Большинство звезд, видимых невооруженным глазом, удалены от нас на десятки, сотни или тысячи световых лет. Ранее, пока мы были не в состоянии рассмотреть в телескоп более далекие объекты и понять их природу, эти звезды оставались той частью Вселенной, которая была нам открыта. История астрономии – это история все более полного осознания, насколько же в самом деле велика Вселенная.

Во времена Коперника Вселенная состояла из Солнечной системы, окруженнй далекими звездами, о которых почти ничего не было известно. Галилео Галилей, первым направивший телескоп в небеса, увидел, что свет Млечного Пути – это свет бесчисленных (на самом деле – миллиардов) отдельных звезд. Астрономы вскоре поняли, что концепция Вселенной должна быть гораздо шире, чем им казалось ранее.

В 1785 году Уильям Гершель (тот самый, кто открыл Уран) подсчитал, сколько звезд можно увидеть в телескоп в различных направлениях, и составил карту галактики Млечный Путь. Он рассуждал, что количество звезд, заметных в том или ином направлении, позволяет судить, насколько простирается Млечный Путь в эту сторону. По результатам наблюдений он пришел к выводу, что Млечный Путь напоминает по форме сплюснутую линзу, и мы находимся близ его центра. В 1922 году голландский астроном Якобус Каптейн подробнее исследовал Млечный Путь. Удивительно, что именно Нидерланды, где все время облачно, дали миру столько выдающихся астрономов! Каптейн, как и Гершель, старательно подсчитал количество звезд в различных направлениях, но он использовал очень четкие астрофотографии, на которых были запечатлены разные участки неба.

Разумеется, это непростое дело. Вспомните отношение по закону обратных квадратов B = L/(4πd²) между яркостью (B), светимостью (L) звезды и расстоянием (d) до этой звезды. Видя яркую звезду, мы априори не знаем, что это: далекая звезда с очень высокой светимостью либо более тусклая звезда, расположенная поближе. Каптейн выполнил основную часть своей работы еще до того, как Герцшпрунг и Расселл показали, как по цвету звезды главной последовательности можно судить о светимости этой звезды (см. главу 7). Каптейн сделал максимум возможного и, после многолетних тщательных измерений, получил модель Вселенной примерно как у Гершеля: это была линза диаметром 40 000 световых лет, причем Солнце находилось всего в 2000 световых годах от центра.

До Коперника считалось, что Земля – центр Вселенной. После Коперника известная Вселенная изменилась, и в ее центре оказалось Солнце. В течение следующих веков астрономы стали понимать, что Солнце – просто звезда, как и прочие звезды на ночном небе, но Каптейн все-таки располагал Солнце примерно в центре среди остальных звезд. Однако уже во времена работы Каптейна ученые начали догадываться, как пыль в межзвездной среде влияет на видимую яркость звезд (см. главу 11). Если не учитывать «затмевающий» эффект такой пыли, то мы неверно представляем распределение звезд. Например, в каком-то регионе неба много пыли, и там просматривается мало звезд. Если пыль настолько плотная, что звезд за ней вообще не видно, то можно ошибочно подумать, что в распределении звезд возник «провал». Когда астрономы стали понимать, что пыль буквально повсюду рассеяна по Млечному Пути, они осознали, что каптейновская картина Вселенной ошибочна.

