АЙЗЕК АЗИМОВ

ВЗРЫВАЮЩИЕСЯ СОЛНЦА. ТАЙНЫ СВЕРХНОВЫХ

ГЛАВА 1

НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

НЕБО, КОТОРОЕ НЕ МЕНЯЕТСЯ

Вглядываясь в небо звездной безлунной ночью, мы проникаемся впечатлением его полнейшей постоянности. Звезды в своих неизменных узорах сияют с неизменной яркостью. Изо дня в день они медленно кружат по небу, совершая полный оборот за 24 часа вокруг центра близ Полярной звезды (если мы в Северном полушарии).

Каждую ночь картина неба слегка смещается, как если бы Солнце двигалось относительно звезд, но гораздо медленнее, чем их суточное вращение. Солнце завершает это более медленное смещение за 365 1/4 дня. Оба движения — солнечное и земное — совершенно правильны, и поэтому рисунок звезд не меняется.

Греческий философ Аристотель (384–322 до н. э.) воспринимал это постоянство неба как закон природы. На Земле, считал он, все вещи изменяются: они возникают, развиваются, потом разрушаются; на небе все иначе: там все неизменно, постоянно и совершенно. Все, что есть на Земле неживого, стремится к сохранению покоя или падению, все, что на небе, никогда не знает покоя, но кружится в постоянном нескончаемом хороводе. Аристотель считал, что Земля и небо по своему строению в корне отличны друг от друга. Все земное состоит из четырех основных видов материи — земли, воды, воздуха и огня.

Небо и все, что на небе, состоит из пятого элемента — совершеннейшей, лучезарной материи, которую Аристотель назвал эфиром (от греч. aither — лучезарный).

Были, конечно, и другие древние мыслители, верившие в неизменность небес, но Аристотель был самый знаменитый; его сочинения пережили века, и именно он всегда считался высшим авторитетом в этом вопросе.

Взгляд Аристотеля, впрочем, это вполне разумный взгляд на вещи, потому что он сходится с нашими привычными наблюдениями. Ежедневно каждый из нас видит собственными глазами, как все на Земле возникает, меняется, стареет, разрушается и гибнет. Солнце, как и другие небесные тела, кажется нам существующим вечно, никогда не меняющимся.

Существуют, однако, явления, готовые поспорить с Аристотелем относительно неизменности небес, и если мы будем тщательны в наших наблюдениях, мы их заметим. В небесах есть изменения, и даже весьма заметные. Например, облака приходят и уходят, то сгущаясь в сплошную завесу, то совершенно тая в воздухе. С неба на Землю низвергаются дождь, снег и другие осадки. Однако облака и осадки — это явления, происходящие в воздухе, а воздух — одни из четырех аристотелевых элементов, т. е. все-таки часть Земли. Так рассуждал Аристотель, и современные астрономы в этом с ним абсолютно согласны. Аристотель считал, что атмосфера простирается до Луны — ближайшего к нам небесного тела. Эфир неба и свойство неизменности начинаются за Луной и включают все, что выше ее, и не включают ничего, что ниже.

Однако на небе бывают и другие перемены, не считая перемен погоды. Наблюдая небо в ночное время, вы можете порой заметить искру света, стремительно прочерчивающую темный небосклон, угасающую на лету и скоро пропадающую из виду. Люди думают, что звезда скатилась с неба и, скользнув по нему, упала на Землю. Мы назовем это «падающими звездами», на самом же деле это, конечно, не звезды, потому что, сколько их ни падало, в итоге с небосвода не пропала еще ни одна звезда.

Для Аристотеля падающие звезды тоже были явлениями, происходящими внутри воздушной оболочки Земли, внутри ее атмосферы. Поэтому мы и называем их метеорами, т. е. с греческого «предметы в воздухе». Этот термин, собственно, относится только к полоске света, оставленной метеором, и в этом смысле Аристотель был прав, так как эта блестящая полоса — след метеора — появляется действительно в атмосфере. Она вызывается небольшими объектами, размером от валуна до булавочной головки, которые проносятся в космосе и, бывает, сталкиваются с Землей. Пересекая атмосферу Земли с очень большой скоростью, они испытывают сопротивление воздуха, который нагревает их до белого каления.

Сами эти объекты называются теперь метеороидами или метеорными телами. Мелкие метеороиды полностью испаряются, еще не достигнув поверхности Земли, и тихо опадают вниз в виде тончайшей пыли. Крупные выдерживают это испытание огнем, по крайней мере частично, и один или несколько обломков могут удариться о Землю. Вот эти уцелевшие обломки и называются метеоритами. (Еще в начале прошлого века ученые противились мысли, что с неба могут падать твердые тела.) Время от времени в небе могут появляться и исчезать кометы, имеющие странную неправильную (и потому несовершенную) форму. Иногда они каждую ночь меняют свой вид. Но для Аристотеля кометы были областью светящихся паров в верхних слоях атмосферы и поэтому принадлежали Земле, а не небу. (Здесь он сильно ошибался; его ошибка не была выявлена вплоть до XVI в.)

Если мы исключим погоду, метеоры и кометы, то все, что остается для рассмотрения, — это Луна и небесные объекты за ней.

Сама Луна, безусловно, выказывает перемены. Она меняет свою форму каждую ночь в соответствии с последовательностью лунных фаз (от греч. phasis — появление). Даже в период полнолуния, когда Луна напоминает гладкий светлый круг (являя тем самым совершенство формы, которого ждут от небесного тела), на ней все же имеются пятна и тени, которые суть явные несовершенства.

Это отступление от правила объяснялось двояко. Мудрецы древности и средневековья считали, что поскольку из всех небесных тел Луна ближе всех к Земле, то она больше всех других испытывает влияние несовершенной, «испорченной» Земли. Лунные пятна, стало быть, — это вредоносные земные испарения.

Другое толкование изменений Луны звучало так. В совершенном небе изменение допустимо, если само это изменение циклично, т. е. повторяется бесконечно снова и снова. К тому же неправильность не обязательно должна быть несовершенством, коль скоро эта неправильность никогда не меняется. Так, лунные пятна никогда не меняются, а фазы Луны повторяются настолько регулярно, что можно предсказать заранее, какой будет лунная фаза в любую из ночей на годы вперед.

Еще одна загадка Луны заключалась в следующем. Хотя Луна восходит на востоке, движется по небу в западном направлении и заходит на западе, как Солнце и звезды, она все-таки не совсем точна в их сопровождении по небу.

Каждую ночь Луна относительно звезд оказывается в разных частях небосклона, и более тщательные наблюдения показывали, что она постоянно смещается с запада на восток относительно этого звездного фона, совершая полный обход неба за неполных 28 дней.

Солнце относительно звезд тоже постоянно смещается с запада на восток, как было сказано выше. Только движение Солнца значительно медленнее, чем лунное, ибо для совершения полного круга ему нужно 365 1/4 Дня. Движение Луны и Солнца относительно звезд в глазах древних было не совсем правомочно, но еще более странным был тот факт, что пять из числа самых ярких звезд тоже перемещались относительно звездного фона! Этим звездам древние наблюдатели присвоили имена богов, и мы до сих пор пользуемся этими римскими именами.

Эта пятерка — Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Они не движутся постоянно с запада на восток в направлении, обратном движению звезд, как Луна и Солнце. Они вдруг замедляют свое движение, затем поворачивают и двигаются «задним ходом» с востока на запад. Затем они поворачивают и опять какое-то время двигаются обычным порядком, повторяя этот процесс снова и снова. Они позволяют себе обратное движение от одного раза (Марс) до двадцати девяти раз (Сатурн) в год.

Эти семь объектов — Луну, Солнце, Меркурий, Венеру, Марс, Юпитер и Сатурн — греки назвали планетами (по-гречески planetes — блуждающий), потому что они блуждают среди звезд.

Чтобы объяснить себе особенность необычного движения планет, греки предположили, что каждая из планет соединена с отдельной сферой, окружающей Землю, а эти сферы входят одна в другую. Чем быстрее планета движется по небу, рассуждали греки, тем ближе она к Земле. Поэтому Луна вставлена в самую внутреннюю сферу, в следующую — Меркурий, далее по порядку Венера, Солнце, Марс, Юпитер и Сатурн. Каждая сфера была абсолютно прозрачной («хрустальной») и потому невидимой. (Еще и поныне благодаря грекам и их сферам мы говорим небеса во множественном числе.) Предполагалось, что сферы вращались, и этим вращением объяснялось движение планет по небу.

Платон (427–347 до н. э.), который был учителем Аристотеля, считал, что совершенны только правильные круговые движения. Что же касается неправильных движений, то их следует понимать как совокупность комбинаций правильных круговоротов движений, если небеса принимать как совершенные. Аристотель и его последователи даже пытались разработать сложные комбинации круговых движений, согласно которым планеты двигались бы неправильно, т. е. как они наблюдались, и в то же время не выглядели бы несовершенными.

Теперь мы знаем, что метеороиды, кометы и семь планет — все это вместе с нашей Землей есть часть того, что мы называем Солнечной системой. Разные члены Солнечной системы (включая Землю) кружатся вокруг Солнца (римляне называли его «соль»). Солнце — это звезда, которая отличается от других звезд только тем, что она к нам очень близка.

Если мы отбросим Солнечную систему и будем рассматривать только звезды за ее пределами, тогда представление Аристотеля о неизменности неба будет казаться верным.

Мы можем наблюдать звезды ночь за ночью и год за годом невооруженным глазом (как, собственно, наблюдали и древние) и не увидеть никаких перемен.

ИЗМЕНЕНИЯ В ЗВЕЗДАХ

Глазам древних (и нашим собственным, если бы мы знали не больше древних) звезды — около 6000 — казались прикрепленными к самой внешней сфере, лежащей за сферой Сатурна. (Эти звезды, поэтому назывались «неподвижными звездами» в отличие от «блуждающих звезд», или планет, двигавшихся независимо от названной сферы.)

Самая внешняя звездная сфера была не прозрачной, а черной, и звезды сияли на ней как крошечные искрящиеся бусинки. Регулярно раз в сутки черное небо поворачивалось, вместе поворачивались и все звезды, не меняя своего положения относительно друг друга. Когда поднималось Солнце, небо становилось голубым, звезды исчезали, поскольку яркие лучи Солнца затмевали их слабое сияние.

Понятно, что аристотелево представление о совершенстве неба подходило к неподвижным звездам, как говорится, без сучка, без задоринки.

Теперь мы обратимся к другому астроному — Гиппарху (190–125 до н. э.), величайшему из всех греческих астрономов. (Учитывая, что он не имел инструментов, за исключением нескольких очень простых, им же изобретенных, и располагал очень немногими записями предшественников, то он сделал достаточно, чтобы поставить его в ряд с величайшими астрономами всех времен.) Гиппарх жил и работал на острове Родос, близ юго-западного побережья земли, называемой теперь Турцией.

Для того чтобы объяснить видимые движения планет, он разработал систему комбинаций кругов, лучшую из всех созданных в течение двух веков после смерти Платона. (Система Гиппарха просуществовала 1700 лет).

Другой, более поздний греческий астроном — Клавдий Птолемей (100–170), живший почти три века спустя после Гиппарха, свел его систему, внеся некоторые изменения, в отдельную книгу («Альмагест», около 150 г. — примеч. ред.), которая дошла до наших дней (хотя ничего не сохранилось из записей, самого Гиппарха.)

