Очерки о Вселенной - Воронцов-Вельяминов Борис Александрович (читать полную версию книги .TXT) 📗
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.
