Если у вас возникли сложности с курсовой, контрольной, дипломной, рефератом, отчетом по практике, научно-исследовательской и любой другой работой - мы готовы помочь.
Предоплата всего
Подписываем
У глибини зоряного неба
Напевно, мало хто залишається байдужим, дивлячись назоряне небо в темну безмісячну ніч. А якщо до-вити ще трохиуяви - уявити, наскільки та ¬ леки від нас зірки, уявити, щотуманний пояс Чумацького Шляху - гігантський диск нашоїГалактики, ес ¬ ли дерзнути осмислити, що і сама Галактика-лише мізерно мала піщинка в холодному і воістинубез-Брежнєв океані Всесвіту ... Дійсно, давши лю ¬ дямзоряне небо, Природа обдарувала нас самим вели ¬ зняні зі своїх видовищ. Тисячі поколінь з здивував ¬ ленням, а часомі з трепетом споглядали його.
При всьому тому зоряне небо, яким воно видно Невозбройні оком, не настільки вже балує нас разнообра-зіемсвітил. Зірки, хоч вони і гарні, все ж таки лише точки світла натемному небосхилі. Планети, за винятко-чением сліпучоїВенери і сяючого рівним бе-Ловаті блиском Юпітера, малочим відрізняються за ви-. ду від зірок. Чумацький Шлях -слабка розмита смуга з ледь наміченої структурою. Ну, аМісяць для нас-• скоріше деталь нічного пейзажу, ніж -небесне тіло. Щоправда, час від часу на небі з'являються щепри ¬ чудлівие комети, але не так уже й часто і не на довго.
Дивно уявити це, але люди отримали перші уявлення проусьому надзвичайно розмаїтті све-тящіхся утворень, якиминаселене наше небо, лише трохи більше двох століть тому.Звичайно, всім відомо, що вже перші спостереження зсамим примітивним телескопом дозволили Галілею відкрити і фази Венери, і гори на Місяці. Він же запідозривсу-ществованіе кільця Сатурна і оголосив, що ЧумацькийШлях складається з безлічі слабких зірочок. Але ще багато десятиліть знадобилися для того, щоб уяс-нитка, що не тількизірки і планети населяють глибини космосу.
Перші відкриття Галілея привернули увагу не-багатьох вчених того часу до нового науково-му приладу - телескопа.Природним наслідком цього було зростання обсягу астрономічних спостережень. Нові відкриття, хоча і не настільки сенсаційні, після ¬ дова досить скоро. Зокрема, спостерігачі ста ¬ ли помічати на небі слабкі туманні плями неясних • очертанійл
Після того, як це сталося, ще кілька деся-тиріччя вчені були змушені займатися майже чи-сто умоглядними міркуваннями про те, що ж перед-ставляют-собою слабкі і розмиті світляні плями, тут і там видимі в телескопи серед зірок. Тільки на початку нашого століття здогади стали поступатися місцем наукового знання.
ь Треба сказати, що в усі часи наука, вірніше, її діячі, були схильні до впливу свого роду науч ¬ ної моди. Щоправда, найчастіше мода на дослідження тих чи інших явищ природи - зараз ми вжив ¬ ховуємо більш гучний термін «актуальність. Досліджень ¬ ний» - відповідає об'єктивному стану науки.'Однак вчені - люди, а тому аж ніяк не вільні від помилок і впливу різного / роду зовнішніх со-блазнів. Так от, в кінці XVII - початку XVIII ст., Як втім і багато пізніше, існувало захоплення по-позовами комет. Зауважимо, що ранні кометні дослід-ження, звичайно, збагатили науку, але навряд чи пропорційно-нально величезному праці, в них вкладеному.
Старанні; «ловці комет», напевно, частіше інших астрономів бачили в окуляри своїх телескопів наибо-леї яскраві туманності і помилково приймали їх за при-найближчих комету з ще нерозвинений хвостом. Переконавшись незабаром, що на відміну від справжньої комі ¬ ти туманне пляма не рухається серед зірок, спо ¬ тель терпів жорстоке розчарування.
Один з найбільш завзятих і самовідданих лов ¬ ків комет свого часу, спочатку технічний співробіт ¬ ник Паризької обсерваторії, пізніше академік Шарль Мессьє вирішив раз і назавжди покінчити з джерелом прикрих помилок і склав список 103 відомих йому «помилкових комет». Каталог Месьє був опублікований в 1771 р. І от іронія долі: тільки історики науки
знають, ким був Мессьє і скільки комет він відкрив, толь ¬ ко небагато фахівців пам'ятають характеристики цих комет.Проте до цих пір в астрономічній літерату ¬ ре ні-ні, та й зустрінеться позначення яскравою туманно ¬ сті за каталогом Мессьє - літера «М» і номер 'при ній-]
Туманні плями цікавили Мессьє тільки як по ¬ хутра, про існування якої слід знати, але не бо ¬ ше. Втім, якщо б Мессьє. І захотів спеціально за ¬ няться їх вивченням, його чекало б розчарування. Він, як і всі сучасні йому астрономи, за єдиним винятком, просто не мав у своєму розпорядженні телескопом, підхо ¬ дящім для серйозного дослідження цих об'єктів. Всі телескопи 'були занадто малі.
Галілей і його послідовники використовували телескоп головним чином як прилад, що підвищує гостроту зору, тобто кутове дозвіл очі. Дійсно, і фази Венери, і супутники Юпітера, і кільця Сатур ¬ на в принципі можна було б розпізнати і без повели ¬ чення кількості світлової енергії, яка сприймається зіницею. Інша справа, що кутове дозвіл очі - приладу, до того ж дуже недосконалого за своїми оптичними властивостями, для цього недостатньо. . т
Друге найважливіше властивість телескола - його спосіб ¬ ність концентрувати світлову енергію-відразу ж про ¬ стало в тому, що з його допомогою вдавалося розрізнити безліч слабких зірок, не видимих неозброєним оком. Проте до другої половини XVIII ст. астрономічній ¬ ми не заглиблювалися в світ зірок, обмежуючись головним чином вивченням 'Сонячної системи. Уявлення про цей світ, перш за все про його масштаби, були ще досить розпливчатими.
V З дослідженням. туманних плям справа йшла і того гірше.Загальновідомо, що розміри зірок порівняємо ¬ ми з діаметром нашого Сонця, а то й з радіусом зем ¬ ної орбіти. І все ж з-за своєї величезної віддалено ¬ сті зірки видаються нам геометричними точка ¬ ми. Ні в один з існуючих оптичних телескопів не можна безпосередньо розрізнити диск жодної звез ¬ ди. Тому зірка, яка спостерігається в телескоп, лише збільшує свою видиму яскравість, продовжуючи оста-тися блискучою точкою.
Інша річ туманні плями. Вони за астрономічною термінології є протяжними об'єктами, тобто мають кінцеві, інколи дуже значні кутові
розміри. Коли такий об'єкт розглядається у теле-скоп, його видимі розміри зростають відповідно збільшенню інструменту. Зростає і загальна кіль-ть світлової енергії, укладену в зображенні плями, оскільки площа об'єктива телескопа завжди значи-тельно більше площі зіниці ока. При всьому тому мо-жет виявитися, що яскравість зображення, тобто світлова енергія, що приходить в зіницю від елемента площею ті-лескопіческого зображення, буде менше, ніж при на-дотриманні "неозброєним оком. Якщо ж об'єкт і без того має малу яскравість, він може стати просто не-помітним.;
Зрозуміти сказане допомагають прості геометричні ■міркування і простий досвід розглядування віддалено-гопредмета, скажімо, освітленої стіни будинку або вікна вбудь-який оптичний прилад, що дає змінні повели-чення. Або,на худий кінець, спостереження віддаленого джерела світлав расфокусированний бінокль. Потрібно тільки пам'ятати, щоповна світлова енергія, що складаються-травня об'єктивомприладу, залишається постійною, а пло-лених зображеннязростає пропорційно квадрату збільшення.
Отже, для дослідження туманних плям потрібні б ¬ ли не просто телескопи, а великі телескопи, збираю ¬ ні багатосвітла, і тут доречно сказати кілька слів про астрономічнітелескопах взагалі.
Над астрономією нового часу тяжіє свого ро ¬ да прокляття,накладене самою природою: астрономам завжди невистачає світла. Світло, а вірніше електромагніт-активне випромінювання всіляких частот, - це єдине, що приходитьдо нас на Землю з безкрайнього зовнішнього світу. Все, щоми знаємо про цей світ, всі відомості, що заповнюютьдесятки тисяч томів спеціальних наук ¬ них бібліотек, всіфакти і міркування на сторінках періодичних видань, всі науково-популярні книги з астрономії - все це тримається на свого роду «фун ¬ даменте» з слабеньких струмочків електромагнітного ви ¬ ня, що втікають в наші телескопи. Щоб зрозуміти, наскільки слабкий кожен. З цих потічків, уявімо, що потужність потоку видимого світла, що збирається телеско ¬ пом діаметром, скажімо, в 1 м (не настільки вже малень ¬ кий телескоп), від зірки нульової зоряної величини (найяскравіші зірки нашого неба) складає всього лише близько однієї мільярдної вата! І це дає аст Роном право на своєрідну гордість: як мало го ¬ воріт нам про себе Всесвіт і як багато, як невообра ¬ зимо багато дізналися ми про неї за 300 років існування телескопічної астрономії.
Значить, всі відомості про астрономічні об'єкти та явища зашифровані в слабенькому потоці електро ¬ магнітної енергії, вловлюється нашими телескопами. Способи розшифровки цієї інформації, вже дуже витончені, продовжують безперервно удосконалювати ¬ ся. Неважко зрозуміти, що, чим більше енергії ми отри ¬ чаєм, тим різноманітніше і тонше можуть бути методи. її аналізу. Тому астрономам потрібно якомога більше світла, щоб дізнатися про сам факт существова ¬ ня гранично слабкого об'єкта, щоб дослідити тон ¬ чайших деталі порівняно яскравого об'єкта. Ну а якщо потрібно якомога більше світла - значить, потрібен як можна більший телескоп.
Навряд чи є інший оптичний прилад, якому - людство зобов'язане настільки багатьом з точки зору своє ¬ го інтелектуального становлення і зростання. По-мабуть ¬ му, і в усьому арсеналі науки знайдеться небагато вуст ¬ влаштування, здатні в цьому сенсі змагатися з телеско ¬ пом. До того ж телескоп володіє ще одним чимало ¬ важливою властивістю: він дуже повільно старіє. До цих пір астрономи використовують великі інструменти, ство ¬ дані на початку нашого або навіть наприкінці минулого століття "
Вартість великого оптичного телескопа доволь ¬ но висока - це мільйони, а часом десятки мільйонів рублів. Втім, науку наших днів важко здивувати за ¬ тратами: потужні прискорювачі елементарних частинок, кіс ¬ вів економічні дослідження або глобальні геофізичні проекти обходяться набагато дорожче, не кажучи вже про зро ¬ ках морального зносу устаткування. Але от до телеско ¬ пу ми продовжуємо ставитися як до свого роду пред ¬ мету наукової розкоші.Мабуть, це не справедливо. Однак повернемося до нашої основної теми.
За час, що минув від перших телескопічних на-спостережень Галілея до другої половини XVIII ст., В теле-скопостроеніі не відбулося вирішальних зрушень на промінь ¬ шему. Хоча Ш кінця цього терміну і навіть раніше вже були відомі основні системи телескопів, з їх реалізації ¬ цією йшла погано. Не існувало технології вар-ки оптичного скла і методів контролю найточніших поверхонь лінз і дзеркал. Не вміли виготовляти стек-скляні дзеркала з покриттям з добре відбиває світло матеріалу. У той час, та й через сторіччя зер-калу для телескопів робилися з особливого дзеркального сплаву - матеріалу надзвичайно примхливого у технологічній ¬ ного відношенні.Нарешті, металообробні ¬ лює промисловість ще не вміла створювати достатню ¬ но точні і стійкі Механічні конструкції для, підвіски великих оптичних систем.
Тому в середині XVIII століття астрономи поль ¬ ристовувались лише невеликими, досить примітивними ті ¬ лескопамі, об'єктиви яких - лінзові або дзеркально ¬ ні-рідко бували більше 10 ом. Не складало исклю ¬ чення навіть обладнання такий першокласної для сво ¬ його часу обсерваторії, як обсерваторія новоучреж-денной Петербурзької академії наук.
