В чём же особая роль звёздных скоплений? В них присутст
вуют звёзды разной массы. А поскольку законы физики в Галактике и за её пр
еделами едины, то понятно, что звёзды одинакового типа должны иметь один
аковую светимость Ц светимостью астрономы называют абсолютный блеск
звезды, полную мощность её светового излучения, выраженную в единицах по
тока энергии от Солнца. Если две звезды одинакового типа, а значит, и одина
ковой светимости расположить на разных расстояниях от нас, то та из них, к
оторая дальше, естественно, будет казаться более слабой. Её блеск будет м
еньше. Легко сообразить, как связан блеск с расстоянием и таким образом, з
ная расстояние до близкой звезды, мы можем по видимому блеску более далё
кой звезды определить расстояние и до неё.
А.Г. Если мы знаем, что это звезда того же типа.
А.Р. Естественно, того же типа. Установить это достаточно прост
о. На это указывают тип спектра или даже цвет звезды, определить которые д
овольно легко.
В.С. Но надо помнить о пыли. Хорошо известно, что если вы в туманн
ую погоду пытаетесь оценить расстояние до далёких фонарей, то именно тум
ан мешает вам это сделать.
А.Р. Да, туман мешает Ц он ослабляет блеск фонаря.
В.С. Фактически, астрономы именно в таких условиях вынуждены о
пределять расстояния до звёзд.
А.Р. Хорошо ещё, что у астрономов есть возможности учитывать вл
ияние поглощения света в межзвёздном веществе при помощи фотометричес
ких методов, измеряя цвет звёзд и их блеск. Здесь много всяких тонких эффе
ктов, которые, тем не менее, мы умеем учитывать. Что же дальше? Звёздных ско
плений на самом деле много. Гиады и Плеяды Ц это всего лишь ближайшие ско
пления. Вплоть до расстояний примерно 3Ц 4 килопарсека находится несколь
ко сотен других рассеянных скоплений. В них тоже есть звёзды тех же типов,
что и в Гиадах и Плеядах. И мы можем, поскольку это скопления, то есть колле
ктивы звёзд, мы можем измерять расстояния до них достаточно точно. Однак
о это всего лишь ближайшая окрестность Солнца. Что делать дальше? А дальш
е поступаем так. В некоторых рассеянных скоплениях есть совершенно уник
альные объекты Ц цефеиды, это переменные звёзды, периодически меняющие
свой блеск. Вообще, переменных звёзд обнаружено очень много: сейчас изве
стно почти 40 тысяч таких звёзд. Среди них выделяются разные типы. Так вот, ц
ефеиды можно назвать королями среди переменных звёзд, хотя бы по той при
чине, что они помогают нам измерять расстояния в космосе. Цефеиды Ц это ж
ёлтые сверхгиганты: огромные звёзды с очень высокой светимостью, в десят
ки и сотни тысяч раз более высокой, чем у Солнца. Поэтому они видны на огро
мных расстояниях. С другой стороны Ц это газовые шары. А мы знаем, что газ
овые шары могут колебаться. У них есть период собственных колебаний. Чем
более разрежен газовый шар, тем больше период его колебаний. То есть, суще
ствует связь между размером, массой, плотностью звезды и периодом её пул
ьсаций. Эти переменные звёзды тем хороши, что их трудно спутать с любым др
угим объектом. И поэтому они отлично играют роль «стандартной свечи», то
есть объекта с известным абсолютным блеском.
В.С. За это их называют «маяками Вселенной». Наблюдая некоторо
е время за цефеидой и измерив период её пульсаций, мы точно определяем св
етимость этой звезды, сравнивая которую с её видимым блеском, легко можн
о вычислить расстояние до неё.
А.Р. Да, цефеиды Ц настоящие маяки Вселенной: они пульсируют с
потрясающей периодичностью. Я думаю, что им могут позавидовать даже швей
царские часы. На протяжении сотен лет они очень мало изменяют свои перио
ды пульсаций. Однако чтобы пользоваться зависимостью между периодом и с
ветимостью такой звезды, эту зависимость нужно откалибровать, то есть не
зависимым способом определить расстояние хотя бы до нескольких цефеид.
К счастью, в некоторых рассеянных скоплениях обнаружены цефеиды, поэтом
у, зная расстояния до этих скоплений, мы можем определить и расстояние до
цефеид, а далее уже использовать их самих как индикаторы расстояния. Цеф
еид в Галактике очень много. Известно их уже около тысячи, а на самом деле
их, по-видимому, десятки тысяч.
В.С. И не только в нашей Галактике.
А.Р. Да, их очень много и в других галактиках. В ближайших галакт
иках Ц Магеллановых Облаках Ц их уже обнаружено несколько тысяч. В Тум
анности Андромеды их около сотни тысяч. Есть они и в самых далёких галакт
иках. Раз мы знаем их светимость, то можем по их видимому блеску оценивать
расстояние до других галактик. В этом, собственно говоря, и состоит суть п
остроения той последовательности, которую называют шкалой расстояний.

