Может показаться удивительным (и в некотором смысле отрадным), что за короткий период в 15 лет астрономы открыли около 400 звезд такого типа, о самом существовании которого не подозревали до случайного открытия в 1969 г.

И все же, взглянув с другой точки зрения, мы можем спросить: «Почему же так мало?»

Предположим, что нейтронные звезды — это неизбежные остатки сверхновых, а сверхновые взрываются в нашем Млечном Пути одна в 50 лет. В таком случае, если допустить, что наша Галактика существует 14 млрд. лет и режим этих взрывов оставался неизменным на протяжении всего времени, получится, что общее число взрывов сверхновых составило 280 млн. Не означает ли это, что мы должны были бы найти целую уйму нейтронных звезд, по крайней мере одну на каждые 900 звезд Галактики? Почему же их всего 400?

Давайте поразмышляем над этим. Неважно, сколько миллиардов лет существовала Галактика Млечный Путь, если нейтронные звезды остаются обнаружимыми всего каких-то 4 млн. лет. Ведь в этом случае огромное большинство могущих существовать нейтронных звезд было бы слишком старо для обнаружения и только те, что образовались в последние 4 млн. лет, могли бы, пожалуй, посылать импульсы радиации достаточно сильные, чтобы их отметили наши приборы.

Если мы рассмотрим временной интервал в четыре последних миллиона лет, то за это время должно появиться 80 000 сверхновых, т. е. за это время в системе Млечный Путь должно насчитываться 80 000 потенциально обнаружимых нейтронных звезд.

Если говорить точнее, лишь меньшинство из тех 80 000 звезд были бы видимы с Земли: большинство их было бы скрыто межзвездными пылевыми облаками. Однако был бы скрыт только свет. Радиоволны легко проходят сквозь пылевые облака, поэтому всплески микроволн, посылаемые пульсаром, могут регистрироваться радиотелескопами даже в тех случаях, когда первоначальная сверхновая скрыта от оптических телескопов.

Но кто поручится, что струя микроволн пойдет в нашем направлении? Очень возможно, что нейтронная звезда в своем вращении распыляет микроволны и другие виды излучений по кругу, ни в одной точке не соприкасающиеся с Землей. Возможно, ни одним из самых современных методов мы не сумели бы обнаружить такую нейтронную звезду, каким бы мощным излучением она ни обладала. Поэтому число возможно существующих нейтронных звезд в возрасте моложе 4 млн. лет, которые по случайному совпадению шлют свое излучение в направлении Земли, снизится до 1000 или около того (хотя некоторые астрономы-оптимисты намного завышают эту цифру).

Мы также должны учесть то обстоятельство, что не каждая сверхновая обязательно образует нейтронную звезду, а это, естественно, еще больше снижает число обнаружимых нейтронных звезд. Может даже показаться (хотя это уж совсем ненужный пессимизм!), что мы подошли к численному пределу нейтронных звезд, которые мы в состоянии найти.

Исследование сверхновых нашей Галактики, начавшееся в 30-х годах работой Цвикки, постепенно научило астрономов различать их по присущим им кривым света и другим свойствам; теперь принято считать, что существует два сильно различающихся между собой типа сверхновых — тип 1 и тип 2.

Первое отличие состоит в том, что сверхновые типа 1 обладают большей светимостью, достигая абсолютной величины — 18,6, или светимостью, превышающей в 2,5 млрд. раз светимость Солнца. Если б такая сверхновая находилась на расстоянии Альфы Центавра, она бы в максимуме своего блеска сияла одной седьмой светимости Солнца.

Сверхновые типа 2 являются несколько более тусклыми, их светимость превышает светимость нашего Солнца всего в миллиард раз.

Второе отличие состоит в том, что сверхновые типа 1, достигнув и миновав пик своего блеска, теряют свою яркость очень равномерно, тогда как сверхновые типа 2 делают это очень неровно, порывисто.

Третье отличие вытекает из спектрального анализа света: тип 1 показывает почти полное отсутствие водорода, тип 2 напротив, очень богат им.

Четвертое отличие связано с местоположением сверхновой. Сверхновые типа 2 почти всегда оказываются в спиральных галактиках, более того — в спиральных ветвях этих, галактик. Сверхновые типа 1 менее взыскательны относительно выбора места, появляясь не только в ветвях, но и в центральных частях спиральных галактик, а также в галактиках эллиптических.

Такая разница в предпочтительном местонахождении сверхновых первого и второго типов сразу говорит о многом. Эллиптические галактики в большинстве своем свободны от космической пыли. Их звезды в основном относительно малы, в большинстве случаев чуть больше нашего Солнца, и существовали на протяжении всей или большей части жизни галактики. То же верно и для центральных частей спиральных галактик.

Ветви же спиральных галактик являются вместилищем пыли и, как мы увидим позднее, служат пристанищем многих молодых и крупных звезд.