В результате мы обращаемся к астрономической системе, где Земля поставлена в центр Вселенной, а все остальные небесные тела вращаются вокруг нее, как к «системе Птолемея», что очень несправедливо по отношению к предшествующему астроному.

В 134 г. до н. э. Гиппарх создал первый в истории каталог звезд, самый ранний из всех звездных каталогов. В него он поместил 850 наиболее ярких звезд. (Птолемей включил эту карту в свою книгу, добавив еще 170 звезд.) Гиппарх расположил каждую звезду согласно системе долгот и широт и дал им яркость согласно системе величин, изобретенной им же.[1] По этой системе все звезды делились на шесть классов. Первая звездная величина включала 20 самых ярких звезд неба, а шестая величина — 200 звезд, которые в безлунную ночь едва различимы людьми с острым зрением; остальные звездные величины лежали между этими крайними классами.

Удивительно, что Гиппарх взял на себя этот труд. Ведь звезды для древних астрономов не имели никакого значения: они были всего лишь фоном, на котором двигались планеты. Важны были только планеты, и ранние астрономы уделяли им львиную долю внимания. Многие верили, что планеты в своем движении влияют на Землю и человека, и если создать систему, позволяющую в точности предсказывать их путь, то можно будет знать, как повлияют они на будущие судьбы людей. Совершенствование такой системы — астрологии (т. е. чтение планет) составляло, чуть ли не главный интерес жизни звездочетов.

Солнце, Луна и пять звездоподобных планет — все двигались вдоль узкой полосы неба, поделенной на двенадцать отрезков; каждый отрезок занимала определенная группа звезд, в которой живое воображение древних усматривало фигуры каких-то знакомых вещей, чаще всего животных. Кстати, почему в Зодиаке двенадцать созвездий? Потому что Солнце остается в каждом созвездии в течение одного месяца, т. е. времени одного полного прохождения Зодиака Луной.

Позднее астрономы поделили на созвездия и все остальное небо. Затем, когда астрономы стали путешествовать в Южном полушарии и могли наблюдать звезды на дальнем юге (звезды, никогда не виденные в северных широтах, где размещалось большинство древних цивилизаций), эта часть неба также была разбита на созвездия.

В настоящее время вся небесная сфера разбита на 88 созвездий, но по-прежнему именно 12 созвездий Зодиака остаются самыми притягательными для части легковерных людей.

Гиппарх, из ночи в ночь наблюдавший звездное небо и следивший за положением планет, чтобы познать систему их движения, должен был так или иначе видеть неподвижные звезды, расположенные поблизости. Возможно, он запомнил положение всех наиболее ярких звезд, и особенно звезд зодиакальных созвездий.

Согласно римскому ученому и писателю Плинию Старшему (23–79), автору целого свода человеческих знаний, жившему 200 лет спустя, Гиппарх создал звездный каталог под впечатлением «новой звезды», появившейся в одном из созвездий Зодиака, — в созвездии Скорпиона.

Можно представить себе изумление Гиппарха, когда однажды ночью он обнаружил звезду, которой еще вчера не было на этом месте. Изумление? Не то слово! Потрясение! Потрясение невероятным!.. Как?! Откуда взялась еще одна звезда в этом совершенном, законченном, неизменном небе?!

Из ночи в ночь он недоверчиво следил за этой новой звездой, видя ее постепенное угасание, пока наконец она совсем не исчезла.

Составив звездную карту истинных (т. е. постоянных) звезд, Гиппарх дал возможность другим и всем последующим астрономам распознать новую звезду в случае ее появления. Для этого сомнительный объект достаточно было сравнить с картой. Уже одно это обстоятельство делало карту Гиппарха неоценимым приобретением.

Как легенда Гиппарх и его новая звезда безусловно могут заинтересовать любого, но вот вопрос: насколько она верна?

Плиний, поведавший эту историю, был чрезвычайно плодовитым автором, писавшим обо всем на свете, и стремился передать все, что где-либо слышал. Поэтому мы не можем ручаться за надежность его источника. Если он нашел это в одной из записей Гиппарха, которые тогда еще могли существовать, тогда этот факт можно считать достоверным. Но ведь он мог воспользоваться и чьим-то неточным пересказом, который показался ему чем-то интересным…

Следующим лицом, обратившимся к «новой звезде» Гиппарха, был некий римский историк двухсотых годов н. э. Через двести лет после Плиния он ссылался на нее как на комету. Последнее обстоятельство, впрочем, ни о чем не говорит: любой неотождествленный объект в то время мог быть истолкован как комета (как сегодня, например, он может быть назван НЛО — неопознанным летающим объектом).

И все же ни в одном из дошедших до нас памятников греческой или вавилонской астрономии нет упоминания о новой, временной звезде, появившейся там, где ее не должно быть, за исключением упомянутого смутного намека на новую звезду Гиппарха.

Сегодня мы совершенно четко знаем, что новые звезды действительно бывают, при том очень часто, а некоторые из них даже вызывающе ярки.

Как я уже сказал, новую звезду нелегко распознать: случайный наблюдатель видит несметное множество звезд, рассыпанных как попало по небу. Добавьте сюда еще одну звезду, даже очень яркую звезду, и никто ее не заметит, кроме, может быть, посвященного в мир звезд астронома. Даже и астроном может не заметить.

Астрономы Вавилона и Древней Греции чаще всего наблюдали планеты и те звезды Зодиака, которые были в непосредственной близости от планетных маршрутов. Они могли легко проглядеть новую звезду, лежащую вне зодиакального пояса. Даже Гиппарх, видимо, заметил свою новую звезду только потому, что она находилась в одном из созвездий Зодиака.

Астрономы, обуреваемые idee fixe о том, что в совершенных аристотелевых небесах нет и быть не может изменений, очень неохотно сообщали о каких бы то ни было переменах на небе. Боялись, что их не поймут и они только испортят себе репутацию. Может быть, бормоча что-то под нос, они внушали себе, что их подводит зрение и начинают возникать оптические иллюзии. Наивные, они старались избежать риска непопулярных, непонятных в то время сообщений.

В средние века сообщить о каком-то изменении на небесах означало бы даже затронуть Священное писание. Средневековые астрономы, как христиане, так и мусульмане, видели в совершенстве неба (особенно Солнца) свидетельство совершенства Бога. Найти какой-то изъян в этом совершенстве значило бы усомниться в высшем мастерстве божьем, а это уже было бы последним делом… В то время они еще думали, что даже Земля была несовершенной лишь потому, что Адам и Ева отведали запретный плод в саду Эдема. Не сделай они этого. Земля могла бы быть столь же безупречной, как и небо.

Поэтому вполне могло статься, что на протяжении ранней истории астрономии новые звезды действительно иногда появлялись, но астрономы либо не замечали их, либо не верили глазам своим, либо благоразумно помалкивали.

«ГОСТЯЩИЕ ЗВЕЗДЫ» КИТАЯ

Европа и Средний Восток были не единственными оазисами цивилизации. В течение 2000 лет (с 500-х годов до н. э. и до 1500-х годов) Китай был далеко впереди Европы в науке и технологии. С древних времен и в продолжение всего средневековья китайские астрономы пристально следили за небом, отмечая все необычное, что в нем замечали. Китайцы не были стеснены догматической верой в совершенство мира, и общество их было относительно светским, в котором страх перед сверхъестественным не слишком сдерживал мышление.

Например, они отметили комету в 134 г. до н. э., и это подтверждает рассказ неизвестного римского историка о том, что комета в конечном счете была, очевидно, тем, что видел Гиппарх.

По правде, говоря, китайцы изучали небо не только в чисто интеллектуальных целях. Они, подобно вавилонянам и грекам, тоже интересовались астрологией. Для всего, что происходило в небе, они выработали свои толкования и употребляли их для предсказания событий, могущих произойти на Земле.

Поскольку небесные знамения часто не предвещали ничего хорошего (астрологические наблюдения предсказывали войну, чуму, смерть), страна, особенно высшие сановники и сам император, должна была принять меры, которые отведут или преуменьшат беду. Если случалась какая-нибудь напасть и на ее счет не было предупреждения, то казнь придворных астрономов была нередким делом.

Как следствие, китайские астрономы очень старательно следили за небом и аккуратно отмечали любую звезду, обретавшую «временную прописку», как бы «гостящую» среди звезд — постоянных жилиц неба. Более 50 звезд было отмечено в их анналах, звезд, которые не заметили западные коллеги. Корейские и японские астрономы, перенявшие у китайцев науку и способы производства, тоже отметили некоторые из них.

Несколько новых звезд, зафиксированных китайцами, были очень ярки, оставаясь на небе в течение шести и более месяцев. Пять таких особенно ярких звезд было отмечено в древние и средние века. Например, в 183 г. китайцы обнаружили очень яркую новую звезду в созвездии Центавра, а в 393 г. — менее яркую в созвездии Скорпиона.

Однако неудивительно, что эти звезды не были замечены в Европе. В то время греческая астрономия уже приходила в упадок, и после Птолемея значительных фигур в астрономии больше не было. Римляне никогда всерьез не интересовались наукой.

Новая звезда в Скорпионе была, вероятно, не ярче Сириуса, и так как не нашлось человека, изучавшего небо профессионально (помнившего этот участок неба или имевшего для сравнения звездную карту), то не приходится удивляться, что звезду эту никто не увидел.

Есть одна деталь. Хотя новая звезда в Скорпионе оставалась на виду в течение восьми месяцев (по данным китайцев), в яркости Сириуса она была всего несколько ночей.

Затем она начала угасать, и, чем бледнее она становилась, тем меньше шансов оставалось, что ее откроет кто-то менее внимательный, чем китайский астроном.

Новая звезда 183 г. в созвездии Центавра, по китайским источникам, была много ярче, чем новая, которой суждено было вспыхнуть в Скорпионе 200 лет спустя. В продолжение нескольких недель новая Центавра, видимо, блестела ярче всего, что есть в небе, за исключением разве Луны и Солнца. Казалось, ее просто невозможно не заметить, но она горела далеко за южным горизонтом, и это увеличивало трудность наблюдения даже очень яркого объекта, каким она, несомненно, была. (С китайской обсерватории в Лю Янге новая звезда наблюдалась не выше 3° над южным горизонтом.)

Для Европы она была полностью скрыта (из любой части Франции, Германии и Италии; наблюдаемая из Сицилии или Афин, она пришлась бы как раз на линию горизонта). Ее можно было увидеть с более южной широты Александрии, бывшей тогда центром греческой науки. Увы! В греческой астрономии о ней никакого упоминания.

С другой стороны, если бы кто-то из александрийцев и заметил блестящую звезду на южном горизонте, то уважение к Аристотелю и его канонам просто не позволило бы сообщить об этом. Впрочем, если б он об этом и сообщил, мир античной науки все равно не принял бы этого всерьез. Так это сообщение никогда не состоялось.

В течение шести столетий после звезды 393 г. в созвездии Скорпиона в китайских анналах нет упоминаний о новых звездах.

Затем в 1006 г. появляется запись о новой звезде в созвездии Волка, расположенном по соседству с Центавром, тоже далеко на южном небе.

Несмотря на это, звезда была зарегистрирована и китайскими, и японскими астрономами. На западе в то время плодотворнее других астрономией занимались арабы (они были тогда в зените своего научного превосходства), оставившие по крайней мере три ссылки на новую звезду в созвездии Волка.

Тот факт, что новая звезда была повсеместно замечена, не удивляет: все сообщения о ней сходятся в одном — в ее яркости. Эта яркость некоторыми современными астрономами оценивается величиной, превосходящей в 200 раз яркость Венеры в максимуме ее блеска и поэтому равной примерно одной десятой блеска полной Луны.