В.С. В общем, один метод цепляется за другой, и продолжается эта
«лестница расстояний» до края Вселенной.
А.Р. Сначала расстояние от Земли до Солнца, затем Ц до ближайш
их звёзд, потом Ц расстояния до рассеянных звёздных скоплений, затем Ц
цефеиды и другие галактики.
В.С. Но на каждой ступеньке мы имеем ошибки, которые накапливаю
тся. И в конце концов получается, к сожалению, что масштабы Вселенной изве
стны не так уж хорошо.
А.Р. И ещё я хочу сказать о том, почему, собственно говоря, пробле
ма шкалы расстояний очень важна. Существует два подхода к шкале расстоян
ий или две шкалы расстояний Ц короткая и длинная. Я являюсь приверженце
м короткой шкалы расстояний, Владимир Георгиевич Ц длинной. Различаютс
я они примерно на 20 процентов. То есть все расстояния надо либо уменьшить,
либо увеличить, соответственно, максимум на 20 процентов.
В.С. Моя Галактика на 20 процентов больше.
А.Р. А моя меньше.
А.Г. А моя?
А.Р. Казалось бы, ну что тут особенного? Надо как-то прийти к сог
лашению. Истина где-то рядом. Но дело в том, что в последнее время всё больш
е и больше наблюдательных фактов говорит о том, что шкала расстояний ско
рее короткая. А это приводит к очень серьёзным противоречиям, на которые
нельзя закрывать глаза. И эти противоречия возникают совершенно неожид
анно, во-первых, в космологии, во-вторых, в теории звёздной эволюции. Я могу
кратко объяснить, в чём тут суть, причём тут космология и звёздная эволюц
ия, хотя мы говорим всего лишь о методах измерения расстояний во Вселенн
ой. Оказывается, очень даже причём. Дело в том, что один из фундаментальных
параметров космологии Ц это постоянная Хаббла, которая характеризует
скорость расширения Вселенной. Через значение постоянной Хаббла выраж
ается возраст Вселенной. Если мы берём короткую шкалу расстояний, то пос
тоянная Хаббла будет большой, а возраст Вселенной при этом оказывается с
равнительно маленьким, порядка 10Ц 12 миллиардов лет.
В.С. Раз шкала расстояний короткая, то и масштабы Вселенной ста
новятся меньше, и ей меньше времени требуется для расширения.
А.Р. Итак, с одной стороны Ц космология. А с другой Ц звёздная э
волюция. Если шкала расстояний короткая, то все звёзды немного ближе к на
м, чем считалось ранее, а значит, их светимость не так велика, как мы думали.
А это означает, что возраст звёзд, который вычисляется по теории их эволю
ции и опирается на их светимость, оказывается больше, чем казалось. Так ко
роткая шкала расстояний приводит нас к тому, что возраст самых старых зв
ёзд, населяющих шаровые скопления (о них мы ещё расскажем), оказывается бо
льше возраста Вселенной. Это, конечно, совершенно недопустимая ситуация.

А.Г. Недопустимая в той модели Вселенной, которую мы имеем сего
дня?
В.С. В любой модели Вселенной. Не могут объекты, населяющие Все
ленную, быть старше её самой.
А.Г. Если они не являются источником возникновения Вселенной.

В.С. Это уже философский вопрос. А у нас простой подход: Вселенн
ая была изначально, и в ней рождались объекты. Это нормально.
А.Р. По этой причине, наверное, большинство астрономов долгие г
оды придерживалось, вольно или невольно, длинной шкалы расстояний, в кот
орой такой проблемы не существует. Но наблюдательные факты Ц штука упря
мая, и надо как-то их объяснить. И вот решение или, по крайней мере, намёк на
решение пришёл совсем недавно, в конце 1998-го года, когда стали известными н
овые свойства космического вакуума, или квинтэссенции. Оказалось, что на
ша Вселенная расширяется с ускорением. Следовательно, постоянная Хаббл
а сейчас, в наше время, в нашу эпоху, больше, чем была в прошлом. А среднее зн
ачение постоянной Хаббла, соответственно, меньше, чем сейчас. А это значи
т, что возраст Вселенной следует увеличить. Тогда противоречие между бол
ьшим возрастом шаровых скоплений и малым возрастом Вселенной снимаетс
я. И сейчас, я думаю, это противоречие уже не будет играть такой роли. Похож
е, что мы идём потихонечку к…
В.С. …благополучному его разрешению.
А.Г. Но всё равно получается, что шаровые скопления Ц одни из с
амых древних, если не самые древние образования во Вселенной.
В.С. И одни из самых интересных.
А.Г. Так вот, давайте о них. Что это?