Сверхновые типа 1 включают звезды, имеющие массу, примерно равную массе нашего Солнца или немногим более. Сверхновые типа 2 включают звезды значительно крупнее нашего Солнца, массивнее его по крайней мере в три, а иногда, пожалуй, более чем в три раза.

Чем массивнее звезда, тем реже она встречается. Относительно мелкие звезды, относящиеся к сверхновым типа 1, встречаются по крайней мере в десять раз чаще, чем крупные, тяготеющие к типу 2. Поэтому можно было бы заключить, что сверхновые типа 1 имеют в десять раз большее распространение, чем сверхновые типа 2.

Но не тут-то было! Оба типа распространены одинаково. Отсюда мы можем сделать вывод: не каждой маленькой звезде дано в итоге стать сверхновой первого типа, такими станет лишь незначительное их меньшинство. Дело в том, что требования, предъявляемые к сверхновым типа 1, оказываются более жесткими, чем мы могли предвидеть. Это не просто звезда размером с Солнце, но особый тип звезды такого размера.

Здесь мы обратимся к химическим различиям между двумя типами сверхновых. Сверхновые типа 1 фактически не имеют водорода, что означает последнюю ступень их эволюционного развития. В самом деле, если звезда лишена водорода, но богата углеродом, кислородом и неоном, мы можем с уверенностью сказать, что это белый карлик, и прийти к выводу, что сверхновые типа 1 представляют собой взрывающиеся белые карлики.

Предоставленный сам себе, белый карлик не взрывается и во всех отношениях совершенно устойчив. Однако, как мы теперь знаем, белые карлики не всегда предоставлены сами себе. Иногда они являются частью тесной двойной звездной системы. В этом случае, когда звезда-компаньон в ходе своей эволюции, раздуваясь, превращается в красный гигант, ее вещество выплескивается в аккреционный диск, из которого масса периодически добавляется к белому карлику.

Мы уже видели, что масса, периодически добавляемая к белому карлику, будет нагреваться и сжиматься до того уровня, за которым начинается реакция ядерного синтеза. Происходит колоссальный взрыв, остатки аккреционного диска уносятся прочь, и белый карлик резко увеличивает свою светимость (временно) и виден с Земли как новая. Это повторяется через более или менее длинные интервалы времени.

В каждом случае образования новой часть массы аккреционного диска будет удерживаться белым карликом, так что его общая масса будет постепенно расти.

Но что будет, если белый карлик слишком массивен для своего ранга и обладает, скажем, 1,3 массы Солнца?

Или если его компаньон необычно массивен и, расширяясь, превращается в необычно крупный красный гигант в темпе гораздо скорейшем, чем средний? Или, например, имеют место оба эти случая?

При таких обстоятельствах белый карлик может очень скоро набрать столько массы, что выйдет за предел Чандрасекара, равный 1,44 массы Солнца. Когда это случится, белый карлик уже не сможет поддерживать себя как таковой.

Белый карлик коллапсирует и опадает. Он сжимается чрезвычайно быстро и с огромной силой прижимает ядра углерода и кислорода друг к другу. Весь он охватывается пламенем ядерной реакции, порождающей в кратчайшее время так много энергии, что возникает грандиозный взрыв, когда выделяется за несколько недель столько энергии, сколько наше Солнце выдает за всю свою многомиллиарднолетнюю жизнь.

Одним словом, коллапс белого карлика и ядерный синтез его вещества приводят уже к возникновению не просто новой, а сверхновой типа 1.

Взрыв первого типа разрывает звезду в клочья и может не оставить после себя никакой коллапсирующей звезды — ни белого карлика, ни нейтронной звезды, только вихревое расширяющееся облако пыли и газа. Новая Тихо Браге 1572 г. и Новая Кеплера 1604 г. были, по всей очевидности, сверхновыми типа 1: ни в том, ни в другом случае на их месте не обнаружено никаких нейтронных звезд — остались лишь одни туманности.

Сверхновые типа 2 тоже бывают в самом конце звездной эволюции, но на стадии не так далеко зашедшей, как у сверхновых типа 1. Сверхновая типа 2 возникает в звезде, которая достигла стадии красного гиганта. Однако это случается с крупными звездами, такими, которые минимум в 3–4 раза тяжелее нашего Солнца, и, чем массивнее звезда, тем крупнее бывает красный гигант.

Истинный красный гигант, подобно луковице, состоит из нескольких разных слоев. Наружный слой — это все тот же водород и гелий, т. е. смесь, из которой состоит большинство обычных звезд главной последовательности. За ним идет оболочка, содержащая ядра более массивных атомов, таких, как углерод, азот, кислород и неон. Далее вглубь — третий слой, богатый ядрами натрия, алюминия и магния. За ним — четвертый слой, несущий ядра серы, хлора, аргона и поташа. Пятый слой — само ядро звезды — заключает в себе ядра железа, кобальта и никеля.