Гарвардский профессор Харлоу Шепли действовал иначе. По Млечному Пути рассредоточено около 150 шаровых скоплений – это кластеры, в каждом из которых около миллиона звезд. Шаровые скопления красивы – см., например, снимок М13 на рис. 7.3. В 1918 году Харлоу Шепли смог оценить расстояние до шаровых скоплений и, соответственно, построить их карту в трех измерениях. Учитывая, что эти скопления входят в состав Млечного Пути, можно было предположить, что они будут более или менее тяготеть к центру звездной карты, которую пытался составить Каптейн, то есть окажутся в той или иной степени центрированы вокруг Солнца. Но открытие Шепли изменило наши представления о Вселенной: оказалось, что центр распределения шаровых скоплений (по современным данным) находится в 25 000 световых лет от Солнца. Солнце явно далеко от центра. Работа Шепли (связанная с расположением шаровых скоплений) показала, что Солнце находится не в центре известной Вселенной (в представлении Шепли Вселенная равнялась Млечному Пути), а скорее на окраине, а сам Млечный Путь был в несколько раз крупнее, чем полагал Каптейн. Из-за всей этой пыли Каптейн кардинально ошибся. Оказалось, что космическая пыль в Млечном Пути преимущественно сконцентрирована в центральном диске, или галактической плоскости, тогда как большинство шаровых скоплений лежит выше или ниже этого диска. Поскольку шаровые скопления лежат вне галактической плоскости, вся эта пыль значительно меньше повлияла на анализ Шепли, чем на работу Каптейна. Фактически Шепли повторил подвиг Коперника, продемонстрировав, что Солнце находится не в центре Млечного Пути и не в центре наблюдаемой нами Вселенной.

Таковы были пределы Вселенной в представлении Шепли – около 100 лет назад. Вселенная представляла собой сплюснутую структуру (Млечный Путь) диаметром около 100 000 световых лет, причем центр Вселенной находился примерно в 25 000 световых лет от Солнца. Это огромные масштабы: один световой год равен 10 триллионам километров, так что расстояние в 100 000 световых лет непостижимо велико. Но важнейшие открытия 1920-х годов, о которых пойдет речь в главе 13, показали, что Вселенная на много порядков крупнее нашей колоссальной галактики Млечный Путь.

Давайте попробуем представить, насколько велик Млечный Путь. Ближайшие звезды расположены примерно в 4 световых годах от нас, то есть на расстоянии около 4 × 10¹³ км. Разделим это число на диаметр Солнца, 1,4 миллиона километров. Таким образом можно представить, сколько Солнц укладывается в ряд до ближайшей звезды: 30 миллионов. Даже такое расстояние кажется огромным. Солнце примерно в 100 раз больше Земли. Иными словами, расстояние до ближайшей звезды равно примерно 3 миллиардам диаметров Земли.

Звезды – крошечные пятнышки по сравнению с колоссальными межзвездными расстояниями. В сериале «Звездный путь» корабль «Энтерпрайз» в каждом рейсе то и дело минует «планету класса М», – по-видимому, сценаристы позабыли, как велики эти расстояния. Вот почему «Энтерпрайз» так активно задействует свой варп-двигатель! (Я уже не спрашиваю сценаристов, почему все инопланетяне, даже из Дельта-квадранта, у них разговаривают на отличном американском английском!)

Оказывается, расстояние в 4 световых года – типичный отрезок между двумя ближайшими звездами в нашей Галактике. Сегодня известно, что Млечный Путь имеет очень сплюснутую форму, он похож на диск диаметром около 100 000 световых лет и всего примерно 1000 световых лет в толщину. По человеческим меркам, 1000 световых лет – огромное расстояние, но все-таки по сравнению с общими размерами Млечного Пути оно совсем невелико. Основная часть пыли и другого межзвездного вещества в Млечном Пути сосредоточена в галактическом диске. Размеры Млечного Пути примерно в 25 000 раз превышают типичное расстояние между звездами, диаметр Млечного Пути примерно в 75 триллионов раз превышает диаметр Земли.

Созвездие Стрельца расположено в направлении центра Галактики. Учитывая, сколько пыли находится в межзвездной среде ближе к центру Млечного Пути, галактический центр совершенно укутан этой пылью, и мы его не видим. На снимках Млечного Пути в галактическом диске заметны области, где совсем мало звезд, – это означает, что такие регионы наполнены особенно плотными облаками пыли. Солнце находится в галактическом диске, но если смотреть в сторону от диска Млечного Пути, то пыль практически не мешает и мы четко видим Вселенную за пределами нашей Галактики.