Звичайно, в такі інструменти можна було бачити найбільш яскраві туманні плями, але і тільки. Для того щоб рушити далі, знадобилася людина, якщо не геніальний, то без сумніву видатний за обдарованої-сті і відданості науці.
Поряд з такими гігантами, як Копернік, Кеплер, Галілей, Ньютон, ім'я Вільяма Гершеля (1738-1822) виявляється як би в тіні. Але при всьому тому воно неото ¬ ділено від історії астрономії і заслуговує почесно ¬ го місця в ряді діячів світової науки. Саме тру ¬ дами Гершеля наш світогляд зробило черговий крок, вийшовши за межі Сонячної системи і вступивши у незмірно більш грандіозну зоряну всесвіт.
Біографія Вільяма Гершеля як ученого не зовсім звичайна, хоч і не буяє драматичними події-ми. Він народився в Ганновері в сім'ї військового Музикаєв-та і після ряду життєвих, перипетій опинився в Анг-ща - найбільш благополучної і розвиненою з європей-ських країн другої половини XVIII ст. Гершель приїхав до Англії як іммігрант скромним 19-річним Музикаєв-том і помер там у глибокій старості як визнаний-вий і прославлений учений, член Королівського загально ¬ ства і королівський астроном
Відомо, що Гершель з дитинства цікавився про блемами естествознания. Однако он не был состоятель-' ным человеком и до определенного времени, по-видимому, просто не мог позволить себе отвлекаться от своего профессионального занятия — музыки ради любительских экскурсов в науку. Лишь в возрасте 37 лет он, наконец, смог или (решился уделить часть своего времени и средств занятиям астрономией. С тех пор он уже не порывал с этой наукой, удивительно быстро превратившись из профессионального музыканта в профессио- нального астронома.
Свою новую жизнь Гершель начал с попытки изготовить собственный телескоп. Далеко не сразу, но все же довольно быстро, благодаря его настойчивости и таланту, труды увенчались успехом, и Гершель стал счастливым обладателем очень немалого но тому времени телескопа^с зеркалом диаметром в 20 см. Телескоп сразу же был пущен в дело, и с тех лор жизнь Гершеля была посвящена .изготовлению все новых телескопов и астрономическим наблюдениям.
Всего за свою долгую жизнь В. Гершель изготовил— по большей части для продажи — несколько десятков инструментов. Между прочим два из них оказались в России; один сохранился и выставлен сейчас в музее астрономической обсерватории в Тарту.
Рекордом Гершеля был огромный телескоп длиной свыше 12 м и с зеркалом диаметром в 122 см. Но большая часть знаменитых наблюдений ученого была выполнена с более скромным, но и более удобным в обращении телескопом диаметром 47,5 см и длиной всего в 6 м.
Вильям Гершель выполнил множество самых разнообразных астрономических исследований. Он наблюдал строение поверхностей планет, кольца Сатурна, слабые спутники планет, Солнце, попутно обнаружив существование невидимого инфракрасного излучения. Он открыл шестую планету — Уран, что сразу же принесло ученому всемирную известность и признание. Но не это составляло главную цель трудов Гершеля. По его собственным словам, он .решил «познать устройство небес», имея в виду, конечно, звездную вселенную, поскольку строение нашей планетной системы к тому времени считалось уже вполне понятным.
Вильям Гершель оказался едва ли не первым астрономом в истории, кто принялся изучать звездную вселенную сразу со многих точек зрения, «комплексно», як сказали б тепер. Достаток і важливість зроблених ним відкриттів вражають уяву, хоча та сучасний-ні астрономи не можуть поскаржитися на недолік все нових і нових загадок, які задає їм Вселен-ва.
Дійсно, В. Гершель відкрив і довів суще-ствование подвійних і кратних зоряних систем, поширення країни тим самим дія закону всесвітнього тяготи-ня на світ зірок; затвердив у науці уявлення про рух Оолнца щодо інших зірок, причому вказав зразковий напрям цього руху; першим науково обсновал факт існування гігантської Галак ¬ тичної системи, однією з сотень мільярдів зірок ко ¬ торою є наше Сонце; відкрив змінні звез ¬ ди; винайшов методи вимірювання та порівняння блиску зірок; вперше застосував призму для розкладання світла астро-: номических об'єктів. Нарешті, Гершель відкрив зірочок ¬ ні скупчення і туманності (сам цей термін, по-види ¬ мому, утвердився в науці з його легкої руки). І саме В. Гершель перший з астрономів і мислителів пряв-ніс у астрономію ідею розвитку, еволюції.
Варто сказати кілька слів про те, що за людина був цей чудовий вчений. Вільям Гершель про-жив довге і зовні цілком благополучне життя. Його можна було назвати щасливим. Дійсно, на ¬ учная успіх і визнання як би самі знаходили його. Гершель не доводилося ні запобігати перед сильні-ми світу, ні займатися метушливою рекламою влас-них досягнень. Але не забуваймо: все це було щедро »сплачено воістину подвижницькою працею день у день, ніч у ніч, протягом десятиліть. По-пробуйте уявити собі таке життя, коли вдень ви відвідуєте декількох учнів, потім пропадаєте в ма ¬ терень, переливаючись або шліфуючи дзеркало для нового ті ¬ лескопа, потім готуєтеся до нічних спостереженнями, ча ¬ самі сидячи в повній темряві, щоб очі звикли. На ¬ кінець, проводите мерзлякувату ніч у телескопа, примітив ¬ ного, без всякої автоматики і особливих * зручностей. Та при 'цьому ще і залишаєтеся врівноваженим, чарівним че ¬ ловеком, розумним і цікавим співрозмовником.
Заслуговує згадки також стиль наукової ро-боти Гершеля. У його час ще не існувало фізкабінет-чеський теорії в нашому сучасному поданні. Не було й апарату цієї теорії, іншими словами матема тичних формул, в які так зручно підставляти по-жані при спостереженнях дані. Тому серйозно ¬ му природодослідникові тих років доводилося осмислив ¬ вати свої відкриття в о'бщіх, але разом з тим можливо більш конкретних термінах. Цей-процес швидше напо ¬ міна роботу філософа.
Гершель, який володів гнучким розумом, відмінно володів цим методом. Притому розташовуючи незбагненним кіль ¬ якістю оригінального фактичного матеріалу, він від ¬ відрізнялася скромністю і обережністю в його зітреш ¬ вання. Не те щоб він побоювався висувати гіпотези, відомо, що це не так. Але він, мабуть, мав ред ¬ тичним даром тверезої оцінки обгрунтованості і, так би мовити ¬, надійності своїх умовиводів. Нарешті, Гер-шель власними очима спостерігав природу і занадто ¬ ком чітко усвідомлював, наскільки велична і складна вона у своїх космічних проявах для того, щоб поспішати крикнути: «Еврика!».
Але повернемося до нашого предмету. Близько 1783 до Гершель потрапило друге видання каталогу туманних пя ¬ тен Мессьє. Цікавлячись усім, що можна побачити на небі, Гершель вирішив поповнити цей каталог і прийняв ¬ ся за систематичні пошуки, які скріплювали всю до ¬ ступні його телескопу частина небесної сфери. Згадаймо, що телескопи Гершеля були найбільшими в сучас ¬ менном йому світі, вони давали найвище кутове дозвіл і збирали багато більше світла, ніж будь-який інший телескоп того часу.
Результат пошуків нових туманних плям виявився абсолютно несподіваним для астрономів-колег Гер ¬ Шеля, та й для нього самого. Вчений почав відкривати нові туманні плями і «туманні зірки» не те що десятками, а буквально сотнями. У всякому разі пов ¬ ве число таких об'єктів, відкритих Гершелем, переви ¬ сило 2500. Були й побічні результати. ^ По-перше, з'ясувалося, що багато туманні плями Мессьє на ділі є тісними скупченнями слабких зірочок. По-друге, вражало розмаїття форм тих об'єктів, ко ¬ торие здавалися істинними згущеннями слабосветящего ¬ ся космічного туману. Серед чотирьох виділених-Гершелем типів туманностей його особливо здивували (Примарні зеленуваті плямки правильних круглих або кільцевих обрисів. При невеликому збільшенні вони, - мабуть, нагадували Гершель вигляд в телескоп маленького зеленуватого диска відкритого ним раніше Ура ¬ на і яотому! були охрещені планетарними туманно ¬ стями.
Інтуїція видатного вченого підказала Герш-лю, що світ туманностей відкриває нові шляхи дослі-джень і має свій, потаємний в той час сенс. Гершель продовжував вивчати туманності до кінця своїх днів, намагаючись знайти їм місце у власній картині світобудови. Багато в чому, він помилявся - багато попе ¬ справ правильно. Так чи інакше з того часу туманно ¬ сті перетворилися на постійний предмет астрономіч ¬ ських досліджень. Через століття виявилося, що мно ¬ талі з туманностей Гершеля на 'справі є гігант ¬ ськими зоряними системами, подібними до нашої Галак ¬ тику, але віддаленими від неї на жахливі відстані. Тоді астрономи зрозуміли, що Вільям Гершель відкрив для них не лише світ зірок, але і неосяжні просто ¬ ри Великий Всесвіту.
Планетарним туманностям муза астрономії - Ура-ня відвела більш скромну роль. Вони виявилися порівняй ¬ тельно близькими до нас і невеликими об'єктами. І все ж історія і підсумки, їх дослідження, поки аж ніяк не завершеного, по-своєму примітні і варті уваги. Мова про це - попереду.
Новий світ, нові труднощі
Після смерті Вільяма Гершеля діло "продовжив його син - Джон Гершель. Виконуючи задум батька, він роз ¬ просторе його дослідження на Південне півкуля не ¬ біснуються сфери, в результаті чого число відомих туман ¬ ностей без малого подвоїлася.
Джон Гершель, який дожив до другої половини про-шлого століття, теж став видатним астрономом, хоча і не досяг слави батька. Впррчем, він до цього начебто й не прагнув, займаючись астрономічними, дослідження нями, швидше, з моральних зобов'язань.
При всьому тому це був неабиякий, блискуче ода-ренний людина, що володіла широким колом інте-сов, до числа яких належала і поезія. Історія науки, перш за все астрономії, зобов'язана Джону Гер-шелю ще й тим, що він чи не перший звернув увагe-
на нововідкритий фотографічний процес як на засіб наукового дослідження. Між іншим тер ¬ мін «малюнок» 'був введений у вжиток саме їм.
Отже, поява великих телескопів дозволило від ¬ крити світ туманностей. Тисячі об'єктів такого роду були каталогізовані і, так би мовити, розкладені по поличках відповідно до їх удаваними формами і структурою. Саме «удаваними», бо немає в астрономічній ¬ мії об "єктів" більш важких для візуальних спостережень ¬ ний, ніж туманності, навіть туманності порівняно яскраві і навіть при спостереженнях у великий телескоп.
Дуже скоро з'ясувалося, що форми туманностей від ¬ нюдь не є їх однозначною характеристикою. Дійсно, малюнки одних і тих же об'єктів, ви ¬ наповнених різними спостерігачами, часом виявлялися драматично несхожими. Втім, на те є зрозуміла причина. Навіть найяскравіші туманності, розглядає ¬ мі в телескоп діаметром менше метра, здаються до ¬ вільно слабкими. Тому спостерігач волею-неволею змушений користуватися так-званих «бічним зре ¬ ням», більш чутливим, але незрівнянно менш гострим. Спробуйте, наприклад, розібрати назву га ¬ зети за допомогою бічного 'зору. Ви бачите, що назва ¬ ня є, що воно складається з окремих літер, але прочитай ¬ ті ці букви або хоча б порахуйте їх! Так получа ¬ лось і з туманностями.
Потрібен був об'єктивний спосіб реєстрації їх зобра ¬ ження, та ще такий, який володів би дуже ви ¬ сокой чутливістю до світла. Такий спосіб - фото ¬ графія в принципі існував в середині XIX ст., На чутливість тодішніх фотоматеріалів була занадто вже низькою. 'Зірки вдавалося фотографую ¬ вати, але до туманностей справа поки не доходила. Під вся ¬ кому разі в популярних посібниках з астрономії, що видавалися ще в перші роки нашого століття, зустрічаються параграфи, озаглавлені, скажімо, «Праця ¬ ності при замальовці туманностей».
