Зодиакальный свет и газовый хвост Земли

 

Еще одно явление природы имеет тесное родство с теми мелкими межпланетными частицами, которые мы называли метеорами. Жители тропических стран хорошо знакомы с той картиной, которую лишь смутно можно себе представить по следующему описанию.

 

Рис. 109. Зодиакальный свет

Весною вечером, после захода Солнца и угасания зари, и осенью перед его восходом, на западе ‑ в первом случае и на востоке ‑ во втором, из‑за горизонта встает серебристый конус какого‑то сияния. В южных районах СССР оно бывает ярче Млечного Пути, а в средних широтах оно видно плохо, потому что ось этого сияния вытягивается вдоль эклиптики (по зодиакальным созвездиям), а в средних широтах эклиптика образует с горизонтом небольшой угол. Атмосферное поглощение и пыль у горизонта мешают нам видеть нижнюю и самую яркую часть зодиакального конуса. Иногда удавалось одновременно наблюдать и восточную и западную части зодиакального света смыкающимися вместе и образующими как бы гигантскую световую арку в южной стороне неба. В стыке этих ветвей, т. е. в точке, противоположной Солнцу, замечается усиление света в виде пятна, имеющего несколько градусов в поперечнике; его называют противосиянием.

С тех пор как недавно удалось снять спектр зодиакального света, выяснилось с несомненностью, что он образован отражением солнечного света от бесчисленных метеоритных частиц, заполняющих пространство между Солнцем и Землей. Действительно, спектр зодиакального света оказался копией спектра Солнца, т. е. этот свет есть свет Солнца, отраженный достаточно крупными частицами. Рассеяние света Солнца могли бы создать и мельчайшие пылинки и молекулы газа, но в последнем случае цвет зодиакального света был бы голубоватым, как цвет неба, создаваемый именно рассеянием белого солнечного света молекулами газов нашей атмосферы. Между тем цвет зодиакального света белый и в его спектре голубая часть не ярче, чем в спектре Солнца.

Никто не изучил зодиакальный свет так подробно, как академик В. Г. Фесенков, интересовавшийся им еще со студенческой скамьи. Произведя множество измерений яркости зодиакального света, в результате сложного и тонкого анализа этих наблюдений В. Г. Фесенков пришел к следующим выводам.

Общая масса частиц, образующих зодиакальный свет, очень невелика. Отраженный ими свет определяется их суммарной поверхностью. Небольшая масса, разбитая на множество мелких частей, имеет поверхность, во много‑много раз большую, чем поверхность той же массы, собранной в один шар. Если это не вполне ясно, попробуйте, например, сравнить: сколько краски пойдет на то, чтобы выкрасить поверхность бревна, и сколько ее потребуется, чтобы выкрасить сотню, а тем более тысячу чурок, на которые можно распилить и расколоть это же самое бревно.

Метеоритные частички распространяются от Солнца дальше, чем орбита Земли, и те, что расположены прямо против Солнца, отражают свет всей своей поверхностью, как полная Луна. В этом направлении отраженный свет, следовательно, ярче; он‑то и образует пятно, названное противосиянием. Метеоритные частицы, находящиеся «сбоку» от Земли и Солнца, отражают меньше света и в совокупности, как показывает расчет, должны иметь яркость, совпадающую с наблюдаемой яркостью зодиакального света.

Метеоритные частицы, образующие зодиакальный свет, движутся вокруг Солнца, по‑видимому, по всевозможным орбитам, из которых многие сильно наклонены к эклиптике. Большинство частиц движется вблизи плоскости земной орбиты, так что их совокупность в общем образует около Солнца сильно сплющенный рой, вытянутый вдоль плоскости Солнечной системы и по своей форме напоминающий линзу, в центре которой помещается Солнце. Эти частицы образуются в результате дробления астероидов и столкновений их с крупными метеоритами, они образуются и в настоящее время. Они непрерывно падают на Солнце, так что за 100 000 лет на него выпадает масса, сосредоточенная внутри шара радиусом в одну астрономическую единицу. Из заключенной в этом объеме массы можно было бы слепить один астероид диаметром 10 км.