Земля и Солнце расположены поблизости от срединной плоскости Млечного Пути. Поскольку звезды в Млечном Пути к тому же сильно сконцентрированы именно в области сплюснутого диска, максимальная плотность звезд наблюдается в полосе, опоясывающей небесную сферу. В любой момент времени над горизонтом видна лишь часть этого круга; остальная часть заслонена Землей и находится буквально у нас под ногами. В Северном полушарии лучше всего видна часть Млечного Пути, удаленная от центра Галактики. Поскольку Солнце и Земля расположены относительно далеко от галактического центра, звезд в видимом нам участке Млечного Пути также немного, и мы видим на небе сравнительно мало звезд. Однако из Южного полушария мы смотрим прямо в центр Млечного Пути, и там открывается значительно более волнующее зрелище, даже при том, что мешает пыль. В ясную майскую ночь в Чили, вдали от городских огней, просто дух захватывает, когда смотришь на небо. Одни из самых ярких воспоминаний в жизни у меня связаны с теми ночами, когда я работал в чилийской обсерватории Серро-Тололо, рядом со мной была женщина, впоследствии ставшая моей женой, а у нас над головой во все небо величественно расстилался Млечный Путь.

Еще более шикарная картина открывается, если наблюдать Млечный Путь в инфракрасном диапазоне. Мы уже знаем, что пыль сильнее поглощает синюю часть видимого спектра, чем красную, а инфракрасное излучение практически не затрагивает (см. главу 11). На рис. 12.2 показана карта всего неба в инфракрасном диапазоне, сделанная при помощи телескопов 2MASS (в рамках этого же проекта был получен ошеломительный снимок галактического центра с рис. 11.2). Большую часть снимка занимает тонкий диск Млечного Пути, также хорошо заметен центральный балдж.

Карта неба в инфракрасном диапазоне аналогична карте в видимом спектре, показанной на рис. 12.1. Горизонтальный «экватор» в середине этой проекции – это галактическая плоскость. Диск Млечного Пути, опоясывающий всю небесную сферу, на этом рисунке выглядит как горизонтальная прямая линия. Хотя рис. 12.2 сделан по данным, полученным в инфракрасном диапазоне, пыль Млечного Пути все равно отчасти затмевает изображение, и пятнышки, которые заметны на диске, – именно ее проявление. Наконец, обратите внимание на балдж в центре Млечного Пути; он выглядит слегка нескладно, и все дело в том, что по форме балдж напоминает картофелину, а не идеальную сферу, как когда-то казалось. Большое и Малое Магеллановы Облака – галактики-спутники Млечного Пути – видны правее и ниже галактической плоскости.

Харлоу Шепли осознал, что нужно смотреть в сторону от галактической плоскости (так как в плоскости почти ничего не видно из-за пыли), чтобы понять объемную структуру Млечного Пути. Шаровые звездные скопления Млечного Пути расположены как раз за пределами этой плоскости и видны по всему небу. Шепли хотел построить объемную карту этих скоплений, поэтому ему требовалось измерить расстояние до них. В принципе, это не составляло труда: достаточно было применить закон обратных квадратов для отношения яркости и светимости: B = L/(4πd²). Итак, если измерить яркость любой звезды в шаровом скоплении (это просто) и узнать, какова реальная светимость этой звезды (это сложно), то можно определить расстояние d до нее. Пыль на эти расчеты практически не повлияет, ведь мы рассматриваем шаровое скопление вне плоскости Млечного Пути.

Рис. 12.1. Млечный Путь над обсерваторией Серро-Тололо. Так выглядит ночное небо из Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в чилийских Андах. Под большим куполом в центре снимка расположен телескоп Виктора Бланко с диаметром зеркала 4 метра. Центр Млечного Пути находится ближе к правому краю снимка. Слева хорошо заметны Большое и Малое Магеллановы Облака – галактики-спутники Млечного Пути, – удаленные от нас примерно на 150 000 световых лет. Снимок предоставлен Roger Smith, Ассоциация университетов по астрономическим исследованиям (AURA), Национальная обсерватория оптической астрономии (NOAO), Национальный научный фонд (NSF)

Как определить светимость любой конкретной звезды? На главной последовательности прослеживается взаимосвязь между цветом звезды и ее светимостью (см. рис. 7.1). В случае, если наши измерения будут достаточно точны и позволят отыскать в шаровом скоплении звезды главной последовательности, мы сможем определить и их светимость. Сопоставив эти данные с наблюдаемой яркостью звезд по закону обратных квадратов, мы сможем узнать расстояние до шарового скопления.