Таким чином, потрібен був 'ще один технологічного ¬ ський стрибок, щоб дослідження туманностей рушило далі. Цей стрибок відбувся у свій час з неиз ¬ бежностью, характерною для процесу загального розвитку продуктивних сил. Але й до того в дослідженні ту манностей, в тому числі планетарних, відбулося щось нове.
Відомо, що впродовж XIX ст. однією з цент ¬ ральних проблем швидко мужніє фізики було, вивчення ¬ чення природи світла. У першій третині сторіччя склади ¬ лись експериментальні та тео! Ретіческіе основи хвиле ¬ вої оптики. Удосконалювалися і оптичні прилади, перш за все ті, в яких використовувалася лінзова, ■ заломлююча оптика.
Телескопи з лінзовими об'єктивами, або рефрак ¬ тори, історично старше відбивних телескопів - рефлекторів. Важко сказати, хто винайшов рефрактор, але, як відомо, вперше в астрономічних спостережень ¬ пах його застосував Галілей на початку XVII ст. Перші системи рефлекторів з'явилися кілька десятиліть потому.
~ ~ Треба сказати, що на початку XVIII ст. астрономічні телеокопи - і рефрактори, і рефлектори, були вельми недосконалими приладами перш за все з оптичної точки зору / ~ Одиночні лінзи, що служили в якості об'єктивів і окулярів рефракторів, давали зображень до ¬ ня, зіпсовані хроматичної аберацією (причина її, як відомо, полягає в тому , що одиночна лін ¬ за фокусує промені різних кольорів у різних точках своєї оптичної осі). Для того, щоб послабити це яв ¬ ня, доводилося будувати телескопи дуже малої све ¬ тосіли, тобто з великою фокусною відстанню при ма ¬ лом діаметрі об'єктиву. У результаті телескоп з об '¬ єктів близько 10 см витягався у довжину до 10 м. Якщо згадати, що в ті часи для підвіски і наведення телескопів використовувалися досить примітивні конст ¬ рукції з дерев'яних балок і канатів, не важко під ¬ чином ті муки, які відчували при спостереженні ¬ но з такими оптичними іхтіозаври.
Дзеркальні телескопи були, здавалося, вигідніше, по ¬ кільки не страждали хроматичної аберацією і в принципі забезпечували краще зображення при біль ¬ ший світлосилі.Проте були труднощі з матеріалом для дзеркал і не існувало достатньо точних спосо ¬ бов контролю їх поверхонь. Тут майже все залежало від інтуїції і мистецтва оптика, ось, зокрема, почім ¬ му телескопи Гершеля були унікальними.
Громадські потреби того часу схилялися на користь рефракторів, відносно більш простих і стійких з точки зору механічного пристрою. Морякам, військовим і топографам потрібні були точні оптичні кутомірні інструменти і компактні ін ¬ ні підзорні труби і біноклі. Ну і, нарешті, дуже багатьом потрібні були о'бичние окуляри.Мабуть, все це зумовило розвиток оптико-механічних виробництв, орієнтованих саме на заломлюючу оп ¬ тику.Виготовлення відбивної оптики залишалося долею нечисленних майстрів, які обслуговували по ¬ реби науки.
Розвиток прикладної оптики разом з прогресом оптики теоретичної принесло свої плоди, і на початку XIX ст. з'явилися так звані ахроматичні лін ¬ зи, в яких, "завдяки поєднанню двох лінз з скла з різними показниками заломлення, хроматіче ¬ ська аберація була значно ослаблена. З'явилися порівняно великі світлосильні об'єктиви для аст ¬ рономіческіх рефракторів, і протягом усього XIX століття цей тип телескопів майже монопольно володів симпатіями астрономів.
Роботи з удосконалення теорії і практики заломлюючої оптики не могли не оживити досліджень-ний фізичної проблеми заломлення світла. І тут у нашому розповіді з'являється ще один талановитий-вейшій самоучка, що увійшов до історії науки, - Йозеф Фраунгофер.
Фраунгофер відомий головним чином як оптик, що увічнив своє ім'я в першій теоретично обгрунтувати ванної конструкції реального ахроматичного об'єктів ¬ тива і виготовив кілька першокласних астрономічній інструментів з такими об'єктивами. Один з інструментів роботи Фраунгофера діаметром близько 20 см був свого часу придбаний видатним рус ¬ ським астрономом В. Я. Струве для обсерваторії Дерпт-ського університету.
Проблеми, з якими спочатку зіткнувся Фраунгофер, були суто прикладними. Наприклад, для розрахунку ахроматичного об'єктива потрібно було знати показники заломлення скла, які доводилося вимірювати в лабораторії, досліджуючи спеціальних запасів ¬ ні для цього зразки. Оскільки показник заломлення-лення оптичних середовищ залежить від довжини хвилі світла, при вимірах потрібно було використовувати монохрому-тичні, одноколірні світлові пучки.
Спеціальних лабораторних джерел монохрому ¬ тичного світла в ті часи не существоавло і естест ¬ середньо було використовувати для цієї мети сонячне світло, попередньо розділений призмою на складові його кольору. (Згадаймо, що явище розкладання білого світла в спектр 'було відкрито ще Ньютоном.) Так от, експериментуючи подібним чином, Фраунгофер про ¬ назовні, що' сонячний спектр пересічений безліччю вертикальних темних смужок; він нарахував їх більше 500. Перевірки показали, що ці темні смужки, позд ¬ неї названі фраунгоферових лініями, притаманні са ¬ мому випромінювання, 'що приходить до нас з поверхні Сонця.Незабаром такі ж лінії були виявлені і в спектрах планет. В історичній ретроспективі можна стверджувати, що в той момент, коли в 1814 р. 27-річний Фраунгофер виявив свої темні смужки в солнеч ¬ ном спектрі, було покладено початок-створенню потужніше ¬ дової інструмента пізнання природи - спектрального аналізу.
Спектральний аналіз як спосіб вивчення хімічних ¬ ського складу речовини остаточно сформувався на початку 60-х років минулого століття і відразу ж привернув увагу астрономів.Дійсно, з'явилася надійність ¬ да дізнатися, з чого складаються нескінченно далекі, вдосконалення ¬ солютно не досяжним в прямому сенсі цього слова кіс ¬ Мініс тіла. Всього лише за чверть століття, навіть за 10 років до того, ця проблема, видавалася абсолютно нерозв'язною. Так, в 1835 р. відомий філософ-пози ¬ тівіст Огюст Конт писав у своєму підручнику про небесні тіла, що «... ніколи, ніякими засобами ми не смо ¬ жем вивчити їх хімічний склад ...» Хімічний со ¬ ставши Сонця став в загальних рисах відомий менш ніж через 35 років - в історичному аспекті буквально «на завтра». Винесемо з цього історичного анекдоту по ¬ залізні досвід: небезпечно намагатися ставити межі знання.
Отже, спектральний аналіз почав своє Тріумфальна ¬ ве хода в астрономії. Природно, що перш за все зайнялися дослідженням спектрів яскравих небесних тіл-Сонця, планет і яскравих зірок. Не так вже мно ¬ гочісленние тоді професійні астрономи, по ¬ глинання цими дослідженнями (доречно назвати їх першими астрофізиками), були зайняті «по горло».До більш слабких об'єктів - в тому числі туманностей - • у них ще не.доходілі руки.
Тому ми знову повинні заговорити про любителя астрономії, які зробили вагомий внесок «у досліджен ¬ ня проблеми туманностей. Англієць Вільям Хег ¬ Гінс був заможною людиною. Досить склада ¬ в'язковим, щоб обзавестися своїм власним рефрак ¬ тором
діаметром в 20 см - значним для середи ¬ ни минулого століття інструментом.
Хеггінс захопився спектральним аналізом і прийняв ¬ ся вивчати спектри різних небесних тіл. Він бачив спектри планет, що здавалися копією фраунгоферових спектру Сонця з темними лініями на світлому безперерв ¬ ної тлі, і спектри зірок, схожі на сонячний спектр. Але от у 1864 р. він навів свій спектрограф на яскраву, відому з часів Гершеля планетарну ту-манность в сузір'ї Дракона і, треба думати, дуже здивувався. Спектр туманності складався з трьох світлих ліній на темному тлі, тобто докорінно отли ¬ почався від спектрів всіх інших світил. Незабаром з'ясуй ¬ лось, що спектр інший яскравою туманності в сузір'ї Оріона має ту ж особливість.Природно, відкриття-Хеггінса привернуло загальну увагу і в недалекому майбутньому стало ясно, що багато хто з найбільш яскравих ту ¬ манностей мають споріднений, але ні на що інше не схожий спектр.
Сучасному астроному, розпещеному технікою XX сторіччя, важко уявити собі, який «катор ¬ гой», мабуть, були ці "перший спектроскопіче ¬ ські спостереження туманностей. Згадаймо, що фотогр ¬ фія ще не використовувалася і положення спектральних ліній визначалися шляхом фіксації кута повороту оку ¬ вання частини спектроскопа. Раніше ми говорили про те, як важко взагалі спостерігати туманності візуально. Але ж тут доводилося наводити нитка мікрометра на слабеньку спектральну лінію, в якій зосереджена ¬ чувати лише частина світу туманності. А ще - неиз ¬ зарубіжні втрати світла в оптиці спектроскопа ...
17
Тим не менш і Хеггінс, та інші, які пішли по його стопах астрономи, спостерігали. Більш того, навіть намагались вимірювати крихітні зміщення спектральних ли ¬ ний через ефект Доплера, викликаного відносним рухом Землі і небесного тіла. Тільки у 80-х го ¬ ках минулого століття, і не без діяльної участі того ж Хеггінса, в астроспектроскопії прийшла фотогр ¬ фія і безповоротно витіснила візуальні спостереження.
У XX ст. стали використовуватися вже фотоелектричні методи, ще більш точні і чутливі.
■ Перші роботи ио спектроскопії туманностей не залишилися непоміченими і в Росії. Найбільший рус ¬ ський астроном Ф. О. Бредіхін одним з перших повто ¬ ріл спостереження Хеггінса.Згодом російська наука дала світової астрономії таких видатних астроспек-троскопістов, як А. А. Білопільський, Г. А. Тіхов, Г. А. Шайн, В. А. Альбіцький, та інших.
Відкриття особливого характеру спектру планетарних і дифузних туманностей було, без сумніву, важливіше ¬ шим фактом історії їх вивчення з моменту самого від ¬ криття цих об'єктів. Спектральні спостереження роз ¬ розв'язали першу початкову загадку, пов'язану з пла-нетарнимі туманностями: відповіли на запитання, з че ¬ го-зірок чи газу-вони складаються.
Немає нічого дивного в тому, що Гершель, переконавши ¬ шись, що багато «туманності» при спостереженні в його телескоп розпадаються на крихітні зірочки, визнав це загальною властивістю. Перший час він рішуче вважав всі туманності зоряними системами, настільки уда ¬ лися, що навіть його телескопи не дозволяли їх на окремі зірки. Однак висловивши цю гіпотезу, Гер ¬ шель, як і властиво справжньому вченому, не втомлювався знову і знову перевіряти її у світлі додаткових фактів і нових міркувань. У підсумку в кінці життя він переглянув своїпочаткові уявлення і заявив, що принаймні деякі туманностіповинні складатися не із зірок, а з розрідженої кіс ¬ мічної;матерії - «туману», газу, пилу - в ті часи світо ¬ на це не конкретизувалося . Б, олее того, Гершель по ¬ будуваввеличну еволюційну схему, в кото ¬ рій розріджена матеріяконденсувалася ст. зірки під дією сили тяжіння, а зіркизбиралася в скупчення і більш складні і масивні системи. Лю ¬бопитно, що, незважаючи на незрілість і наївність фі ¬зические, та й багатьох астрономічних уявлень свого часу,Гершель зумів створити еволюційну схему, яка в загальнихрисах відповідає современ ¬ вим даними.
