, в результате которого внешние слои белого карлика отрываются от него, образуя расши ряющуюся газовую оболочку. Общая энергия, выделяемая при взры­ве, достигает Ю40Дж. Этот процесс мы и наблюдаем как вспышку но­вой. После взрыва процесс перете­кания вещест ва возобновляется, что приводит к повторным вспышкам Интервал между вспышками состав ляет порядка 1000 лет, но иногда бывает значительно короче.

Несравненно более грандиоз­ные процессы происходят при вспышках сверхновых звезд. Све­тимость звезды в течение несколь­ких суток возрастает в Ю10 раз, и она излучает столько же света, :колько все вместе взятые звезды 1 алакгики! Мощность излучения во время вспышки превышае т 1036 Вт, а длительность активной с{ азы мо­жет достигать одного года; полная энергия, выделяемая за это время составляет 104’1 Дж, это приблизительно столько же, сколько Соли це излучает за миллиард лет! В качестве сверхновых вспыхивают, как правило, массивные звезды с массой, превышающей в несколько раз массу Солнца. При взрыве они сбрасывают оболочку, масса кото­рой может достигать нескольких масс Солнца.

Вспышки сверхновых звезд происходят в среднем раз в несколь­ко сотен лет (в одной галактике). По масштабам человеческой исто рии — это довольно редкое сооытие. Одна из таких звезд вспыхну ла в 1054 г. в созвездии Тельца. Яркость ее, по свидетельству китай­ских и японских летописцев, была настолько велика, что она была хорошо видна на дневном небе при свете Солнца. Через несколько недель блеск звезды стал слаба ь, и вскоре она исчезла из ноля зре­ния Сейчас на месте, где вспыхнула Сверхновая 1054 г., находится знаменитая Крабовидная туманность — остаток оболочки Сверх новой, а в центре ее обна) ужен пульсар — нейтронная звезда, ос тавшаяся после взрыва Не всегда на месте вспышки сверхновой об наруживает ся нейтронная звезда. Так, на месте Сверхновой, вспых­нувшей в созвездии Кассиопеи несколько сотен лет назад, име ется мощный рентгеновский источник и самый мощный ис­точник радиоизлучения (он называется Кассиопея А), од­нако там нет оптической туман­ности и никакой звезды в цен­тре рентгеновской оболочки не обнаружено. Остается также загадкой, почему вспышка сверхновой в Кассиопее не была зафиксирована средневе­ковыми астрономами. Две пос­ледние вспышки сверхновых в нашей Галактике наблюдались в 1572 г. Тихо Браге и в 1604 г. И Кеплером. Это было за не сколько лет до начала телескопичесих наблюдений С тех пор аст рономы с нетерпением ждут новой вспышки в нашей Галактике, но тюка безрезультатно.

С помощью телескопов ежегодно наблюдаются несколько вспы­шек сверхновых в других галактиках, но они расположены настоль­ко далеко от нас, что не могут наблюдаться невооруженным глазом. Впрочем, ожидания астрономов были частично вознаграждены в 1987 г., когда сверхновая вспыхнула в Большом Магеллановом Об­лаке — в ближайших окрестностях нашей Галактики. Немедленно на нее были направлены крупнейшие наземные телескопы (радио и оптические), а также все рентгеновские телескотты, установленные
на борту космических аппаратов. В их числе рентгеновские телеско­пы модуля «Квант», который (очень удачно!) был запущен и состы­ковался со станцией «Мир» незадолго перед вспышкой Сверхно­вой. Астрономы и физики стремились использовать для из) чения Сверхновой все имеющиеся у них средства: были предприняты по­пытки обнаружить связанный со вспышкой всплеск гравитацион ного и нейтринного излучения. Из всех результатов, которые были получены по Сверхновой 1987 г., упомянем лишь об одном: уда­лось обнаружить ту самую звезду (предсверхновую), которая вспых­нула как сверхновая, она была обнаружена на фотографиях, полу­ченных до вспышки. Оказалось, что это массивная голубая звез­да — сверхгигант. Это единственный пока в истории астрономии случай, когда згезда, вспыхнувшая как сверхновая, наблюдалась не только после, но и до вспышки.