Судя по всему, ее можно было наблюдать целых три года (хотя ярче Венеры она была не более нескольких недель).

Эта новая звезда сияла довольно высоко в южном небе, так что ее можно было видеть в южных районах Европы, и можно себе представить толпы народа в Италии, Испании, Южной Франции, которые по ночам с изумлением и любопытством глядели в сторону юга.

На самом деле ничего подобного не было. По крайней мере об этом нет никаких свидетельств. Правда, в хрониках, которые велись в двух монастырях (один в Швейцарии, другой в Италии), в тот год была ссылка на нечто такое, что можно было, пожалуй, истолковать как яркую звезду.

Но это и все.

Поскольку звезда появилась в 1006 г., можно предположить, что европейцы тотчас же увидят в ней свидетельство приближения конца света (многие тогда думали, что такой конец наступит по прошествии тысячи лет после рождения Христа). Но даже такая жуткая возможность не привлекла к звезде должного внимания.

В 1054 г. (4 июля по некоторым расчетам) загорелась еще одна новая звезда, на этот раз в созвездии Тельца, далеко к северу от экватора. В отличие от южных новых 183 и 1006 гг. она была отчетливо видна во всем Северном полушарии. Более того, она находилась в Зодиаке, где ее просто нельзя было не заметить.

Эта новая была не только ярка, как Сириус или как новая 393 г. (тоже бывшая в Зодиаке), — новая в созвездии Тельца была в два-три раза ярче Венеры в максимуме ее блеска. На протяжении трех недель она блестела настолько ярко, что ее видно было даже днем (если знали, куда смотреть), а ночью она отбрасывала слабую тень (как Венера при определенных условиях). Она оставалась видной почти два года и была, наверное, самой яркой новой звездой за все историческое время, не считая звезды 1006 г.

Впоследствии было установлено, что только китайские и японские астрономы заметили этот яркий, прекрасно видимый небесный объект. Ни у европейцев, ни у арабов о нем нет никаких упоминаний.

Как же такое могло случиться? Ведь в течение целого месяца, в июле 1054 г., когда новая звезда была в максимуме своего блеска, она была чрезвычайно заметна в предутренние часы! Может быть, европейцы в то время спали или была густая облачность? Или, если звезду можно было видеть, те немногие, кто бодрствовал, видели, но просто приняли ее за Венеру? А может быть, те, кто сказал себе: «Нет, это не Венера», подумали об Аристотеле и совершенстве неба и заставили себя отвернуться?

И все же за последние несколько лет удалось обнаружить арабский источник, который ссылается на яркую новую звезду 1054 г., и даже найдена итальянская рукопись, ссылающаяся на нее же.

Это снимает проблему: среди многих нас, людей западной традиции, живет такое мнение, что если звезду не заметили в Европе, то ее вообще не существовало. Ведь легче поверить, что какие-то далекие чужестранцы нафантазировали, чем согласиться с тем, что европейцы проглядели звезду, висевшую у них перед носом.

И все-таки, как я объясню в дальнейшем, даже если бы о звезде совсем не упоминалось на Западе, мы имеем твердое свидетельство тому, что китайские и японские астрономы были абсолютно точны.

В 1181 г. появилась еще одна новая звезда, отмеченная китайцами и японцами, на сей раз в созвездии Кассиопеи. Эта позиция делала ее прекрасно видимой во всем пространстве Северного полушария. Светила она, однако, не ярче Веги, второй по яркости звезды северного неба, и в Европе ее не заметили.

Затем в течение четырех столетий новых звезд не было.

К тому времени, когда появилась следующая новая, обстановка изменилась: китайские и японские астрономы были искусны, как и прежде, но в Европе началась новая эпоха — Возрождение.

ПЕРВАЯ НОВАЯ

В 1543 г. польский астроном Николай Коперник (1473–1543) опубликовал книгу, описывающую математический способ предсказания положения планет при допущении, что Земля вместе с Марсом, Венерой, Меркурием, Юпитером и Сатурном обращается вокруг Солнца. (Луна изображалась вращающейся вокруг Земли.) Это допущение значительно упрощало дело и вместе с тем улучшало планетарные таблицы, хотя Коперник все еще держался мнения, что планеты движутся по круговым орбитам.

Книга, вышедшая почти в самый день смерти Коперника (свежеотпечатанный экземпляр, по преданию, ему вручили на смертном одре), вызвала бурю споров. Люди не могли поверить, что тяжелая громадная Земля летит в пространстве с огромной скоростью: ведь ощущения движения никто не чувствует. Лишь полвека спустя астрономы приняли гелиоцентрическую теорию, хотя надо сказать, что ко времени Коперника картина неба, созданная Гиппархом и Птолемеем, была сильно поколеблена.

Через три года после выхода книги Коперника в южной провинции Швеции, бывшей тогда частью Дании, родился Тихо Браге (1546–1601). Вначале в юности он изучал право, но когда ему было 14 лет, он наблюдал эклиптику Солнца, и это склонило его в пользу астрономии (к счастью для него и астрономии).

Успех пришел к нему в 1572 г., когда ему было 26 лет, и никто в Европе о нем еще не слышал. В то время европейцы, включая самих астрономов, ничего не знали о новых звездах. Ходила, правда, смутная легенда о новой звезде Гиппарха, но ее можно было отвергнуть как старую сказку, коль скоро Птолемей ни словом о ней не обмолвился.

(Несколько упоминаний о новых звездах 1006 и 1054 гг. в одной-двух западных хрониках были настолько сбивчивы и туманны, что вряд ли хоть один астроном 1500-х годов знал о них. И конечно, ни один европеец не знал о сообщениях, оставленных китайцами, корейцами и японцами.)

И вот 11 ноября 1572 г., когда Тихо Браге вышел из химической лаборатории своего дяди, он увидел вдруг звезду, которой прежде никогда не замечал. Она красовалась высоко в небе в созвездии Кассиопеи и сияла ярче всех звезд этого хорошо известного созвездия. Всякий, кто знал карту неба так же хорошо, как Тихо, просто не мог ее не заметить. Как и в 1054 г., новая звезда в Кассиопее была гораздо ярче Венеры в период ее наибольшего блеска. Но никто не принял бы ее за Венеру, так как она была далеко за пределами пояса Зодиака и, следовательно, вдали от мест, где когда-либо находились планеты.

В большом волнении Тихо упрашивал всех, кого догонял по пути, взглянуть на звезду и сказать, видели ли они ее там раньше. Все, кого он спрашивал, отвечали, что они звезду видят, поэтому с глазами у Тихо было все в порядке. Однако никто не мог поручиться, была ли эта звезда тут раньше, и если была, то когда она загорелась. Звезда на диво яркая, спору нет, но что до остального… Кто знает?.. Может быть, она всегда тут была.

Сам Тихо был убежден, что, когда он прошлый раз смотрел на небо, ничего похожего он здесь не видел. Правда, в последние дни он с головой ушел в химические опыты и какое-то время не наблюдал неба. И теперь он не был уверен, что эта звезда не горела здесь вчера или в предыдущие несколько ночей. (Интересно, что эту звезду заметил, кажется, еще один человек. Это был немецкий астроном Вольфганг Шулер, увидевший новую звезду перед рассветом 6 ноября, за пять дней до того, как ее заметил Тихо Браге.)

Теперь Тихо сделал то, что до него не делал ни один астроном. Он начал серию ночных наблюдений. В бытность свою в Германии он изготовил отличные инструменты и теперь не замедлил воспользоваться одним из них. Это был большой секстант. С его помощью он измерил в угловых величинах расстояние новой звезды от других звезд Кассиопеи. Браге тщательно откалибровал свои инструменты, чтобы исправить ошибки, которые могли возникнуть из-за несовершенства их изготовления, и даже сделал поправку на рефракцию (преломление) света. (Он был первым астрономом, сделавшим это.) Аккуратно записывал результаты каждого наблюдения и все условия, при которых оно проводилось.

Браге не имел телескопа (этот инструмент будет изобретен через 36 лет), тем не менее он заслужил репутацию лучшего дотелескопного наблюдателя в истории астрономии. Ведь это ему принадлежат наблюдения новой звезды, которые, вероятно, в большей степени, чем новая теория Коперника, означали начало современной астрономии.

Новая звезда находилась так близко от Полярной звезды и потому кружилась вокруг нее такими маленькими кругами, что никогда не опускалась за горизонт, оставаясь все время в небе. Поэтому Тихо Браге мог наблюдать за ней в любой час ночи. Он было даже испугался, обнаружив, что сияние ее так велико, что можно видеть ее среди бела дня. Однако звезда была такой яркой сравнительно недолго, с каждой ночью она становилась все слабее и слабее. К декабрю 1572 г. она была уже не ярче Юпитера, к февралю 1573 г. едва заметна, а к марту 1574 г. исчезла вовсе. По наблюдениям Браге, она оставалась видимой 485 дней.

Китайские и корейские астрономы тоже заметили новую звезду, но они не сделали точных измерений ее положения, как это сделал Браге. (Они начали отставать от европейцев.)

Что же такое была эта новая звезда? Была ли она атмосферным явлением, каким она должна была быть, если аристотелев закон о совершенстве и неизменности небес был верен? Но могло ли атмосферное явление оставаться неподвижным в течение 485 дней? Именно неподвижным, так как самые тщательные измерения Браге не могли обнаружить никакого его смещения относительно звезд в течение всего этого времени.

Браге попытался даже определить расстояние до этого «атмосферного явления». Это можно сделать путем измерения параллакса астрономического тела, т. е. засекая величину, на которую оно смещает свое кажущееся положение относительно других, более дальних тел, если смотреть на него с разных точек.

Луна, ближайшее к нам небесное тело, имеет совсем незначительный параллакс, но все-таки достаточно большой, чтобы его можно было измерить без телескопа. Со времен Гиппарха расстояние до Луны известно как 30 диаметров Земли, так что в современных единицах Луна находится на расстоянии 380 000 км.

Любое тело, имевшее параллакс меньший, чем параллакс Луны, должно было находиться дальше Луны и быть частью неба.

Новая звезда имела такой «микроскопический» параллакс, что он совсем не поддавался замеру, несмотря на все усилия Браге. А раз так, это НЕ БЫЛО атмосферным явлением, а было звездой, такой же звездой, как другие.

Открытие это было настолько серьезным, что Тихо Браге после значительных колебаний решился написать книгу.

Он был дворянин, а дворяне в те времена не опускались до общения, пусть книжного, с простыми людьми. Только абсолютная важность открытия убедила его, что он должен это сделать.

Книга, написанная по-латыни, как тогда было принято для ученых книг, вышла в 1573 г. Внешне она была весьма внушительных размеров, но совсем не длинная — 52 страницы, имела очень длинное название, но стала больше известна под сокращенным вариантом названия — «De Nova Stella» («О новой звезде»).

В книге много места уделялось астрологическому значению новой звезды, так как Браге, подобно большинству астрономов того времени, твердо верил в астрологию. Затем, отступая от астрологии, Браге описывает яркость новой звезды и как она с каждой неделей тускнела. Приводит ее небесные координаты и даже дает зарисовку окружающих звезд с отметкой положения новой звезды, чтобы представить то, что воочию видел сам Тихо Браге.

Самым важным в книге было то, что положение новой звезды не менялось и что она не имела параллакса. Отсюда вытекало, что это была звезда, новая звезда! Другими словами, в небе, как и везде, тоже бывают перемены.