Не вдаючись в деталі космогонічних поглядів Гершеля,зауважимо, що планетарні туманності зі сво ¬ нимиправильними обрисами і рівномірним розбраті ¬ діленнямяскравості завжди погано вкладалися в його загальні космогонічні побудови. На перших порах, коли Гершель вважав, що всі туманності складаються із зірок, йому доводилося приймати величезну простору ¬ ственную щільність зірок для того, що; б пояснити рівномірність розподілу яскравості в планетарних туманностях. Пізніше, у схемі гравітаційного взаємо ¬ дії зірок і розрідженої космічної матерії, виникли труднощі з поясненням кільцевого ладі ¬ ня деяких планетарних туманностей. У саамів де ¬ ле, якщо газ під дією тяжіння збирається в звез ¬ ду, то його щільність должн-а зростати до центру. Чому ж тоді у інших планетарних туманностей яскраве газо ¬ ше кільце обрамляє слабеньку зірочку, самотньо висить в темній і, очевидно, порожній нутрощі кільця (див. знімок на обкладинці)?
Ми вже говорили про велику скромності і осторож ¬ ності-Гершеля, який ніколи не оголошував свої тео ¬ ретіческіе побудови, так би мовити, істиною в останній: ньою інстанції.Ось і з планетарними туманностями: Гершель, по суті справи, залишив своїм науковим потім ¬ кам свободу вибору.Планетарні туманності могли вважатися і зоряними, і газовими утвореннями. Та ¬ ким чином, перші спектроскопічні спостереження дозволили майже вікову загадку. Стало ясно, що пла ¬ нетарние туманності складаються з розрідженого вещест ¬ ва, бо тільки так можна було пояснити своєрідність ¬ ний вид їх спектрів. Втім, як це зазвичай є наслiдком ¬ ся в науці, довгоочікувану відповідь породив безліч нових питань і проблем.
Першим з них було питання про те, що ж представ ¬ ляєт собою це розріджений речовина? Звернувшись до рабртам Гершеля, його послідовники могли почерп ¬ нуть лише ідеї типу: «світиться матерія в змозі ¬ му, абсолютно відмінному від стану матерії в Сонце і зірки», яка світиться на кшталт «елек ¬ тричних флюїду у північнихсяйвах». Будемо спра ¬ ведливо. Більш конкретні й обгрунтовані представ ¬ лення про речовину планетарнихтуманностей склалися лише через 120 років після того, як булинаписані ци ¬ тованої слова.
Напевно, не стільки під впливом ідей Гершеля, скільки підвраженням нових для тогочасної експе ¬ риментальном фізикидослідів з електричним розрядів ¬ будинок, вчені вирішили, що планетарні туманності складаються з газу, що світиться внаслідок люмінесценції як розріджений газ у гейслеровской трубці. Посколь ¬ ку одна з виявлених-спектральних ліній принад-• лежала водню, цей елемент, очевидно, входив до со ¬ ставши речовини туманностей.
В кінці XIX ст. астрономія несподівано стала аре ¬ ної бурхливих змін. Її класичні і, здавалося б, раз і назавжди затвердили своє значення обла ¬ сті - астрометрія і небесна-механіка стали оттес ¬ няться новим і дуже «агресивним» напрямком-астрофізикою. На зміну звичним, доведеним до со ¬ вершенства спостереженнями положень небесних тіл при ¬ йшли дослідження їх спектрів, вимірювання яскравості зірок і її коливань, отримання фотографій протяжних небесних об'єктів.На зміну звичним суворим рас ¬ четам орбіт, паралаксів, власних рухів при ¬ йшли самоновітніх фізичні теорії, інколи дуже плутані, але завжди претендують на абсолютну істинність.
Ці зміни були закономірні і невідворотні. По суті справи, з бурхливого розвитку фізики, з «захоплення» нею всього комплексу досі описових природничих наук розпочався великий процес науково-технічної ре ¬ волюції.
Одночасно зі зміщенням центру ваги астро ¬ номічного досліджень у бік астрофізики "про ¬ ізошел ще один важливе зрушення. Стала валитися неко ¬ лебімая протягом десятків років репутація реф ¬ рактора як кращого астрономічного інструменту. Як ми вже знаємо, після удосконалень Фраун-гофера розпочався золотий вік астрономічних рефракто ¬ рів. До кінця минулого століття внаслідок загального технологічного прогресу ці інструментиперетвори ¬ лися в свого роду досконалість. Діаметриоб'єктивів найбільших рефракторів досягли 70-100 см. несмот¬ ря на значні габарити, вони були стійкі, зручні в роботі ічудово підходили для класси ¬ них астрометричнихспостережень. Але одночасно ¬ но стало ясно, що подальше збільшення розмірів ре ¬ фракторов наштовхується на принципові працю ¬ ності.
Слава відбивних телескопів, гучна у вре ¬ мена Гершеля,поникла. Однак про них не забули. Ще. у першій третині XIXстоліття В. Парсонс (лорд Рос) в Ірландії на свій страх і ризик узявся за будівництво гігантського телеокопа з металевим дзеркалом в 193 см. Після багаторічних зусиль його конструктора ■ інструмент почав працювати. З його допомогою Парсонс відкрив спіральне будова багатьох Гершелевих ту ¬ манностей, але справжній зміст цього відкриття був по ¬ Нят тільки майже через 100 років.
Загалом на. Протягом XIX ст. поряд з усе мож ¬ станеш числом великих рефракторів працювало бо ¬ леї або менш успішно кілька, досить значна ¬ них за своїми розмірами рефлекторів. Їм було важко змагатися з рефракторами в області традиційних астрономічних спостережень - точних вимірювань за ¬ положень небесних тіл. Але як тільки з'явилася аст ¬ рофізіка з її вимогою максимальної светособіра-нього сили та дозволи, рефлектори почали неухильно ¬ но перемагати рефрактори.
Цьому сприяли важливі технологічні до ¬ сягнення: відкриття методу точного контролю оптичних ¬ ських поверхонь (так званий тіньовий метод Фуко) і винахід хімічного способу осадження на скло срібного покриття, що відображає майже 100% падаючого світла. Дещо пізніше, вже у XX ст., На зміну прийшов ще більш досконалий спосіб нанесення на дзеркала настільки ж добре відбиваєалюмінієвої плівки шляхом випаровування металу у ва ¬вакуумі.
Отже, на стику XIX і XX ст. починається інтенсив ¬ вебудівництво астрономічних рефлекторів, роз ¬ міри яких швидко й безповоротно обганяють діаметром ¬ ри найбільшихрефракторів. Все це вже спеціально астрофізичніінструменти.
Поєднання потужних інструментів зі спектроскопії і вжевходила в пору зрілості фотографією передо ¬ межахчерговий стрибок у розвитку досліджень природи туманностей.
Передісторія закінчується
Заміна візуальних спостережень фотографуванням небеснихоб'єктів мала для астрономії революцион ¬ ні наслідки.Фотографія в порівнянні з зоровим сприйняттям зображення має два важливішого ¬ ших переваги. Перше - фотографічна пластин ¬ ка має здатність накопичувати інформацію. Строго кажучи, цієї ж здатність має і очей, але час накопичення ним світлового сприйняття склад ¬ ляєт частки секунди, у той час як фотопластинку мож ¬ но експонувати хвилини, години, навіть десятки годин. Природно, що при цьому на кожен елемент фото ¬ графічного зображення доводиться пропорциональ ¬ но більше квантів світла. Тому хоча за своєю аб ¬ Абсолютна чутливості до світла очей перевершує навіть кращі з сучасних фотографічних емуль ¬ сій, платівка все ж дозволяє реєструвати гораз ¬ до більш слабкі зображення.
Друга перевага фотопластинки - її докумен ¬ тальность.Зорове сприйняття завжди суб'єктивно, і ми вже говорили про труднощі, що виникали при со-свячення замальовок туманностей, виконаних роз ¬ вими спостерігачами.
Багатьом читачам, напевно, доводилося бачити захоплюючісвоєрідною красою і складністю фотографії галактик, зорянихскупчень, туманно ¬ стей. (Одна з таких фотографій - знімокпланетарний ¬ ної туманності в сузір'ї Водолія - відтворено наобкладинці цієї брошури.) Так от, все це, множе ¬ стводеталей, тонкі світяться волокна, химерні поєднання слабкихзірочок - все це здатна поки ¬ мовити тільки фотографія . Ті ж достоїнства фотопла ¬ Стінкі визначили її успішнезастосування і при спектральному аналізі випромінюваннянебесних тіл.
До кінця XIX ст. малюнок настільки усовершенст ¬ Вова, що астрономи змогли зробити її своїм по ¬ щоденну знаряддям. У 1880 р. були отримані перші знімки туманностей, а десятьроків потому фотографія стала вже систематичнозастосовуватися для їх изу ¬ чення.
Піонером у цій справі, до якого багато астрономічній ¬ миспочатку поставилися скептично, був американський астрономДж. Кілер, який працював на 90-сантиметровому рефлекторі Лікської обсерваторії в США (у модернізації ¬ зированной вигляді теле& коп цей служить науці і до цього дня).
Як це найчастіше буває при заглибленні в яку-небудь науковупроблему, нові факти не стільки прояснюють, скільки ускладнюють звичну картину яв-лення. За своїм виглядом на фотографічних знімках ту-манності з очевидністю розділилися на три класи: об'єкти спіральної структури, великі туманності неправильної форми (часто включають у себе ско-ння авезд) і, нарешті, компактні досить яскраві туманності срав'нітельно правильних обрисів зви ¬ ноз одного слабенькою зірочкою в центрі.
Минуло ще три десятиліття, перш ніж працями ■ багатьох астрономів було вирішено питання про природу спіральних туманностей. Вони виявилися величезними ізольованими зоряними системами - зовнішніми га-ки, а їх вивчення виділилося в спеціаль ¬ ний розділ астрофізики - позагалактичну астро ¬ номію.
Туманності двох інших типів, що тяжіють у своєму розподілі по небу до площини Чумацького Шляху, б ¬ ли визнані внутрігалактіческімі об'єктами. Пер-ші, неправильної форми і протяжні, отримали назву дифузних туманностей. Для других було ви ¬ користовувати стара назва - «планетарні туманно ¬ сті». Судячи по спектру, ті й інші повинні були со ¬ стояти з розрідженого газу.
Правда, одночасно з'ясувалося, що цей термін потребує розширення. Фотографії показували не-сподівано велика різноманітність форм цих об'єктів-від правильних кілець, дисків і еліпсів до, скажімо, подібності пісочного годинника.Уявлення про сферичної симетрії, мається на увазі в самій назві «пла-нетарние туманності», вдавалося зберегти лише з великою натяжкою. (На. рис. 1 наведено для прикладу «фотографії, деяких типових планетарних туман ¬ ностей.)
Можливо, що подання про ці об'єкти як про родинні один одному розпалося, якби не два їх дійсно загальні властивості: точно в центрі каж ¬ дой з планетарних туманностей «сиділа» слабенька зірочка - ядро туманності, а спостереження продовжувала ¬ ли підтверджувати гіпотезу про подібністьспектрів цих об'єктів. 'З очевидністю були потрібні додаткові дані, основним постачальником яких на цілі де ¬ сятілетія зробилася спектроскопія.
На самому початку нашого століття стало, нарешті, можливим застосовувати фотографію для вивчення спектрів таких слабких об'єктів, як туманності. Зауважимо, що дляцього потрібен був телескоп діаметром вже в 1,5 м. Замістьтрьох яскравих ліній, відкритих при найперших спостереженнях,на спектрограмах дифузних і планетарних туманностей 'було видно багато десят-• ки світлих смужок. На відміну від темнихліній по-поглинання в спектрах Сонця і зірок вони отримали назву емісійних ліній. Спектри спіральних ту-манностей,навпаки, нагадували дуже ослаблений сонячний спектр.
Як ми вже говорили, характер спектру планетарних яих і дифузних туманностей однозначно заявив О.Б їх газовому складі, але яким чином?
На основі повсякденного досвіду ми звикли свя-викликають здатність тіла світитися зі ступенем його на нагріву, з температурою. Відповідно до законів випромінювання, від ¬ критим ще в другій половині минулого століття, нагрівають ¬ тое тіло випускає безперервний спектр, тобто бесконеч ¬ но великий набір променів різних довжин хвиль. При цьому відносна інтенсивність цих елементарних моно ¬ хроматичних променів аж ніяк не однакова і однозначний ¬ но відповідає температурі тіла. Чим вище темпі ¬ ратура випромінюючого тіла, тим далі у коротковолно ¬ ву сторону зміщується максимум інтенсивності безперерв ¬ ної спектру.
