ОБЩИЙ ОБЗОР ЗВЕЗДНОГО МИРА

Прежде чем перейти к описанию отдельных созвездий и их достопримечательностей, кратко охарактеризуем основные типы населения звездного мира. Этот общий взгляд на картину, детали которой предстоит изучить, позволит нам в дальнейшем избавиться от лишних повторений.

С какими же типами объектов нам придется встретиться при наблюдениях?

Прежде всего - звезды. Изучение их спектров показывает, что природа этих небесных тел сходна с природой Солнца. Звезды отличаются друг от друга по размеру, плотности, цвету, температуре. Химический состав звезд примерно одинаков, хотя процентное содержание тех или иных веществ в разных звездах может быть различным. В звездах преобладают водород и гелий. Процентное содержание других химических элементов в звездах невелико.

Спектры звезд отличаются большим разнообразием, причиной которого, однако, служит не различие в химическом составе звезд, а главным образом существенная разница в их температуре.

Наблюдая звезды, можно заметить, что они имеют разные оттенки цвета: одни белы или голубоваты, другие желтоваты и даже красноваты. Разница в цветах звезд связана с их температурой. Наиболее горячими являются белые и голубые (Строго говоря, голубых звезд в природе нет, а есть голубовато-белые. Интенсивная голубая окраска некоторых звезд вызвана субъективными особенностями нашего зрения)) звезды. Температура их поверхности заключена в пределах от 10000 до 30000°.

В виде исключения встречаются даже еще более горячие звезды, с температурой поверхности порядка 100000°. Желтые звезды, к числу которых относится и наше Солнце, холоднее - температура их поверхности близка к 6000°. Самыми холодными являются красные звезды - у некоторых из них температура поверхности не превосходит 2000°. В глубоких же недрах звезд температуры измеряются многими миллионами градусов.

Одна из важнейших физических характеристик звезд - это их светимость. Светимостью называется число, которое характеризует силу света звезды по отношению к Солнцу. Например, если светимость звезды равна 1000, это значит, что данная звезда излучает в тысячу раз больше света, чем Солнце. Светимость звезд зависит как от размеров поверхности звезды (при одинаковых температурах звезды больших размеров излучают света больше), так и от ее температуры (при одинаковых размерах звезды с более высокими температурами интенсивнее излучают свет). Светимости звезд весьма различны. Есть звезды, излучающие в сотни тысяч раз больше света, чем Солнце. Но, с другой стороны, открыты звезды, светимость которых в сотни тысяч раз меньше светимости Солнца.

Звезды большой светимости называются звездами-гигантами, а звезды малой светимости - звездами-карликами.

Светимость звезды - одна из важных характеристик ее размеров.

По размерам звезды очень сильно отличаются друг от друга. Есть гигантские звезды, поперечники которых в сотни раз больше поперечника Солнца, и, с другой стороны, в мире звезд встречаются звезды-карлики, по размерам схожие с Землей.

Заметим, что при этом массы всех звезд сходны между собой и редко можно встретить звезду, которая была бы в несколько десятков раз «тяжелее» или «легче» Солнца. Но отсюда сразу следует, что средние плотности звезд должны отличаться большим многообразием.

И действительно, вещество звезд-гигантов необычайно разрежено: по своей плотности оно в тысячи раз меньше плотности комнатного воздуха. Зато среди звезд-карликов встречаются так называемые белые карлики (очень горячие маленькие звезды), средняя плотность которых в десятки тысяч раз больше плотности воды.

Современная астрофизика объяснила причины столь высокой плотности звездного вещества. В недрах белых карликов господствуют чудовищные по величине температуры и давления. Благодаря этому атомы веществ полностью ионизованы, то есть их ядра лишены обращающихся вокруг них электронов. Покинувшие «свои» ядра электроны вместе с оголенными ядрами атомов образуют сверхплотную смесь - вырожденный газ. В вырожденном газе ядра атомов, несущие в себе основную массу вещества, находятся друг к другу гораздо ближе, чем в обычных земных условиях.

Изучение физической природы звезд имеет большое значение для современной физики. Звезды недаром называют «небесными лабораториями». Наблюдая звезды, мы изучаем вещество в таких состояниях, которые подчас бывают недостижимы в земных лабораториях.

Сравнение физической природы Солнца и звезд доказывает, что Солнце по всем своим характеристикам (спектру, цвету, светимости, размерам и т. д.) является обычной, рядовой звездой.

Как уже говорилось, различия в спектрах звезд вызваны главным образом не особенностями химического состава этих объектов, а различиями в температуре звездных атмосфер. В настоящее время в астрофизике принята единая классификация звездных спектров. По характеру спектров звезды распределены на классы, каждый из которых обозначен определенной буквой латинского алфавита. Вот эти спектральные классы звезд:

Спектральные классы звезд

От основной группы отходят две ветви - классы R, N и S. К этим классам отнесено сравнительно небольшое число холодных звезд, в спектрах которых наблюдаются полосы молекул углерода и циана (классы R и N).