Книга Браге стала сенсацией: она означала конец греческой астрономии. Все догмы относительно постоянства и совершенства неба нужно было теперь отставить.

В 1577 г. появилась в небе яркая комета, которая перемещалась относительно звезд, но Браге показал, что она тоже не имеет параллакса, отсюда стало очевидно, что даже кометы находятся дальше Луны и какой-то части неба, а потому не являются атмосферным явлением.

С выходом книги Браге сразу же сделался самым знаменитым астрономом Европы, а латинское «nova» (означающее «новая»), стоящее в заглавии книги, вошло в научный обиход для обозначения новой звезды и всех последующих новых.

С того дня новая звезда, появляющаяся на небе, называется nova.

ДРУГИЕ НОВЫЕ

После того как была открыта Новая Тихо Браге, астрономы, вместо того чтобы концентрировать внимание на планетах, стали более внимательно наблюдать звезды. Открытие новой звезды может прославить! С другой стороны, стало ясно, что изменение в «неподвижных» звездах, даже при жизни одного поколения, оказывается нередким делом.

В 1596 г. немецкий астроном Давид Фабрициус (1564–1617), друг Тихо Браге, обнаружил звезду в созвездии Кита, которой никогда там не бывало. Звезда третьей величины, она имела весьма умеренную яркость. Но астрономы теперь ничего не хотели пропускать мимо. Новая или не новая? Ответить на этот вопрос теперь было нетрудно: надо было только продолжать наблюдения и ждать.

Спустя некоторое время звезда потускнела и исчезла, и Фабрициус облегченно вздохнул, чувствуя, что не зря объявил об открытии новой звезды.

Следующая новая связана с именем немецкого астронома Иоганна Кеплера (1571–1630). Кеплер работал совместно с Браге в последние годы жизни первооткрывателя новых. Много лет подряд измерявший положения Марса относительно звезд, Браге надеялся, что с помощью этих данных ему удастся продемонстрировать правильность той компромиссной позиции, которую он занял по отношению к планетарным орбитам. Он хотел показать, что Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн — все вращаются вокруг Солнца, а Солнце со всеми вращающимися вокруг него планетами обращается вокруг Земли.

Перед смертью Тихо Браге передал все свои вычисления Кеплеру в надежде, что его помощник использует их для подтверждения «Системы Тихо Браге». Кеплер, конечно, не мог это подтвердить. Что он действительно подтвердил, так это тот факт, что Марс не вращается вокруг Солнца по кругам или комбинациям кругов, как мыслили Платон и все западные астрономы, включая Коперника. Марс движется вокруг Солнца по эллиптической орбите, причем Солнце находится в одном из ее фокусов. Идя дальше, Кеплер доказал, что все планеты движутся по эллиптическим орбитам. Сделав это, Кеплер создал действительную картину Солнечной системы.

Именно его (Кеплера) система, а не Коперника удовлетворяет действительности. В последующие четыреста лет астрономам не пришлось внести в нее существенные поправки.

Были разработаны другие всеобъемлющие теории и открыты новые планеты, но эллиптические орбиты остаются и, судя по всему, такими и останутся.

В 1604 г., еще до того, как Кеплер полностью закончил свою систему, в созвездии Змееносца вспыхнула новая звезда. Она была ярче, чем Новая Фабрициуса, но не ярче звезды Браге. Новая 1604 г. обладала яркостью Юпитера, хотя была в пять раз слабее Венеры в максимуме ее блеска. И все же это было потрясающим небесным событием, за которым астрономы теперь следили самозабвенно. Кеплер и Фабрициус сделали измерения положения новой 1604 г. и еженедельно фиксировали изменения ее блеска. Звезда исчезла только через год. Так, между 1572 и 1604 годом в течение 32 лет, т. е. на протяжении жизни одного поколения, в небе появились три новые звезды, две из них исключительно яркие. Все три были очень заметным, даже вызывающе заметным, небесным явлением и, как могло тогда казаться их наблюдателям, не таким уж редким.

ГЛАВА 2

ЗВЕЗДЫ МЕНЯЮТСЯ

ВИДЯ НЕВИДИМОЕ

В 1604 г., когда горела Новая Кеплера, человеческое видение звезд оставалось в целом таким, каким было всегда. Небо по-прежнему казалось сферой из твердого вещества, а звезды были светящимися, прикрепленными к небу бусинками. Временами чьим-то неведомым промыслом в небе, словно маленький сияющий пришелец, загоралась новая звезда. Эти светящиеся знаки загорались, но всегда потом пропадали. Чем ярче светили они, тем дольше угасали, но рано или поздно все они исчезали.

Но после того как новая звезда исчезала, не продолжала ли она жить и дальше, только будучи слишком тусклой, чтобы быть заметной человеческому глазу? И не существуют ли звезды, которые всегда были слишком тусклы? Иными словами, не могло ли быть звезд, существовавших с самого начала Вселенной, которые, когда бы ни было это начало, были слишком слабы для зрения и потому их никто никогда не видел?

Некоторые ученые размышляли именно так. Немецкий богослов Николай Кузанский (1401–1464) считал, что в мире существует бесконечное число звезд, рассеянных по безграничному пространству. Все звезды такие же солнца, как наше, но кажутся слабыми точками света (если они вообще видны) благодаря огромному до них расстоянию. Вокруг каждой звезды есть планеты, и по крайней мере некоторые из них заселены разумными существами. И если звезд бесконечное множество, а человек видит только несколько тысяч, то это означает, что громадное большинство звезд просто слишком слабы, чтобы их можно было увидеть.

Как видим, взгляды Кузанского звучат очень современно, можно лишь диву даваться, как он пришел к таким выводам. Понятно, убедить людей в правоте своей жуткой идеи он не мог, так как не имел никаких осязаемых доказательств.

Полтора века спустя идеями Николая Кузанского проникся итальянский ученый Джордано Бруно (1548–1600). Однако ко времени Джордано уже произошла протестантская Реформация, церковники по всей Европе стали мнительными, подозрительными, идеи, непривычно звучащие для уха, высказывать стало опасно. К несчастью, одержимый своей идеей, Бруно был вызывающе прямым человеком. Ему, казалось, доставляло истинное удовольствие дразнить и ставить в тупик своих оппонентов. В конце концов он был сожжен инквизицией.

Бруно тоже не имел доказательств в пользу своих идей. Ко времени его смерти никто не верил в звезды, которых не видно (потому что они слишком тусклы). Зачем вообще существовать таким звездам? Для чего они созданы Богом? Для иных было кощунством даже подумать, что Бог мог создать нечто столь бесполезное.

В 1609 г. другой итальянский ученый — Галилео Галилей (1564–1642) услышал, что в Нидерландах изобрели трубку с линзами на ее концах, которая, если смотреть через нее на предметы, делает их ближе и крупнее в размерах. Он тут же начал экспериментировать и скоро имел то, что мы теперь называем телескопом. И Галилей дерзко обратил телескоп к небу.

Конечно, телескоп Галилея был очень мал и примитивен, зато человек впервые рассматривал небо чем-то более сильным, чем просто человеческий глаз. Телескоп собирал больше света и фокусировал увеличенное количество света на сетчатке глаза. В результате все объекты казались крупнее или светлее (или то и другое вместе). Луна выглядела гораздо крупнее и обнаруживала больше подробностей. То же и Солнце, только, разглядывая его, надо было остерегаться ослепления. Планеты казались более крупными и напоминали маленькие кружочки света. Звезды были по-прежнему настолько малы, что даже в увеличенном виде казались лишь светящимися точками, хотя эти точки света стали теперь ярче.

Куда бы теперь ни смотрел Галилей, с помощью своего телескопа он видел новые удивительные вещи. На Луне он увидел горы и кратеры, а также ровные области, которые он назвал «морями». На Солнце заметил пятна. У Юпитера обнаружил четыре спутника. Он увидел, что Венера, подобно Луне, имеет свои фазы. Все, что показывал телескоп, наводило на мысль, что планеты такие же миры, как и Земля, и, наверное, такие же изменчивые и несовершенные. Даже найденные пятна на Солнце свидетельствовали о его несовершенстве. Что же касается Венеры, то ее фазы, какими их наблюдал Галилей, не могли существовать в системе Птолемея, а только в системе Коперника.

Телескоп Галилея явился сильным подкреплением взгляда Коперника на Солнечную систему. У Галилея были большие неприятности с инквизицией, которая принудила его отказаться от идеи Коперника. Последнее обстоятельство, впрочем, не принесло консервативным силам религии никакого облегчения, так как вся ученая Европа быстро усвоила мысль Коперника, что в центре планетной системы находится Солнце, а вдобавок еще и эллипсы Кеплера.

И все-таки первое открытие, сделанное Галилеем с помощью телескопа, с Солнечной системой не имело ничего общего. Когда впервые он поднял свой телескоп к небу и навел его на Млечный Путь, обнаружил, что это не просто светящийся туман, а немыслимое скопление звезд — звезд, недоступных простому человеческому глазу. Куда бы ни передвигал свою трубу Галилей, везде он видел тучи звезд, о которых прежде не мог и помыслить.

Стало ясно, существует великое множество звезд, которые слишком слабы, чтобы их можно было различить глазом, но которые становятся явью, как только просветляются телескопом.

Отсюда следовало, что, когда новая тускнела и пропадала из виду, это не означало, что она пропадала совсем. Просто-напросто она становилась слишком тусклой и незаметной. В сущности, новая могла быть вовсе и не новой звездой, а просто очень бледной, незаметной в обычном состоянии звездочкой, которая внезапно загоралась, становилась яркой, видимой, а затем опять тускнела и отступала в темноту.

В 1638 г. голландский астроном Хольварда Франекер (1618–1651) отметил звезду точно в том же районе неба, где Фабрициус нашел свою новую 42 года назад. Хольварда наблюдал, как она постепенно бледнела, исчезала совсем, но потом вернулась на свое место. Оказалось, что ее яркость нарастает, потом слабеет каждые 11 месяцев; в телескоп она оставалась заметной даже в период наименьшего свечения. В этой фазе она была звездой 9-й величины (принимая самые слабые для зрения звезды за 6-ю и продолжая таблицу Гиппарха до наименьших яркостей, достижимых телескопом).

В максимуме своего блеска звезда Фабрициуса светила в 250 раз ярче, чем в минимуме. Точнее говоря, она не являлась новой звездой, но даже и такая она служила прекрасным опровержением неизменности небес. Ведь звезда, которая меняет свою яркость, могла столь же красноречиво свидетельствовать против аристотелевой догмы постоянства, как и «настоящая» новая.

Звезды с изменяющейся яркостью называют теперь «переменными звездами», и Хольварда открыл первую из них. Тем не менее переменные звезды, вспыхивающие вдруг и всегда неожиданно и неспособные к регулярным изменениям, долгое время продолжали называть «nova», хотя это латинское слово означает «новая». Звезда Фабрициуса, которая загоралась и затухала по своему особому четкому графику, уже не считалась новой, она была просто переменной звездой.

Немецкий астроном Иоганн Байер (1572–1625) предложил систему, по которой каждой звезде присваивались греческая буква и название созвездия, в котором она находилась. Звезде Фабрициуса, отметив ее положение в один из периодов ее видимости, он дал имя «Омикрон Кита». (Он не догадывался, что это была новая, открытая Фабрициусом.) Когда была выявлена ее переменная природа, немецкий астроном Ян Гевелий (1611–1687) назвал ее Мира, что по-латыни означает «чудесная».