Будь-яка речовина здатна не тільки випромінювати, але й поглинати енергію. Який з двох процесів буде переважати в даному конкретному випадку, залежить від температури.Гаряче речовина Н.А щодо холод ¬ ному тлі більше випромінює, ніж поглинає, і на ¬ оборот. Так, струмінь розпечених вихлопних газів авіа ¬ ційного реактивного двигуна вночі, на темному фо ¬ не здасться нам яскравим факелом, а вдень, у сонячному світлі-швидше примарною димної струменем.
Строго кажучи, вищезгаданий закон залежності спектральної інтенсивності випромінювання від температури © го джерела справедливий для ідеального випромінювача, так званого «абсолютно чорного тіла». Такий ви ¬ одержувача відрізняється просто тим властивістю, що пов ¬ ністю поглинає падаюче на нього випромінювання всіх довжин хвиль. Зірки, в тому числі наше Сонце, з достатньо ¬ точної ступенем точності можна вважати абсолютно чорними тілами, що випускають безперервний спектр. Навіть не вдаючись до допомоги оптичних приладів, ліг ¬ ко переконатися, що зірки мають різні кольори. Значить, різні і їхні температури: блакитні і білі зірки гаряче жовтих або червонуватих.
Якби зірки були матеріальними тілами в Оби денном 'розумінні цього слова, тобто мали поверхню, що відокремлює речовина зірки від космічного вакууму, все було б саме так. Але насправді зірка - газова куля, щільність якого поступово убивае1 від центру і який не має різкого розмежування. Темпе ¬ ратура в зірці змінюється подібно щільності, тобто зростає з глибиною. Речовина зірки володіє спосіб ¬ ністю поглинати світло. Поглинання незначно у зовнішніх, розріджених шарах; ці шари, атмосферу зірки, ми бачимо наскрізь. Однак щільність і непро ¬ зрачность швидко ростуть з глибиною, і це створює мул ¬ люзію існування у зірки твердої поверхні, як, наприклад, що здається поверхню Сонця.Не ¬ важко зрозуміти, що саме ці не дуже глибокі, але досить щільні шари зірки відповідальні за форми ¬ вання її випромінювання в безперервному спектрі і саме їх температуру ми розуміємо під температурою звез ¬ ди. У її надрах температури незрівнянно більше і до ¬ Стігала сотень тисяч, мільйонів і навіть десятків милий ¬ Ліоном градусів, але цих глибин ми безпосередньо не бачимо.
Відповідно до закону, відкритого 100 років тому німець-ким фізиком Кірхгофа, випромінювальна здатність речовини пропорційна його паглощательной спосіб ¬ ності (звідси і визначення ідеального випромінювача через ідеальний поглинач - абсолютно чорне ті ¬ ло). Тому прозора і порівняно холодна ат ¬ атмосфера зірки повинна бути поганим випромінювачем; її світіння, може бути, і дуже яскраве саме по собі, потоне на тлі розпеченій поверхні зірки.
Але атмосфера зірки-це газ, що складається з атомів. Атоми ж здатні як випромінювати, так і поглинутої зразка ¬ чати електромагнітну енергію суворо певних довжин хвиль; на цьому заснований спектральний аналіз. У щільному газовому шарі атоми, так би мовити, втрачають свою оптичну індивідуальність, беручи участь в обра-зовании безперервного, спектра. Але в розрідженому, про ¬ зорої шарі ми ніби бачимо кожен атом у від-дельности. Тому існування відносно більш холодної атмосфери зірки проявиться в тому, що на тлі яскравого безперервного спектру її гарячої поверх ¬ ності виникнуть вузькі темні лінії атомного поглинутої зразка ¬ щення.
Уявімо собі ізольований в просторі шар нагрітого газу. Якщо його товщина і щільність на-стільки великі, що він непрозорий для випромінювання в даному інтервалі довжин хвиль, то шар буде випускати безперервний опектр з темними лініями поглинання, цілком подібний спектру звичайної зірки.
Припустимо тепер, що наш шар прозорий, видно наскрізь: або з-за малої протяжності вздовж променя зору, або внаслідок невеликої густоти вещест-ва. У проміжках між характерними для них спект-ральних лініями атоми нічого, вірніше, майже нічого не поглинають, а значить (згадаємо закон Кірхгофа), не здатні і випромінювати. Тому наш прозорий шар не буде мати помітним безперервним спектром. Але раз речовина підігрітий, воно зобов'язане світитися, при ¬ ніж у тих довжинах хвиль, де вона здатна ефективно поглинати випромінювання.У нашому випадку це знову-таки спектральні лінії атомів, але тепер вони будуть вже яскравими, емісійними лініями на темпом тлі (тобто картина буде нагадувати ту, що ми бачимо на спект-рограмма туманностей). Ось чому своєрідний вид спектрів туманностей однозначно визначив їх фізичного ¬ чний природу.
У нашому прикладі є одна суттєва де-таль: газ вважається нагрітим. При цьому, оскільки його енергія безперервно зменшується через випромінювання, дол-дружин існувати джерело її поповнення. Інакше газ швидко охолоне і світіння згасне. У зірках таким джерелом є реакції ядерного синтезу еле ¬ тов. Але для їх виникнення потрібні величезні пліт ¬ ності і температури речовини. Таких умов в Ефе ¬ мірних, «наскрізь прозорих» туманностях немає.
У фізичних лабораторіях другої половини XIX ст. емісійні спектри отримували, пропускаючи через газ високовольтний розряд. Джерелом енергії світіння газу-люмінесценції в цьому випадку було джерело те-ка. Коли ж, за зрозумілою аналогією, світіння газових туманностей теж приписали люмінесценції, це мало прояснило справу. Дійсно, звідки в космічній порожнечі взятися високовольтного розряду?
Перші проблиски вирішення енергетичної пробле-ми для планетарних туманностей з'явилися в останній ня роки XIX ст.Що використовувалися в ті часи фо-тографіческіе платівки були найбільш чутливі до синіх променів, кванти яких несуть відносно великі крапельки енергії. Досліджуючи одну з найяскравіших планетарних туманностей, розташовану в зі-зірки Ліри - N00 6720 ', двоє астрономів, Денза і Шейнер, сфотографували її на телескопі Потсдам-, ської обсерваторії. Зірочка, що знаходиться в центрі туманності, вийшла на фотографії несподівано яскравою, в той час як при візуальних спостереженнях вона ледве розрізнялася на тлі туманності.Це відкриття позво-лило укласти, що принаймні в даному об'єкті центральна зірка дуже гаряча і що її невидиме ультрафіолетове випромінювання може якось впливати на стан туманності. Вказати, як саме здійснюва ¬ ляется цей вплив, тоді ще не могли-перш за все тому, що не існувало теорії атомних спектрів.
Зате вже існував спектральний аналіз - ем-емпіричні метод, що дозволяє визначати хімічний склад речовини за довжинами хвиль його спектральних ли ¬ ний. У спектрах планетарних туманностей обнаружи ¬ лись добре знайомі емісійні лінії водню і гелію. До того часу астрономи вже звикли, що водень і гелій зустрічаються рішуче всюди і що, мабуть, вони - найпоширеніші у Вселен ¬ ної хімічні елементи. Тому присутність їх чи ¬ ний в спектрах планетарних туманностей мало кого здивувало. Вражаючим було інше: найбільш яскраві ¬ ми емісійними лініями в спектрах планетарних ту-манностей були не ці, а пара близьких зелені лінії з 'довжиною хвилі ~ 50.00 А, походження яких би ¬ ло рішуче незрозуміло.
Вже не перший раз в спектрах небесних об'єктів виявлялися лінії, не відомі з лаборатор-ного спектрального аналізу.Подібний же випадок про ¬ ізошел в кінці 60-х років минулого сторіччя. Тоді-невідомі лінії були знайдені в спектрах сонячних протуберанців і приписані якомусь гіпотетичному "елементу, що існує нібито тільки на Сонці.
Елемент був відповідно названий гелієм. Два роки - "по тому в спектрі сонячної корони був відкритий ще один новий елемент, охрещений цього разу« корона-ем ». Однак незабаром лінії гелію були виявлені Рамзаєм в лабораторному спектрі. Цей елемент надав ¬ ся цілком земним, хоча і зберіг своє сонячне на ¬ звання. Тепер же до незрозумілого поки «кароніго» до ¬ бавілся ще один небесний елемент, названий «небу-лием»-від латинського варіанту слова «туманність».
Навчені досвідом історії з гелієм, астрономи досить обережно поставилися і до-«небули». Хотя-цей термін потрапив на сторінки підручників і популяр ¬ них книг, але звичайно в супроводі застережень, що ми, мовляв, не знаємо точно, але, може бути, лінії «небули» належать якомусь вже відомому еле ¬ менту, що знаходиться в незвичайних фізичних услови ¬ ях.Втім, обережність у висловлюваннях не упразд ¬ няла проблеми: походження зелені лінії треба
: Було зрозуміти.
Загалом, у другому десятилітті XX ст. щодо відповідності ¬ но планетарних туманностей був накопичений порядна фактичний матеріал. Було відомо, що це-об '¬ єкти особливого класу, порівняно компактні і порівняно правильних, форм. Що в центрі туманно ¬ стей розташовується слабка і, можливо, дуже горя ¬ чи зірка. Що, ймовірно, ця зірка якось впливає на фізичний стан речовини, з якої складаються туманності. Що речовина це - швидше за все газ, со ¬ який складається з водню і гелію, але містить також домішка якогось невідомого (а якщо відомого, то неотождествленного) елемента. Що цей газ має складними внутрішніми рухами. Ну і, нарешті, що фізичні умови в планетарних і дифузних туманностях в значній мірі подібні.
Кінцевою метою дослідження астрономічних об'єк-об'ектов будь-якого типу є з'ясування їх космогонії ¬ ної ролі, тобто місця в загальній картині походження ¬ ня та еволюції Всесвіту. Очевидно, що навіть част ¬ ні мети такого масштабу зажадають від людей багато ¬ літніх, якщо не багатовікових, зусиль. Що-то стане відомо раніше, щось пізніше, а відповідь на головне питання про Всесвіт: чому, коли і як все це виникло, як розвивається, чим і коли завершиться - віз ¬ можна, так і залишиться без вичерпної відповіді. Втім, вченим належить бути оптимістами, інакше вони просто не змогли б працювати.
Найбільш очевидною проблемою, що стояла перед вико-слідчими планетарних туманностей півстоліття тому, було завдання кількісного пояснення їх спектрів і джерел енергії світіння. Саме тут існувала надія домогтися найбільшого успіху, зокрема, тому, що можливості спектроскопіче ¬ ських досліджень туманностей аж ніяк не були ісчер ¬ пани, а, навпаки, зростали. Можна було сподіватися на те, що, зрозумівши, чому і як світяться планетарні туманності, вдасться з'ясувати фізичні умови в них і в кінцевому рахунку зрозуміти, як вони влаштовані.
В астрономії, як і в інших науках, час від часу виникають кризові ситуації. Їх основна ознака - велика кількість накопичених, незрозумілих і несвоє ¬ дених в систему фактів.Тоді доводиться шукати про ¬ ні емпіричні. Закономірності, за якими сліду ¬ ють по можливості точні теорії, погоджує від ¬ крите з усім конгломератом наукових знань про при ¬ роді.Удачливий той учений, якому випадає знайти таку закономірність: його ім'я довго живе в історії • науки. Нам теж слід згадати ім'я такого счаст ¬ лівца, так би мовити, новійших порядок у світі туман--ностей. Це найбільший американський астроном першої половини нашого століття - Едвін Хаббл.
