Антон Первушин - Космос. Прошлое, настоящее, будущее

Как ни хороша была классическая фотография, ее эпоха подошла к концу. В конце XX века фотопластинку заменили электронные приемники света. Их развитие происходило постепенно, параллельно с развитием химических методов фотографии. Сначала электронные детекторы превзошли фотопластинку по чувствительности к свету, затем – по ширине спектрального диапазона (электронные приборы научились видеть инфракрасное излучение), но долго уступали по способности рисовать четкую картинку и уж совсем не умели запоминать ее. Однако с появлением фотодиодных ПЗС-матриц и компьютеров с их способностью к быстрой обработке цифровых данных и практически безграничной памятью старая добрая фотопластинка окончательно сдалась. Но астрономы продолжают относиться к ней с уважением не просто как к почетному пенсионеру, а как к хранилищу бесценных данных, поскольку далеко еще не вся информация с фотопластинок переведена в цифровую форму.

Непременной частью современного оптического телескопа служит прибор для анализа спектрального состава света. В простейшем случае это может быть один или несколько светофильтров, пропускающих определенную область спектра. С их помощью можно узнать цвет объекта, который в первом приближении говорит о температуре его поверхности (чем голубее, тем горячее), а также о наличии межзвездной пыли между объектом наблюдения и телескопом (сквозь пыль легко проходят красные лучи, а голубые поглощаются). Но гораздо более детальную информацию извлекает из света спектрограф – прибор, подробно регистрирующий распределение фотонов по их энергии (т. е. цвету). Полоска спектра – настоящий паспорт звезды или другого оптического источника, рассказывающий нам о его химическом составе, температуре, давлении, движении в пространстве, вращении, напряженности магнитного поля и т. д. У оптического спектрографа есть несколько важнейших элементов: щель для выделения узкой полоски изображения, коллиматор (объектив) для создания параллельных пучков света от каждой точки щели, призма или дифракционная решетка для разложения пучка света в спектр, камера для фотографирования спектра. Но получить спектр значительно сложнее, чем просто сфотографировать объект, поскольку, раскладывая луч света на составляющие цвета, спектроскоп сильно ослабляет яркость каждого цвета. Для спектральных исследований тусклых объектов нужны большие телескопы.

С середины XX века важным инструментом астрофизики стал радиотелескоп, оказавшийся чрезвычайно полезным для исследования процессов в межзвездной среде, в магнитосферах планет, в активных ядрах галактик. Методами радиоастрономии в 1960-е годы были сделаны важнейшие открытия: квазары, реликтовое излучение, нейтронные звезды (радиопульсары).

Земная атмосфера препятствует наблюдению с поверхности планеты далекого инфракрасного, ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения, приходящего из космоса. Поэтому новые возможности для астрофизики дала в 1960-е и 1970-е годы космическая техника, позволившая создать на околоземных орбитах автоматические и пилотируемые обсерватории с телескопами указанных диапазонов излучения. Произошедший в те годы переход от оптической астрономии к всеволновой изменил наши представления о Вселенной.

Хотя астрофизика является частью более общей науки – астрономии, ее саму часто подразделяют на ряд дисциплин. Деление проводят либо по методам, либо по объектам исследования. В первом случае говорят о радиоастрономии, рентгеновской астрономии, гамма-астрономии, нейтринной астрономии, инфракрасной астрономии, астрономической спектроскопии, гравитационно-волновой астрономии и т. д. Во втором случае выделяют физику планет, физику Солнца, физику звезд, физику межзвездной среды, физику галактик, космологию и т. д. В каждом из этих направлений астрофизика продвинулась очень далеко. Среди профессиональных астрофизиков уже сложилась такая узкая специализация, что, например, специалист по физике Солнца с трудом представляет себе проблемы физики межзвездной среды, а радиоастроном лишь в самых общих чертах понимает методы регистрации гравитационных волн. На границе между теоретической физикой и классической астрофизикой расположилась релятивистская астрофизика, изучающая на основе общей теории относительности (теории тяготения А. Эйнштейна) свойства сверхплотных космических тел – нейтронных звезд и черных дыр. Отдельную нишу занимает космология, использующая для объяснения самых общих и фундаментальных свойств Вселенной как канонические теории (ОТО, Стандартная модель физики элементарных частиц), так и их расширенные и даже альтернативные версии для их проверки и «отбраковки». Ясно, что в одной этой главе мы не сможем объять всю астрофизику, а лишь познакомимся с некоторыми важными ее направлениями.

Самым крупным достижением астрофизики является создание теории внутреннего строения и эволюции звезд. Ее базой стала квантовая механика, с помощью которой удалось расшифровать звездные спектры, рассказавшие нам, что звезды в основном состоят из водорода (на три четверти по массе) и гелия (примерно на одну четверть) с небольшой примесью других химических элементов, составляющей в сумме не более 2 % массы звезды. Спектры позволили узнать и температуру поверхности звезд, которая у большинства из них лежит в пределах от 3000 до 30 000 К, причем звезд с относительно низкой температурой намного больше, чем горячих светил. Наше Солнце – вполне заурядное светило: имея температуру 5800 К, оно скорее теплое, чем горячее. Удивительное совпадение: при такой температуре поверхности основной поток энергии Солнца как раз попадает в окно прозрачности земной атмосферы. Наше светило и атмосфера нашей планеты как будто бы созданы друг для друга.

Звезды – это гигантские шары из почти полностью ионизованного газа, т. е. из плазмы. Звезды намного массивнее планет. Например, масса нашего Солнца 1 M ⊙= 2∙10 30кг, что в 333 000 раз больше массы Земли. Сила собственного тяготения стремится их сжать, но ей сопротивляется сила внутреннего давления, вызванного высокой температурой и плотностью вещества звезды. Тот факт, что большинство звезд поддерживают себя в неизменном, стационарном состоянии, позволил астрофизикам на основе хорошо известных законов гравитации и поведения газа создать стройную картину внутреннего строения звезд. В целом она хорошо описывает взаимосвязь между внешними характеристиками звезд – их массой, температурой поверхности и светимостью, т. е. мощностью излучения.

Для проверки наших представлений о внутреннем строении звезд было бы неплохо заглянуть в их недра. Но звезды непрозрачны для всех видов излучения. Однако способ заглянуть в глубины звезд все же нашелся: туда проникают и оттуда выходят на поверхность звуковые волны. Подобно тому как геофизики научились звуковыми (сейсмическими) волнами просвечивать недра Земли, анализируя колебания ее поверхности, вызванные землетрясениями или специальными взрывами, астрофизики делают это со звездами. Конечно, звуковые колебания в недрах нормальных звезд рождаются не от взрывов и «звездотрясений», а из-за постоянного бурления-кипения вещества звезды, нагреваемого снизу его горячим ядром. (Вспомните, как громко бурлит закипающий чайник.) Правда, пока этот метод надежно работает лишь в отношении Солнца, и поэтому называется он гелиосейсмологией. С его помощью астрофизики изучают внутреннее строение Солнца на основе измерения колебаний солнечной поверхности. Но постепенно встает на ноги и астросейсмология – изучение внутренней структуры звезд на основе акустических колебаний их поверхности. Заметить наземными телескопами эти колебания довольно сложно, но на помощь приходят телескопы космические, которым не мешает земная атмосфера.