Мира стала «чудесной», потому что переменность ко времени ее открытия была совершенно новым, загадочным, необычным свойством. Эта переменность, однако, не долго оставалась загадкой: к концу XVII в. были обнаружены еще три переменные звезды. Одной из них был хорошо известный Алголь — вторая по яркости звезда в созвездии Персея (отчего ее иногда называют Бета Персея).

В 1687 г. итальянский астроном Джеминиано Монтанари (1663–1687) заметил, что Алголь имеет колебания блеска. Это было не похоже на Миру, так как колебания были не экстремальны. Алголь в пике блеска имел звездную величину 2,2, а в минимуме 3,5, т. е. в пике блеска он светил примерно в три раза ярче, чем в минимуме.

Все это, видимо, еще раньше заметили арабы. Мифический герой Персей обычно изображается с головой убитой им Медузы. И вот голова Медузы — страшного чудовища, при взгляде на которое люди превращались в камень, — представлена звездой Алголь; это название дали арабы, и по-арабски оно звучит «аль голь», т. е. дьявол.

Случилось ли это потому, что звезда напоминала Медузу, или потому, что она меняла свою яркость и в этом смысле была вызовом священному закону неизменности неба? Любопытно, замечали ли сами греки эти изменения и не потому ли они скрепя сердце заставили эти звезду играть зловещую роль Медузы?

В 1782 г. семнадцатилетний англичанин, глухонемой Джон Гудрайк (1764–1786) тщательно изучил Алголь и установил, что изменения его блеска абсолютно регулярны. Весь цикл усиления и ослабления блеска протекал за 69 часов. Гудрайк предположил, что Алголь — это двойная звезда, причем одна из двух звезд темнее, чем другая. Обе звезды обращаются друг около друга, и каждые 69 часов темная звезда проходит перед своим более светлым компаньоном, отчего временно и затухает свет Алголя. Гудрайк оказался прав: сегодня насчитывается около двухсот таких «затменно-переменных».

Итак, Алголь не настоящая переменная, так как каждая звезда этой пары обладает совершенно ровной светимостью, и казалась бы абсолютно постоянной, если б одна из двух периодически не заслоняла другую.

В 1784 г. Гудрайк открыл, что звезда из созвездия Цефея — Дельта Цефея — тоже переменная, хотя и с менее выраженной переменностью, чем у Алголя: в максимуме блеска звезда всего в два раза ярче, чем при минимуме. Дельта Цефея также имеет очень правильный период, разгораясь и тускнея каждые 5 1/3 дня. Закономерность, по которой нарастает и слабеет ее яркость, не может быть объяснима простым затмением. Она тускнеет медленнее, чем загорается, тогда как затменная переменная должна тускнеть и светлеть с одинаковой силой.

В последующие два века было открыто много других переменных звезд с кривыми просветления и потемнения такими же, как у Дельты Цефея, хотя и с периодами от двух до сорока пяти дней. Их назвали «цефеидными переменными». Только в 20-х годах нашего века английскому астрофизику Артуру Эддингтону (1882–1944) удалось показать, что названные выше кривые могут быть объяснены пульсацией звезд, т. е. регулярным увеличением и сокращением их объема.

Большинство переменных звезд являются именно такими «пульсирующими переменными»; одни из них короткопериодные, другие — долгопериодные, одни — правильные, другие — неправильные. Сегодня нам известны многие тысячи звезд самого разного характера.

Новые теперь тоже причислены к разряду переменных звезд на том основании, что их яркость изменяется во времени. Что их резко отличает от настоящих переменных, так это изменение их блеска: новые увеличивают свой блеск в десятки тысяч раз, тогда как обычные переменные всего в два-три раза. К тому же их затухание продолжается гораздо дольше по времени и в гораздо более глубокой степени. Наконец, прочие переменные — это звезды циклические, т. е. постоянно, снова и снова повторяющие периоды яркости и потемнения. Новые же — это так сказать переменные «одноразовые»; если им суждено пережить повторную вспышку, то это случается с ними через очень долгие, совершенно непредсказуемые интервалы времени.

ДВИЖЕНИЕ И РАССТОЯНИЕ

После эффективных очень ярких новых, которые наблюдали Браге и Кеплер, и полного осознания изменчивости неба прошло полтора века, в течение которых о новых звездах не было ни одного упоминания. Звезда, принятая Фабрициусом за новую, в действительности ею не оказалась. Нельзя утверждать, что новые в тот период не появлялись. Вовсе нет. Просто те, что появлялись, не были крупными, заметными звездами, и потому их не видели. Хотя наблюдателей неба становилось все больше и больше, все же не хватало настоящих астрономов, чтобы методично изучать каждый клочок ночного неба с целью отличить неприметную новую в сгустке обычных звезд, возникших из небытия благодаря новым, более мощным телескопам. Даже сегодня, когда астрономия обладает прекрасными звездными картами в сочетании с новейшей фотографической техникой, новую могут не сразу заметить и опознать лишь тогда, когда она уже прошла первоначальный максимум блеска. Новая может оставаться и вовсе неузнанной до тех пор, пока не будут изучены фотографии, сделанные ранее.

И все-таки полтора столетия, в течение которых не было новых, для изучения звезд не пропали даром.

Даже после ста лет телескопного наблюдения неба все еще можно было думать, что небо — это твердая сфера, расположенная сразу за орбитой Сатурна (считавшегося в 1700-х годах, как и в древности, самой дальней планетой), а звезды — мелкие, разбросанные по ней светящиеся точки. Правда, телескоп изрядно приумножил количество этих светлячков, но в огромном небе хватало места для всех.

И вот английский астроном Эдмунд Галлей (1656–1742) обнаруживает, что вокруг Солнца движется комета, которая имеет постоянную орбиту и периодически приближается к Земле. (Комета, открытая Галлеем, с тех пор называется его именем.)

Позднее Галлей занялся проблемой измерения точного положения различных звезд. По мере совершенствования телескопов повышалась и точность измерений. Сравнивая полученные данные с более ранними, Галлей был очень удивлен, заметив, что греки расположили некоторые звезды неправильно. Даже учитывая, что греки не имели телескопов, ошибки в положениях звезд у них были слишком уж разительны. Это особенно бросалось в глаза, поскольку смещены были несколько самых крупных звезд.

Галлей понял, что объяснение здесь только одно. Греки не ошибались: это звезды изменили свое положение за прошедшие шестнадцать веков. В 1718 г. Галлей объявил, что три наиболее ярких светила — Сириус, Процион и Арктур заметно сдвинулись в небе со времен древних греков и слегка сместились уже после того, как 150 лет назад их координаты зафиксировал Браге.

Галлей предположил, что звезды вовсе не прикованы к своему месту, а бродят в огромных пространствах космоса как вздумается, подобно пчелиному рою. Звезды так далеки от нас, что расстояние, пройденное ими, ничтожно сравнительно с расстоянием до Земли, поэтому обнаружить их движение от ночи к ночи или от года к году было невозможно, пока телескопы не стали достаточно чувствительны для измерения чрезвычайно малых смещений. Если же положение звезд фиксировалось в течение столетий и даже поколений, то смещение их становилось заметным, особенно смещение ближайших звезд. Сириус, Процион и Арктур должны быть именно такими звездами, рассуждал Галлей, об этом говорит как их яркость, так и их очевидное «собственное движение».

По каковы же расстояния до них? На этот вопрос можно было бы ответить, если б удалось определить параллакс некоторых звезд. Близкая звезда должна менять свою позицию относительно более дальней по мере того, как Земля, совершая свой бег по орбите, переходит с одной стороны Солнца на противоположную (смещение, равное 300 млн. км). Однако кажущееся ответное движение даже ближайших звезд было столь ничтожным, что телескопы времен Галлея (и даже телескопы, служившие веком позже) были недостаточно чувствительны для его регистрации.

Только в 1838 г. немецкому астроному Фридриху Бесселю (1784–1846) удалось измерить крошечный параллакс звезды, называемой Лебедь 61, фактически пары звезд, обращающихся одна вокруг другой. Обе половины, даже наблюдаемые вместе, не слишком ярки, но эта звезда имеет необычно большое собственное движение — вот почему Бессель выбрал ее объектом для изучения. Оказалось, что звезда удалена от Земли на 106 триллионов километров. Свет проходит за год 9,46 триллиона километров, и это расстояние составляет «световой год», таким образом звезда Лебедь 61 находится от нас на расстоянии 11,2 светового года.

Примерно в то самое время, как Бессель совершал свой научный подвиг, шотландский астроном Томас Хендерсон (1798–1844) измерил расстояние до Альфы Центавра и нашел его равным 4,3 светового года. Альфа Центавра — две звезды, обращающиеся одна вокруг другой относительно третьей, находящейся от них поодаль, — это самая близкая из известных нам звезд.

Для измерения расстояний астрономы теперь все чаще используют парсек. Парсек равен 3,26 светового года, или 31 триллиону километров. Следовательно, Альфа Центавра находится от нас на расстоянии приблизительно 1,3 парсека, а Лебедь — на расстоянии 3,4 парсека.

Другими словами, звезды оказались точно такими, какими представлял их Николай Кузанский за четыре столетия до этого. Хотя и не бесконечные в своем числе, они существуют в огромных количествах. Звезды — это солнца, удаленные от Земли на колоссальные расстояния, щедро рассеянные в необъятных просторах космоса.

Теперь человеческое восприятие неба изменилось бесповоротно. От древней астрономии решительно ничего не осталось.

НОВЫЕ НАШИХ ДНЕЙ

В 1838 г. английский астроном Джон Гершель (1792–1871), изучая в Южной Африке звезды, расположенные у Южного полюса и невидимые с европейских широт, обратил внимание на яркую, первой величины, звезду в созвездии Карины, известную под названием «Эта Карины». (Ранее астрономы, бывавшие в Южном полушарии, наблюдали ее лишь как слабую звезду четвертой величины.)

Неужели Гершель столкнулся с новой? Казалось, так оно и было: с течением времени звезда медленно угасала. Но в 1843 г. она вдруг вспыхнула снова и в короткое время стала звездой первой величины, сравнявшись в яркости с самим Сириусом. Затем она постепенно померкла, угаснув до шестой звездной величины. Судя по всему, новой в полном смысле она не была и не осталась, скорее она являлась очень неправильной переменной какого-то необычного типа. Об этом мы еще поговорим.

Первую по-настоящему новую звезду, открытую после появления телескопа, увидел в 1848 г. в созвездии Змееносца английский астроном Джон Рассел Хайнд (1823–1895). Она помещалась в том же созвездии, что и Новая Кеплера, но располагалась совсем в другом его месте, так что не было никакого повода считать ее повторной вспышкой более ранней звезды. К тому же эта последняя новая (первая после кеплеровской) была не в пример ей звездой совсем неброской. Даже в период наибольшего блеска она не достигала и четвертой величины.

Три или четыре неяркие новые наблюдались в конце 80-х годов прошлого века. Одна из них, зажегшаяся в созвездии Возничего (и потому названная Новой Возничего), была открыта в 1891 г. шотландским пастором Т. Д. Андерсоном. Астроном-любитель Андерсон сделал одно из тех многочисленных открытий, которые стали достоянием астрономии благодаря наблюдениям простых дилетантов. Андерсон выследил Новую Возничего, несмотря на ее очень слабый свет звезды пятой величины. Чтобы распознать новую с такой низкой светимостью, пастор должен был помнить наизусть точное расположение чуть ли не каждой звезды в небе!

