По-видимому, человечество еще очень долго не станет (если вообще станет) единым экипажем космического корабля «Земля», о котором мечтал И.С. Шкловский (см. его замечательную кни1у «Вселенная, жизнь, разум»). Не нужно быть оракулом, чтобы предсказать: появись космическая система защиты от астероидов в наши дни, соблазн использовать ее возможности в сиюминутных политических целях окажется чрезмерно велик, а низкая эффективность международного контроля (со стороны ООН, например) вполне самоочевидна.
Есть и еще один негативный момент в раздувании «астероидной опасности». Народная мудрость категорически не рекомендует кричать: «Пожар!», когда никакого пожара нет и в по
127
мине. Ибо, когда он все-таки вспыхнет, мало кто примет всерьез панические крики. Периодически появляющиеся в СМИ сенсационные сообщения о возможном столкновении Земли в таком-то году с таким-то астероидом не несут никакой насущно полезной информации для рядового землянина, но очень легко могут дезориентировать его. Вероятностные прогнозы обывателя не удовлетворяют, ему надо точно знать, «в который день и в котором часу она на Землю сядет». Если такого прогноза нет, то нет и доверия к науке. В ситуации, когда политики выражают мнение невежественной массы, и без того небольшие средства, выделяемые астрономам на «астероидную опасность», могут исчезнуть совсем. Здесь надо подчеркнуть: бесполезного знания не бывает. И вспомнить истину: «Предупрежден — значит, вооружен».
ЧАСТЬ III МИР ЗВЕЗД
Первое, на что обращает внимание человек, выйдя из дома безлунной ночью и взглянув на небо, — это, конечно же, звезды. Банальность данного утверждения неочевидна, пожалуй, лишь для слепых физически и слепых духовно. Всех остальных мы поздравим с тем, что живем во Вселенной, физические законы и начальные условия которой не только допускают возникновение звезд, но и прямо его предписывают. Но об этом ниже.
Предположим, что во Вселенной существует лишь одна звезда — наше Солнце. Насколько было бы затруднено кораблевождение древних — ведь им вплоть до изобретения компаса пришлось бы ограничиться одним лишь каботажем! Можно не сомневаться, что вся история человечества пошла бы радикально иначе. Великую пользу звездного неба вполне осознавали древние финикийцы, греки, арабы... Но в чем природа звезд? Мы точно знаем, что древнегреческие философы размышляли на эту тему, давая подчас самые диковинные объяснения. Среди них не было, пожалуй, лишь одного: звезды — это далекие солнца.
Не только древние, но и Тихо Браге не верил в это. Рассудив более чем здраво, что движение Земли по орбите должно приводить к некоторому смещению звезд на небе, причем величина данного смещения (годичный параллакс) должна быть тем больше, чем ближе к нам звезда, он тем не менее не (умел выявить никаких параллаксов. Объяснений этому факту могло быть только два: либо точность измерений Тихо Браге — лучшая в мире на тот момент времени, иногда достигавшая двух минут дуги — была все же недостаточна, и, следовательно, звезды удалены от нас на расстояние, кажущееся в те времена невообразимо громадным, либо звезды не есть далекие солнца. Тихо Браге выбрал второе объяснение: «Нет, не может быть, чтобы они были так далеко!»
«Но рыба была такая большая», — писал Хемингуэй, и его персонажу пришлось примириться с этим фактом, как все же
130
примирилось человечество с понятием о колоссальных межзвездных расстояниях. И параллаксы звезд в конце концов были измерены, а из параллакса и параметров земной орбиты уже ничего не стоит вычислить расстояние до звезды. Проще говоря, расстояние до звезды, выраженное в парсеках, обратно пропорционально тригонометрическому параллаксу данной звезды, измеренному с базой, равной среднему радиусу земной орбиты. Парсек (пк) — это внесистемная единица, употребляемая в астрономии и равная 3,26 светового года. С расстояния в 1 пк большая полуось земной орбиты будет наблюдаться под углом в одну секунду дуги. Мы будем использовать парсек наряду со световым годом, отдавая предпочтение парсеку.
Само собой разумеется, первыми кандидатами на определение расстояния оказались наиболее яркие звезды, ибо предполагалось — и вполне разумно за невозможностью иных подходов к проблеме, — что яркость звезды на небе зависит прежде всего от ее удаления от нас и уж потом от ее индивидуальных характеристик. Разумеется, приходилось учитывать и собственное движение звезд на небе. Первой звездой, чей параллакс был достаточно точно измерен, стала Вега. Эту работу проделал В.Я. Струве, впоследствии директор Пулковской обсерватории и один из самых замечательных российских астрономов. Результат оказался равным 7,8 пк, или около 26 св. лет. Если бы В .Я. Струве пытался измерить параллакс не Веги, а, допустим, Ригеля, удаленного от нас на 250 пк, то результат получился бы в лучшем случае неуверенным. С Денебом, удаленным от нас вчетверо дальше Ригеля, дело обстояло бы еще хуже. С другой стороны, измерить параллакс Сириуса (2,6 пк) было бы проще, а Толимана, более известного как Альфа Центавра (1,3 пк), — еще проще. Правда, Толиман не виден на небе Пулково... Но в общем можно сказать, что В.Я. Струве нашел не самую худшую кандидатуру для первого опыта по измерению параллакса.