С чем же связан такой интерес к вспышкам сверхновых? Дело в том, что при взрывах сверхновых звезд происходит синтез тяжелых элементов (тяжелее железа), которые вместе с элементами, синтези­рованными в ходе предшествующей эволюции, выбрасываются в межзвездное пространство и обогащают его всеми химическими элементами тяжелее гелия. Это определяет важнейшее космогони­ческое значение сверхновых звезд. О проблемах звездной космого­нии мы поюворим чуть позже, а сейчас нам осталось познакомить ся с еще одним важным классом звезд — двойными и кратными системами.

О двойных звездах мы уже упоминали, они образуют гравитаци­онно связанную систему и обращаклея под действием сил взаимно­го тяготения вокруг оби’его центра масс. Их называют физически­ми двойными, в отличие от звезд, которые не связаны друг с др) гом, а просто проецируются в близкие точки небесного свода[77]. Физи­ческие двойные, двойственность которых обнаруживается при не­посредственных наблюдениях в телескоп, называются визуально-двой­ными. Они имеют периоды обращения от нескольких лет до не­скольких тысяч лет. Самой короткопериодической из визуально — двойных является звезда М Кита, ее период 2,62 года. Иногда компоненты двойной системы расположены так далеко друг от дру га и обращаются друг относительно друга так медленно, что уло­вить их движение непосредственно невозможно. Их двойственность определяется косвенными методами. Такие звезды образуют широ­кие пары. В простоанстве их компоненты отстоят друг от друга на тысячи и десятки тысяч астрономических единиц, а их периоды достигают миллионов лет. Такова, например, звезда а Центавра, ко­торая вместе с ближайшей к нам Проксимой I Центавра образуют двой­ную систему с расстоянием между компонентами не менее 10 ООО а. е.

В некоторых двойных системах звезды расположены столь близ­ко друг от друга, что их невозможно различить даже при наблюде­нии в самые сильные телескопы. Двойственность этих звезд может быть обнаружена либо по периодическому изменению блеска, ког­да одна звезда при вращении затмевает другую (это затменно-пере — менные звезды), либо спектроскопически (Спектрально-овойные Звезды). Примером затменно-двойной системы, помимо уже упо­минавшегося нами Алголя, является звезда Р Лиры. Известно не­сколько тысяч затменно-двойных звезд. Их периоды заключены от нескольких часов до десятков лет. Спектрально двойные обнаружи­ваются по периодическому смещению спектральных линий из-за эффекта Доплера при обращении звезд дру! относительно друг а (или вокруг общего центра масс). Половину периода зьезда движет :я на нас, ее линии смещаются к фиолетовому концу спектра; другую по­ловину периода звезда движется от нас, лиши смещаются к красному концу спектра.

В тесных двойных системах расстояние между звездами сопосп вимо с их размерами. В таких системах существенную роль начина­ют играть приливные взаимодейст вия между компонентами. Под влиянием приливных сил звезда вытягивается, приобрет ая эллип­соидальную форму. В таких системах газ может пере текать с одной звезды на другую, при этом может образоваться газовый диск вок­руг одной из звезд (см. рис 2.1.18). В состав некоторых двойных систем входят новые звезды, пульсары и, возможно, черные дыры (см. с. 216). Обращаясь друг относительно друга, двойные звезды подчиняются тем же законам небесной механики, что и планеты

Солнечной системы при их вращении вокруг Солнца Определив из наблюдений орбиты звезд в двойной системе, можно найти их массы. Это основной метод определения масс звезд.