Каждый последующий (нижний) слой складывается из продуктов слияния мелких ядер, которые еще имеются в наружном (верхнем) слое. Когда в звезде в ходе ее развития образовалось ядро из железа, никеля и кобальта, ее развитию приходит конец. Любое дополнительное ядерное превращение, связанное с этими ядрами, будь то слияние в более сложные или деление на менее сложные ядра, будет не высвобождать энергию, а, напротив, поглощать ее.

Когда железная сердцевина станет слишком большой, звезда достигает фазы, когда она не может больше вырабатывать достаточно энергии, чтобы удержать себя в раздутом состоянии. Внутренние слои сжимаются катастрофически, и энергия гравитации, освобождаемая при этом, взрывает, выталкивает наружные слои, попутно зажигая в них реакцию синтеза и производя тем самым еще больше энергии. Именно эта дополнительная энергия делает очевидной принадлежность звезды к сверхновой типа 2 и вызывает к жизни даже те ядерные реакции, которые идут с поглощением энергии.

Коллапсированное сжатое ядро такой сверхновой, скорее всего, превращается в нейтронную звезду, даже если его масса (за вычетом исчезнувших после взрыва внешних слоев) достаточно мала, чтобы позволить существование белого карлика. Коллапс звезды так катастрофически скоротечен, что ядро проскакивает «отметку» белого карлика, не успев там задержаться.

Однако даже в случае сверхновой типа 2 неизбежности образования нейтронной звезды не существует.

В 1939 г., когда Оппенгеймер разрабатывал теоретические обоснования нейтронной звезды, он изучал возможные последствия увеличения массы звезды. Вполне естественно, с увеличением массы вырастает и сила гравитационного поля.

Когда масса становится в 3,2 раза больше массы Солнца, гравитационное поле становится настолько сильным, что даже нейтроны, находящиеся в контакте друг с другом, не в состоянии выдерживать сжатие, создаваемое этим полем. Нейтроны коллапсируют, нейтронная звезда сжимается и постепенно становится все плотнее, а это значит, что гравитационное поле вблизи крошечной звезды становится еще сильнее, а ее сжатие еще быстрее.

Коль скоро нейтроны начали коллапсировать, в природе нет силы, способной остановить это сжатие. Так считал в свое время Оппенгеймер, и так считают ученые и в наши дни. Единственный вывод, к которому можно здесь прийти, — сжатие продолжается беспредельно, приближая звезду к нулевому объему и бесконечной плотности.

Это не значит, что мы просто имеем дело с нейтронной звездой, которая становится все плотнее и меньше. По мере продолжения сжатия здесь происходит важная перемена.

Чтоб уяснить природу этой перемены, представим себе объект, брошенный вверх от поверхности Земли. Объект движется вверх, а гравитационное поле Земли упорно тянет его вниз. В результате его направленная вверх скорость постепенно замедляется. Наконец объект застывает неподвижно и в следующее мгновение начинает падать.

Если бы гравитационное поле Земли было одинаково сильно на всем удалении от ее поверхности, это все равно бы случилось, какой бы большой ни была направленная от Земли начальная скорость. В конце концов после 100 м или 100 км или 100 000 км скорость была бы сведена к нулю, после чего наш объект начал бы падать и возвратился на Землю.

Однако гравитационное поле Земли неодинаково сильно на всем протяжении от Земли, оно ослабевает пропорционально квадрату расстояния от ее центра.

На поверхности Земли объект находится на расстоянии 6370 км от центра. На высоте 6370 км над земной поверхностью расстояние от центра удваивается, а сила земного притяжения уменьшается на одну четверть против того, каким оно было на Земле. С увеличением высоты оно продолжает уменьшаться по этому закону. На расстоянии до Луны сила земной гравитации равна всего лишь 1/3,5.

Если запустить объект вверх с достаточной скоростью, он может, так сказать, обогнать земное притяжение. Это притяжение будет стремиться пригнуть его вниз и замедлить его движение, но гравитация по мере продвижения его вверх будет слабеть так быстро, что постоянно уменьшающееся притяжение не успеет свести к нулю скорость удаляющегося объекта. Тогда наш объект может выскользнуть из гравитационного поля Земли и, избавившись от земного тяготения, бесконечно блуждать во Вселенной.

Не исключено, конечно, что он может попасть в тиски другого, более массивного объекта, чем Земля, например Солнца, либо, встретив другое тело, столкнуться с ним или выйти на орбиту вокруг него.

Минимальная скорость, при которой движущийся объект способен вырваться с поверхности из гравитационного поля Земли, есть скорость ускользания. Для Земли такая скорость 11,2 км/с.