Исследуя в Алма‑Ате распределение яркости по ночному небесному своду с учетом влияния зодиакального света, академик В. Г. Фесенков в 1949 г. вместе со своими сотрудниками подтвердил предположение И. С. Астаповича, что земная атмосфера, а тем самым Земля, имеет как бы светящийся газовый хвост. Этот хвост, как и у комет, вытянут всегда в сторону, противоположную к направлению на Солнце, и стелется в плоскости эклиптики. Здесь земная атмосфера, по‑видимому, неограниченно распространяется в мировое пространство в виде расходящегося конуса, имеющего раствор около 10°. Плотность воздуха вдоль хвоста убывает довольно медленно, приблизительно в два раза на каждые 4,7 радиуса земного шара. Причиной описанного является, может быть, как и у комет, давление солнечного света, хотя в основном хвост располагается в области конуса земной тени. Весь этот вопрос нуждается в дальнейшей проверке, так как выводы основаны на наблюдении трудно уловимых явлений и еще не выяснены возможные причины такого поведения молекул воздуха, состоящего в основном из азота, на который давление света не должно было бы оказывать заметного действия, в особенности в зоне земной тени.

 

Светлые и темные туманности

 

Подводя итог, мы видим, что метеоритам в нашей Солнечной системе мы обязаны красотой болидов, падающих звезд, метеоритными кратерами на Земле и, может быть, на Луне и Марсе, зодиакальным светом и даже кольцом Сатурна. Но этим не ограничивается роль метеоритов, и за пределами Солнечной системы мы опять встре^мся с ними.

Итак, не расставаясь с метеоритным веществом, выйдем теперь за пределы Солнечной системы, в бесконечные глубины мирового пространства.

В ясную морозную зимнюю ночь, под тремя блещущими звездами, образующими «пояс» мифического охотника Ориона, или под «Тремя волхвами», как их называли в старину, в бинокль видно мерцающее пятнышко светлого, зеленовато‑серебристого тумана. Оно обволакивает среднюю из трех звезд, образующих «Меч Ориона».

Много таких размытых светлых пятнышек обнаружил телескоп за три века, прошедших со времени его изобретения, но целый мир таких туманностей раскрылся перед нами с той поры, как на помощь астроному пришла фотография.

Накопляя минута за минутой, иногда час за часом действие света, фотографическая пластинка выявляет такие слабо светящиеся пятна ‑ туманности, какие человеческий глаз зачастую не в состоянии обнаружить даже при помощи телескопа.

Тут и там, вблизи полосы Млечного Пути, особенно в нем самом, мы находим множество светлых клочковатых туманностей, больших и малых, называемых за их бесформенность диффузными туманностями. Они все занесены в каталоги, а спектры их говорят нам, что одни из них состоят из разреженного газа, другие из чего‑то, отражающего свет звезд.

 

Рис. 110. Туманности вокруг Плеяд, светящие отраженным светом

Действительно, в 1921 г. американец Хаббл обнаружил, что в тех случаях, когда спектр диффузной туманности непрерывный и с темными линиями, он неизменно является точной копией спектра какой‑либо близкой к ней звезды. В большинстве случаев такая звезда видна на фоне туманности и почти несомненно, что это не игра случая, не случайная проекция звезды на туманность, но что и в пространстве звезда либо находится вблизи нее, либо даже погружена в самую туманность.

Одним из наиболее ярких примеров этого являются слабые туманности, которые обволакивают наиболее яркие звезды в звездной куче Плеяд. Спектры таких туманностей и изменение их яркости с увеличением видимого расстояния от звезд согласно говорят о том, что эти туманности светят светом, отраженным от звезд,

Но что может собираться в такие хаотические, бесформенные облака и отражать свет звезд, как не скопище космической пыли?

В некоторых случаях спектр туманностей состоит из наложения ярко‑линейчатого спектра на обычный звездный спектр и обнаруживает наличие смеси разреженных газов и метеорной пыли.

Почти во всех случаях светлая туманность сопровождается темными пятнами. В массе светящейся нежной материи видны черные прогалины и полосы, как кляксы туши, выплеснутой на тонкую белую кисею.

Лет 30 назад эти пятна не привлекали к себе особого внимания, но позднее Барнард в США выявил много темных пятен Щ сияющем фоне туманности.

Одно из таких пятен, наиболее, быть может, поразительное, находится в Млечном Пути в созвездии Ориона, в непосредственном соседстве со знаменитой туманностью Ориона. Некоторые, находя в ее очертаниях сходство с конской головой, так ее и прозвали (рис. 111).