К началу XX в. прошло без малого триста лет, а в небе так и не появлялось ни одной новой, которая имела бы яркость звезды первой величины (не считая сомнительного случая Эты Карины).

Но в ночь на 21 февраля 1901 г., возвращаясь домой, Андерсон заметил вторую новую. (Она горела в созвездии Персея и потому была названа Новой Персея.) Пастор немедленно сообщил о своей находке в Гринвичскую обсерваторию, и профессиональные астрономы тут же направили на звезду свои телескопы. Каким-то чудом Андерсон захватил звезду, когда она еще только набирала свой блеск. Через два дня Новая Персея уже достигла максимума своего блеска (звездная величина 0,2) и яркости Веги. К описываемому времени астрономы уже вступили в эру фотографии, которая дала им огромные преимущества сравнительно с их предшественниками. Но была ли сфотографирована область неба, в которой сияла Новая Персея, до ее появления?

Оказывается, была. В Гарвардской обсерватории этот участок неба был сфотографирован буквально за два дня до того, как Андерсон сделал свое новое открытие. В том самом месте, где теперь сияла Новая Персея, гарвардские фотографии показывали очень тусклую звезду 13-й величины, т. е. звезду, имевшую 1/630 часть светимости, необходимой, чтоб стать заметной человеку с острым зрением. За четыре дня Новая Персея выросла на 13 величин, увеличив свой блеск в 160 000 раз. Почти сразу же, неравномерно тускнея, она начала угасать и через семь месяцев стала неразличимой для глаза. В дальнейшем она вновь вернулась к 13-й величине.

Прошло семь месяцев с тех пор, как загорелась Новая Персея, и фотография доказала, что может быть полезной и в другом отношении. Непосредственному взгляду, даже через телескоп, звезда казалась простой звездой. Стоило, однако, вместо глаза поместить в фокус телескопа фотографическую пленку и дать долгую выдержку, как аккумулированный свет выявил вокруг Новой Персея бледное облако светящегося тумана, которое постепенно, неделю за неделей, месяц за месяцем, вырастало в размерах. Это расширяющееся облако было распространением света, излученного звездой во время блестящей взрывной ее фазы, который теперь уходил от звезды со скоростью света во всех направлениях, освещая ее окрестности — облака тончайшей космической пыли и глаза. Еще в 1916 г., через 15 лет, можно было наблюдать вокруг звезды тусклый ореол бледно светящегося газа. Создавалось впечатление, что этот газ был выброшен из звезды во время ее вспышки и теперь расширяется во все стороны, хотя и со скоростью, гораздо меньшей, чем скорость света.

Было очевидно, что звезда пережила колоссальный взрыв, исторгнувший из глубин ее газы и породивший вспышку света, удалявшегося от нее подобно разбегающимся волнам. Увиденное было понятным, хотя астрономия в то время еще ничего не знала ни о процессах, происходивших в недрах звезды, ни о механизме, приведшем к ее извержению.

Но астрономы могли дать название этому явлению, и Новая Персея, таким образом, стала «вулканической», или «взрывной», переменной. Казалось бы, все новые в каком-то смысле «вулканические» переменные и это выразительное точное слово должно было бы заменить слово «новая». Однако от него не так просто было отделаться. «Новая» прочно вошла в обиход с того самого дня, как Браге впервые употребил это выражение, и, вероятно, так оно и останется. Ещё одну, более яркую новую заметили сразу несколько наблюдателей 8 июня 1918 г. в созвездии Орла. Уже в первый момент она сияла как звезда первой величины, а через два дня, когда достигла пика своего блеска, имела звездную величину — 1,1, т. е. почти сравнялась по яркости с Сириусом.

Новая Орла появилась в период первой мировой войны, и, конечно, явись она в предыдущие века, в ней увидели бы некое знамение. Однако многие увидели в ней знамение даже в XX в. Война приближалась к концу, и весной 1918 г. немцы предприняли отчаянное наступление во Франции, делая последнюю ставку на выигрыш. На карту были поставлены последние резервы, и немцы поначалу добились успеха, но этого, увы, было уже недостаточно. В начале июня немцы выпустили последние пары, в то время как Англия и Франция быстро усиливались возрастающими подкреплениями (из Америки). Было ясно, что с Германией все кончено. Действительно, через пять месяцев она сдалась. Союзные солдаты на фронте назвали Новую Орла «Звездой победы».

Фотографии звезды, выполненные Гарвардской обсерваторией перед ее вспышкой, показывали довольно тусклую звезду с абсолютной величиной где-то между десятью и одиннадцатью. За пять дней блеск ее усилился в 50 000 раз, но, как и следовало ожидать, она угасла очень быстро. К сентябрю ее едва удавалось различить невооруженным глазом, через восемь месяцев ее можно было видеть только в телескоп.

Новая Орла — самая яркая звезда, появившаяся в небе после 1604 г., и ничего даже близкого к ней по яркости с тех пор не бывало. Однако яркость не единственный способ, которым новая может заявить о себе.

Росло убеждение в том, что новые всегда возникают из слабых, неразличимых звезд. При обыкновенном рассматривании звезды, которая в дальнейшем станет новой, кажется, что в ней нет ничего из ряда вой выходящего. С другой стороны, можно ведь сделать нечто большее, чем просто смотреть на звезду.

К концу XIX в. астрономы уже располагали спектроскопом, с помощью которого можно разложить световые волны в порядке их длины. При этом появлялась цветная радуга: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой и фиолетовый (в порядке уменьшения длины волны). По распределению света, по характеру недостающих воли, обнаруживающих себя в виде темных линий, прочерчивающих спектр, и по расположению этих линий астрономы могли судить о том, удаляется ли звезда от нас или приближается к нам, насколько она горяча или холодна, каков ее химический состав и т. д.

Но как спектроскопия могла помочь в изучении предновой, т. е. не вспыхнувшей еще звезды?

К несчастью, получить спектр слабой звезды чрезвычайно трудное дело, а их, слабых звезд, очень много. Было бы непосильной задачей добыть, даже с помощью компьютера, спектры всех звезд, имеющихся на небе. Практически имеются спектры лишь самого незначительного числа звезд. Заинтересовавшись Новой Орла, астрономы обнаружили, что первоначально звезда, из которой она развилась, ИМЕЛА записанный спектр. (И по сей день Новая Орла — это единственная из звезд, имеющая спектр, снятый до того, как звезда загорелась.) Спектр, однако, не выявил ничего необычного в предновом состоянии Новой Орла, за исключением того обстоятельства, что это была довольно горячая звезда с температурой поверхности около 12 000 °C (температура Солнца 6 000 °C). Из этого сделали вывод, что, даже не зная, что происходит в недрах звезды и каким образом приходит она к взрыву в процессе образования новой, взрыв горячей звезды можно считать более вероятным, чем взрыв холодной.

В декабре 1934 г. засияла новая в созвездии Геркулеса, получившая название Новой Геркулеса. Первоначально это была звезда с чуть выраженной переменностью, затерявшаяся где-то между 12-й и 15-й величинами. Фотографии, изученные позднее, показали, что 12 декабря, во время ее разгорания, она все еще была слишком слаба для наблюдения невооруженным глазом. Но уже 13 декабря она стала звездой третьей величины и тогда же была замечена английским астрономом-любителем.

Для новой такое разгорание было довольно медленным, все же к 22 декабря она достигла пика своей звездной величины, 1,4. Затем ее яркость, то уменьшаясь, то вновь частично усиливаясь, неравномерно пошла на убыль, и к 1 апреля ее едва можно было различить на небе. После этого она быстро исчезла и к 1 мая опустилась до 13-й величины, примерно той, которую имела вначале. Астрономы вздохнули и, видимо, сочли себя вправе обратиться к другим звездам, когда Новая Геркулеса вдруг вспыхнула снова. Ко 2 июня она уже была звездой девятой величины. Так, довольно медленно, она продолжала светлеть до сентября, и тогда ее звездная величина составляла 6,7, т. е. по своей яркости она была на грани различимого человеческим глазом. Затем очень медленно вновь стала уменьшаться и только в 1949 г., через 15 лет после своего первого появления, она вторично вернулась к 13-й величине. Теперь ясно, что новую нельзя рассматривать как звезду, пробуждающуюся раз в жизни. Известно о существовании «повторных», или «возвращающихся», новых. Новая, возникшая в созвездии Северной Короны и достигшая второй звездной величины в 1886 г., сделала то же самое в 1946 г. Есть новые, которые разгорались по три и даже четыре раза. Вполне возможно, что Эта Карины тоже повторная новая, хотя есть у нее, как мы увидим позднее, и более интересные особенности.

Самая недавняя очень яркая новая появилась в созвездии Лебедя 29 августа 1975 г. Новая Лебедя разгорелась до второй звездной величины с необычной стремительностью, перешагнув сразу через девятнадцать величин. В течение одного дня ее блеск усилился в 30 млрд. раз, однако она так же быстро сгорела и пропала из виду уже через три недели. Очевидно, что, чем быстрее и экстремальнее разгорание звезды, тем быстрее и глубже ее потускнение, хотя потускнение ее всегда медленнее, чем предшествующая вспышка.

СВЕТИМОСТЬ НОВЫХ И ЧАСТОТА ИХ ПОЯВЛЕНИЯ

Сколько же света в действительности излучает новая? Мы говорим о новых, приближающихся к той или другой величине, обладающих яркостью Сириуса или более ярких, чем Венера, но это еще не раскрывает всей правды. Ведь одна новая может казаться ярче другой потому, что она в самом деле ярче (более светима), или же только потому, что она ближе к нам и оттого кажется ярче, чем есть в действительности.

Так или иначе, сегодня мы уже располагаем возможностью определять расстояние до звезд. Учитывая яркость звезды на ее фактическом расстоянии, нетрудно вычислить, как бы она блестела, будь она на каком-то другом расстоянии. Звезда казалась бы слабее с увеличением расстояния до нее и ярче с уменьшением расстояния согласно простому правилу: яркость звезды меняется обратно квадрату расстояния.

Отсюда наше Солнце далеко не самая яркая звезда. Его величина составляет -26,91 сравнительно с -1,42 — величиной Сириуса, второй ярчайшей звезды неба. Солнце на 25,49 величины ярче Сириуса, и каждая величина представляет увеличение яркости в 2,512 раза. Поэтому наше Солнце светит в 15 млрд. раз более интенсивно, чем Сириус. Солнце несравнимо более близкая к нам звезда. До него расстояние всего лишь 150 млн. км, или 0,000005 парсека. Сириус находится от нас на расстоянии 3,65 парсека, т. е. в 530 000 раз дальше, чем Солнце; Предположим, что мы смотрим на Солнце и Сириус с одного и того же расстояния (10 парсек — стандартное расстояние, выбранное астрономами для сравнения звезд).

Если мысленно удалить Солнце на расстояние 10 парсек, что бы оно оказалось бы от нас в 2 млн. раз дальше, чем теперь, то его яркость в соответствии с обратной зависимостью от квадрата расстояния уменьшилась бы на 2 000 000 X 2 000 000, или в 4 000 000 000 000 раз. Уменьшив звездную величину Солнца делением его яркости на 2,512 (значение каждого уменьшения яркости на одну величину), мы бы нашли, что звездная величина Солнца, учитывая сокращение его яркости в четыре триллиона раз, составляет 4,69. Таким образом, на расстоянии 10 парсек Солнце имело бы величину 4,69. Это и есть его «абсолютная звездная величина». На таком расстоянии наше Солнце казалось бы маленькой звездочкой пятой величины, весьма скромным членом небесного сообщества.