Более массивный объект, имеющий и более сильное гравитационное поле, потребует, естественно, на своей поверхности и большей скорости ускользания. Для Юпитера, например, эта величина составляет 80,5 км/с, для Солнца — 617 км/с.

Если звезда сжимается, гравитационное поле на ее поверхности становится все сильнее по мере приближения поверхности к центру, хотя общая масса звезды при этом может не меняться. Так Сириус В, первый белый карлик, исследованный учеными, обладает массой, примерно равной массе Солнца, но его поверхность гораздо ближе к центру, чем солнечная.

В результате поверхностная гравитация Сириуса В намного сильнее, чем у Солнца, и его скорость ускользания около 4900 км/с.

Чем выше скорость ускользания с астрономического тела, тем труднее вырваться из его плена и тем меньше вероятность, что кто-нибудь или что-нибудь сможет в действительности это сделать.

За последнюю четверть века наши ракеты достигли скоростей, дающих возможность вырваться за пределы земного притяжения, но если бы поверхностное притяжение нашей планеты каким-то образом выросло до притяжения Юпитера (не затрагивая нас лично), то всего нашего технологического арсенала оказалось бы недостаточно, чтобы послать ракету во внеземное пространство.

Нейтронная звезда с массой Солнца имела бы скорость ускользания порядка 200 000 км/с. В таких условиях, чтобы как-то оторваться от поверхности такого объекта, не хватило бы не только современной земной технологии, но и никогда бы и ничего бы не хватило. Единственными объектами, движущимися достаточно быстро, чтобы оторваться от поверхности нейтронной звезды, явились бы частицы очень больших энергий с низкой массой или же частицы, вообще не имеющие массы.

Смогли бы выскочить только электроны высокой энергии, а также нейтрино или фотоны, образующие свет и другое излучение.

При сжатии нейтронной звезды интенсивность гравитации продолжает расти беспредельно и скорость ускользания становится все выше и выше. В какой-то момент эта скорость достигнет значения 300 000 км/с. А это уже скорость света в вакууме, и, как доказал Альберт Эйнштейн (1880–1955) в 1905 г., максимально мыслимая скорость. Ничто, обладающее массой, не может достичь этой скорости, и даже частицы, не имеющие массы, двигаясь с этой скоростью, не могут ее превысить.

Это значит, что, когда коллапсирующая нейтронная звезда достигает этой стадии, ничто не может от нее уйти (за исключением очень редких случаев, которых мы здесь не будем касаться). Все, что ни попадает на нее, как бы падает в бесконечно глубокую шахту, из которой никогда ничему не суждено подняться. Даже свет не может вырваться оттуда. Американский физик Джон Уиллер (р. 1911), описывая это явление, назвал его черной дырой, и название это сразу же привилось.

Итак, если сжимающееся ядро сверхновой имеет массу в 3,2 раза больше нашего Солнца, оно проскакивает фазы белого карлика и нейтронной звезды и кончает как черная дыра.

Таким образом, сверхновые типа 2, часто превращаясь в нейтронную звезду, не менее часто оказываются и черной дырой. Поэтому нейтронные звезды происходят только от одного типа сверхновых, да и то не всегда, и мы не должны удивляться, что пульсаров на поверку оказывается меньше, чем можно было бы ожидать, судя по числу сверхновых.

Между нейтронными звездами и черными дырами существует серьезное практическое различие: черную дыру почти невозможно обнаружить.

Мы можем легко обнаружить нейтронную звезду по струе радиации, которую она излучает. Но черная дыра не излучает ничего, даже радиации. Обычная техника, применяемая для обнаружения других астрономических объектов, не срабатывает, когда речь идет о черных дырах.

Отдельная черная дыра может быть обнаружена, если только она очень массивна, или очень близка, или то и другое вместе, чтобы как-то влиять на нас в гравитационном отношении. Теоретически в Галактике могут существовать миллионы черных дыр, каждая с массой обычной звезды, но мы будем спокойно оставаться в неведении относительно этого факта.

И все-таки это положение не безнадежно. По-настоящему черная дыра никогда не бывает полностью изолирована. В окрестностях ее всегда имеется вещество, даже если это всего лишь тонкие ниточки атомов или космическая пыль, существующие в межзвездном пространстве.

Вещество, приближающееся к черной дыре, пусть даже это случайная частица, может быть втянуто в расположенный вокруг нее аккреционный диск.

Понемногу, очень постепенно это вещество будет спиралью опадать на черную дыру, излучая синхротронную радиацию в виде рентгеновских лучей.

Рентгеновские лучи, излучаемые черной дырой, окруженной одним лишь межзвездным веществом, настолько слабы, что их едва ли можно было бы обнаружить, если бы они вообще поддавались обнаружению, и они не дали бы никакой ценной информации.