Посмотрите, как вверху на фотографии все поле затянуто нежным сиянием светлого тумана и испещрено великим множеством слабых, по‑видимому, далеких звезд. Внизу же ‑ зияющая чернота и на ее фоне видны лишь отдельные, более яркие звезды.

В южном полушарии неба, в Млечном Пути, как бы «сделана огромная дыра», ‑ там чернеет мрачное пятно, прозванное мореплавателями «Угольным мешком».

 

Рис. 111. Темная туманность 'Конская голова' в созвездии Ориона

Долгое время эти черные пятна в Млечном Пути считали «дырами» в толще звезд, его образующих. Их рассматривали как пустоты, в которых почему‑то действительно нет звезд. Это убеждение и помогло однажды находчивому зарубежному астроному отделаться от одной настойчивой и важной посетительницы обсерватории. Ей показали в телескоп загадочный Марс с его белыми полярными шапками, показали зазубрины лунных гор, бросающих длинные тени, показали удивительное кольцо Сатурна, но посетительница не была удовлетворена и все желала, чтобы ей показали в телескоп «бесконечное мировое пространство». Астроном, принимавший эту богатую даму, повернул телескоп и направил его на одно из таких темных пятен в Млечном Пути с редкими, едва мерцающими звездочками. «Смотрите между этими звездочками в черноту, ‑ сказал он ей, ‑ и вы увидите это бесконечное мировое пространство, которое вам так хочется увидеть».

Это было лет 50‑60 назад... А теперь, не кривя душой, сделать то же самое астроному было бы нелегко. С тех пор кажущуюся пустоту темных «дыр» в Млечном Пути развитие науки «заполнило» веществом...

Сначала всплыла догадка, что перед нами не отверстия, уходящие в бесконечность, а темный занавес, скрывающий не только «бесконечное пространство», но и относительно близкие звезды нашей собственной звездной системы.

Занавес этот ‑ колоссальные облака пыли, поглощающие и рассеивающие свет звезд, как погруженных в эти облака, так и находящихся за ними. Чем больше и плотнее такое облако, чем больше производимое им поглощение и чем ближе оно к нам, тем меньше звезд мы видим в этом направлении. Свет звезд проходит через это облако сильно ослабленным, поэтому звезды кажутся слабее, чем они есть на самом деле, слабее, чем если бы мы смотрели на них сквозь прозрачное пространство. Особенно слабые звезды из‑за поглощения в облаке делаются совсем нам невидимыми. Но ведь чем слабее звезды, тем в общем они дальше от нас, а чем звезды дальше, тем число их больше. Поэтому наиболее слабые и многочисленные (далекие) звезды в области темных пятен Млечного Пути не видны, а пятна эти мы теперь вправе назвать темными туманностями.

Подозрение родило способы его проверки, подтвердившие существование множества темных, поглощающих свет туманностей, состоящих из космической пыли. В. А. Амбарцумян и Ш. Г. Горделадзе доказали, что одни и те же облака космической пыли кажутся темными, когда по соседству с ними нет ярких звезд, и представляются светлыми туманностями, когда их освещает какая‑нибудь яркая звезда, случайно оказавшаяся по соседству.

Основой способа изучения темных туманностей (их размеров, расстояния до нас и поглощающей способности) является, как показал впервые немецкий ученый Вольф, подсчет звезд определенного блеска в области туманности и по соседству с ней.

Толщина облака темной пыли часто колоссальна, измеряется десятками, а иногда и сотнями световых лет и гораздо больше среднего расстояния между звездами. Таким образом, тысячи звезд парят в каждой из подобных туманностей, как птицы в тумане. Вот уже поистине «тихо плавают в тумане хоры стройные светил»...

Поглощающая способность темной туманности определяется величиной наибольшего производимого ею поглощения света. Если, например, в туманности число звезд 15‑й звездной величины равно числу звезд 14‑й звездной величины вне туманности (на единицу видимой площади), то, значит, полное поглощение света туманностью составляет одну (15‑14) звездную величину. Иначе говоря, туманность ослабляет свет звезд, находящихся за нею, в 2 1/2 раза.