Треба сказати, що до другого десятиріччя XX ст. науці були відомі вже не три, а чотири типи све ¬ тящіхся туманностей.Про перших трьох - спіральних, дифузних і планетарних - ми вже говорили. Туман ¬ ності четвертого типу, що отримали згодом назва ¬ ня відбивних, були відкриті в 1913 р. Їх особ ¬ ність полягала в поєднанні безперервного спектру, ха ¬ характерною для звеед, з емісійними лініями, непра-вільними за формою і великими за розміром, свойст ¬ веннимі дифузним туманностям. Отже, перед ¬ стояло розібратися в чотирьох типах протяжних кіс ¬ мічних об'єктів. Це і випало на долю Е. Хаббла, причому було зроблено ним з великою простотою і изя ¬ ною. Згодом Хаббл пов'язав своє ім'я ще з двома фундаментальними відкриттями. Він дозволив на окремі зірки одну з найближчих внегалактіче ¬ ських туманностей, іншими словами, зробив те ж, що колись Галілей з Чумацьким Шляхом. Нарешті, Хабблу належить відкриття розбігання галактик - одного з найбільш фундаментальних законів всього сучасного природознавства.
В астрономії ще від древніх греків існує сі-стема кількісних оцінок яскравості зірок у так званих зоряних величинах. Чим більше в ал-гебраіческом сенсі зоряна величина, тим слабше зірка.
У зоряних величинах астрономи, як правило, визначають яскравість зірок, але можна використовувати цю шкалу і для характеристики випромінювання протяжного об'єкта, подібного туманності. У цьому випадку визна-ляется або сумарна інтенсивність видимого свічці-ня об'єкта (інтегральна зоряна величина), або яр-кість його елементарної площадки (наприклад, квадрат-ної кутової хвилини) .. Розділ астрономії, займаю-щийся виміром яркостей астрономічних об'єктів ¬ тів, називається астрофотометрії. До появи об'єк-єктивні методів в ній панували малонадійні візуальні оцінки. Застосування фотографії і, нако-нец, сучасних фотоелектричних методів регістру ¬ ції випромінювання незрівнянно збільшило їх точність.
При первинному дослідженні планетарних, дифузії-них і відбивних туманностей накопичився визна-ний фотометричний матеріал щодо як самих туманностей, так і пов'язаних з ними зірок. Їм і скористався Хаббл.
Ймовірно, він був першим, хто надав серйозного значення тому, що численні спіральні і по-ні їм туманності з безперервним зоряним спект-ром розподілені рівномірно по всьому небу, в то вре-мя як емісійні і відбивні туманності кон-центруються до площини Чумацького Шляху . Хаббл-рішучо розділив всі туманності, назвавши спіральні «ие-галактичними» на відміну від «галактичних» - емісійних і відбивних. Останні, у свою оче-редь, чітко поділялися на дифузні з емісійному-ним спектром, відбивні і планетарні туманно-сти. Хаббл зіставив далі розподіл цих об'єк-об'ектов по небу з розподілом яскравих гарячих зірок. Виявилося, що ці розподілу подібні. Більш того, Хаббл показав, що з планетарними туманностями си ¬ стематіческі пов'язані дуже гарячі зірки, з емісії моване дифузними туманностями - зірки просто гарячі, а з відбивними - не дуже гарячі зірки.
Далі Хаббл зіставив величини зірок, розта-лених в туманностях, з видимими кутовими розміру-ми останніх, які, хоч і з застереженнями, можна було 'вважати мірою інтегральної яскравості туманностей. Все це дозволило Хабблу зробити наступний фундамент ¬ ментальний висновок: емісійні гуманності неруйнівни ¬ но пов'язані з гарячими зірками, їх висвітлюють. Ес ¬ ли таких зірок немає, ми бачимо не світлу, а темну туманність, яких теж чимало в Галактиці. Нарешті, всі світяться емісійні туманності перерабат ¬ ють енергію висвітлює їх зірки або групи зірок у своє власне випромінювання; одиниця обсягу туман ¬ ності випромінює рівно стільки енергії, скільки прихо ¬ дить туди від висвітлює (краще сказати, збуджую ¬ щей) зірки. Який механізм цієї переробки, Хаббл вказати ще не міг.
Отже, після робіт Хаббла, опублікованих у 1922 р., можна було вважати доведеним, що емісії ¬ ційні туманності невіддільні від гарячих зірок. До ¬ бридка, висловлена колись щодо планетарної туманності N00 6720, придбала загальний зміст.
Відкриття Хаббла остаточно зв'язало досліджень-ня механізмів світіння планетарних і дифузних ту-манностей.Дійсно, якщо спектри цих об'єктів подібні і подібні джерела їх порушення, то й ме-з'ясувати механізми випромінювання зобов'язані бути ідентичними. У той же час спостерігати планетарні туманності легше - вони і компактніше, і простіше за структурою, і яскравіше. Віз-збуджує зірка в них одна, в той час як у диф-фузних туманностях таких зірок буває декілька, причому деколи не ясно, які саме. Нарешті, у плані-тарної туманності зірка ця знаходиться в центрі сфе-ричної або еліптичної оболонки, що зручно для побудови теоретичних моделей. Збіг усіх цих обставин зробило планетарну туманність, так би мовити, пробним каменем, на якому відточувала свої теоретичні та наглядові методи астрофізика першої половини нашого століття.
З відкриттям Хаббла, остаточно встановив давно очікуваний порядок у-світі туманностей, закон-
Навіщо природі потрібні планетарні туманності?
Придумавши цей заголовок, ми аж ніяк не мали на увазіприписувати природі якусь цілеспрямований-ність. Але все жякщо планетарні туманності сущест ¬ ють, значить їмвідведена певна роль у будові і життя нашої Галактики. Те, щоми зможемо расска-мовити, відповідаючи на поставленепитання, засноване на на-ших уявленнях про механізмисвічення планетарних туманностей і фізичні умови в них, а так¬ же на знаннях з області внутрішньої будови та ево-люції.зірок.
Хоча окремі камені цього своєрідного фунда-менту здаютьсядосить міцними, в цілому він далеко ще не завершений.Проблема інфрачервоного випромінювання планетарнихтуманностей - гарний тому приклад; є й інші «дірки». Оскільки коло явищ і теорій, уражених при викладі космогоніїпланетарний ¬ них туманностей, досить широкий, нам зарадистислості доведеться часто обходитися без пояснення некот-яких.уявлень, пропонуючи читачам приймати їх на віру. Ну і, нарешті, слід попередити - багато чого з того, що ми здатні зараз сказати про походжу ¬ дении і розвитку планетарних туманностей, носить у (тій чи іншій мірі гіпотетичний характер.
У цьому немає нічого дивного. Поставлена пробле-ма набагато складніше тих, до яких: ми мали справу раніше. Адже розмірковуючи про еволюцію астрономічних об'єктів, ми опиняємося у становищі метелика-одно ¬ днювання, що намірився простежити зміну пір го ¬ да. Характерні «часи життя» космічних об'єктів ¬ тов-мільярди, мільйони, сотні тисяч і рідко де ¬ сятка тисяч і тисячі років. У такому масштабі вся 7000 - річна історія цивілізації не настільки вже продовж ¬ тельна. Що ж говорити про 50 роках, що минули з вре ¬ мени перше, по-справжньому осмислених досліджень ¬ ний планетарних туманностей? Але не будемо впадати ■ в песимізм; дещо ми все-таки вже знаємо. .
Як тільки Е. Хаббл звернув увагу на зв'язок між емісійними туманностями і гарячими зірками-дами, цим негайно зацікавилися астрономи, що займаються фізикою зірок.Неважко було з'ясувати, що в дифузних туманностях знаходяться цілком. Зви ¬ ріали масивні гарячі зірки, в достатку зустрічаю ¬ щиеся в Галактиці і без видимого зв'язку з туманності ¬ ми. Однак стосовно до ядер планетарних туман ¬ ностей все виявилося складніше ..
Про те, що ці зірки дуже гарячі, може бути, навіть гаряче всіх інших, говорив своєрідний вид їх спектрів. Тут навіть тоді, коли спект ¬ ри ядер планетарних туманностей були схожі на спект ¬ ри звичайних гарячих зірок, ядра опинялися в засо ¬ ньому на 3-4 зоряні величини слабше за яскравістю. Для того щоб пов'язати обидва факти, доводилося предпола ¬ гать, що ядра планетарних туманностей дуже гарячі, до досить маленькі зірки, радіус яких, мож ¬ можна значно менше радіуса нашого Сонця, хоча маса близька до його маси. Такі зірки вже були відомі, їх назвали білими. Карликами.
Цей ранній висновок був цікавий сам по собі, але до пори до часу не міг служити стимулом для подальших систематичних досліджень. У першій третині ХХ століття астрономам ще тільки належало відкрити джерела зоряної енергії, уточнити відпо-ціалу 'чином теорію внутрішньої будови зірок і побудувати основи теорії зоряної еволюції .. Тільки після цього назва «'білий карлик» наповнилося від ¬ четлівим змістом.
Поки ж, в 1930-х роках, астрономів займала про ¬ блема визначення відстаней до планетарних туман ¬ ностей. Неважко зрозуміти, що, знаючи ці відстані, мо ¬ жно було знайти лінійні розміри туманностей, їх масу і справжню світність.
Оскільки планетарні туманності вважалися га-профілактичних об'єктами, 'було ясно, що вони знаходяться не так вже далеко.Але, як виявилося, вже занадто да ¬ леко для того, щоб можна було вимірювати їх триг ¬ нометричній паралакси. Нагадаємо, що вимірювання паралаксів-кутових зміщень віддаленого небесного тіла при спостереженнях з протилежних точок зем-• ної орбіти - один з дуже небагатьох абсолютних ме ¬ тодов визначення відстаней в астрономії. Параллак ¬ тичні зміщення зазвичай зникаюче малі навіть для. Найближчих зірок, а гранична відстань, піддаю ¬ щееся виміру таким способом, не перевищує при-мірно 150-200 світлових років. Кут паралакса при цьому виявляється менше 0,02 "!
Так ось, відстані до планетарних туманностей виявлялися дуже великими і тому для їх оцін ¬ ки доводилося користуватися непрямими методами. Од ¬ ні з них грунтувалися на аналізі променевих швидкостей великого числа туманностей. Зіставляючи ці скоро ¬ сті, зумовлені спектроскопічно, з моделлю вра ¬ тори Галактики, можна було оцінити відстань до центру обраної групи туманностей.
Другий різновид методів для визначення роз ¬ стоянь до індивідуальних об'єктів використовувала фі ¬ зические міркування. Ще Е. Хаббл припустив, що видимі кутові розміри туманностей і яскравість їх ядер можна вважати грубими індикаторами відстані ¬ ний: чим менше нам здається туманність або чим сла ¬ бее її ядро, тим, ймовірно, далі від нас вона відстоїть. Звичайно, при цьому неявно передбачається, що як ли-нійним розміри туманностей, так і яскравості їх ядер приблизно однакові. В інших методах однаковою вважалася абсолютна світність туманностей. Хоча ці припущення були свідомо довільними, а тому навряд чи вірними, іншого виходу не було.
Відстані до одних і тих же туманностей, визна ¬ лені різними методами, рідко збігалися. Крім того, виявлялося, що розкид мас або розмірів, або светімо'стей туманностей і їх ядер величезний. Создава ¬ лось враження, що ці об'єкти, як-ніби схожі один на одного по вигляду і фізичним умовам в них, одночасно н без очевидної системи сильно отли ¬ чаються один від одного за масштабами. Природно, що втиснути настільки-свавільні об'єкти в рамки будь-ні-будь єдиної еволюційної схеми було дуже важко. Подання про планетарні туманності як про об '¬ єктах одного певного класу знову опинилося під сумнівом. При всьому тому проблема їх космогонічної ролі та еволюції ставала все більш нагальною.Те ¬ му були свої причини.
Починаючи з кінця 40-х років до астрономічних ін ¬ струментом додалися світлосильні телескопи з великим полем зору. Якщо перед об'єктивом тако'го телескопа встановити призму з малим заломлюючим кутом, то зображення кожної з зірок у поле зору розтягнеться в крихітний «спектрік», що дозволяє, впро ¬ чим, судити про те, маємо ми справу із зіркою або ту-манностью. Систематичні огляди неба з застосуван ¬ ням цієї методики дозволили значно поповнити список планетарних туманностей. Їх загальна кількість віз ¬ зростало з декількох десятків на початку нашого століття до понад тисячі. У більшості своїй це були туман ¬ ності дуже малих кутових розмірів, часом з вигляду відрізнити від зірок, - «зіркоподібні».
