Грубо говоря, для нормальной плотной упаковки атомов массой 10-24 г и размером 10-8 см характерна плотность порядка 10-24/(10-8)3 =1 г/см3 . При достаточно большом давлении, возникающем при сжатии звезды, атомная структура разрушается, электроны образуют особый так называемый вырожденный газ. Характерным размером теперь уже является не радиус электронной орбиты, а квантовый (комптоновский) радиус электрона ((e = h /meс = 3,86.10-11 см). Получается картина, в которой плотно упакованы уже не атомы, а электроны, а ядра (например, протоны) как бы вжаты в электронный объем. Отсюда и характерная плотность белых карликов: ( ~ 10-24/(4.10-11)3 ~107 г/см3. Более точные оценки дают несколько меньшую величину, но в целом ситуация именно такова. Этим достижения астрономов и физиков не ограничились. Открытие в 1932 году нейтрона и немедленно последовавшее создание модели атомного ядра (микрообъекта, состоящего из компактно упакованных протонов и нейтронов) открыло путь к анализу еще более концентрированного звездного вещества. В самом деле, не может ли звезда при гораздо больших давлениях переходить в фазу гигантского атомного ядра с плотной упаковкой ядерных частиц?
      Такая идея проскользнула в небольшой заметке советского физика-теоретика Льва Давидовича Ландау (1908-1968) в связи с поиском удовлетворительной гипотезы о звездных источниках энергии. Заметка была опубликована в 1932 году, и автор не знал еще об открытии нейтрона.
      Конкретное и впоследствии оправдавшееся предсказание объектов нового типа сделали через 2 года американские астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки. Оценивая энергетику вспышек Сверхновых звезд, они пришли к гипотезе, что "...Сверхновая представляет собой переходную стадию от обычной звезды к нейтронной, состоящей главным образом из нейтронов".
      Еще до конца 30-х годов вырисовалась довольно четкая модель. Дальнейшее сжатие белокарликового вещества приводит к тому, что электроны, как бы вдавливаясь в объем протонов, вступают с последними в реакцию, известную как обратный ?-распад (р + е- > n +?). Происходит своеобразная нейтронизация атомных ядер, а избыток энергии излучается в виде нейтрино. Нейтроны слипаются в гигантское ядро, а огромный гравитационный потенциал как бы запирает канал прямого ?-распада (n > р + е- +?), то есть образуется вполне стабильный сгусток нейтронного вещества. Характерный размер теперь уже порядка комптоновского радиуса нейтрона ((n = h /mnс = 2,1.10-14 см) и соответствующая ему характерная плотность - порядка ядерной (1014 -10 15 г/см3). Радиус нейтронной звезды с массой порядка М(
      должен быть не более 10-20 км. Оставалось только обнаружить такой объект, и самое любопытное, что фактически это и было сделано Вальтером Бааде и Рудольфом Лео Минковским еще в 30-е годы. Исследуя Крабовидную туманность - след Сверхновой, вспыхнувшей в 1054 году,- они отождествили одну из слабых звездочек с нейтронной, то есть, по гипотезе Бааде Цвикки,- с остатком взрыва. Спектр ее был весьма необычен, он не содержал линий поглощения и излучения, характерных для звезд главной последовательности. Казалось бы, тут и счастливый финал короткой истории. Но вышло все гораздо забавней - как раз факт регистрации звезды оптическими методами и послужил причиной недоверия к сути открытия. Дело в том, что стандартный механизм теплового излучения при обнаруженной светимости звезды Бааде - Минковского (выше L() требовал совершенно чудовищных поверхностных температур (что-то около 1013 К), иначе звезда не могла бы давать в оптическом диапазоне наблюдаемой яркости. Это и не удивительно - ведь площадь излучающей поверхности нейтронной звезды примерно в миллиард раз меньше площади Солнца.
      Под впечатлением оценок такого рода звезда Бааде-Минковского на 3 десятилетия перешла в разряд несколько загадочных объектов - до нетеплового импульсного механизма ее излучения теоретикам дойти не удалось. И между первым и вторым этапом открытия нейтронных звезд пролегла полоса, связанная с серьезнейшим экспериментальным и теоретическим перевооружением астрономии.