 

Рис. 112. Увеличение числа звезд с ослаблением их блеска в пылевой туманности и по соседству с ней

Видимая наблюдателем область неба соответствует в пространстве конусу, уходящему в бесконечность с вершиной в глазу наблюдателя. Чем дальше от нас, тем больший объем пространства охватывает конус и тем больше звезд должно в нем содержаться. Это объясняет, почему число звезд на единицу видимой площади неба растет с уменьшением их видимого блеска, т. е. с ростом их дальности от нас, что показывает сплошная линия на рис. 112. На расстоянии, соответствующем среднему расстоянию звезд двенадцатой величины, начинается темная туманность, которая уменьшает число более слабых звезд (прерывистая линия). Но этот способ изучения туманности, применявшийся раньше, оказывается, очень неточен. В последнее время изучение темных туманностей производится более сложным, но более точным способом, учитывающим различие истинной яркости звезд и ряд других обстоятельств. Эти способы разработаны, в частности, К. Ф. Огородниковым и О. В. Добровольским.

Самые близкие к нам темные туманности находятся на расстоянии 300 световых лет.

Как показали расчеты академика В. Г. Фесенкова и проф. П. П. Паренаго, при чудовищно больших размерах темных туманностей (в среднем 3 парсека) масса их не так уж велика ‑ в среднем три массы Солнца, если они состоят из очень мелкой пыли.

Если множество мелких частиц отражает больше света, чем одно тело той же массы (вспомним кольца Сатурна), то оно же способно и поглощать больше света. Велика ли масса дыма, которым иной курильщик умудряется себя окутать так, что его почти не видно! Собрав этот дым в один твердый шарик, мы едва ли увидели бы его глазом,‑ так мал бы он был и никак не мог бы заслонить собой нашего курильщика.

На огромной рассеивающей способности мелких частиц и основано применение на войне дымовых завес с целью маскировки.

Подсчет показывает, что наибольшее поглощение (точнее, говоря, рассеяние) создают пылинки диаметром около одной десятитысячной доли миллиметра, т. е. немногим большие, чем длина волны зеленого света. Слой, содержащий в столбике сечением 1 см2 всего 0,1 мг таких частиц, практически непрозрачен. Он ослабляет идущий через него свет на 9 звездных величин, т. е. в 4000 раз!

При размерах частиц, меньших десятитысячной доли миллиметра, рассеяние, производимое ими, становится избирательным, как у газовых молекул воздуха, т. е. тем больше, чем короче длина волны. Это и является причиной того, что цвет неба голубой, а цвет заходящего Солнца или Луны ‑ красный. Из состава белого света больше всего рассеиваются голубые лучи и более свободно пропускаются красные лучи. Таким образом создается преобладание красных лучей в свете светил, идущем к нам сквозь атмосферу, слой которой толще всего по направлению к горизонту.

Если космическая пыль (металлические, например, железные частички) в темных туманностях очень мелка, то она производит подобное же покраснение цвета звезд, лежащих за нею, и по степени покраснения теория позволяет вычислить размер частиц.

Такое избирательное поглощение цвета обнаруживается из сравнения цвета звезд одной и той же температуры, лежащих за туманностью и вне ее. Ведь истинный цвет звезды зависит от ее температуры, определяемой по ее спектру, и звёзды, свет которых испытал избирательное поглощение в туманности, обнаруживают избыток красного цвета. Подобно этому наше Солнце, видимое сквозь облако пыли или зимнего тумана, кажется краснее, чем оно есть на самом деле.

Избыток красного цвета (часто говорят короче ‑ избыток цвета) и цвет звезд точнее всего измеряются с помощью фотоэлектрического фотометра. Для этого измеряют яркость звезды таким фотометром непосредственно и через желтое или красное стекло (светофильтр), которое пропускает лучше остальных желтые и красные или только красные лучи. Так измеряется доля красных лучей в общем свете звезды. Подобные исследования в большом числе выполнены, например, Шаленом (Швеция), Е. К. Харадзе и М. А. Вашакидзе (Абастуманская обсерватория). Некоторые темные туманности создают избыток цвета больше чем на целую звездную величину, так что сквозь них чисто белая звезда с температурой в 15‑20 тысяч градусов кажется совершенно красной, какими в действительности выглядят звезды с температурой всего лишь 3000°.

Изучение избытков цвета звезд и их яркости в направлении темной туманности и по соседству с нею является наилучшим способом определения расстояния до нее, ее размера и размера ее частиц.

Кроме мелких метеорных пылинок, в темных туманностях должны быть и более крупные частички, производящие простое, общее поглощение света, попросту загораживающие его. Число их может быть тоже не малым. По размерам эти частички могут походить на те, какие на Земле производят явление падающих звезд и, быть может, есть даже такие, которые, забредая случайно в Солнечную систему, падают на Землю в виде увесистых кусков.