В спектрах звезд класса S заметны полосы окисей титана и циркония. Спектры некоторых звезд приведены на рис. 2.

Рис. 2. Типы звездных спектров

Физические характеристики основных спектральных классов приведены в следующей таблице:

Для более точной классификации звездных спектров по интенсивности их линий и полос поглощения введены промежуточные спектральные классы, например О5, В7, А2 и т. п. Если при этом звезда принадлежит к звездам-карликам, перед ее спектральным классом добавляют букву «d», если к гигантам - букву «g», если к сверхгигантам - букву «с» (например, dM5, gA2 и т. д.).

Спектры некоторых горячих звезд содержат яркие, как их называют «эмиссионные», линии и полосы. В этом случае позади обозначения спектрального класса добавляют букву «е». В тех случаях, когда спектр звезды необычен, справа добавляется буква «р» (например, Обе или F3p). Знакомство со всей этой условной символикой совершенно необходимо при использовании таблиц о физических характеристиках отдель-ных звезд.

Для того чтобы характеризовать видимую яркость, или, как правильнее говорить, видимый блеск звезд, введены условные единицы, называемые звездными величинами.

Еще в древности наиболее яркие звезды были на-званы звездами первой величины, а самые слабые, еле доступные невооруженному глазу - звездами шестой величины (обозначаются 1^m, 2^m и т. п.). Последующие уточнения и расширения этой шкалы звездных величин заставили ввести промежуточные дробные, а для особенно ярких объектов - нулевые и отрицательные звездные величины (0^m, - 1^m и т. д.).

Пусть I1 и I2 - блеск двух звезд, то есть освещенности, создаваемые этими звездами на приемнике энергии (глаз, фотопластинка и т. п.), а m1 и m1 - соответственно их звездные величины. Как показали детальные исследования, эти величины связаны простым соотношением, называемым формулой Погсона:

I1/I2=2,512^m2-m1.

Логарифмируя обе части этого уравнения, получим:

lgI1/I2=0,4(m2-m1).

Таким образом, звезды, отличающиеся по видимому блеску на одну звездную величину,создают на Земле освещенности, различающиеся почти в 2,5 раза.

Чтобы охарактеризовать светимость звезды, астрономы вводят понятие абсолютной звездной величины (обозначается буквой М). Под этим термином понимается видимый блеск данной звезды с расстояния 10 nс («nс» - парсек, единица расстояния, равная 3,26 св. года)). Например, для Солнца М = 4^m,7. Это значит, что с расстояния в 10 nс Солнце казалось бы звездочкой почти 5-й зв. величины. А вот, например, у Ригеля, самой яркой звезды созвездия Ориона, М= -6^m,2. Можно отсюда подсчитать (по формуле Погсона), что Ригель излучает света почти в 23000 раз больше, чем Солнце.

Физические особенности звезд станут особенно наглядными, если мы воспользуемся так называемой диаграммой спектр - светимость. По ее горизонтальной оси (рис. 3, 4) отложены спектральные классы, по вертикальной - абсолютные звездные величины, характеризующие светимость звезды. Каждая звезда, в том числе и Солнце, может быть помещена только в одну определенную точку диаграммы. Изучение нескольких тысяч звезд показало, что на диаграмме спектр - светимость звезды располагаются в виде цепочек, групп или, как их называют, «последовательностей». Каждой из последовательностей присвоено определенное обозначение, указанное в подписи под диаграммой. Солнце, например, лежит на главной последовательности (V), а горизонтальная прямая в верхней части диаграммы (в области больших светимостей) отмечает ветвь звезд-сверхгигантов (Iа). Принадлежность звезды к той или иной последовательности вместе с ее светимостью и спектром полностью характеризует физические свойства звезды (Подробнее см. Куликовский П. Г., Справочник любителя астрономии, Физматгиз, 1961)).

Рис. 3. Звездные последовательности на диаграмме спектр - светимость: la - последовательность ярких сверхгигантов, Iа - слабые сверхгиганты, II - яркие гиганты, III - слабые гиганты, IIIсф - звезды сферической составляющей Галактики, IV - субгиганты, V - главная последовательность, VI-последовательность ярких субкарликов, VII - субкарлики (белые карлики), О - О - бело-голубая последовательность. Диаграмма составлена по данным о 4536 звездах до 6-й величины

В древности звезды считались неподвижными, а фигуры созвездий - неизменными. Однако в начале XVIII в. было обнаружено, что некоторые звезды со времен Гиппарха (I в. до н. э.) явно сместились по отношению к другим звездам.