      В первую очередь речь идет о выходе наблюдений в радиодиапазон. До поры до времени астроном ограничивался обзором неба в интервале отпущенного ему природой зрения*. Оптическая картина, как говорится, въелась нам в кровь, но это не значит, что другие участки спектра, недоступные напрямую человеческим органам чувств, содержат менее интересную и полезную информацию. К началу 20 века было ясно, что в принципе Вселенная должна светиться всеми частями электромагнитного спектра, а несколько позднее удалось установить, что Земля обстреливается еще и потоками энергичных элементарных частиц и атомных ядер - космическими лучами.
      * Интервал длин волн, к которому адаптирован глаз: (3,8 ? 7,8).10-5 см - от фиолетового до красного света. Почти в центре его лежит максимум солнечного спектра, соответствующий ? = 4,83.10-5 см - желтому цвету. В условиях иной звезды и иной планеты зрение развивалось бы в другом диапазоне, центральная длина волны которого, грубо говоря, определилась бы через температуру звезды соотношением ?max = 0,29/T.
      Между тем, старт радиоастрономии выглядел крайне скромно и был связан с исследованием помех во вполне земных передачах. В 1931 году американский инженер Карл Янский установил, что, по крайней мере, часть помех на волне 14,6 м имеет чисто космическую природу. Небосвод оказался довольно сильным источником радиосигналов, но в то время этот замечательный факт не вызвал особого энтузиазма. Диапазон сантиметровых и дециметровых волн не был технически разработан и не привлекал внимания астрономов.
      Ситуация резко изменилась в связи с созданием к началу второй мировой войны радиолокационной системы противовоздушной обороны. Огромные средства, брошенные на решение этой жизненно важной задачи, преобразовали микроволновую радиотехнику настолько, что уже к середине 40-х годов можно было довольно уверенно создавать радиокарты неба.
      Выяснилось, что Солнце и другие звезды являются интенсивными генераторами микроволнового излучения, радиоволны может испускать также межзвездная среда. Более того, радиокарты во многом не похожи на то, что мы привыкли видеть на картах оптических. Мощнейшие радиоисточники могут быть практически невидимы в обычном свете, и наоборот, яркие оптические объекты - ничем не выделяться в радиодиапазоне.
      Новый "орган чувств" позволил вписать в историю астрономии много славных страниц - о некоторых я еще упомяну. Быть может, самая любопытная из них связана со вторым - на этот раз окончательным - открытием нейтронных звезд, и на ней мы сосредоточим внимание.
      Открытие это произошло в какой-то степени случайно, во всяком случае, как и первое предсказание нейтронных звезд, оно появилось в качестве побочного результата в исследовательской программе, ставящей иную цель. В 1967 году группа кембриджских астрономов во главе с Энтони Хьюишем приступила на новом радиотелескопе к изучению очень важной проблемы мерцания в диапазоне ? = 3,7 м. Они хотели установить характер колебаний потока радиоизлучения, обусловленных межзвездной средой, и обзавелись весьма чувствительной аппаратурой, которая позволяла хорошо разрешать сигналы во времени.
      В конце лета практикантка Хьюиша Хоселин Белл, внимательно просмотрев ленты с записью сигналов, установила, что на случайный шум накладываются четкие периодические всплески. Этот эффект привлек внимание всей группы, и вскоре выяснилось, что наземные помехи тут ни при чем - источник всплесков находится на небе, причем на вполне определенном его участке. К концу осени существование космического радиоисточника с периодом около 4/3 с подтвердилось. Так был открыт первый пульсар СР1919 (Cambridge Pulsar с прямым восхождением 19 часов 19 минут), а через некоторое время еще три аналогичных объекта.
      О первоначальном замешательстве в связи с этим открытием свидетельствует тот факт, что все четыре пульсара были закодированы как LGM1, LGM2 и т. д. (от Little Green Men - буквально "зеленые человечки"), иными словами, группа Хьюиша с немалой вероятностью допускала, что получено сообщение от внеземной цивилизации. Образ - дань модной традиции, согласно которой экипажи летающих тарелок, о которых ходило немало слухов (и ходит до сих пор!), состоят из каких-то небольших зеленых существ. Однако после публикации первой заметки в феврале 1968 года (журнал "Nature") туман быстро рассеялся. Открытия Кембриджской группы были подтверждены другими радиообсерваториями, до конца 1968 года поступили сообщения о добром десятке других пульсаров. В 1969 году выяснилось, что пульсаром является и звезда Бааде - Минковского в Крабовидной туманности.