Рис. 12.2. Карта Млечного Пути в инфракрасном диапазоне. Показано распределение звезд по всему небу, по данным проекта «Обзор всего неба на длине волны 2 микрометра» (2MASS). На такой длине волны пыль почти не мешает обзору. Плоскость Млечного Пути расположена на снимке горизонтально, вдоль галактического экватора. Под плоскостью Галактики находятся Большое и Малое Магеллановы Облака. Источник снимка: фотография из астрономического атласа получена в рамках проекта «Обзор всего неба на длине волны 2 микрометра», совместно выполненного учеными из Массачусетского университета и Центра обработки и анализа инфракрасных изображений при Калтехе, под эгидой NASA и Национального научного фонда

Ах, если бы в жизни все было так просто! Естественно, проще всего измерять самые яркие звезды в шаровом скоплении. Все звезды в скоплении удалены от нас примерно одинаково, поэтому самые яркие из них по определению обладают максимальной светимостью. Но они не относятся к главной последовательности; это красные гиганты, светимость которых может сильно варьироваться (чего не скажешь о цвете), поскольку, имея почти одинаковый цвет, они сильно отличаются в размерах. Вооружившись современными телескопами, мы сегодня можем наблюдать в шаровых скоплениях и существенно более тусклые звезды из главной последовательности, но в 1918 году, когда работал Шепли, имевшиеся у него в распоряжении телескопы и инструменты совершенно не позволяли этого сделать. Но Шепли ориентировался на так называемые переменные звезды типа RR Лиры. Светимость такой звезды примерно в 50 раз выше, чем у Солнца, а яркость периодически меняется.

Переменными называются звезды с непостоянной светимостью (следовательно, их наблюдаемая яркость также меняется). У переменных звезд типа RR Лиры яркость может изменяться вдвое в течение неполных суток. Такие звезды пульсируют, их радиус регулярно то увеличивается, то уменьшается. Такие переменные звезды типичны для шаровых скоплений.

Известно, что звезды находятся в равновесии под действием двух сил: гравитации, благодаря которой они не расплываются, и внутреннего давления, имеющего тепловую природу. Однако после превращения в красный гигант некоторые звезды голубеют и быстро движутся по диаграмме Герцшпрунга – Расселла. На данном этапе у них в ядре горит гелий, в оболочках горит водород, а влияние звезды на окружающую среду зависит от того, как генерируемая внутри энергия пробивается наружу. В результате внутреннее давление в звезде колеблется, меняется ее размер и, соответственно, светимость (а также яркость).

Хотя астрономы стремятся давать простые названия изучаемым объектам («красный гигант», «белый карлик» и так далее), переменные звезды – исключение из этого правила. Когда в начале XIX века астрономы впервые взялись каталогизировать переменные звезды, им давали названия по тому созвездию, в котором такая звезда находится. Первая переменная звезда была открыта в созвездии Лира, и ее назвали R Лиры; другие буквы латинского алфавита от A до Q уже были разобраны для наименования звезд других типов. Когда в Лире открыли вторую такую звезду, ее назвали, естественно, S Лиры, затем T Лиры и так далее. Но вскоре стало ясно, что так и все буквы закончатся, поэтому после Z Лиры следующую звезду назвали RR Лиры (впоследствии это название закрепилось за целым классом переменных звезд), затем SS Лиры и так далее, вплоть до ZZ Лиры. Даже этих названий не хватило, так что пришлось вернуться к AA Лиры, AB Лиры и так далее, вплоть до QZ Лиры (при этом почему-то пропустили букву J). Получается 334 комбинации, но переменные звезды встречаются еще чаще! Следующая переменная звезда, открытая в созвездии Лира, получила название V335 Лиры. На момент написания этой книги астрономы добрались до V826 Лиры. Известно много типов переменных звезд, и связанная с ними терминология действительно может показаться весьма сложной: звезды AM Гончих Псов, FU Ориона, BL Ящерицы (кстати, в последнем случае оказалось, что это не звезда, а удивительная галактика с переменным ядром), ZZ Кита. Звезды каждого класса именуются в честь того созвездия, в котором такая звезда впервые была обнаружена. Переменные-цефеиды, сыгравшие ключевую роль при изучении далеких галактик (об этом мы поговорим в главе 13), названы в честь «первой ласточки» Дельты Цефея, открытой в конце XVIII века.