В настоящее время движение звезд в пространстве является строго доказанным фактом. Это движение можно обнаружить двумя способами: во-первых, по видимому смещению одних звезд по отношению к другим и, во-вторых, по спектру звезды.

Так как звезды чрезвычайно далеки от Земли, видимые смещения звезд на небесной сфере ничтожно малы и измеряются в лучшем случае секундами дуги за год. Поэтому, хотя взаимное расположение звезд на небе медленно изменяется, искажения знакомых фигур созвездий станут заметными только через десятки тысяч лет. Перемещение звезд на небесной сфере обнаруживается при сравнении фотографий звездного неба, сделанных с интервалом в несколько лет. По измерениям таких фотоснимков можно вычислить, зная расстояние до звезды, ее тангенциальную скорость, то есть скорость в направлении, перпендикулярном к лучу зрения.

Рис. 4. Расположение некоторых звезд на диаграмме спектр - светимость

Спектральный анализ позволяет найти скорость звезды вдоль луча зрения. По принципу Доплера - Физо линии в спектре приближающейся звезды смещаются к фиолетовому концу, а в спектре удаляющейся - к красному. По величине этого смещения легко вычислить лучевую скорость звезды (то есть ее скорость вдоль луча зрения).

Зная тангенциальную Vt и лучевую Vr скорости звезды, можно вычислить полную скорость V звезды при ее движении в пространстве. Очевидно, что

Формула полной скорости V звезды при ее движении в пространстве

Полные скорости звезд измеряются, как правило, десятками километров в секунду. Наше Солнце и в этом отношении не является исключением. Вместе с планетами и другими членами солнечной системы оно движется относительно близких звезд со скоростью около 20 км/сек, пролетая в пространстве за сутки свыше миллиона километров. Путь Земли в межзвездном пространстве, таким образом, изображается сложной спиралеобразной кривой.

В той стороне неба, куда «летит» солнечная система, звезды медленно как бы раздвигаются перед нами. Подобное явление можно наблюдать, приближаясь к лесу, деревья которого издали кажутся образующими сплошную стену.

Хотя скорости звезд весьма велики, о взаимном катастрофическом столкновении звезд говорить не приходится - слишком далеки взаимные расстояния звезд по сравнению с их поперечниками. Для этих расстояний километр - слишком малая единица длины. Вместо нее в звездной астрономии употребляют: световой год, равный расстоянию, которое луч света проходит за год (9,46 • 10¹² км), парсек (nс), в 3,26 раза больший светового года, и килопарсек (кnс), равный тысяче парсек. Если звезды уменьшить до размеров булавочных головок, то в таком масштабе одну звезду от другой надо удалить на десятки километров. В этом же масштабе смещение звезд за год будет измеряться всего десятками сантиметров.

Астрономы установили, что, кроме поступательного движения в пространстве, звезды также вращаются вокруг своих осей.

Многие звезды при наблюдении в телескоп распадаются на две, сливающиеся для невооруженного глаза в одну звезду. Такие звезды называются двойными звездами. Некоторые из них видны с Земли почти точно по одному направлению, но при этом находятся от нас на весьма различных расстояниях и физически не связаны друг с другом. Их называют оптическими двойными звездами.

Однако многие из двойных звезд и на самом деле расположены в пространстве по соседству друг с другом. Будучи связанными взаимным тяготением, они обращаются вокруг своего общего центра тяжести (или, точнее, центра масс). Такие физически взаимосвязанные звездные пары называются физическими двойными звездами.

При наблюдениях в телескоп разноцветные двойные звезды иногда удивительно красивы. Надо, однако, иметь в виду, что яркие цвета двойных звезд вызваны в основном не реальным различием в цветовом составе их излучения, а сложными субъективными ошибками, связанными с физиологическими особенностями зрения наблюдателя. (Список разноцветных двойных звезд приведен в Приложении IV.)

Чем ближе звезды друг к другу при одних и тех же массах, тем короче периоды их обращения вокруг общего центра тяжести. В некоторых случаях эти периоды измеряются часами, в других - столетиями.

Если двойная звезда обладает планетной системой, с поверхности таких планет можно сразу наблюдать на небе поразительное зрелище - два солнца! Есть ли, однако, планеты вокруг звезд?

В настоящее время на этот вопрос можно дать утвердительный ответ. Некоторые звезды движутся в пространстве по сложным волнообразным кривым. Эти звезды притягивают к себе их невидимые спутники, заставляя звезду обращаться вокруг общего с ними центра тяжести. Среди невидимых спутников звезд найдены тела, массы которых сравнимы с массой планет-гигантов солнечной системы. Можно думать, что в этих случаях вокруг ряда звезд обнаружены планетные системы.