      Природу исходного удивления понять не так уж сложно. Астрономические объекты, способные изменять свое состояние в целом за 1 секунду,- явление, по крайней мере, странное. Они должны иметь очень малые размеры и, с этой точки зрения, похожи на какие-то искусственные сооружения. Единственный выход - считать, что объект со светимостью звездного уровня и малым радиусом (порядка 10 км) представляет собой настоящую нейтронную звезду.
      Сначала думали, что всплески излучения действительно обусловлены пульсацией нейтронной звезды. Теория позволяла объяснить такой моделью периоды до 1 - 2 секунд, но в том же Крабе пульсар PSR0531 + 21 продемонстрировал период 0,033 с, что потребовало совершенно новых идей по поводу механизма излучения.
      Пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду с чрезвычайно сильным (до 1012 Гаусс) магнитным полем. Излучение концентрируется вблизи магнитных полюсов, которые и носятся вокруг оси вращения с определенным периодом. Можно сказать, что с наблюдаемыми пульсарами нам повезло - эти импульсные маяки удачно сориентированы относительно Солнечной системы.
      МОДЕЛЬ ПУЛЬСАРА
      Очень интересной особенностью новых объектов оказалась их довольно быстрая эволюция. Видимо, периоды всех пульсаров возрастают - энергия вращения понемногу теряется. Самые молодые пульсары вращаются быстрее, и темп потери угловой скорости у них несколько выше. Пример тому - самый быстрый пульсар PSR 0531+21, который увеличивает период на 36,5 наносекунд в сутки*. Вероятно, теоретически возможный период обращения не может быть меньше 0,001 с. Если считать, что рост начинается именно от этой величины, то с учетом более высокого начального темпа следует признать возраст этого пульсара порядка 1000 лет. Это хорошо согласуется с датой вспышки Сверхновой в Крабе в 1054 году.
      *Осенью 1982 года был обнаружен пульсар 1937 + 215 в созвездии Лисичка с периодом Т = 1,56. 10-3 с, т. е. вращающийся в двадцать с лишним раз быстрее пульсара в Крабе.
      Более сложные явления отмечены для пульсаров, входящих в состав двойных систем с обычными звездами. Гравитационное поле нейтронной звезды начинает как бы отсасывать плазму из атмосферы своей соседки. Первоначально мощное магнитовращательное излучение отбрасывает эту плазму, и пульсар дополнительно теряет угловой момент. Эта стадия эволюции называется "пропеллером" - увеличение периода здесь происходит быстрее, чем в случае одинокого пульсара. Но с увеличением периода падает и мощность магнитного маяка. Наконец, начинается процесс аккреции - плазма захватывается пульсаром и передает ему свой угловой момент. Теперь рост периода должен прекратиться - согласно теории возникает своеобразная компенсация, и вращение происходит более или менее равномерно.
      Это так называемая стадия рентгеновского пульсара, характерная мощным рентгеновским излучением аккрецирующей плазмы (светимость порядка 1030-1031 Вт!). Источники такого типа действительно обнаружены, но все они имеют уже уменьшающийся период - струя вещества с соседней звезды как бы ускоряет пульсар. Это указывает на новое замечательное качество нейтронных звезд видимо, они служат превосходным индикатором эволюции соседей по двойной системе.
      Но сюрпризы, связанные с нейтронными звездами, не ограничились пульсарами. Через 8 лет после их открытия один из советских спутников серии "Космос" зарегистрировал очень мощные и нерегулярные вспышки рентгеновского излучения. Более подробные исследования показали, что некие объекты нашей Галактики, расположенные ближе к ее центру, дают пиковую мощность излучения более 1031 Ватт, причем интервалы между вспышками довольно различны - от нескольких часов до целых месяцев. Так на астрофизической арене появились барстеры (от англ, burst - вспышка, быстрый взрыв) - нейтронные звезды, входящие в тесную двойную систему.