Что касается Сириуса, находящегося на расстоянии 2,65 парсека, то при удалении его от нас на 10 парсек он уменьшился бы всего в 3 3/4 раза. Его яркость снизилась бы, но не очень, и на десяти парсеках он все-таки имел бы абсолютную величину 1,3. На этом расстоянии Сириус по-прежнему оставался бы звездой первой величины, хотя уже не из самых ярких.

Когда мы говорим о «яркости», мы имеем в виду то, как та или иная звезда выглядит в небе. Если мы хотим сравнить блеск двух звезд, каким он был бы при равном от нас удалении, другими словами, их абсолютные величины, то мы говорим о «светимости».

Сравнение яркости двух объектов зависит среди прочего от их удаленности. Спичка, которую мы держим в руке, ярче Сириуса. Сравнение светимости — вещь реальная: оно показывает, какой из объектов излучает больше света и на сколько больше. При равных расстояниях Сириус на 3,4 звездной величины ярче Солнца, а это значит, что его светимость в 23 раза выше солнечной.

Где же на этой шкале располагаться нашим новым? Ведь не всегда удается правильно оценить расстояние до них, часто они находятся слишком далеко. Но из суммарной информации, полученной от нескольких новых, их средняя абсолютная звездная величина до того, как, вспыхнув, они превратились в новую, будет равна третьей величине. Другими словами, первоначальная их светимость, как правило, примерно в пять раз выше, чем у Солнца. В максимуме блеска средняя абсолютная величина их -8, так что при полном своем «накале» новая будет светить примерно в 150 000 раз ярче, чем наше Солнце. Разумеется, это лишь средняя величина.

Некоторые астрономы различают два вида новых — «быстрые» и «медленные». «Быстрые» в течении считанных дней повышают свою светимость в сотни тысяч и более раз. Пик блеска удерживается в них менее недели, а затем — ровное умеренное быстрое угасание. «Медленная» увеличивает свой блеск исподволь и неровно, как бы толчками, и в целом в гораздо меньшей степени, чем «быстрая». После этого она так же медленно и неровно в отличие от «быстрой» идет на убыль. Примеры «быстрых» новых — Новая Персея и Новая Лебедя. Новые Возничего и Геркулеса — «медленные». Повторные новые, по крайней мере те, которые «возвращаются» через каждые несколько десятилетий, дают, как правило, меньшее приращение светимости, чем обыкновенные новые, даже включая «медленные». А как часто появляются новые?

До 1900 г. их почти и не видели, но сейчас их наблюдают гораздо чаще. Это не потому, что число их увеличилось, а потому, что больше людей стали интересоваться небом, да и техника, которой располагает ныне астрономия, стала лучше. И даже несмотря на это, те новые, что мы видим, отнюдь не исчерпывают полного их наличия. Чтобы понять это, зададимся вопросом: а сколько вообще на свете звезд? Невооруженным глазом мы видим около 6000, с помощью телескопа — многие миллионы.

Бесконечно ли их число, как думал Николай Кузанский? В данном случае против их бесконечности свидетельствует наша Галактика Млечный Путь, опоясавшая небо необъятной полосой звездного света, которая при взгляде в телескоп оказывается громадным скоплением чуть видных звезд. Общая масса Галактики — это 100 млрд. масс Солнца. Однако большинство отдельных звезд Галактики значительно меньше Солнца по размерам и массе. Вполне возможно, что в Галактике насчитывается 250 млрд. отдельных звезд.

Астрономы утверждают, что в среднем в пределах всей Галактики за год появляется 25 новых. Если сравнить это с полным числом галактических звезд, лишь одна из 10 млрд. звезд в год превращается в новую.

Тот факт, что в Галактике в течение года может появиться 25 новых, отнюдь не означает, что мы увидим их все; этого не случится, как бы мы ни старались. Пылевые облака, скрывающие от нас центральные области Галактики, делают невозможным наблюдение новых, вспыхивающих близ ее центра (где сосредоточено большинство звезд) или в дальней половине Галактики.

По этой причине мы можем в лучшем случае увидеть в год две-три новые, узнаваемые по свету, который они излучают и который сумеет дойти до нас.

ГЛАВА 3

ЗВЕЗДЫ БОЛЬШИЕ И МАЛЕНЬКИЕ

СОЛНЕЧНАЯ ЭНЕРГИЯ

Если мы представим себе новую звезду, увеличивающую свою светимость в считанные дни в 100 000 раз, мы легко поймем, сколь грандиозны масштабы излучаемой ею в космос энергии. Новая средних размеров в пике своего блеска излучает в день столько энергии, сколько наше Солнце за полгода.

Откуда же берется эта энергия?

Прежде чем ответить на это, мы должны задаться вопросом: а откуда получает энергию наше Солнце? Солнце светит уже в течение 4,6 млрд. лет почти в том же режиме, что и теперь. За это время оно истратило неимоверное количество энергии, однако все еще светит и будет светить на нынешнем уровне еще 5–6 млрд. лет. Где же источник всей этой энергии?

Раньше XIX в. этот вопрос особенно никого не беспокоил. В древности и в средние века люди думали, что Солнце сделано из особого небесного материала, обладающего способностью сиять. Оно не могло прекратить свое сияние точно так же, как земные предметы не могли прекратить разрушение от времени. К тому же, по мнению тех людей, Солнце было не так уж старо. Считалось, что оно светит каких-то несколько тысяч лет.

К середине прошлого века, однако, ученые стали испытывать некоторое беспокойство. Они понимали, что небесные тела существенно отличаются от Земли по химическому составу, что возраст Земли не тысячи лет, а миллионы, и стали настойчиво изучать природу энергии.

В 1847 г. немецкий физик Герман фон Гельмгольц (1821–1894) в результате тщательного исследования процессов, связанных с изменениями энергии, обосновал закон сохранения энергии. Согласно этому закону, энергия не может возникать из ничего или исчезать бесследно, она может лишь менять свою форму. В сущности, эта идея пришла к физикам еще в начале 40-х годов XIX в., но Гельмгольц выдвинул самые убедительные и законченные аргументы и честь открытия данного закона приписывается именно ему.

Кроме того, Гельмгольц был первым ученым, сосредоточившим свое внимание на проблеме солнечной энергии. Солнце не могло черпать свою энергию из ничего; откуда же тогда оно берет ее?

Гельмгольц начал поиск с нескольких источников энергии, которые были легкообъяснимы. Не могло ли Солнце получать энергию в результате обычного химического горения? Не могло ли оно получать ее в результате постоянного падения метеоритного вещества? Первые попытки Гельмгольца либо давали недостаточные количества энергии, либо затрагивали такие изменения массы Солнца, которые должны давать легко измеримые результаты, которых на самом деле они не давали.

Наконец в 1854 г. Гельмгольц решил, что единственным источником энергии, питающим Солнце, является собственное его сжатие. Тяжелое солнечное вещество медленно падает внутрь Солнца в направлении к его центру, и энергия этого падения превращается в энергию излучения, питающую Солнце многие тысячи лет.

Это объяснение было не совсем удачно: так, если бы Солнце сжималось в продолжении нескольких десятков миллионов лет, то изначальный его объем был бы так огромен, что захватил бы и земную орбиту. Поэтому Земля могла образоваться только тогда, когда Солнце стало значительно меньше, и, следовательно, возраст нашей планеты не более десятка миллионов лет.

К концу прошлого века геологи, а с ними и биологи стали понимать, что Земля, а значит, и Солнце, гораздо старше. Земля должна существовать как минимум сотни миллионов лет, а может быть, даже миллиард лет и более. Солнце должно быть таким же «взрослым», и в этом случае его сжатие даже близко не обеспечило бы его достаточным для такого срока количеством энергии. Тогда что же это за источник?

Когда XIX век уже близился к концу, человечество неожиданно открыло новый источник энергии. В 1896 г. французский физик Антуан Анри Беккерель (1852–1908) открыл радиоактивность. Он обнаружил, что атомы металлического урана очень медленно, но постоянно превращаются в ядра других элементов.

В 1901 г. другой французский физик — Пьер Кюри (1859–1906) нашел, что радиоактивность связана с выделением небольших, очень небольших количеств тепла.

Поскольку, однако, радиоактивный распад может продолжаться миллиарды лет и учитывая количество радиоактивных веществ Земли в целом, общее количество выделенного тепла может быть огромным. Стало ясно, что открыт новый, очень интенсивный источник энергии.

Эрнст Резерфорд, английский физик родом из Новой Зеландии (1871–1937), в 1906 г. показал, что атом не просто крошечный шарик, как думали раньше, но состоит из еще более мелких «субатомных частиц», или, как мы теперь знаем, из протонов, нейтронов и электронов. Протоны и нейтроны, будучи относительно тяжелыми для таких крохотных частиц, помещаются в таких же крохотных ядрах в самом центре атома. Вокруг ядра вращаются легкие электроны. Именно в ядрах происходят изменения, и в процессе распада высвобождается энергия; эту энергию со временем стали называть «ядерной энергией».

Так что ж, может быть, Солнце светит за счет такой ядерной энергии? Источником ядерной энергии, получившим известность в первых десятилетиях нашего века, был радиоактивный распад атомов урана и тория. Неужели наше Солнце — это гигантский шар, набитый ураном и торием?

Нет, такого быть не могло. В начале XX в. химический состав Солнца был уже известен благодаря применению упомянутой здесь ранее спектроскопии. Давайте разберемся в этом еще раз.

Солнечный свет при его прохождении сквозь стеклянную призму раскладывается на радугу цветов, или спектр, что было впервые показано Исааком Ньютоном (1643–1727). Это происходит оттого, что свет состоит из мельчайших волн, имеющих разную длину, и, проходя через стеклянную призму, каждый луч света изгибается на величину, зависящую от его собственной длины волны. Чем короче волна, тем больше этот изгиб. Таким образом, спектр состоит из световых волн, разложенных по порядку от самых длинных волн на одной стороне до самых коротких на другой.

В 1814 г. немецкий оптик Йозеф Фраунгофер обнаружил, что солнечный спектр прочерчивается многочисленными темными линиями. Темные линии объясняются тем, что атмосфера Солнца поглощает часть света с определенной длиной волны, которая через нее проходит. Солнечный свет поэтому приходит на Землю с недостающими длинами волн, а пробелы — это темные линии спектра.

Немецкий физик Густав Роберт Кирхгоф (1824–1887) в 1859 г. открыл, что каждый отдельный вид атомов поглощает или излучает в нагретом состоянии волны света особой длины, которые не поглощаются никаким другим видом атомов. Установив длину поглощаемой или излучаемой волны, можно определить атом вещества, поглощающий или излучающий свет.

В 1861 г. шведский физик Андерс Ангстрем (1814–1874) отождествил некоторые темные линии солнечного спектра с водородом — самым простейшим из природных элементов. Впервые была идентифицирована одна из составляющих «небесного тела». Ею оказалось вполне земное вещество. (Этот факт наносил удар по утверждению Аристотеля, что небесные тела сделаны из уникальных, единственных в своем роде субстанций!)

С того дня солнечный спектр стал изучаться все более и более детально, и на Солнце были открыты атомы других веществ, существующих и у нас на Земле. Удалось установить даже пропорции, в которых присутствуют там различные атомы. Поэтому можно совершенно определенно утверждать: — Солнце не шар из урана и тория; эти элементы находятся там в едва заметных количествах и могут выделять энергию, которая пренебрежимо мала в сравнении с тем, что ежесекундно излучает Солнце.