Відкриття багатьох нових планетарних туманностей дозволило уточнити їх видиме розподіл по небу. Виявилося, що вони тяжіють до Чумацького Шляху - до пло ¬ скинув гігантської галактичної спіралі і до її неви ¬ дімому (через міжзоряного поглинання) центру. Щоправда, ця тенденція була виражена у планетарних туманностей не дуже сильно: у цьому сенсі вони зані ¬ малі проміжне положення між гарячими мас ¬ вибухобезпечний зірками, різко концентруються до га ¬ профілактичних площині, і порівняно холодними зірками ¬ дами малої маси, набагато більш численними, зовсім не показують концентрації до галактичної площині, але зате згущається до центру Га ¬ ки.
Років 20 тому астрономам стало зрозуміло, що харак ¬ тер розподілу в Галактиці об'єктів того чи іно ¬ го класу має чітку еволюційну і космогоніч ¬ ську підгрунтя. Допомогла у цьому одна з найбільш витончений ¬ них і разом з тим величних астрофізичних теорій - теорія внутрішньої будови і еволюції зірок. Тут нам доведеться відволіктися і хоча б дуже схематично викласти її основні уявлення при ¬ менительной до зірок з масою, близькою до маси солн ¬ ца, тобто 2 - Ю33 р.
Зараз вважається, що зірки виникають з розсіяний ¬ ного в просторі речовини, яка при визначено ¬ них умовах і під дією самопрітяженія кондей ¬ сіруется у величезні згущення - протозірки. У міру стиснення густина речовини в надрах протозірки впли ¬ розтане і, згідно із законами термодинаміки, зростає тим ¬ пература. Зірка розігрівається і починає світитися, хоча і слабо.
У якийсь момент щільність у центральних обла ¬ стях молодої зірки досягає десятків грамів на ку ¬ біческом сантиметрі, а температура - десятка миллио ¬ нов градусів. Топдах там виникають реакції ядерного синтезу: водень, з якого в основному складається звез ¬ да, починає перетворюватися на гелій. Реакції такого роду супроводжуються рясним енерговиділенням, і тому температура в зірку ще піднімається, а сжа ¬ тя призупиняється. Виникає звичайна нормаль ¬ ва зірка, подібна до нашого Сонця.
Так триває довго, але не вічно. Настає мо ¬ мент, коли запаси водню в зоряних надрах істо ¬ ються. Падають енерговиділення, температура, а цент ¬ ральних області зірки починають осідати й стискати ¬ ся під вагою її зовнішніх оболонок. Подальша доля зірки цілком залежить від її маси.Якщо вона менша приблизно двох мас Сонця, то в центрі зірки утворюється гаряче, але позбавленого власних джерел ¬ ків енергії гелиевое ядро. Водневі реакції пере-місця у прилеглих до нього шари, де щільність і температура ще досить високі, а водню поки що багато. Зовнішні оболонки зірки реагують на все це дещо несподіваним чином: вони розширюються - і остигають. Однак загальна світність зірки зростає, тому що падіння температури з лишком компенсується зростанням випромінюючої поверхні. Зірка перетворюється на те, що астрономи зовутцсрасним гігантом.
Тим часом водень починає вичерпуватися і в окре ¬ стностях гелієвого ядра. Розміри ядра відповідно ростуть, а щільність і температура в ньому підвищуються. Коли температура досягне сотень мільйонів граду ¬ сов, в гелії спалахують термоядерні реакції нового типу, переробні його в ще більш важкі вуглець, кисень і неон. Але гелій «згоряє» набагато швидше водню, і скоро в зірку знову утворюється ядро без джерел енергії вже углероднокіслород-ное за складом. Знову виникають шарові зони горіння залишків гелію, знову розширюються зовнішні шари зірки.
Ми поки не можемо впевнено простежити подальшу долю зірки, хоча самий кінець її життєвого шляху нам ясний.Постаріла зірка не дуже великої початкової маси зобов'язана перетворитися на крихітну, з радіусом близько 0,1 сонячного радіуса, гарячу звез ¬ доньку, повністю позбавлену термоядерних джерел енергії і не здатну стискатися далі під дію ¬ Вієм власного тяжіння. Центральна щільність у такій зірці - її-то і називають білим карликом - повинна досягати немислимих величин в сотні тисяч і мільйони кілограмів у кубічному сантиметрі. Од ¬ нажди утворившись, білий карлик може лише дуже повільно гйснуть, остигаючи і перетворюючись в чер ¬ ний карлик - свого роду «зоряний недогарок».
Швидкість зоряної еволюції, її шкала часу оп ¬ чаються в першу чергу початковою масою звез ¬ ди. Зірки, масивніше нашого Сонця раз на 10-20, живуть бурхливої і коротким життям, яка, можливо, закінчується гігантським вибухом. Зірки малої мас ¬ си, навпаки, довгожителі; їх вік багато мілі ¬ Арди років.Масивні порівняно молоді зірки со ¬ джені виключно поблизу галактичної пло ¬ скинув, де багато міжзоряного пилу і газу, з яких вони нещодавно утворилися і продовжують утворювати ¬ ся. Зірки ж малої маси, що виникли чи не од ¬ новременно з самої Галактикою, утворюють величезну сферичну систему, як би заповнюючи той обсяг, який мільярди років тому займала новонароджена Галактика.
Таким чином, якщо розподіл планетарних ту-манностей - проміжне між цими крайніми випадками, то вони, вірніше їхні ядра, і не дуже молоді, і не гранично старі, а скоріше зірки середнього або похилого віку. Але якого саме?
Ми вже говорили про те, що аналогія між ядра ¬ ми деяких планетарних туманностей і білими кар ¬ ликами була проведена вперше років 40 тому. Але пер ¬ ву, досить повну еволюційну схему планетарний ¬ ної туманності та її ядра запропонував у середині 50-х років відомий радянський астрофізик І. С. Шклов ¬ ський. Для цього довелося черговий раз відродити уявлення про планетарні туманності як про фі ¬ но родинних один одному об'єктах.
Дійсно, важко уявити собі, щоб аст-рономіческіе об'єкти, подібним чином розташований ¬ ні в Галактиці, подібні за своїми морфологічними характеристиками, однакові за внутрішнім фізич ¬ ським умов і хімічним складом, не мали б ге ¬ нетической спільності. Доповнимо перелік споріднених рис планетарних туманностей ще однією важливою їх особливістю.Ще на зорі спектроскопічного вивче ¬ ня планетарних туманностей було виявлено, що спектральні лінії в них роздвоюються. Згідно ефекту Доплера, це вказувало або на розширення, або на стиск газової оболонки. Хмара гарячого га ¬ за, що висить у просторі на значній відстані-ванні від зірки, зобов'язана саме розширюватися, причому з визначеною і порівняно невеликою швидкістю в кілька десятків кілометрів на секунду. Така точ ¬ ка зору на динаміку планетарних туманностей відновлюваних ¬ ладану ще багато років тому, але лише порівняно недавно була підтверджена прямими вимірами кутового розширення деяких з них.
І. С. Шкловський вивчив слідства, які тягне за собою необмежене розширення планетарних ту ¬ манностей в навколишній простір, і доповнив кар ¬ тину явища гіпотезою про те, що головним парамет ¬ ром, визначальним фізичну спільність планетарних-туманностей, є їх маса. У підсумку йому вдалося запропонувати простий метод визначення індивідуаль ¬ них відстаней до планетарних туманностей. Подумавши, можна переконатися, що при заданій масі рас-шириться газової хмари існує досить просте співвідношення між цією масою, видимої яр ¬ кісткою, кутовими розмірами і відстанню до об '¬ єкта.
Середня величина маси планетарних туманностей виявилася близько 0,1 маси Сонця, а їх характерні розміри-в тисячі і десятки тисяч разів більше радіус ¬ са земної орбіти.
Простеживши історію розширюється газового обла ¬ ка, І. С. Шкловський показав, що планетарна туман ¬ ність - освіта суто тимчасове. Зростаючи з характерною для неї швидкістю, вона досить швидко (за які-небудь тисячі років) ослабне і зникне з поля зору. Так як планетарних туманностей в Галактиці багато десятків тисяч, то швидкість їх утворення - не менше кількох туманностей в рік.
Якщо так, то планетарні туманності стають цілком звичайними об'єктами, що виникають "з якихось досить численних в Галактиці зірок. На думку І. С. Шкловського, такими зірками повинні бути червоні гіганти невеликої маси - близько мас ¬ си Сонця. Протяжні оболонки червоних гігантів зріджені і досить слабко пов'язані з ядром. Неважкий ¬ но припустити, що в результаті якихось внутрішніх процесів така оболонка відокремиться від зірки і піде в простір. У центрі туманності залишиться, так би мовити, «оголене» гаряче, маленьке і щільне ядро зірки. ' А їхній вигляд, і за своєю фізичною сущ ¬ ності воно сильно нагадує білий карлик, хоча ще не є ним.
Численність планетарних туманностей в Га ¬ ки змусила астрономів задуматися над тим, чи не проходить через цю стадію будь-яка нормальна звез ¬ да, подібна до нашого Сонця. Чи не чекає і його така доля - питання для нас не зовсім байдужий. Ког ¬ да-небудь запаси термоядерного пального в Сонце ви ¬ черпаються; спочатку воно перетвориться © червоний гігант, заповнивши собою простір мало не орбіти Мер ¬ курія. Земля на той час перетвориться на розпечений ¬ ний світ з температурою поверхні в кілька сотень градусів. Потім, 'після якихось невідомих, можеі бути, бурхливих процесів, розріджений сонячне віщо ¬ ство затопить всю планетну систему, а по закінченні декількох тисяч років нічне небо, колись таке чер-ное, засвітиться примарним зеленуватим сяйвом. Днем Землю буде заливати потоками ультрафіолетового ви ¬ ня маленька прозоро-блакитна зірочка, не ¬ коли колишня нашим Сонцем.Ну а ще через деся ¬ ток тисяч років туманність розсіється, чорне небо знову усеют сонми блискучих зірок, знову проступить смуга Молочного Шляху. І ще мільйони або навіть сотні міл ¬ Ліоном років маленьке, поступово червоніюче, стину ¬ ний крихітне Сонце буде слабко висвітлювати холодну і, найімовірніше,. Мляву поверхню нашої планети ...
Картина мрачноватая, але не будемо вдаватися до смутку. Всі ці міркування стануть актуальними лише через кілька мільярдів років, якщо, звичайно, зем ¬ ва цивілізація проіснує цей неймовірний для живого (і тому смертного) термін. Та й упевнений ¬ ності в тому, що все це буде саме так, у нас поки немає.
Еволюційні ідеї значно пожвавили інтерес до проблеми планетарних туманностей, зокрема, з боку фахівців в області внутрішньої будови зірок. Ця теорія, дійшовши до вивчення пізніх стадій зоряної еволюції, що починаються з переходу зірки в стан червоного гіганта, зіткнулася з визначений-ними труднощами. Виявилося необхідним вводити в-розгляд якісь процеси, завдяки яким зірка могла б і позбуватися від надлишкового вещест-ва, що перешкоджає збереженню рівноваги між сі-лами тяжіння і внутрішнього тиску в зоряних нед-рах. Таким чином, ототожнення планетарних ту-манностей з якимось етапом в житті червоного гіга ¬ та виявилося дуже доречним. Зауважимо, втім, що мно-гочісленние спроби пояснити механізм відділення туманності від її батьківської зірки або вказати, з; яких саме зірок утворюються з часом планетарний-ні туманності, поки не увінчалися особливим успіхом. Проте в цьому теж немає нічого дивного.
■ По-перше, наші уявлення про пізні стадії зоряної еволюції поки вельми схематичні. Не вис-тане фактів, знання багатьох фізичних процесів, не вистачає інколи потужності сучасних ЕОМ. Наш про-щий підхід до теорії внутрішньої будови і еволюції зірок поки заснований на розрахунку стаціонарних, рівноваги моделей. Тому він лише насилу може примі ¬ тися для вивчення різного роду перехідних процесів ¬ сов, пов'язаних у тому числі з викидом або навіть плав ¬ вим відділенням від зірки частини її речовини.