Шепли воспользовался переменными звездами класса RR Лиры как стандартными свечами для измерения расстояний до шаровых скоплений. Все дело в том, что светимость любых звезд класса RR Лиры (после усреднения переменности) примерно одинакова. Измеряя (среднюю) яркость звезд типа RR Лиры в шаровом скоплении и зная их светимость, Шепли смог определить расстояние до звезды и, следовательно, до всего скопления, в котором она находится. Построив таким образом трехмерную карту звездных скоплений, он нашел центр их распределения и установил, что Солнце находится далеко от центра галактики Млечный Путь.

Выстраивать трехмерную карту звезд в плоскости Млечного Пути (а именно там расположено большинство его звезд) по тому же принципу с применением стандартных свеч оказывается значительно сложнее, поскольку мешает пыль. После огромной работы, выполненной за несколько десятилетий, мы сегодня довольно неплохо представляем себе общую структуру Млечного Пути. Большинство звезд находится в сильно сплюснутом диске диаметром около 100 000 световых лет. У этого диска нет четкого края, просто плотность распределения звезд постепенно уменьшается, когда мы удаляемся от центра. В центре диска звезды образуют сравнительно густое вздутие около 20 000 световых лет в поперечнике, по форме напоминающее картофелину; это балдж Млечного Пути. Звезды в диске образуют систему спиральных рукавов, исходящих из балджа. Большинство звезд, видимых невооруженным глазом, расположены в пределах нескольких тысяч световых лет от нас, в том же спиральном рукаве, что и Солнце.

Хотя Млечный Путь – спиральная галактика, мы не замечаем в небе его спиральную структуру, поскольку сами находимся в пределах диска. Спиральная структура четко проявляетя, лишь если измерить расстояния до отдельных звезд и отобразить Галактику в трехмерном виде. Если бы мы могли каким-то образом наблюдать Млечный Путь «сверху», с расстояния пары сотен тысяч световых лет, то он выглядел бы примерно как на рис. 12.3. Солнце расположено в спиральном рукаве примерно на полпути от центра (если сравнить эту схему с циферблатом – то около шести часов). Наша Галактика относится к классу спиральных галактик с перемычкой, поскольку балдж у нее продолговатый. Спиральные рукава отходят от кончиков балджа.

Вскоре после свадьбы жена стала настаивать, чтобы я больше не носил футболок в стиле «Я – яйцеголовый», которые сохранились со времен колледжа. Особенно я скучаю по футболке с изображением спиральной галактики с рукавами, а где-то на полпути к центру нарисована стрелка, подписанная «вы находитесь здесь».

Рис. 12.3. Смоделированный вид Млечного Пути сверху. Снимок предоставлен: NASA, спутник Чандра

Не все звезды Млечного Пути находятся в спиральных рукавах и балдже. Мы уже видели, что шаровые скопления более или менее ровно расположены в виде сферы, охватывающей пространство выше и ниже плоскости диска. Кроме того, россыпь звезд (также сферическая, но гораздо более разреженная по сравнению с диском) простирается примерно на 50 000 световых лет от центра Млечного Пути. Эта часть нашей Галактики называется гало. Принято считать, что звезды в галактическом гало распределены достаточно равномерно и их концентрация постепенно уменьшается по мере удаления от центра Млечного Пути. Однако астрономы выяснили, что гало отнюдь не равномерное. В нем есть сгустки и потоки, которые считаются остатками мелких галактик-спутников, упавших в Млечный Путь и разорванных его приливными гравитационными силами.