 

Межзвездный сор

 

Во времена Галилея было много ревнителей чистоты небес, ‑ того пространства над нашей головой, которого, по их мнению, не могла запятнать не ступавшая туда нога человека. Это убеждение заставляло их яростно отвергать существование темных пятен на лучезарном Солнце ‑ эмблеме чистоты и блистательности божественных небес. Неумолимая наука опровергла эти ни на чем не основанные фантазии, и мы убедились не только в существовании пятен на Солнце, но и в наличии крупных и мелких осколков во всем межпланетном пространстве, в Солнечной системе и даже пылевых туманностей между звездами.

Но уж остальное пространство между звездами должно быть чисто, ‑ думали еще недавно астрофизики. И эту мысль у них родили не беспочвенные убеждения, а некоторые научные данные. Например, звезды, собранные в тесные шаровые кучи и находящиеся от нас дальше большинства остальных звезд, как будто не обнаруживали никакого избытка цвета. Видимый их блеск тоже как будто зависел только от квадрата расстояния до них, как может быть только в абсолютно прозрачном пространстве.

На существование поглощения света, а следовательно, и поглощающей среды в межзвездном пространстве впервые со всей определенностью указал выдающийся русский ученый В. Я. Струве в 1847 г. К этому заключению он пришел, изучая распределение звезд по разным направлениям. Однако этот вывод был настолько смел и неожидан, что к нему отнеслись с сомнением, и ученые в дальнейшем предполагали межзвездное пространство совершенно прозрачным.

В 1930 г. Трюмплер в США, изучая тесные скопления звезд, обнаружил странный и неправдоподобный факт. Чем дальше от нас находится звездное скопление, тем линейный диаметр его оказывается больше! Надо сказать, что изучались не те шаровые скопления, о которых говорилось выше и которые видны несколько в стороне от полосы Млечного Пути. Изучались так называемые галактические звездные скопления, более близкие к нам, чем шаровые, и видимые в самой полосе Млечного Пути. К ним относятся, например, звездные скопления Плеяд и Гиад. Их видимое положение в полосе Млечного Пути означает, что в пространстве они лежат вблизи той плоскости, к которой скучиваются звезды нашей звездной системы, создавая тем самым вокруг нас картину звездного кольца ‑ Млечного Пути. Естественно, что прежде чем сообщить свои странные результаты, Трюмплер задумался, не могло ли тут замешаться какое‑либо обстоятельство, не замеченное и не учтенное раньше. Он еще раз пересмотрел метод исследования звездных скоплений.

Сначала определялись расстояния до наиболее близких скоплений способами, не вызывающими никаких сомнений. Зная эти расстояния, по видимой угловой величине скоплений вычисляли их линейные размеры. Оказалось, что линейные размеры и блеск главных звездных скоплений одного и того же вида одинаковы. Тогда, естественно, решили, что у скоплений данного вида видимый блеск их главных звезд зависит только от их расстояния, убывая обратно пропорционально квадрату расстояния. Зная же истинный блеск таких звезд и сравнивая его с видимым блеском звезд, который легко измерить, нетрудно подсчитать расстояние от далеких скоплений.

По вычисленным таким образом расстояниям далеких скоплений и по их видимым угловым диаметрам и определили их линейные размеры. И вот они, оказывается, растут с удалением скопления от нас!

Что же могло тут сказаться? Если бы найденные расстояния далеких скоплений были преувеличены, и тем больше преувеличены, чем больше сами расстояния, то результат был бы именно такой: линейные диаметры оказались бы тоже преувеличенными и тем больше, чем больше расстояние. Ведь на видимом угловом диаметре расстояние никак не может сказаться. Но вот на видимом блеске звезд расстояние может сказаться, если в пространстве поглощается свет. Чем дальше скопление, тем больший путь в поглощающей среде проходят его лучи и тем сильнее уменьшается его блеск. Мы же, не догадываясь о поглощении, относили скопление дальше, чем оно от нас находится в действительности. Так Трюмплер окончательно установил, что в нашей звездной системе есть поглощающая материя; она концентрируется к плоскости Млечного Пути, представляя собой довольно тонкий слой. Впоследствии его толщину оценили в 600 световых лет. Свет от светил, находящихся внутри этого слоя (подобно нашей Солнечной системе), испытывает в нем сильное поглощение (например, галактические скопления). Наоборот, свет от светил, находящихся вне этого слоя (например, шаровые звездные скопления), испытывает очень малое поглощение, потому что их свет внутри поглощающей среды проходит только небольшую часть своего пути. Поэтому‑то при наблюдениях шаровых звездных скоплений существование поглощающей среды осталось незамеченным.