      СХЕМА АККРЕЦИИ В ТЕСНОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЕ ОБЫЧНОЙ И КОМПАКТНОЙ ЗВЕЗДЫ (В
      ЧАСТНОСТИ, АККРЕЦИИ НА ПУЛЬСАР ИЛИ ЧЕРНУЮ ДЫРУ)
      В отличие от пульсаров, они лишены мощного магнитного поля, которое как бы засасывает заряженные частицы к магнитным полюсам. Поэтому аккрецирующая водородно-гелиевая плазма от соседней звезды более или менее равномерно устремляется к барстеру, формируя на его поверхности гигантский термоядерный котел. Падающее вещество разгоняется в поле тяготения барстера до околосветовых скоростей. За счет перехода кинетической энергии этого вещества в тепловую форму и выгорания водорода поджигается термоядерная реакция синтеза гелия в углерод. Именно гелиевый синтез и обеспечивает грандиозные вспышки. В одной вспышке барстера полностью выгорает примерно метровый слой спрессованного до 1 тонны в куб. сантиметре гелия, слой, окутывающий нейтронную звезду радиусом порядка 10 км. Нетрудно оценить, что масса такого слоя порядка 1021 г, и при обычном энерговыделении гелия (1011 Дж/г) энергия вспышки должна доходить до 1032 Дж!
      Чтобы обеспечить приток необходимого вещества, звезда-соседка должна отдавать барстеру свое вещество в темпе 1017 г/с - одну земную массу за 2000 лет. Это обеспечивает полное восстановление гелиевого слоя в среднем за 104 с, но сокращает время жизни звезды-соседки. Если масса последней порядка солнечной, то все ее вещество израсходуется на вспышки барстера примерно за полмиллиарда лет. Так барстеры оказались не только превосходным образом открытого для обозрения "термоядерного ада" - того, который, по недавним понятиям, должен был прятаться глубоко в звездных недрах, но и кандидатами на роль активнейших "звездных вампиров".
      На этом не исчерпывается обнаруженная в 60-е годы и позднее звездная экзотика. О самой интересной из них - черных дырах - мы поговорим во II части. Там же удастся обсудить и общую картину звездной эволюции, где обычные и экзотические звезды обретают свои естественные места.
      ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ
      Шаги по открытию Галактики* и Солнечной системы в чем-то очень схожи. Млечный Путь, один из первых ориентиров на звездном небе, выделялся с древнейших времен. Однако его астрономическая интерпретация возникла сравнительно поздно. Лишь систематический интерес астрономов к звездам на рубеже 18-19 веков позволил нащупать некоторые закономерности в группировке далеких светил. Появилась своеобразная гелиоцентрическая модель Гершеля-Каптейна, где Солнце считалось случайным центром огромного звездного скопления. При всем том Галактику еще не рассматривали как особый структурный элемент Вселенной.
      * Галактика, которой принадлежит Солнце, пишется с большой буквы - в отличие от остальных галактик.
      Джон Гершель впервые и не слишком настойчиво высказал идею, что Магеллановы Облака, наблюдаемые в южном полушарии, представляют собой отдельные очень далекие звездные системы вроде Млечного Пути, но его гипотеза не произвела особого впечатления.
      Прорыв наметился внезапно в связи с исследованием объектов, которые долгое время не привлекали внимания,- переменных звезд. В древности их как бы и не замечали, во всяком случае, неизвестны исследования даже тех переменных звезд, чей период нетрудно определить невооруженным глазом. Первый шаг в этой области сделал в 1596 году немецкий астроном Давид Фабрициус (1564-1617), описавший переменную Миру Кита. Устойчивый интерес к переменным возник лишь в период открытия двойных звезд.
      Переменные звезды демонстрируют весьма различное поведение. Некоторые из них очень резко меняют блеск. В этом случае разумно считать, что мы имеем дело с планетообразной системой двух звезд, одна из которых периодически затмевает другую. Это так называемые затменные переменные звезды. Но существует и иная ситуация, когда блеск звезды меняется плавно, и такое изменение нельзя объяснить прохождением какого-либо тела через луч зрения. Остается единственный вариант - предположить, что из-за каких-то физических процессов меняется сама светимость звезды, то есть количество энергии, которое она излучает. Среди таких звезд, в свою очередь, выделяются две подгруппы - долгопериодические и короткопериодические. Так называемые цефеиды с периодом от нескольких суток до нескольких десятков суток и особым характером колебаний (похожим на колебания Дельты Цефея) привлекли внимание американского астронома из Гарвардской обсерватории Генриетты Суан Ливитт (1868-1921). В 1908 году, изучая фотографии Малого Магелланова Облака, полученные в Перуанском филиале, Ливитт обнаружила довольно четкую зависимость между яркостью цефеид и их периодом - чем ярче звезда, тем больше период колебаний блеска. Это обстоятельство окончательно выяснилось к 1912 году, и именно оно открыло путь к определению размеров Галактики и межгалактических расстояний. Поэтому цефеиды справедливо стали называть маяками космоса.