В балдже и особенно в гало сосредоточены старые звезды, образовавшиеся миллиарды лет назад. Поэтому там просто отсутствуют самые горячие звезды из главной последовательности, относящиеся к классам O и B и живущие всего по несколько миллионов лет. Уже миллиарды лет в гало нашей Галактики не происходит никакого звездообразования. Молодые горячие звезды почти без исключения встречаются в спиральных рукавах, где звездообразование продолжается по сей день.

Спиральная («вертушечная») структура диска подсказывает, что вся Галактика вращается. Действительно, именно это и происходит. Весь диск вращается вокруг центральной оси; в частности, Солнце движется по условно круглой орбите со скоростью 220 км/с. Точно как притяжение Солнца удерживает Землю на годичной орбите, так же и тяготение Млечного Пути (как минимум в пределах той части, где находится солнечная орбита) удерживает Солнце и его планеты на траектории вокруг галактического центра. При скорости 220 км/с и радиусе орбиты, растянувшейся на немыслимые 25 000 световых лет, легко рассчитать, что Солнце совершает полный оборот вокруг Млечного Пути за 250 миллионов лет. Следовательно, с момента образования Земли (4,6 миллиарда лет назад) Солнце успело совершить около 18 таких оборотов.

Чтобы вычислить силу притяжения Млечного Пути, воздействующую на Солнце, можно допустить, что вся масса Млечного Пути сосредоточена у него в центре, в 25 000 световых лет от нас. Аналогично, сила тяготения Земли не изменилась бы, будь вся земная масса сконцентрирована в ядре планеты, в 6400 километров у нас под ногами. Будем учитывать массу той части Галактики, что находится в пределах орбиты Солнца. Гравитационное притяжение, оказываемое материей вне этого радиуса – отовсюду в разных направлениях, – в целом обнуляется.

Итак, давайте считать. В главе 3 мы обсуждали ньютоновские законы движения и тяготения и нашли отношение между массой Солнца М_СОЛН, скоростью орбитального вращения Земли вокруг Солнца v_ЗЕМЛ и радиусом земной околосолнечной орбиты r_ЗЕМЛ:

GM^СОЛН/r_ЗЕМЛ² = v_ЗЕМЛ²/r_ЗЕМЛ²,

где G – ньютоновская гравитационная постоянная. Умножим обе части уравнения на r_ЗЕМЛ² и получим:

GM_СОЛН = v_ЗЕМЛ²/r_ЗЕМЛ².

Можно записать аналогичное уравнение для массы Млечного Пути, M_МП, скорости Солнца v_СОЛНи радиуса R_СОЛН – это радиус орбиты Солнца, описываемой вокруг Млечного Пути:

GM_МП =v_СОЛН²R_СОЛН.

Если разделить второе уравнение на первое, то величина G сокращается:

GM_МП/M_СОЛН = (v_СОЛН/v_ЗЕМЛ)²(R_СОЛН/r_ЗЕМЛ).

Отношение скоростей v_СОЛН/v_ЗЕМЛ равно (220 км/с)/(30 км/с), примерно 7. Отношение расстояний R_СОЛН/r_ЗЕМЛ равно 25 000 световых лет/1 а.е. Один световой год равен примерно 60 000 а.е., следовательно, оно равно 25 000 × 60 000 = 1,5 × 10⁹. Таким образом, M_МП/M_СОЛН =1,5 × 10⁹ ~ 10¹¹.

Итак, масса нашей Галактики (в пределах радиуса солнечной орбиты) примерно в 100 миллиардов раз превышает массу Солнца.

Млечный Путь состоит из звезд, и можно сказать, что в нем порядка 100 миллиардов звезд, если примерно допустить, что масса каждой звезды равна солнечной. На самом деле, «типичная» звезда Млечного Пути в среднем немного легче Солнца, поэтому более точная оценка дает около 300 миллиардов звезд в Млечном Пути. В классическом телесериале «Космос» Карл Саган своим незабываемым голосом часто упоминал «миллиарды и миллиарды» звезд. Саган не преувеличивал: в Млечном Пути действительно миллиарды и миллиарды, порядка 300 миллиардов звезд. Это число фигурирует в уравнении Дрейка.