Нашли, что на каждые 3000 световых лет вблизи плоскости Млечного Пути видимый блеск звезд ослабляется примерно на 0,4 звездной величины, а блеск звезд на фотографиях ‑ даже на 0,7 звездной величины; в самой плоскости Млечного Пути ослабление блеска еще больше.

Более поздние исследования выявили, что межзвездная среда распределена в пространстве очень неравномерно: в одних местах она плотнее, в других ‑ реже. Величина поглощения, ослабляющего видимый блеск звезд, зависит и от расстояния и от направления. По некоторым направлениям в плоскости Млечного Пути поглощение доходит до нескольких звездных величин на каждые триста световых лет расстояния.

Так как изучение строения нашей звездной системы основано на изучении числа и яркости звезд, а последняя искажена поглощением света в пространстве и в разных направлениях по‑разному, то приходится это поглощение постоянно изучать и учитывать. Задача изучения строения звездной системы из‑за существования поглощения света стала очень хлопотливой и сложной. Звездную систему приходится изучать, так сказать, по кусочкам, шаг за шагом, в каждом направлении отдельно.

По‑видимому, это общее поглощение света частично вызвано некоторой непрерывной пылевой средой, заполняющей пространство между звездами. Частично же его вызывают многочисленные темные туманности, расположенные далеко от нас и проектирующиеся друг на друга.

Общее поглощение света межзвездной пылью сопровождается также и избирательным поглощением света. Чем ближе к плоскости Млечного Пути расположены звезды и чем они дальше от нас, тем они краснее благодаря избирательному поглощению. За последние годы фотографирование на пластинках, чувствительных к красным лучам, выявило целые области неба ‑ целые звездные облака Млечного Пути, имеющие красноватый цвет из‑за поглощения света. На обычных фотопластинках, не чувствительных к красным лучам, эти далекие облака слабых звезд выходят слабо, на пластинках же, воспринимающих красный цвет, они получаются гораздо ярче, и в них видно больше звезд.

Поглощающее вещество расположено в звездной системе Млечного Пути не тонким, резко ограниченным слоем, но по мере приближения к плоскости Млечного Пути плотность его меняется так же, как плотность земной атмосферы в зависимости от высоты.

Центр нашей звездной системы, содержащий наиболее густые облака звезд и расположенный в направлении созвездия Стрельца в Млечном Пути, заслонен от нас поглощающей материей. Не будь ее, в этом направлении звездные облака Млечного Пути сияли бы почти ослепительным светом.

Темная «развилка» Млечного Пути, делящая его на два рукава, начинающихся в созвездии Лебедя и соединяющихся снова в южном полушарии неба, также образована скучиванием темных туманностей и не представляет собой гигантской прорехи в нашей звездной системе. В направлении этой развилки, так же как и по тем направлениям, где поглощение особенно велико, мы не видим далеких звездных образований, расположенных за пределами нашего Млечного Пути. Мы не видим там ни шаровых звездных скоплений, ни так называемых спиральных звездных систем, о которых мы узнаем в главе 9. Их мешает видеть темная межзвездная материя. Однако местами встречаются редкие «окна прозрачности» в пыльной толще Млечного Пути, которые напоминают полыньи в ледяных массивах Арктики или окна чистой воды в старом зазеленевц^ем пруду. В «окна прозрачности» видны звездные системы, лежащие вне пределов нашей собственной звездной системы. Автором этой книжки обнаружены еще так называемые «коридоры видимости», в которых благодаря их прозрачности только и видны далекие звезды нашей звездной системы, хотя и не видно других звездных систем, еще более далеких. А по направлениям, перпендикулярным к плоскости Млечного Пути, например в созвездии Волос Вероники, пространство почти совершенно прозрачно. Там мы свободно видим отдаленнейшие уголки Вселенной, лежащие далеко‑далеко за пределами нашей звездной системы.

Как известно, свет ‑ это электромагнитные колебания, причем в световом луче колебания происходят перпендикулярно к направлению распространения луча. В обычном луче направления этих колебаний непрерывно и беспорядочно меняются. При отражении света от некоторых тел происходит упорядочивание световых колебаний: какое‑либо направление световых колебаний становится преобладающим. Это явление называется поляризацией света, а луч с упорядоченным направлением колебаний ‑поляризованным. С помощью приборов можно узнать, поляризован ли свет.