Предположим, однако, что черная дыра находится вблизи крупного источника вещества и большие массы вещества постоянно накручиваются на нее, посылая интенсивное рентгеновское излучение. Это могло быть в том случае, если бы речь шла о тесной двойной системе, т. е. о ситуации, при которой могли бы появляться новые или даже сверхновые типа 1, будь один из партнеров белым карликом.

Разумеется, если б один из партнеров был черной дырой, ни о каком взрыве не могло быть и речи. Черная дыра только становилась бы все тяжелее по мере поглощения ею вещества компаньона, ведь никаких верхних пределов для ее массы не существует. Но пока бы росла черная дыра, из выпадающего на нее вещества постоянно бы излучались рентгеновские лучи, излучались бы из той точки неба, где, кроме них, ничего нельзя увидеть.

Именно поэтому астрономы очень заинтересовались источниками рентгеновского излучения.

В 1971 г. предназначенный для обнаружения рентгеновских лучей спутник «Ухуру» (запущенный из Кении) показал, что сильный рентгеноисточник в созвездии Лебедь изменяется нерегулярно. По этой причине следовало вычеркнуть его из числа нейтронных звезд и предположить возможность черной дыры. Этому источнику уделили максимум внимания, и вскоре было обнаружено и точнейшим образом зафиксировано микроволновое излучение.

Источник его находился в непосредственной близости к видимой звезде, значившейся в каталоге как HD-226868. Это очень крупная горячая голубоватая звезда, в 30 раз массивнее нашего Солнца. При ближайшем изучении она оказалась двойной звездой, кружащей по орбите с периодом 5,6 сут. Судя по характеру этой орбиты, другой член пары должен был быть в пять — восемь раз тяжелее Солнца.

Однако звезда-компаньон остается невидимой, хотя это весьма сильный источник рентгеновского излучения. Если ее невозможно увидеть, значит, она должна быть очень маленькой. И так как она слишком массивна, чтобы быть белым карликом или нейтронной звездой, то напрашивается вывод: невидимая звезда — это черная дыра.

Кроме того, похоже, что HD-226868 расширяется и ведет себя так, как будто вступает в стадию красного гиганта. Поэтому вполне вероятно, что ее вещество переплескивается на ее компаньона — черную дыру и вокруг черной дыры есть диск аккреции, который и генерирует рентгеновские лучи.

Если допустить, что компаньон звезды HD-226868 является черной дырой (а доказательства тому все еще косвенные), тогда вне всякого сомнения это след какой-то древней сверхновой.

Хотя сверхновые — это величественные взрывы, превосходящие все наше воображение, они все же не самые большие из когда-либо происходивших. Есть «активные галактики», в которых взрывается целое ядро, порождая гораздо больше энергии и в течение гораздо большего времени, чем сверхновая.

Мы можем пойти еще дальше. Более того, мы просто обязаны это сделать, ибо только тогда мы начнем сознавать, какое влияние могут иметь на нас сверхновые. «А имеют ли они вообще на нас какое-то влияние?» — можем мы спросить. — «И могут ли влиять?»

Сначала может показаться, что они, в сущности, к нам не имеют никакого отношения. Лишь незначительная часть существующих звезд взрывалась когда-то как новая или сверхновая, и в обозримом будущем мы не знаем ни одной звезды поблизости, с которой могло бы произойти нечто подобное.

Если бы наше Солнце само в один прекрасный день могло обернуться новой или сверхновой, тогда этот факт живо привлек бы к себе наше внимание, смешанное с подобием мнимого восторга. Но Солнце застраховано от этого. Оно не имеет достаточной массы, чтобы взорваться как сверхновая типа 2, оно и не член тесной двойной системы, так что никогда не станет сверхновой типа 1 или даже заурядной обычной новой.

В сущности, ни одна звезда, способная стать новой или сверхновой, никогда не сопровождалась планетой, на которой существовала бы разумная жизнь.

Если бы звезда была достаточно тяжелой, чтобы со временем превратиться в сверхновую типа 2, то она была бы слишком массивной, чтобы задержаться в главной последовательности столько, сколько необходимо, чтобы зародившаяся на ней жизнь могла развиться до появления разумных существ.

Если бы, напротив, она была не массивнее Солнца, но входила членом в тесную двойную систему, так что однажды могла бы взорваться как новая или сверхновая типа 1, то близ этой системы невозможно было бы существовать планетарной орбите, которая обеспечила бы достаточно стабильную окружающую среду для развития жизни.

Так что, собственно, у нас общего с новыми и сверхновыми? Разве не правда, что, за исключением случайного беглого взгляда, брошенного нами на какую-нибудь яркую звезду в небе, нам от них ни жарко, ни холодно и мы оставляем их астрономам и писателям научно-популярной литературы?

К такому взгляду можно прийти, если мы в самом деле полностью безразличны к тому, как образовалась наша Вселенная, как появились Солнце и Земля, как развилась жизнь и какие возможные опасности будут подстерегать человечество в будущем, потому что взрывающиеся звезды имеют самую тесную связь с каждой из этих вещей.