По-друге, недостатньо вивчений цілий ряд так на ¬ ють нестаціонарних зірок і зірок з різними особливостями, серед яких тільки й можуть бути. Не ¬ посередні попередники планетарних туман ¬ ностей та їх ядер. Загалом, тут ще належить про ¬ робити величезну і, найімовірніше, тривалу ра ¬ боту.
Більш перспективною видається спроба по ¬ дійти до проблеми не з минулого, а з цього вре ¬ мени, від. Спостережуваних фактів. Дійсно, ми зна ¬ ням, спостерігаємо та досліджуємо вже утворилися плані ¬ тарні туманності! Чи не можна, подумки звернувши їх розширення, відновити фізичну картину, непо ¬ редньо попередню відділенню туманності від зірки? Тоді буде легше відшукати «батьків» пла ¬ нетарних туманностей в зоряному світі, т. е. майже від ¬ ветіть на головне питання про космогонічної ролі ту-манностей та їх ядер.
На жаль, зробити так поки не вдається. Не вистачає неко ¬ торих теоретичних і багатьох фактичних спо ¬ вельних відомостей. Дійсно, для того щоб «про ¬ ратіть» процес розширення, треба добре знати його характер, тобто динаміку планетарних туманностей. На ¬ до, зрозуміло знати також їх будову.
Під дією яких сил розширюється планетарна туманність?Колись, років 30-40 тому вважали, що основним чинником, що визначає це розширення, є-світлове тиск потужного ультрафіолетового ¬ го випромінювання ядра і накопичуються * в туманності квантів лінії Лайман-альфа водню. Ми пам'ятаємо, що ці кванти не здатні дробитися, але й вийти з туманності їм важко, так як воднева середовище, так ¬ ж ионизованного, для них досить непрозора.
Пізніше, з розвитком теорії переносу випромінювання в спектральних лініях, ці погляди довелося пере ¬ дивитися.Виявилося, що світловий тиск нездатне швидко розігнати порівняно масивну туманність до спостережуваних швидкостей розширення. У ті ж роки арсенал астрофізики поповнився методами фізики суцільного середовища - аеро-та гідродинаміки. Стало ясно, що немає особливої необхідності залучати для пояснення ня розширень планетарних туманностей екзотичні механізми.Розліт в порожнечу хмари гарячого газу під дією сил внутрішнього тиску в принципі може пояснити багато особливостей динаміки і морфології. Планетарних туманностей. Однак застосування теорії до конкретних випадків виявляється досить складним як з-за громіздкості розрахунків, так і з-за примітив ¬ ності наших морфологічних уявлень.
Про будову планетарних туманностей можна поки сказати, та до того ж із застереженнями, лише те, що вони представляють собою гігантські газові кільця доволь ¬ но складної внутрішньої структури, видимі нами то збоку, то вздовж осі симетрії (див. рис. 1). Є вагомі підстави вважати, що як розподіл газу всередині цих кілець, так і фізичні умови в них досить не ¬ однорідні, але подробиці будови туманностей поки майже не відомі.
Взагалі кажучи, рівень сучасної спостережної астрофізики дозволяє або майже дозволяє одержати необхідні дані вже зараз. Однак для цього потрібно було б систематично і на довгі роки зайняти круп ¬ кро та найдосконаліші з існуючих тілі ¬ скопом тільки для дослідження планетарних туманно ¬ стей.
Ми вже розповідали, як успіх у розвитку науч-ного дослідження, даючи відповідь на одне питання, орга-тельно ставить кілька нових. Так уже бувало в істо-рії вивчення планетарних туманностей; щось подоб-ное відбувається зараз. Все ж таки багато що про цих об'єк-проектах ми вже знаємо і сподіваємося, що знаємо правильно. Ця надія дозволяє нам закінчити розповідь про 200 - річної історії загадки планетарних туманностей сло-вами, що належать відомому американському астро-фізику Л. Аллер: «Планетарні туманності - це вінки, якими природа прикрашає вмираючі звез-ди».
Трохи загальних міркувань
Отже, ми простежили історію дослідження плані-тарних туманностей і познайомилися у загальних рисах з сучасними уявленнями про цих цікавих космічних об'єктах. Наскільки цікаво це напів-чілось, залежить від переваг або недостатков'нашего розповіді і від схильності читача стежити за пе-ріпетіямі наукового пошуку.
- Планетарні туманності - лише одна з множест ¬ ва різновидів астрономічних об'єктів, наповнюючи ¬ чих Всесвіт. Більш того, не вони привертають цього ¬ годину найбільший інтерес дослідників і викликають са ¬ мі галасливі наукові дискусії. І все ж, просто обой ¬ дя цю проблему і рушивши далі, ми неминуче відчуємо пролом у своїй науковій тилу. Образно ви ¬ ражаясь: не зрозумівши нашу Галактику, важко пом'яти дру ¬ талі галактики, а не зрозумівши їх, ми не зрозуміємо і Всі ¬ шеного. Але картина Галактики без планетарних туман ¬ ностей явно не повна. Такими міркуваннями ми ру ¬ ководствовалісь, коли приймалися за цю брошуру.
Розповідаючи про історію дослідження планетарних туманностей, нам довелося торкнутися багато розділів-астрономії та астрофізики, а без цього розповідь втратив би зв'язність. Тим самим зайвий раз підтверджується, що астрономія - наука комплексна, існуюча у взаємозв'язку своїх, інколи дуже далеких один від одного напрямків.
Звичайно, астрономія представляє собою частину фі-зікі, якщо розглядати останню як всеоб'емлю-щую сукупність знань про природу. Астрономія ши-роко користується теоретичними та експериментальними методами різних областей сучасної фізики, не може існувати і розвиватися без цього. При всьому тому за століття свого існування астрономія накопичила величезний фактичний матеріал, створила свої собст ¬ ються оригінальні способи підходу до дослідження тієї частини природи, вивченням якої вона займається. Не знаючи цих фактів і цих методів, важко успішно працювати в астрономії, навіть перебуваючи у всеозброєнні якого-небудь з найважливіших розділів іншої науки. У цьому одна з труднощів сучасної астрономії: астроном зобов'язаний бути свого роду універсалом ..
І ще одна особливість астрономії: вона змушена-на обмежуватися тим, що природа сама повідомляє їй про себе.Ми не в змозі, наприклад, провести прямий астрофізичний експеримент - скажімо, виготовити зірку заданої маси та хімічного складу і по-дивитися, що з цього вийде. Тому в астрономії завжди і неминуче на перший план висувався збір фактичних відомостей про природу - спостереження. Досвід астрономії показує, що Всесвіт влаштована набагато складніше, ніж це іноді уявлялося вченим, і тому ніякі теоретичні передбачення не заме ¬ ють збору та аналізу фактичних даних - Трудоем ¬ кого справи, тривалого та невдячної.
Протягом історії вивчення планетарних ту ¬ манностей іноді здавалося, що ми близькі до їх разга'д-ке. Але неминуче виходило так, що кожного разу ми відповідали лише на один якесь питання, доповнюючи величезну і невідому нам картину одним або двома штрихами. Зараз ці дослідження «вперлися» в з ¬ вічну проблему астрономії: знову потрібні нові, більш точні і більш докладні спостережні дан-ні. У кінцевому рахунку знову-таки потрібні великі со ¬ фітосанітар телескопи і сучасні реєструючі пристрої, потрібні роки й десятиліття наполегливої праці. І це-для дослідження планетарних туманностей, об'єктів порівняно простих як з фізичної, так і з наглядовою точок зору, об'єктів яскравих, ком ¬ пактних і близьких. Що ж говорити тоді про дослід-вання, скажімо, неймовірно далеких слабких галактик або воістину. Загадкових квазізоряних об'єктів, або інших подібних сюрпризів, які час від часу підносить нам зоряне небо?
Всесвіт - найзагадковіше з відомих нам явищ природи.Неймовірна різноманітність фізич ¬ ських умов, абсолютно не доступних для земного експерименту, що не піддаються уяві відстані ¬ ня і періоди часу-все це багато разів ставило учених перед спокусою предполжіть, що в тому чи іншому незрозумілому космічному діють сили, невідомі нам з земного досвіду , міститься речовина, ніколи не бувалі на Землі і тому не-відоме.
Але кожен раз розвиток науки спростовувало ці на ¬ дежде: згадаймо хоча б історію з «новим» еле ¬ том «небули». Більш того, всі безліч астрономічній ¬ мічних знань поки говорить нам про те, що всюди в неосяжному Всесвіті діють фізичні зако ¬ ни, відомі нам на Землі. Саме по собі це здивуй ¬ тельно і не так вже очевидно, але це так.
Зрозуміло, не слід, та й не хотілося б відкидати саму можливість того, що колись ми зіткнемося в космосі з новими законами природи, новими формами існування матерії. У принципі це мо ¬ же трапитися в будь-який момент. . Однак, щоб подібне припущення набуло вагомість, потрібна величезна робота з його перевірки і перевірки. Лише тоді, коли багато незалежних, докази, тео ¬ ські та експериментальні, підтвердять, що явище не вкладається у традиційні рамки, ми зможемо боязко сказати: так, напевно, ми-натрапили «а щось справді нове.
У цьому своєрідному консерватизмі, властивому будь-який з природничих наук, є свій сенс. Він - свого роду захисна реакція науки як системи знань. Дійсно, наука, створена в результаті багатовікового праці десятків, сотень, а то і тисяч обдарованих людей, не може дозволити собі впасти при першому ж підозри на її недосконалість. До того ж протягом своєї історії вона звикла до того, що подібні підозри занадто часто виявляються неспроможними.
У зв'язку з цим доречно згадати про один прикрий явище, яке іноді дуже докучає вченим. Сучасне суспільство відрізняється широкою поширеністю наукових знань. Це природно і справед ¬ ливо: наука існує за рахунок суспільства і працює на його благо. Тому плоди наукових досліджень можуть і повинні ставати надбанням усіх людей.
Однак часом знайомство з наукою за спрощеним «популярного викладу створює у деяких представ ¬ ня, ніби їм вдалося зрозуміти щось, повз чого про ¬ йшли або чого не зрозуміли професійні вчені. Починаються, звичайно, з кращих спонук, звернення до наукові організації з вимогами обговорити, опублікувати, визнати нове відкриття. «Відкриття», як правило, свідчить лише про недостатню компетентність, а часто, на жаль, навіть неписьменності його автора. Однак за нашим радянським законам будь-яка людина, який звернувся до державної установи, має право на компетентну відповідь. І ось кваліфікованим людям доводиться витрачати час і сили на рецензування праць і переконання авторів псевдовідкриттів.
За нашими спостереженнями від цього своєрідного на-учного графоманства особливо страждають дві «общедо-ступні» науки: астрономія і метеорологія. Оказ-ється, дуже багато хто знає, як влаштований Всесвіт і як правильно передбачати погоду.
Раніше на сторінках цієї брошури ми згадували імена кількох дилетантів, які зробили, однак, неоцинкова-німий внесок у науку. Але це були справді ви-дає люди, які, хоча й починали як вчені-любителі, але 'швидко перетворювалися на професіоналів. Ну а за останні 50 років до того ж настільки зріс обсяг наукової інформації і складність одних тільки фундаментальних наукових уявлень, що ніяка інтуїція і геній вже не в змозі замінити систе ¬ тичних знань. .
Незмірно ускладнилося і тому стало дуже до-рогім інструментальне оснащення науки. Все, що можна було побачити чи виміряти більш простими засобами, вже побачено і виміряно.
У нашій країні, як ні в одній іншій, полегшений доступ до наукової освіти, витрачаються величезні кошти на розвиток науки. Хочеться сказати всім, без-корисливо яка бореться за її інтереси: будь ласка, при-ходите, працюйте, але спочатку навчитеся і не витрачайте свій і чужий час даремно, не відкривайте того, що вже було відкрито до вас, і не намагайтеся примусити науку переглянути вже давно відкинуті концепції!
Наука, в тому числі астрономія, відкриває воістину безмежне поле для докладання сил і таланту. Її історія рясніє звершеннями і драмами. Шляхи її розвитку, ніколи не будуть цілком очевидними, але ясно одне: пізнання безмежне. І в цьому - життя і щастя дослідника!