Свет звезды, прошедший через пылевую среду, поляризован тем больше, чем она дальше.

Поляризация света звезд межзвездной пылью указывает на то, что эти пылинки не круглые, а продолговатые, и что они располагаются в пространстве не хаотично, а вблизи плоскости Млечного Пути. Что же их вынуждает к этому? По‑видимому, это происходит благодаря наличию в межзвездном пространстве магнитного поля. Так изучение влияния межзвездной пыли на свет звезд привело к открытию магнитных сил в межзвездном пространстве.

 

Рис. 113. Слой поглощающего вещества вблизи экваториальной плоскости далеких звездных систем

Пылевое вещество, поглощающее свет, есть не только в нашей звездной системе. Мы находим его в каждой из достаточно обширных систем такого рода, как бы далеко от нас они ни находились. В звездных системах, подобных нашей Галактике, мы обнаруживаем на фотографиях поглощающее свет вещество, концентрирующееся опять‑таки к плоскости их симметрии. Лучше всего это видно на фотографиях тех из них, которые повернуты к нам ребром и выглядят, как линза или как веретено. На многих таких фотографиях видна резкая узкая темная полоса, как бы рассекающая эту линзу или веретено пополам. Нет никакого сомнения в том, что эта темная полоска есть не что иное, как скопление темных туманностей, состоящих из космической пыли, плотность которых растет с приближением к экваториальной плоскости этих систем. Они поглощают свет погруженных в них мириад звезд так же, как они делают это в нашей звездной системе, и создаваемая ими чернота ясно говорит о том, как велико это поглощение.

Так исследования последних десятилетий обнаружили универсальность метеоритного вещества, его распространенность во Вселенной.

Убедившись в чрезвычайной распространенности пылевого вещества во Вселенной, в том, что это один из основных элементов мироздания, мы можем быть подготовлены и к тому, что именно из этого материала формируются по крайней мере некоторые миры, хотя в пространстве между звездами существует, помимо пыли, также и огромное количество разреженного газа, также могущего быть материалом для формирования других небесных тел.

Когда же в телескоп астроном покажет вам в сияющей дали Млечного Пути темное пятно, то не считайте его больше бесконечной пустотой, которой нет предела и которая есть «ничто». Примите его скорее как невидимую колыбель, в которой в этот момент переживает младенчество новый мир. Быть может, в далеком будущем ему суждено стать планетой, подобной той, которая принесла нам жизнь и с которой мы постигаем тайны природы, еще недавно казавшиеся неразрешимыми.

 

 

Часть 2. Мир газа

 

В известной нам части Вселенной газ является преобладающей формой вещества. В мировом пространстве разреженный газ образует облака колоссальных размеров, называемые туманностями, а уплотненный в огр&мные раскаленные шары он образует звезды, подобные нашему Солнцу. Разреженнейший газ заполняет пространство между звездами.

Строение вещества в форме газа более просто, чем в твердых телах,‑ в мировом пространстве газы состоят из атомов и простейших молекул, там нет минералов, горных пород и органических веществ.

Изучение небесных газообразных тел очень расширяет наши представления о строении и поведении вещества вообще. Оно дополняет выводы, получаемые в физических лабораториях, так как позволяет наблюдать вещества в таких состояниях, при таких давлениях и температурах, которые неосуществимы в лабораториях. Так изучение гигантских небесных тел позволяет проникнуть в тайны мельчайших частиц вещества, в недра атомов. Изучение газовых миров раскрывает нам не только законы развития материального мира, но и приносит практическую пользу, так как знание законов природы необходимо для ее покорения и изменения.

 

Глава 6. Ближайшая к нам звезда ‑ Солнце

 

 

Первое знакомство

 

Солнце! Животворящее, ясное, красное, лучезарное! Сколько эпитетов дается тебе! Ты и источник жизни на Земле, ты и глава планетной семьи, ты и ближайшая к нам звезда, ибо каждая звезда ‑ солнце. Можно подойти к Солнцу с разных точек зрения. Есть что сказать о нем и метеорологу, и радисту, и врачу, и ботанику, и химику, и поэту, не говоря уже об астрономах. Много явлений обнаружено на Солнце, и описания многих из них напоминают те, которые делаются в метеорологических обсерваториях при регистрации перемены погоды, сложных движений атмосферных масс. Лишь будущему, но надеемся, близкому, предстоит теоретически охватить эти факты и уложить их в стройную картину физической природы Солнца.