В.С. Это, действительно, изумительные объекты, к которым я личн
о всю жизнь отношусь с большим интересом. Но начать, наверное, надо с того,
что звёзды вообще не любят одиночества. Если мы посмотрим на звёздное не
бо, то первое впечатление будет о звёздах как об одиночных объектах. Они р
азбросаны совершенно хаотично и никогда не группируются в системы. Ну, р
азве что кто-то заметит Стожары, они же Плеяды, на звёздном небе и скажет, ч
то это небольшая кучка звёзд, и при этом окажется прав. Это действительно
физически связанный объект, где наш глаз различает 5Ц 7 звёзд, в зависимос
ти от качества зрения и качества неба. А на самом деле телескоп в этой небо
льшой кучке различает около 300, а самый хороший телескоп Ц даже 500 звёзд. Но
и те звёзды, которые кажутся нам одиночными, в действительности, как прав
ило, живут коллективом. Скажем, половина всех звёзд при детальном изучен
ии в телескоп оказываются двойными. Это очень стабильные системы. И они м
огут, в принципе, жить вечно. Законы механики позволяют им без всяких проб
лем обращаться вокруг общего центра масс.
Но кроме двойных есть и тройные, четырехкратные, пятикратные звёзды. Пра
вда, частота их встречаемости при этом всё меньше и меньше. Когда мы перех
одим от двойных звёзд к тройным, то тройных оказывается примерно в 4 раза м
еньше. Когда переходим к четырехкратным системам, то обнаруживаем, что и
х примерно вчетверо меньше, чем тройных. И так распространённость всё бо
лее сложных систем быстро падает. Казалось бы, очень сложных звёздных си
стем вообще не должно быть в нашей Галактике. И законы механики нам на это
намекают. Дело в том, что даже 3 звезды не могут стабильно обращаться вокру
г общего центра масс. Социологи и психологи могут искать тут какие-то ана
логии с человеческими коллективами. Но мы рассуждаем только на языке мех
аники. А он гласит, что третье тело возмущает движение каждого из двух ост
авшихся и, как правило, приводит к распаду тройной системы. При этом треть
е тело обычно выбрасывается из системы, а две оставшиеся звезды стабильн
о обращаются долгое время рядом друг с другом. Четыре звезды Ц ещё более
ненадёжный коллектив, и он распадается ещё быстрее. Поэтому ожидать слож
ных систем, казалось бы, нет причин. Но когда мы переходим к системам из
100, 200, 1000 звёзд, то в них ситуация в смысле механического взаимодействия меня
ется кардинальным образом. Каждая отдельная звезда уже почти не чувству
ет влияния своих ближайших соседей; она чувствует общее поле тяготения,
на фоне которого влияние соседей сглаживается. Поэтому в большом коллек
тиве звезда вновь, как и в двойной системе, начинает двигаться достаточн
о равномерно. Такие коллективы из сотен тысяч звёзд мы довольно часто вс
тречаем в Галактике. Ещё более интересны чрезвычайно редкие коллективы
из миллионов звёзд. Их называют «шаровыми звёздными скоплениями». Назыв
ают так просто за их форму: очень правильную шарообразную форму с сильно
й концентрацией звёзд к центру.
А.Р. И всё-таки, миллион звёзд Ц это, скорее, исключение.
В.С. Да, это исключение. В нашей Галактике всего одно-два таких с
копления. В типичном шаровом скоплении десятки и сотни тысяч звёзд. Но вс
ё же есть скопления и с тремя миллионами звёзд, например, Омега Центавра. П
оэтому небольшим преувеличением будет считать их населёнными миллионо
м звёзд. Иногда хочется представить себе, как житель планеты, обращающей
ся вокруг одного из этих светил, населяющих шаровое скопление, чувствует
себя в таком звёздном окружении. Москвичи и жители других крупных город
ов знают, что у нас на ночном безлунном небе видны примерно две-три сотни
звёзд. Если мы уедем за город, то увидим несколько тысяч звёзд. В самых луч
ших, идеальных условиях, Ц на берегу моря или в степи, где абсолютно чёрн
ое бархатное глубокое небо, Ц наш глаз различает около трех тысяч звёзд,
и при этом небо кажется нам усыпанным звёздами. Теперь представьте себе
жизнь на планете в центре шарового скопления. Каждая из миллиона звёзд, н
аселяющих это скопление, видна на небосводе вашей планеты; ваш глаз одно
временно видит, по крайней мере, сотни тысяч или даже полмиллиона звёзд. К
онечно, это фантастическое зрелище, которое, наверное, стимулирует работ
у не только тамошних поэтов и философов, но и астрономов.
А.Р. Причём, тысячи из этих звёзд очень яркие.
В.С. Действительно, некоторые светила Ц красные гиганты Ц бу
дут сиять лишь чуть слабее нашей полной Луны. И таких ярких светил на небе
будут сотни. Фантастическое зрелище! Конечно, очень хотелось бы работать
там, а не на планете Земля, где мы окружены пылью, и яркие звёзды встречают
ся редко.
А.Г. Но раз уж вы заговорили о планете Земля, то, прежде чем вы пр
одолжите о звёздных скоплениях, скажите: Солнце Ц одинокая звезда?
В.С. Почти наверняка Ц да, одиночная.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47