Итак, стало ясно: звезды принципиально ничем не отличаются от Солнца. При этом само собой разумеется, что у каждой звезды своя «физиономия», и в классификации звезд астрономы
131
быстро достигли больших успехов. Что и неудивительно: мало найдется на свете более увлекательных научных занятий, чем классификация чего бы то ни было. Но чтобы классифицировать звезды, надо знать их параметры.
Расстояние до звезды — не параметр. Перемешайте и рассыпьте по полу тысячу разноцветных бусин — много ли полезной информации удастся вам выудить из скрупулезного подсчета расстояний, на которые раскатились бусины, и сопоставления его с цветом? Параметры звезды — это прежде всего абсолютная светимость, масса, диаметр, температура поверхности, химический состав, скорость вращения, периодичность и ее тип для переменных звезд. Собственная скорость звезды — тоже параметр, но не имеющий отношения к строению звезды. А вот двойственность может иметь к нему отношение, если речь идет о тесной звездной паре, в которой возможно (а подчас и наблюдается) перетекание вещества с одной звезды на другую.
Но пойдем по порядку.
Информацию о температуре поверхности звезды дает ее спектр. О, В, A, F, G, К, М — так астрономы обозначили спектральные классы звезд, начиная от самых горячих и кончая самыми холодными, а в обиход студентов и любителей астрономии вошла фраза для лучшего запоминания: «Один Бритый Англичанин Финики Жевал, Как Морковь», — фраза куда более нелепая, чем подобные ей фразы для запоминания цветов радуги или геологических периодов истории Земли, зато моментально застревающая в памяти. (Английский вариант не хуже: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me».) Впоследствии, когда астрономы выделили некоторые экзотические звезды в особые классы R, N, S, фраза поменялась: «О, Братцы Астрофизики! Глядите, Какие Мы Разрешаем Неразрешимые Спектры!» (Соответственно, на английском: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart!»). Сравнительно недавно были выделены еще два спектральных класса — L и Т, «зарезервированные» для особо холодных красных звезд и коричневых карликов, а также класс W, куда вошли непомерно горячие, истекающие веществом звезды типа
132
Вольфа-Райе. Сочинил ли кто-нибудь новую «запоминатель- ную» фразу, нам неизвестно...
Звезды класса О характеризуются почти полным отсутствием линий поглощения в спектрах, из чего сразу следует, что эти звезды весьма горячи — до 8о тыс. К. Сравните эту величину с температурой поверхности Солнца, равной 5780 К, и «почувствуйте разницу». Цвет этих звезд — голубой или голубоватый. Далее по мере уменьшения температур идут голубовато-белые звезды класса В, белые звезды класса А, желтоватые класса F, желтые класса G, оранжевые класса К и красные класса М. Еще холоднее и «краснее» звезды классов L и Т, которые и звездами- то назвать несколько неудобно, однако, поскольку они не являются планетами, приходится все-таки причислить их к звездам. Спектральные классы R, N и S являют собой ответвления от классов G и К. Принадлежность звезды к классу R, N или S определяется не температурой ее поверхности, а химическим составом наружных слоев. Так, R- и N-звезды содержат во внешних слоях молекулы углерода, циана и моноокиси углерода, а в спектрах S-звезд имеются полосы окиси титана, циркония и, как это ни странно, линии технеция. Странно — потому что элемент технеций не имеет ни одного стабильного изотопа, следовательно он образуется в самих звездах где-то вблизи их поверхности в результате каких-то еще не вполне понятных ядерных реакций. «Утешимся» однако тем, что звезды R-, N- и S-классов довольно редки и не влияют на общую картину. То же относится и к W-звездам, которых известно порядка 250. «Уродцы» интересны сами по себе, но не в контексте изучения свойств типичных звезд. В конце концов, и люди иногда рождаются шестипалыми, но никому не придет в голову сказать, что шестипалость — обязательное свойство человека.
Итак, имеем «линейку» со спектральным классом О (8о тыс. К) на одном ее конце и спектральным классом М (3 тыс. К) на другом. Каждый класс разделен на ю подклассов, например: Ао, Ai, А2,... А9, а следом идет уже Fo. По мере движения слева направо вдоль этой «линейки» температуры поверхности звезд
133
монотонно уменьшаются, а равно уменьшается и светимость — не для всех звезд, но д ля многих.
Спектр звезды и ее светимость (относительную) определить очень легко. Зная расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную светимость. С расстояниями, правда, загвоздка: надежный параллактический метод хорошо работает лишь на сравнительно небольших расстояниях, во всяком случае не превышающих 100-200 пк. Для больших расстояний существуют другие методы — увы, менее точные. Прежде всего это метод измерения расстояний по цефеидам. Цефе