      Удачный выбор объекта исследований - ведь расстояния между самими цефеидами заведомо много меньше расстояния до Малого Магелланова Облака позволил выделить закономерность "яркость-период" в чистом виде, и теперь можно было использовать эту закономерность для изучения других элементов звездного неба.
      Этим и воспользовался работавший тогда на 60-дюймовом рефракторе обсерватории Маунт-Вилсон американский астроном Харлоу Шепли (1885- 1972). Диссертация по затменным звездам, написанная им в начале научной карьеры, позволила ему сопоставить свои результаты с данными по цефеидам и доказать, что последние являются пульсирующими звездами. В 1915 -1917 годах Шепли исследовал цефеиды в 69 звездных скоплениях и попытался определить расстояния до них. Тут-то и пригодились результаты Ливитт. Измерив периоды цефеид, Шепли вычислил их относительную светимость и далее, сопоставляя вычисленные светимости с наблюдаемой яркостью, нашел пропорцию в расстояниях до шаровых скоплений. Сразу же нашлось объяснение загадочной концентрации шаровых скоплений в направлении созвездия Стрельца, обнаруженной еще Вильямом Гершелем. Оказалось, что эти скопления образуют огромный сферический хоровод вокруг некоторого общего центра тяжести. Усредняя результаты допплеровских измерений по движению цефеид, Шепли определил абсолютные расстояния до шаровых скоплений. Картина нашего положения во Вселенной резко изменилась.
      К 1919 году Шепли окончательно понял, что сферический хоровод шаровых скоплений позволяет определить истинный центр Млечного Пути, который расположен в десятках тысяч световых лет от Солнца. Наше светило оказалось весьма заурядной периферической звездой, лишившись места в центре мира подобно тому, как это произошло с Землей в коперниковские времена. Гелиоцентрическая модель Гершеля - Каптейна навсегда ушла в историю.
      К сожалению, Шепли, правильно определивший форму Галактики, переоценил ее размеры и пришел к выводу, что спиральные туманности тоже являются ее элементами. Из-за этого Галактика еще некоторое время - совсем недолго играла роль особого элемента Вселенной.
      В 1921 году шведский астроном Бертиль Линдблад (1895 -1965), впоследствии директор Стокгольмской обсерватории и президент Международного астрономического союза, высказал гипотезу о вращении Галактики. Эта гипотеза подтвердилась через 6 лет в результате тщательного анализа движения звезд, предпринятого голландским астрономом Яном Оортом. Оорт выделил в Галактике сферическую и плоскую подсистемы звезд и существенно уточнил ее размеры. Оценка скорости движения Солнца вокруг галактического центра и распределения звезд в Галактике позволила оценить и ее массу. Оказалось, что Галактика содержит порядка 100 миллиардов (1011) звезд в среднем той же массы, что и Солнце. Последующие уточнения этой картины привели к доказательству гипотезы того же Линдблада о спиральном строении плоской составляющей. Так постепенно сформировалась современная модель, на некоторых особенностях которой мы еще остановимся во II части книги.
      А сейчас перейдем к рассказу о главных событиях астрономии 20-х годов, давших науке совершенно новую концепцию Вселенной*.
      * Разделять события на главные и второстепенные - неблагодарная работа. 10-20-е годы, когда в работах Шепли, Линдблада, Оорта складывалась корректная модель Галактики, в сущности, связаны с явлением того же порядка, что и открытие Солнечной системы в трудах Коперника и Кеплера. Однако астрономия имеет много ветвей развития, и при бурных темпах 19 - 20 веков, когда одно событие хронологически буквально наползает на другое, а не разделено веками или хотя бы десятилетиями, возникают своеобразные затмения, хорошо известные в истории науки. Нечто похожее произошло и в 20-е годы при практически одновременном рождении моделей Галактики и расширяющейся Вселенной.
      ОТКРЫТИЕ ВСЕЛЕННОЙ
      К первым десятилетиям 20 века сложилась, в общем-то, довольно простая картина строения Вселенной. Она превосходно отражена в иерархической теории шведского астронома Карла Вильгельма Шарлье (1862-1934), построенной им в двух публикациях в 1908 и 1922 годах. Занимаясь много лет звездной статистикой, Шарлье обратил внимание на тенденцию звезд образовывать скопления различного масштаба. Отсюда он и вывел гипотезу о Вселенной как бесконечной иерархии все более крупных структур - звезд, звездных скоплений, скопление скоплений и т. д., которые открываются по мере совершенствования телескопов. Вскоре эти представления были распространены на галактики и галактические скопления.