Среди двойных систем встречаются такие, в которых один ком­понент имеет во много раз меньшую массу, чем другой. Такой ком­понент (темный спутник) не наблюдается, а его присутствие обна­руживается по периодическим колебаниям положения главного ком­понента на небесной ccbepe. Массы темных спутников заключены в пределах от 0,2 до 0,01 Мв Обычно они не превосходят 0,1 7И0; такие обьекгы называют «коричневыми карлика ли» и относят к звез­дам, так как на определенном этапе эволюции их светимость поддерживается термоядерными реа:сциями. А менее массивные тела с массой меньше 0,01 М@ от ностт к планетам, посколгку они полное тыо лишены термо­ядерного источника энергии. К концу 2000 г. обнаружены пла­неты у нескольких десятков звезд (см. п. 4.3.2).

Помимо двойных систем, существуют тройные и кратные системы. По-видимому, около трети двойных звезд являются тройными и звездами большей кратности Примером шести­кратной системы явлчются Ми — цар и Алькор в созвездии Большой Медведицы. Эти звезды образу­ют широкую пару. Причем Мицар представляет собой визуально — двойную звезду, состоящую из двух компонентов — Мицар А и Мицар В, разделенных угловым расстоянием 14". В свою очередь, Мицар А— спектрально-двойная звезда с периодом 21 Cjt, Ми­цар В — тройная система, она состоит из спектрально-двойной звез — ды с периодом 182 сут, а вокруг этой пары обращается еще третий более далекий компонент с периодом 1350 сут.

Общее число двойных и кратных систем очень велико. Считает­ся, что от 50 до 70 % всех звезд являются системами той или иной кратности. Существует предположение, что и Солнце тоже двойная звезда. Геологические данные показывают, что примерно каждые
30 млн лет на Земле происходят катаклизмы, связанные с интенсив­ным выпадением метеоритов и кометоподобных тел и приводящие к существенному ограничению жизнедеятельности или даже полно­му вымиранию отдельных биологический видов. Одна из гипотез, пытающихся объяснить это загадочное явление, предполагает, что вокруг Солнца обращается ио очень вытянутой эллиптической ор­бите небольшая звезда (спутник). Перигелий орбиты лежит чнугри облака Оорта, а период обращения составляет около 30 млн лет. Когда звезда проходит через перигелий, она вызывает сильнейшие возмущения в облаке Оорта, в результате чего большое число ко­метных тел проникает во вн) гренние области Солнечной системы и, бомбардируя Землю, вызывает периодические катаклизмы. Ги­потетическую звезду многозначительно назвали Немезидой — по имени древнегреческой Богини возмездия. (Согласно другой гипо­тезе, интенсивное выпадение метеоритного вещества связано с про­хождением Солнечной системы через галактические пылевые обла­ка. Но в этом случае трудно объяснить строгую периодичность яв­ления.)

Вполне возможно, что у двойных звезд также имеются планеты. В тесных двойных системах, где расстояние между компонентами много меньше астрономической единицы, планеты (если они там существуют) обращаются, по-видимому, сразу вокруг обеих звезд, точнее вокруг их общего центра масс. В широких парах каждая звезда может иметь свою планетную систему. Если бы земным путешествен­никам удалось побывать на этих планетах (особенно в кратных сис­темах), они увидели бы совершенно необычную для нас картину, когда различные солнца вместе или поочередно появляются на небе. Вероят но жителям этих планет очень трудно представить, что где — то могут существовать планеты, освещаемые одним единственным солнце?*

Наш рассказ о мире звезд, по необходимости, был чисто вне­шним, описательным. Между тем, звезды играют важную роль в жизни Вселенной и в нашей жизни. Дело не только в том, что в них сосредоточено более 95 % всего видимого вещества Вселенной[78]. Звезды являются источниками энергии, необходимой для поддер­жания жизни на планетах; в их недрах образуются необходимые дтя жизни химические элементы. Чтобы лучше понять роль звезд, их влияние на процессы происхождения и развития жизни, надо познакомиться с тем, как рождаются сами гвезды. Конечно, многое здесь лежит еще за пределами нашего пониманил, но общие конту­ры картины обрисовать можно.