Но сначала о Вселенной. Как она образовалась?

До самого недавнего времени большинство культур (если не все), включая, конечно, и нашу собственную, считало истиной, не требующей доказательства, что Вселенная была образована в течение краткого отрезка времени не очень давно магическим действом сверхъестественного существа.

В нашей культуре, согласно общему мнению, считалось, что Вселенная была создана Богом за шесть дней шесть тысяч лет назад. Физических доказательств тому нет, и эта вера зиждется единственно на утверждениях первой главы Библии. Тем не менее лишь немногие осмеливались выражать сомнения на сей счет, если какие-то сомнения у них и были.

Когда современная астрономия уяснила, что Вселенная огромна (а с каждым новым открытием она становилась все более и более громадной, пока не предстала людям непостижимо безмерной), стало трудно, почти невозможно разумному человеку поверить, что библейское сказание о сотворении мира — чистая правда.

И все же, с другой стороны, в астрономических наблюдениях нет ничего такого, что могло бы указывать на чисто естественную причину создания.

Была гипотеза туманности Лапласа, давшая интересное и правдоподобное объяснение развитию Солнечной системы из вращающейся массы газа и пыли. (Но откуда взялись и пыль и газ?)

Предполагалось, что все звезды Галактики образовались именно таким путем, т. е. первоначально имелась галактических размеров масса газа и пыли, которая затем воплотилась во многие миллиарды звезд и планет. Далее, уже в 20-х годах, когда начали понимать, что существуют бесчисленные галактики, это означало, что сначала существовали такие же бесчисленные газопылевые массы для их формирования. Откуда все это? Как можно объяснить происхождение гигантских масс пыли и газа, разбросанных во Вселенной, имеющих миллиарды парсек в диаметре, не прибегая к всемогущественному сверхъестественному существу?

Как бы то ни было, в 10-х годах этого века были сделаны наблюдения, не имевшие, казалось бы, ничего общего с нашей проблемой, но сильно революционизировавшие наш образ мыслей на этот предмет.

Это началось с американского астронома Весто Слифера (1875–1969), получившего спектр галактики Андромеды в 1912 г. (когда еще в ней никто не подозревал галактики). Из ее спектра он определил, что она приближается к нам со скоростью 200 км/с.

Слифер заметил, что характерные темные линии спектра были смещены от их нормального положения в сторону фиолетового конца спектра. По направлению этого смещения он мог заключить, что галактика Андромеды приближается к нам, а по величине его мог подсчитать скорость приближения.

Последнее основывалось на принципе, впервые выдвинутом в 1842 г. австрийским физиком Кристианом Доплером (1803–1853).

Сперва эффект Доплера применялся к звуковым волнам, но в 1848 г. французский физик Арман Физо (1819–1896) показал, что этот принцип применим также и к световым волнам. Благодаря эффекту Доплера — Физо стало ясно, что если спектральные линии любого излучающего свет объекта, будь то свеча или звезда, сместились в сторону фиолетового цвета, значит, объект приближается к нам, если же они сдвинулись в сторону красного, то источник света от нас удаляется.

Первым, кто применил этот принцип в 1868 г. к звезде, был Уильям Хаггинз. Он обнаружил, что Сириус показывает небольшое красное смещение и потому удаляется от нас. В последующие годы таким путём были апробированы и другие звезды. Одни из них приближались, другие удалялись, везде со скоростью более 100 км/с.

Эффект Доплера — Физо имел одну очень ценную сторону. Если пытаться измерить собственное движение звезды (движение поперек луча зрения), успех может быть получен только для звезды очень близкой. В результате очень мало звезд имеют измеримое собственное движение. Доплеровский же принцип определения радиального движения (к нам или от нас) мог работать для любой как угодно далекой звезды, лишь бы она была достаточно ярка, чтобы запечатлеть свой спектр.

Коль скоро у туманности Андромеды удалось получить спектр, поддающийся фотографии, было неважно, что она удалена от нас на 700 000 парсек (чего Слифер, конечно, и не подозревал). Эффект Доплера — Физо работал одинаково хорошо как на нее, так и на Сириус или горящую рядом свечу. Фиолетовое смещение в спектре галактики Андромеды показывало, что она приближалась, и это не удивляло. Скорость ее приближения была несколько высоковатой, поскольку к тому времени еще не нашли других звезд, удаляющихся или приближающихся с такой скоростью, тем не менее для Андромеды эта цифра не была чем-то из ряда вон выходящим.

Позднее Слифер продолжал изучение спектров других четырнадцати галактик (или туманностей, как он думал) и обнаружил, что только одна из них приближалась — туманность Андромеды. Все другие удалялись, причем со скоростями явно высшими, чем 200 км/с.