Следует ли отсюда, что ядерная энергия не может быть источником энергии для Солнца?

Вовсе нет. В 1915 г. американский химик Уильям Харкинз (1873–1951) предположил, что энергию могут выделять многие типы ядерных превращений, отличные от обычной радиоактивности. Он указал, что ядерное превращение, дающее необычайно большое количество энергии, — это превращение, при котором четыре ядра водорода превращаются в одно ядро гелия. Харкинз предположил, что такая «водородная ядерная реакция», как она теперь называется, и есть источник энергии Солнца.

Трудность заключалась в том, что радиоактивность, которая самопроизвольно протекает на Земле, точно так же должна вести себя и на Солнце, так что распад урана мог быть правдоподобным источником энергии Солнца лишь при условии достаточного его количества. С другой стороны, ядерный синтез водорода не происходит в обычных условиях, но требует огромных температур, таких, которые не в состоянии обеспечить даже раскаленная поверхность Солнца.

В 20-х годах Эддингтон изучал вопрос: почему под действием собственной громадной гравитации Солнце не сжимается до размеров маленького шарика? Единственной силой, которая могла заставить его расширяться наперекор силе гравитации, была его внутренняя температура, его внутренний жар, и Эддингтон рассчитал, каким горячим должно быть ядро Солнца, чтобы поддерживать его в его нынешних размерах. Выяснилось, что температура должна быть порядка миллионов градусов, и теперь общепринято значение температуры ядра Солнца 15 000 000 °C.

Американский астроном Генри Рассел (1877–1957) продолжил эти исследования, изучив состав Солнца так досконально, как никто до него не делал. Его анализ солнечного спектра показал, что 75 % массы Солнца составляет водород, остальные 25 % — гелий. Это два простейших атома. Все более сложные атомы существуют на Солнце в количестве, не превышающем в сумме 1 %.

Если Солнце — это, в сущности, шар, наполненный водородом и гелием, то синтез водорода есть единственно возможная ядерная реакция, способная дать энергию Солнцу. И недра Солнца, если не его поверхность, обеспечивают для этого вполне высокую температуру.

В 1938 г. немецко-американский физик Ханс Альбрехт Бете (р. 1906), приняв в расчет химический состав Солнца и температуру в его ядре, разработал довольно точную модель процессов, происходящих внутри светила. Эта модель была позднее уточнена, и, насколько удалось определить, солнечная энергия, как и предсказал Харкинз четверть века назад, возникает в результате превращения четырех ядер водорода в одно ядро гелия.

Что годится для Солнца, годится и для других звезд, так что, определив механизм образования солнечной энергии, мы, по-видимому, решим проблему возникновения звездной энергии вообще.

Синтез водорода в условиях сохранения равновесия может самоподдерживаться при неизменном (или очень мало изменяемом) выходе энергии в течение времени существования звезды, зависящего от ее массы. Чем крупнее звезда, тем больше она содержит водорода, но одновременно тем больше калорий требуется, чтобы удержать ее в расширенном состоянии при повышенной силе гравитации этой более крупной звезды.

По мере роста массы потребность в тепле опережает его производство. Это означает, что обширный топливный запас массивной звезды расходуется быстрее, чем небольшой запас топлива звезды некрупной. В итоге чем больше масса звезды, тем меньше ее ресурс как водородного ядерно-энергетического объекта.

Топливный запас массивной звезды расточается так быстро, что она может оставаться «нормальной» звездой всего несколько миллионов лет. Маленькая звезда расходует свой небольшой запас так экономно, что он может служить ей 200 млрд. лет.

Солнце, которое в этом смысле является промежуточной звездой, имеет запас водорода, который может питать его энергией на протяжении 10–12 млрд. лет. Солнце просуществовало 4,6 млрд. лет, поэтому оно еще не достигло и середины своего срока жизни как нормальной звезды.

О существующих звездах, которые пребывают в фазе своего жизненного цикла, говорят, что они находятся в «главной последовательности». В главной последовательности находится и Солнце. В ней же располагается 85 % видимых звезд.

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ

Не все звезды принадлежат главной последовательности. Как было сделано это открытие, кажется, не имеет ничего общего с упомянутым положением, но все же приводит нас снова к звездам, объясняя происхождение новых. Вот как это случилось.

Всегда считалось, что звезды — это единичные объекты. Правда, существовало несколько мест, где звезды сияли тесной группой, но ведь и люди и деревья могут стоять плотной группой и все же оставаться независимыми, отдельными предметами.

Когда появился телескоп, стало заметно, что звезды иногда группируются более тесно, чем предполагалось раньше. Иногда пара звезд была так близка друг к другу, что простому взгляду казалась одной звездой. Например, Альфа Центавра и Лебедь 61, упомянутые выше, слывшие всегда «едиными звездами», оказались на деле парами очень близких звезд.

Так как звезды расселены в огромных глубинах космоса, можно было бы рассуждать таким образом: одна из пары близких звезд находится совсем рядом с нами, другая же — чрезвычайно далеко. И эти звезды совсем не близки друг к другу, а только кажутся такими, потому что находятся от нас почти в одном направлении.

Если звезды рассеяны в Космосе бессистемно, наудачу, есть вероятность, что некоторые из них будут находиться непосредственно «в затылок» друг другу, а нам казаться близко прижатыми друг к другу.

В 1767 г. английский геолог Джон Митчелл (1724–1793) рассудил, что число сближенных звезд значительно больше, чем можно было ожидать, исходя из их бессистемного расположения. На этом основании он предположил, что звезды, заключенные в пары, действительно существуют.

Гудрайк был, по-видимому, ободрен выводом Митчелла, когда в 1782 г. высказал мысль, что Алголь — это фактически пара звезд, обращающихся друг возле друга так, что одна периодически затмевает другую. Но это была всего лишь разумная догадка, а не реальное наблюдение.

Вильям Гершель, работавший позднее над моделью Галактики, в 1780-х годах занимался звездами, расположенными очень близко друг к другу. Он рассчитывал, что одна из них будет ближе к нам, а другая гораздо дальше, так что он сможет определить параллакс ближней звезды относительно дальней и расстояние до ближайшей из них.

Однако вместо параллакса он вдруг обнаружил, что во многих случаях звезды кружатся друг возле друга. Гершель видел это собственными глазами! Обыкновенные двойные звезды могли быть двойными только с виду, а здесь перед Гершелем были «бинарные» (или двойные) звезды, которые действительно расположены вплотную друг к другу, настолько вплотную, что удерживались взаимным магнитным полем и каждая звезда обращалась вокруг общего центра масс.

Сначала полагали, что двойные звезды — явление очень редкое, но, чем больше изучалось небо, тем больше находили двойных звезд. Теперь признают, что до 70 % существующих звезд являются частью двойной, а может быть еще более сложной, системы, и как раз в меньшинстве оказываются единичные звезды типа нашего Солнца. Открытие одной бинарной звезды впоследствии привело к важнейшему успеху в астрономии.

Бессель, впервые измеривший расстояние до звезд, был занят наблюдением изменяющихся положений Сириуса, с тем чтобы потом определить расстояние до него. Он заметил, что положения светила были совсем не такими, какие можно было ожидать от параллакса. Сириус смещался по некоторой волнообразной линии в одном направлении. Эта волнообразность заставляла догадываться о том, что звезду подталкивает на эллиптическую орбиту какой-то близкий объект. Эта орбита в сочетании с собственным прямолинейным движением звезды и порождала вышеназванные волны.

Если звезда, подобная Сириусу, принуждена двигаться ощутимо волнообразно, это значит, что сила притяжения другого объекта должна быть огромной. Другим объектом может быть только звезда, все другое было бы ничтожно.

Бессель ничего не видел там, где, по его мнению, должна была находиться звезда, и все же в 1844 г. он пришел к заключению, что Сириус — это бинарная звезда с «темным компаньоном». «Компаньон, — думал Бессель, — это звезда, которая не видна, потому что вся дотла сгорела. Она бродит в космосе как почерневший призрак того, чем когда-то была».

В 1862 г. изготовитель телескопов американец Элвин Кларк (1832–1897) закончил новый телескоп и пробовал его на Сириусе, чтобы убедиться в резкости изображения. Резкость была хорошая, но… какая досада! Близ Сириуса мельтешила какая-то крупица света. Кларк, думая, что это дефект инструмента, тщательно проверил линзы — они были безупречны. Вновь всмотревшись в эту крупицу света, Кларк констатировал, что она находится там, где должен был бы находиться «темный компаньон» Бесселя, виновный в волнообразном движении Сириуса.

Да, это и есть «темный компаньон». Товарищ, или, как его еще называют, компаньон, Сириуса имеет звездную величину 8,4, т. е. он в общем-то не «темный», но какая разница, если мы в угоду точности назовем его «тусклым товарищем» Сириуса? Сегодня мы называем сам Сириус Сириусом А, а его темного, или тусклого, компаньона Сириусом В.

В 1893 г. немецкий физик Вильгельм Вин (1864–1928) открыл, что можно определить поверхностную температуру звезды по деталям ее спектра.

В 1915 г. американский астроном Уолтер Сидней Адамс (1876–1956) ухитрился исследовать слабейший спектр Сириуса В и обнаружил, что температура его поверхности неожиданно высока. Сириус В оказался горячее нашего Солнца, хотя и менее горячим, чем Сириус А.

Если Сириус В так горяч, а температура его поверхности 10 000 °C, то каждый квадрат его поверхности должен быть накален до сверкающего блеска, ярче, чем равновеликий квадрат поверхности Солнца. Почему же тогда Сириус В такой тусклый? Объяснение могло быть только одно: его поверхность слишком мала.

В настоящее время считают, что диаметр Сириуса В всего лишь 11 100 км, а потому он даже меньше Земли, диаметр которой 12 756 км. Однако он мал только по своим размерам.

Бессель знал об этом, даже практически на него не взглянув, по тому гравитационному воздействию, которое он оказывал на гигантский Сириус А. Этот мощный гравитационный эффект вовсе не стал меньше оттого, что Сириус В сравняли по размеру с небольшой планетой. По силе его тяготения было рассчитано, что он имеет массу порядка 1,05 массы Солнца; другими словами, вся масса Солнца будто бы втиснута в крошечный объем, меньший земного.

Средняя плотность Земли (если представить всю планету размешанной в однородную массу) составляет 5500 кг на кубический метр. Сириус В имеет плотность в 530 000 раз большую.

Таким образом, средняя плотность Сириуса В составляет 3 млн. кг в одном кубометре. Американская 25-центовая монета, сделанная из вещества Сириуса В, весила бы 1900 кг.

Однако Сириус В неодинаково плотен по всему объему. Он менее плотен у поверхности, и плотность его вырастает по мере продвижения вглубь, так что наибольшая его плотность приходится на ядро. (Это верно для всякого астрономического тела, включая Землю и Солнце.) Плотность Сириуса В в его центре составляет, по-видимому, 33 млн. кг/м³.

Когда впервые было обнаружено, что Сириус В очень мал, стало сразу очевидно, что его плотность гораздо выше, чем у самого плотного вещества на Земле.

Несколькими годами ранее это показалось бы нелепостью, но к тому времени, как Адамс сделал свое ключевое открытие относительно температуры Сириуса В, уже было известно, что атом состоит из чрезвычайно плотного крохотного ядра, окруженного почти не имеющими массы электронами.