Все звезды в диске движутся по почти круговым орбитам. Звезды напоминают автомобили на гоночной трассе. Те, что идут по внутренним дорожкам, обгоняют те, которые движутся по внешним. Спиралевидные очертания, которые мы наблюдаем, возникают из-за «пробок» на звездных орбитах. Если вы летите по трассе и приближаетесь к пробке, где машины движутся медленнее, то и сами сбрасываете скорость. Рано или поздно вы минуете пробку и можете прибавить скорость – точно как и машины, идущие рядом с вами. Дорожная пробка – это волна плотности в распределении машин. В пробке машины расположены особенно тесно, хотя при этом ни одна из машин не прекращает движения и ползет к выходу из пробки. Аналогично, спиральная волна плотности в галактике подобна дорожной пробке, только вместо машин в ней движутся звезды, чья гравитация притягивает в эту пробку все новые и новые звезды. Более того, когда звезды кучкуются таким образом, из-за дополнительного притяжения они обрастают межзвездным газом; в результате газовые облака сжимаются и превращаются в новые звезды. Поэтому спиральные рукава галактики – это области активного звездообразования. Среди новоиспеченных звезд сияют массивные голубые гиганты, чей век настолько краток, что они просто не успевают миновать пробку и выйти из спирального рукава. Следовательно, спиральные рукава галактик сильно подсвечиваются новорожденными массивными голубыми звездами. Звезды не движутся по спиральным рукавам, – наоборот, спиральные рукава такие яркие, потому что там формируются звезды. А звезды формируются в рукавах из-за того, что возникают «заторы» при движении других звезд вокруг галактического центра.

Как мы недавно оценили, в пределах галактической орбиты Солнца набирается столько вещества, что его суммарная масса в 100 миллиардов раз превышает солнечную. Гравитационные силы из различных регионов Млечного Пути за пределами солнечной орбиты действуют в противоположных направлениях: та материя, что граничит с солнечной орбитой с внешней стороны, тянет нас наружу, а материя в пределах окружности орбиты притягивает нас в сторону центра. Две эти противодействующие силы фактически обнуляют друг друга и никак не сказываются на орбите Солнца. Материя внутри солнечной орбиты, например земной шар (обладающий массой), действует таким образом, как если бы мы находились в центре. Итак, если бы мы могли измерять орбитальную скорость звезд на разных расстояниях от центра Галактики, то нам бы удалось построить график спектра масс Млечного Пути как функцию расстояния от входящих в него объектов до центра.

Какой результат мы ожидаем получить? Солнце находится примерно на полпути от центра до края Галактики, и чем дальше мы уходим от Солнца к краю, тем заметнее снижается плотность распределения звезд. Подсчитывая звезды, приходим к выводу, что большая часть массы Млечного Пути сосредоточена в пределах солнечной орбиты. Итак, можно воспользоваться уже знакомым уравнением:

GM(<R) = v²R,

где M(<R) – это масса, находящаяся в пределах радиуса R. Если за пределами радиуса солнечной орбиты не так много массы, то величина M(<R) превращается в константу, и мы ожидаем, что за пределами солнечной орбиты величина v²R также будет примерно постоянной и v2 будет пропорциональна 1/R. Соответственно орбитальные скорости v вне солнечной орбиты должны масштабироваться пропорционально 1/√R. Именно такую закономерность мы наблюдаем в Солнечной системе: внешние планеты испытывают сравнительно слабое притяжение со стороны Солнца и, соответственно, движутся по орбитам медленнее, нежели внутренние планеты. Ожидается, что скорости орбитального вращения звезд должны снижаться в направлении от солнечной орбиты к краю Галактики.

Выполнять такие измерения в Млечном Пути сложно, и только в середине 1980-х годов астрономам удалось определить орбитальные скорости звезд и межзвездного газа на разнообразных расстояниях от центра Галактики. Каково же было их удивление, когда оказалось, что, по результатам измерений, скорости орбитального вращения во внешних регионах Млечного Пути не уменьшаются, а остаются практически постоянными.