      Между тем, когда в 1922 году выходила в свет статья Шарлье под названием "Как может быть построен бесконечный мир", астрономия уже вплотную подошла к созданию нового взгляда на устройство этого мира.
      Возникновение современной модели Вселенной обязано двум внешне независимым подходам. Теоретически она была предсказана в результате бурного развития новой теории гравитации в работах Альберта Эйнштейна (1879-1955). В 1922-1924 годах советский математик Александр Александрович Фридман (1888-1925) опубликовал две статьи, где были получены именно те решения уравнений эйнштейновской общей теории относительности, которые до сих пор составляют основу космологических взглядов. Фридмановская Вселенная должна была расширяться или сжиматься как целое, никогда не оставаясь застывшей, причем в модели хорошо было видно, что в некоторые эпохи материя находилась в состояниях, никак не похожих на то, которое наблюдается теперь.
      Однако роль этих работ оставалась неясной вплоть до рубежа 20-30-х годов, когда появились новые экспериментальные данные, открывающие новую перспективу в астрономии.
      Эти данные вытекали в первую очередь из результатов американского астронома Эдвина Пауэлла Хаббла (1889-1953), масштаб деятельности которого ставит его в один ряд с Гиппархом, Тихо Браге и Гершелем - каждый из них олицетворяет целую эпоху древнейшей науки.
      Впрочем, начало космологической революции было положено героическими усилиями руководителей обсерватории Маунт-Вилсон, которым удалось в 1917 году продолжить славу своего крупнейшего астрономического учреждения установкой самого мощного в то время телескопа со 100-дюймовым (2,5 метра!) зеркалом, специально ориентированного на разрешение туманностей.
      Хаббл, первоначально получивший юридическое образование и увлекавшийся многими делами - от бокса до физики, как раз к 1917 году переквалифицировался в астрономы. В данном случае муза Урания явно не спешила - Хаббл на целых два года оторвался от дела для участия в первой мировой войне.
      После возвращения в Штаты он приступил к работе на Маунт-Вилсоновском телескопе, где его безраздельно увлекла проблема туманностей, а конкретно поиск их звездного населения. Через 4 года Хаббл нашел первую цефеиду в туманности Андромеды.
      После этого Хаббл сосредоточил внимание на туманности NGC 6822*, очень похожей на уменьшенную копию Малого Магелланова Облака. Здесь обнаружилось 11 цефеид, и Хаббл, применив правила цефеидного масштаба, определил расстояние до нее - порядка 700 тысяч световых лет. 35 цефеид, найденных им в туманности М 33, позволили определить расстояние и в этом случае. Оно оказалось около 800 тыс. св. лет, примерно таким же, как и расстояние до туманности Андромеды (М 31)**.
      * То есть объекте, зарегистрированном в "Новом Общем Каталоге" (New General Catalogue) Дрейера, включавшем 8000 туманностей и опубликованном в 1888 году. Это было обобщение "Нового каталога" Джона Гершеля.
      ** М 33-33-й объект в каталоге Мессье, один из спутников туманности Андромеды, подобно тому, как Магеллановы Облака - спутники Галактики.
      На данном пути к 1925 году сформировалась галактическая картина строения Вселенной. Многочисленные туманности "отпали" от Галактики, стало ясно, что они представляют собой столь же обширные и очень далекие звездные миры.
      Но самое эффектное открытие пришло к Хабблу в 1929 году, когда были измерены расстояния до 20 галактик. Он знал, что в спектрах этих галактик есть систематическое красное смещение, как будто они разбегаются от нас по всем направлениям*. При этом скорость убегания, измеренная по допплер-эффекту, оказалась пропорциональной расстоянию до галактики (v ? Hr). Величина Н, получившая название "постоянной Хаббла" (вообще-то она функция времени), первоначально из-за бедной статистики была явно завышена (Н ? 500 км/с.Мпс). Это давало для возраста Вселенной (? ~ 1/H) очень малое значение - около 2 миллиардов лет. Однако существенно не конкретное значение, а впервые полученное прямое астрономическое свидетельство того, что некогда все галактики стали разбегаться из одной точки или, по крайней мере, из области пространства, очень малой по сравнению с нынешними межгалактическими расстояниями.