Мы наблюдаем бурные изменения на Солнце, но причина их нам часто далеко еще не ясна, хотя общее строение Солнца нам уже довольно хорошо известно и за последние годы теория солнечных явлений сильно продвинулась вперед. Солнце ближе к нам, чем другие звезды, и его можно изучить особенно подробно. Результаты его изучения помогают уяснить природу других далеких солнц, видимых лишь как светлые точки даже в самые сильные телескопы. Познакомимся же с Солнцем, как с представителем мира бесчисленных звезд.

Раскаленный газовый шар, излучающий потоки тепла и света, единственный их источник в Солнечной системе, ‑ вот что такое ближайшая к нам звезда.

 

Рис. 114. Один из крупнейших в мире инструментов для исследования Солнца ‑ башенный солнечный телескоп Крымской обсерватории

Нам известна энергия Солнца по той ее доле, которая падает на Землю с расстояния в полтораста миллионов километров. С учетом поглощения в атмосфере на квадратный сантиметр поверхности, перпендикулярной к солнечным лучам, за минуту падает энергия, которой достаточно, чтобы нагреть два грамма воды на 1 градус. Эта величина несколько меняется с изменением расстояния от Земли до Солнца и, вероятно, в связи с явлениями, протекающими на нашем центральном светиле. До того как были заподозрены колебания в излучении Солнца, эту величину назвали «солнечной постоянной». Геофизики определяют ее прямыми опытами почти ежедневно, например, наблюдая нагревание воды в особых сосудах, выставленных навстречу солнечным лучам.

Умножив солнечную постоянную на величину поверхности сферы с радиусом в полтораста миллионов километров, мы узнаем полное излучение Солнца. Оно составляет 5,43•1027 калорий в минуту. Если эту мощность теплового излучения перевести в механическую мощность, то она составит 5•1023 лошадиных сил. Эту величину трудно себе представить и, может быть, лучше сказать, что если бы мы могли мгновенно обложить Солнце слоем льда толщиной 12 м, то уже через минуту этот слой растаял бы. Если бы мы могли от Земли к Солнцу перебросить мост в виде ледяной колонны толщиной 3 км и могли сосредоточить на нем все излучение Солнца, то уже через секунду он бы растаял, а еще через 8 секунд обратился бы в пар.

Солнечный свет создает на Земле освещение, в 465 000 раз более яркое, чем освещение полной Луны, и чтобы его заменить, нужно 135 000 стандартных (международных) свечей, поставленных на расстоянии 1 м.

Зная расстояние до Солнца и его видимый угловой диаметр (1/2°), мы легко узнаем его линейные размеры. Диаметр Солнца больше земного в 109 раз, поверхность в (109)2, или в 12 000 раз, и объем в (109)3, что составляет 1 300000 раз. (В километрах диаметр Солнца составляет 1 390 600, но число это мало наглядно.)

Разделив полное излучение Солнца на величину его поверхности, мы узнаем, что один ее квадратный сантиметр светит как 50 000 международных свечей. Поверхность Солнца в 10 000 раз ярче расплавленной платины и в 10 раз ярче пламени электрической дуги. Доля света в общем потоке энергии, идущем от Солнца, характеризуется величиной 8 свечей на ватт, тогда как для обычных электрических ламп накаливания она составляет не более 2 свечей на ватт.

Такой высокий коэффициент светового полезного действия солнечного вещества обязан его высокой температуре.

Мощность излучения с единицы поверхности Солнца, получаемая от деления всей его мощности на величину его поверхности, составляет 84 000 лошадиных сил на квадратный метр, и эта мощность поддерживается, несомненно, в течение сотен миллионов или даже миллиардов лет. Как устойчивы и мощны должны быть источники энергии в недрах Солнца! Мы поговорим о них в другой главе, а тут лишь укажем, что только ничтожная часть энергии, щедро расточаемой Солнцем, используется планетами. На долю Земли приходится лишь 1/2200000000 ее часть. Тем не менее и она колоссальна. Если ее расценить на деньги по цене 2 коп. за киловатт‑час, то окажется, что за секунду Земля получает энергии от Солнца на миллиард рублей.