Тут было в самом деле чему удивляться, но впереди были еще более поразительные вещи.

В 20-х годах, когда начали понимать, что светлые туманности — это другие галактики, американский астроном Милтон Хумасон, работавший с Хабблом, начал фотографирование спектров многих галактик. Его открытием стал тот факт, что все без исключения они показывали красное смещение. Все удалялись.

Более того, чем тусклее (и потому предположительно более далекой) была галактика, тем большим было красное смещение и тем выше скорость удаления. Около 1919 г. Хаббл высказал мысль, что существует закономерность, объясняющая это явление (эта закономерность стала называться Законом Хаббла). По этому закону скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до нее. Если одна галактика в пять раз дальше, чем другая, то первая уходит в пять раз быстрее, чем вторая.

Закон Хаббла основывался целиком на наблюдениях — замерах красного смещения. Эти наблюдения едва стали входить в практику, но тут появилось новое теоретическое обоснование всей проблемы.

В 1916 г. Эйнштейн представил свою общую теорию относительности, которая впервые исправляла ньютоновский взгляд на гравитацию. Теория включала систему уравнений поля, с помощью которых можно было описать Вселенную как целое.

Эйнштейн полагал, что его уравнения поля описывают «статическую Вселенную», т. е. Вселенную, которая, взятая как целое, стабильна и не претерпевает никаких изменений. Однако в 1917 г. датский астроном Биллем де Ситтер (1872–1934) продемонстрировал, что уравнения эти могут быть использованы и для иллюстрации постоянного расширения Вселенной. Идея расширяющейся Вселенной стала более популярной, и сам Эйнштейн стал на ее сторону.

Если Вселенная действительно расширяется, то в каждый последующий день она шире, чем была накануне. Если же представить, что мы движемся назад во времени, как бы прокручивая киноленту в обратном направлении, то мы увидим, что Вселенная с каждым днем становится все меньше.

Вселенная может расширяться вперед во времени неопределенно долгое время, так что никогда не будет ее настоящего конца. Но она не может сокращаться неопределенно долго назад во времени, так как сокращающаяся Вселенная должна в конце концов съежиться до нуля и дальше уже сжиматься не сможет. Этот нуль отметит начало Вселенной.

Первым человеком, который объяснил это, был советский математик Александр Фридман (1888–1925). Он выдвинул эту идею в 1922 г. в ходе своего математического анализа расширяющейся Вселенной. К сожалению, молодой математик скоро умер, не сумев развить своей идеи.

Независимо от него бельгийский астроном Джордж Леметр (1894–1966) выдвинул подобный взгляд в 1927 г. Леметр предположил, что с самого начала все вещество Вселенной было сжато в крохотном объеме, который он назвал космическим яйцом. В какой-то момент этот объем стал стремительно расширяться и все еще расширяется до сих пор.

Когда Хаббл сформулировал свой закон в 1929 г. и описал наблюдения, на которых он основывался, стало очевидно, что это как раз то, что и следовало ожидать от Вселенной, находящейся в процессе расширения. Тот факт, что все галактики удаляются от нас и делают это с тем большей скоростью, чем дальше от нас они находятся, отнюдь не признак какой-то исключительности нашей Галактики.

Расширяющаяся Вселенная говорит о том, что все галактики удаляются друг от друга. Если бы, например, мы смотрели на Вселенную из любой галактики, а не только из нашей, то убедились бы, что закон Хаббла сохраняется всюду.

Правда, галактика Андромеды и несколько других близлежащих галактик приближаются, но все это части «местной группы». Это — скопление галактик, которое включает нашу собственную и вместе с ней галактику Андромеды.

Галактики связаны друг с другом гравитационно и движутся вокруг общего центра тяжести, так что в любой данный момент некоторые из них приближаются, другие удаляются.

Теперь стало ясно, что расширяющаяся Вселенная не означает, что каждая отдельная галактика уходит от всех остальных, но означает, что каждое скопление (или кластер) галактик удаляется от всех прочих. В сущности, скопления галактик и есть те элементы или блоки, из которых построена Вселенная.

Идея расширяющегося космического яйца была воспринята и популяризована русско-американским физиком Джорджем Гамовым (1904–1968). Он назвал это первоначальное расширение Большим взрывом — название, которое сразу же подхватили и употребляют до сих пор. Это величайший из всех мыслимых взрывов, когда-либо имевших место во Вселенной, взрыв бесконечно более огромный, чем вспышка любой сверхновой.

Гамов предсказал, что излучение, которым сопровождался Большой взрыв, все еще должно отмечаться как слабая микроволновая радиация, прослушиваемая во всех направлениях. Она будет иметь даже определенные измеримые характеристики.