Где же ошибка в наших рассуждениях? Глядя в сторону, противоположную от центра Галактики, мы видим меньше звездного света, чем в пределах орбиты Солнца, и из этого делаем вывод, что масса вещества, содержащегося в тех отдаленных регионах, также невелика. В этом выводе стоит усомниться. Чтобы вычислить массу содержимого Млечного Пути в пределах солнечной орбиты, мы воспользовались параметрами самой солнечной орбиты; аналогично, можно взять параметры орбит еще более далеких звезд, вращающихся по Млечному Пути, чтобы вычислить массу, заключенную в пределах этих более широких орбит. Воспользовавшись нашим уравнением GM(<R) = v²R, находим, что если скорость v остается постоянной, то масса, находящаяся в пределах радиуса R, линейно возрастает вместе с R. Чем сильнее мы удаляемся, тем больше массы обнаруживаем. Значительная доля массы Млечного Пути находится за пределами солнечной орбиты, но эта материя попросту не видна, поскольку не входит в состав звезд. Она называется темной материей. Присутствие темной материи угадывается лишь по ее гравитационному воздействию на звездные орбиты.

Сколько темной материи содержится в Млечном Пути? Ответ зависит от того, как далеко, на наш взгляд, простирается Млечный Путь. На расстоянии 40 000 световых лет от центра Галактики звезд уже практически нет, но орбитальные скорости тех немногих звезд, что расположены еще дальше, практически не отличаются от орбитальной скорости Солнца: примерно 220 км/c. Согласно максимально точным современным оценкам, на звезды и межзвездную среду приходится лишь незначительная часть всей массы Галактики, может быть, 10 %. Львиная доля массы Млечного Пути, примерно в триллион раз превышающая массу Солнца, присутствует в форме темной материи, простирающейся, вероятно, на 250 000 световых лет от центра Галактики. Примерно такую же массу можно вычислить, исходя из взаимных орбит Млечного Пути и Туманности Андромеды, нашей галактики-спутницы (воспользовавшись ньютоновским законом всемирного тяготения). Когда-то две эти галактики удалялись друг от друга (по причине общего расширения Вселенной), а сегодня летят навстречу одна другой со скоростью примерно 100 км/c и столкнутся приблизительно через 4 миллиарда лет.

Темную материю впервые обнаружил в 1933 году астроном Фриц Цвикки, измеривший общую массу галактического скопления Волосы Вероники. При этом он воспользовался нетривиальной версией формулы GM = v²R, подставив в нее радиус галктического скопления и скорости отдельных галактик, движущихся в гравитационном поле всего скопления в целом. Цвикки заключил, что скопление гораздо массивнее, чем совокупность всех входящих в него звезд и галактик, которые мы в состоянии наблюдать. Оставшееся вещество Цвикки назвал «dunkle Materie», на его родном немецком языке это выражение и означает «темная материя». Как будет рассказано в главе 15, эта материя практически наверняка состоит не из обычных атомов, а из элементарных частиц, пока не известных науке.

Еще одна очень интересная форма несветящейся материи, содержащейся в Млечном Пути, локализуется прямо в центре Галактики. Если наблюдать эту область Млечного Пути в инфракрасном диапазоне, то пыль – не помеха. Звезды в самом центре Галактики движутся по эллиптическим кеплеровским орбитам, и большая полуось орбиты такой звезды составляет всего 1000 а.е. (1/60 светового года), а период – около 20 лет. Объект, вокруг которого они все вращаются, невидим, но, опять же, законы Ньютона позволяют определить его массу. Этот объект тяжелее Солнца в немыслимые 4 миллиона раз. Он очень небольшой (определенно меньше орбит тех звезд, что вращаются вокруг него) и, следовательно, исключительно плотный и при этом невидимый. По всей видимости, это черная дыра, один из наиболее захватывающих объектов во Вселенной; мы подробно поговорим о черных дырах в главах 16 и 20. Итак, изучая Млечный Путь, мы добрались до переднего края физики: окраины Галактики заполнены экзотическими элементарными частицами, а в центре Галактики притаилась массивная черная дыра.