      *На разбегание галактик впервые обратил внимание еще в 1912 году американский астроном Весто Мелвин Слайфер, измеривший красное смещение М 31 и обнаруживший в общей сложности 36 убегающих галактик.
      Разумеется, найденный возраст был огромен по сравнению с библейским и крохотен по меркам буддийской космологии. Но трудности возникали при гораздо более прозаических сопоставлениях. Например, накопление свинца в скальных породах земной поверхности, связанное с распадом урана, вело к оценке 2-6 млрд. лет. А возраст звезд, в том числе и Солнца, оценивался в то время чудовищным сроком в 10 000 млрд. лет. Иными словами, численный результат Хаббла привел к довольно сильному и длительному замешательству среди специалистов самого разного профиля. Не может же, в самом деле, Вселенная родиться позже какой-то звезды или земного пригорка!
      Более корректная возрастная шкала появилась после серьезной переоценки расстояний в Местной Системе - группе ближайших галактик. Это произошло на рубеже 40-50-х годов. Впоследствии поступила и новая информация, связанная с разрешением некоторых ярких областей в очень далеких галактиках на отдельные звезды. В результате возникла современная оценка Н=50 ? 70 км/с.Мпс, и, соответственно, возраст Вселенной увеличился до 12-20 млрд. лет. С такими данными согласуется и геологический возраст Земли (4,6 млрд. лет) и основные современные модели звезд. "Возрастная драма" на некоторое время затормозила идею космологической эволюции, появились конкурирующие модели, пытающиеся в какой-то степени сохранить статическую или стационарную картину.
      Но главный прорыв совершился.
      Хаббл дал первую классификацию туманностей как внутригалактических (их он разделил на планетарные и диффузные), так и внешних, то есть собственно галактик. Оказалось, что все галактики укладываются в 4 основных класса бесформенные или иррегулярные (Irr), эллиптические (Е), спиральные нормального типа (S) и пересеченные спиральные, или спирали с перемычкой (SB). Итог этой работе был подведен в его знаменитом "Царстве туманностей", опубликованном в 1936 году.
      ХАББЛОВСКАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК
      Первая физическая модель расширяющейся Вселенной была построена бельгийским ученым, теологом по образованию, Жоржем Эдуардом Лемэтром (1894-1966) в 1927-1931 годах. Отталкиваясь от нестационарных решений космологических уравнений, Лемэтр предположил, что Вселенная сначала пребывала в сверхплотном и относительно компактном состоянии "космического яйца". Это состояние было неустойчивым, что и привело к Большому Взрыву его последствия мы видим в форме разлетающихся во все стороны осколков галактик. Эта грандиозная картина появилась как раз вовремя и сомкнулась с результатами наблюдений Хаббла*. Однако появления более последовательной физической модели пришлось ожидать еще несколько десятилетий. Только в 1946 году американский физик Георгий Антонович Гамов** (1904-1967) предложил так называемую модель горячей Вселенной, которая и легла в основу современной космологии.
      * Из-за этого теория расширяющейся Вселенной иногда называется моделью Лемэтра, хотя приоритет Фридмана в предсказании нестационарной космологии в настоящее время никто не оспаривает. Надо иметь в виду, что именно Лемэтр первым дал впечатляющую физическую аналогию. Фридман, разработавший простые и удобные математические модели, ушел из жизни до появления основных Хаббловских результатов.
      ** Гамову принадлежит ряд фундаментальных разработок в области ядерной физики и астрономии. Он же предсказал очень важный результат в биологии триплетный генетический код.
      В отличие от Лемэтра, считавшего, что в сверхплотном "космическом яйце" после Большого Взрыва должны были преобладать ядра тяжелых элементов, Гамов развил концепцию ядерной эволюции - от легчайшего водорода к гелию и более тяжелым элементам. Такая точка зрения гораздо лучше согласовывалась с наблюдаемым в космосе относительным обилием легких ядер. В ранние моменты после Первовзрыва вещество, согласно Гамову, имеет очень высокую температуру, так что сложные атомные ядра могут образовываться лишь на поздних этапах и в весьма специфических условиях.
      Важнейшим следствием модели Гамова стало предсказание так называемого реликтового излучения. Идея сводилась примерно к следующему - в очень ранней Вселенной основную роль играл горячий газ световых квантов фотонов, активно взаимодействующих с веществом.