В этом направлении продолжал работать американский физик Роберт Генри Дик (р. 1916). В 1964 г. германо-американский физик Арно Пензиас (р. 1933) и его коллега американский астроном Роберт Уилсон (р. 1936) открыли «фоновую (реликтовую) микроволновую радиацию» и убедились, что она полностью соответствует предсказаниям Гамова и Дика.

С этим открытием астрономы пришли к признанию существования Большого взрыва. Сейчас общепринято считать, что Вселенная началась с очень маленького объекта около 15 млрд. лет назад. Точная цифра пока еще спорна, но, во всяком случае, она едва ли меньше 10 млрд, а может быть и все 20 млрд. лет.

Легче, по-видимому, предположить, что Вселенная была создана как очень маленький объект, который постепенно развился в громадное причудливое собрание галактических скоплений, существующее сегодня, чем допустить, что она каким-то образом сразу возникла в нынешней ее форме. Тем не менее остается открытым вопрос: как Вселенная возникла в первоначальном своем виде, в виде очень маленького, крошечного объекта? Не должны ли мы здесь апеллировать к идее сверхъестественного происхождения?

В настоящее время физики вынашивают мысль, что Вселенная в ее первоначальном «игрушечном» состоянии, по-видимому, образовалась из ничего в результате случайного процесса и что, может быть, даже существует бесконечное число таких крошечных протовселенных, непрерывно образующихся в бесконечном объеме пустоты, и мы живем в одной из бесчисленного множества вселенных.

Впрочем, большинство физиков довольствуется тем, что прослеживает Вселенную вспять до Большого взрыва и тут ее оставляют. Есть значительная неуверенность относительно начальных стадий этого огромного феномена, а также перехода от Большого взрыва к Вселенной в ее настоящем виде. Самые ранние периоды эволюции Вселенной все еще за семью печатями.

Например, обычно предполагалось, что первоначально Вселенная имела бесконечно малую величину при бесконечно высокой температуре, но в невообразимо короткую долю секунды она достаточно расширилась и охладилась, чтобы образовать первичные частицы вещества, частицы, получившие название кварки.

В следующий и более долгий период времени, например в 1/10 000 долю секунды, Вселенная была уже настолько велика и остыла, что кварки могли соединяться по три и образовывать такие субатомные частицы, как протоны и нейтроны. Затем, после еще более длительного интервала, в несколько тысяч лет, Вселенная остыла достаточно для того, чтобы протоны и нейтроны начали соединяться между собой, образуя атомные ядра, а готовые ядра стали притягивать электроны, формируя целые атомы.[2] По прошествии еще более долгого периода времени, по крайней мере в 100 млн. лет, начали образовываться звезды и галактики и новая Вселенная (еще очень маленькая по современным меркам) начала свое существование.

В 70-х годах был выдвинут вариант концепции Большого взрыва; он получил название «расширяющейся Вселенной». Согласно ему, первоначальное расширение произошло почти молниеносно, а это во многих отношениях меняет детали эволюции Вселенной, открывая ее совсем в ином свете.

Проблемой, возникающей отсюда, является то, что Вселенная сложилась почти исключительно из нормального вещества, состоящего из протонов, нейтронов и электронов. Представляется, что последние не могли бы образоваться без одновременного образования их противоположностей: антипротонов, антинейтронов и антиэлектронов.

Названная группа должна была бы начать соединяться образуя антивещество, и, казалось бы, Вселенная должна состоять из равных количеств вещества и антивещества. Однако, насколько можно судить, это не так: повсюду почти одно вещество. (И это хорошо: если бы Вселенная состояла из равных количеств вещества и антивещества, то, как только они бы возникли, они бы тотчас же стали соединяться, взаимно уничтожая (аннигилируя) друг друга, оставив после себя лишь радиацию.)

Были разработаны теории, получившие название «теории великого объединения», имеющие темой поведение вещества в условиях очень высоких температур в первые мгновения после Большого взрыва. По этим теориям выходит, что при образовании вещества имеется едва заметная асимметрия. Обычное вещество образуется с перевесом в одну миллиардную часть над антивеществом. Когда вещество и антивещество встречаются и взаимно уничтожают друг друга, эта миллионная часть вещества остается, и из нее-то и образовались галактики Вселенной.

Другая большая проблема, остающаяся в связи с Большим взрывом, — это «комковатость» Вселенной. Большой взрыв, по-видимому, должен был быть шарообразно симметричным, т. е. он должен был расширяться одинаково во всех направлениях. В этом случае Вселенная должна была бы состоять из равномерно рассеянной массы атомов, в виде однородного газа. Что заставило этот газ собраться в комки, образовав звезды и галактики?

Идея раздувающейся Вселенной как будто дает объяснение этой комковатости, и, видимо, придет время, когда все трудности концепции естественного создания останутся позади.

Примечания:

2

Время образования первых ядер гелия, дейтерия с момента начала Большого взрыва составляет ~100 с. — Примеч. ред.