Некоторые двойные звезды состоят из таких близких друг к другу звезд, что различить их в отдельности не удается даже с помощью телескопа. В этом случае приходит на помощь спектральный анализ.

Если звезда двойная, составляющие ее звезды, обращаясь вокруг общего центра тяжести, то приближаются к нам (по лучу зрения), то удаляются от нас. При этом, по принципу Доплера - Физо, в их спектрах, накладывающихся друг на друга, периодически раздваиваются спектральные линии, так как при приближении к нам одной звезды другая от нас удаляется. Разумеется, у одиночной звезды подобное явление не наблюдается. Звезды, двойственность которых обнаруживается спектральным путем, называются спектрально-двойными звездами.

Кроме двойных звезд, есть тройные и вообще кратные звезды. И в таких системах движение звезд совершается вокруг общего центра тяжести.

Если в системе двойной звезды плоскости орбит близки к лучу зрения, а звезды имеют разную светимость, то могут наступать моменты, когда при движении вокруг общего центра тяжести одна звезда закроет собой другую. Для земного наблюдателя это «звездное затмение» выразится в общем уменьшении блеска двойной звезды. Очевидно, такие изменения блеска будут периодически повторяться, что можно изобразить на графике (см. рис. 32). Звезды подобного типа называются затменно-двойными или затменными переменными звездами.

Известны переменные звезды и другого типа.

В затменно-переменных звездах изменение блеска вызвано оптическими причинами (затмениями). У других переменных звезд их светимость, а следовательно и блеск, не остается неизменной по причинам физического характера. Следует сказать, что переменность блеска звезд не следует путать с их мерцанием, которое вызвано чисто земными причинами (движением воздушных масс).

К числу физических переменных звезд относятся прежде всего так называемые цефеиды. Звезды этого типа периодически то раздуваются - при этом их температура понижается, то сжимаются, несколько при этом разогреваясь. В связи с этим изменяется и их видимый блеск.

Периоды изменения блеска цефеид тесно связаны с их светимостью. Найдя по периоду светимость цефеиды и зная ее видимый блеск, легко вычислить расстояние до этой переменной звезды и, главное, до объекта, в котором цефеида находится. Подобный способ определения расстояния до звезд весьма распространен. Цефеиды иногда называют «маяками вселенной», так как с их помощью можно выяснить распределение звезд в пространстве.

Есть звезды, подобно цефеидам периодически изменяющие свой блеск, но только в гораздо более медленном темпе. Такие звезды называют долгопериодическими переменными, так как периоды изменения их блеска подчас измеряются сотнями суток.

У некоторых переменных звезд пульсации совершаются довольно хаотично, без явных признаков периодичности. Их называют неправильными и полуправильными переменными звездами.

В настоящее время известно более 15000 переменных звезд. Их изучение раскрывает перед нами многие стороны физической природы звезд.

Есть звезды, которые очень быстро и резко увеличивают свой блеск - дня за два в десятки и сотни тысяч раз. Затем блеск такой звезды начинает уменьшаться, сначала довольно быстро, а затем очень медленно. Спустя несколько лет звезда становится опять такой же, какой она была до вспышки или даже слабее. Подобные звезды получили название новых звезд. Раньше думали, что это действительно вновь появившиеся, то есть «зародившиеся» звезды. На самом деле все «новые» звезды существовали и до своей вспышки. Более того, подобные вспышки в течение жизни некоторых звезд повторяются, по-видимому, много раз. При вспышке «новой» наружные газовые слои звезды со скоростью в тысячи километров в секунду извергаются в пространство. С течением времени эти газы рассеиваются в межзвездном пространстве.

Наше Солнце принадлежит к числу устойчивых звезд, которым не угрожают вспышки, свойственные новым звездам.

После вспышек особенно ярких новых звезд (так называемых сверхновых звезд) образуются исполинские разреженные газовые облака («туманности»), интенсивно излучающие радиоволны.

В темные зимние ночи в созвездии Тельца легко заметить маленькую тесную группу из шести слабо светящихся звездочек. Это - звездное скопление Плеяды, иногда называемое у нас на родине Стожарами. В телескоп скопление выглядит гораздо более многочисленным и включает в себя более сотни звезд. Все эти звезды не только на небе, но и в пространстве близки друг к другу и связаны между собой силами взаимного притяжения.

Таким образом, в отличие от созвездий, представляющих собой видимые на небе группировки на самом деле весьма далеких друг от друга звезд, звездные скопления являются физически связанными взаимным тяготением объединениями звезд.

Звездные скопления, не имеющие правильных очертаний, называют рассеянными звездными скоплениями. Составляющие их десятки или сотни звезд беспорядочно разбросаны на небольшом участке неба. Именно к такому типу звездных скоплений и относятся Плеяды.

Иной внешний вид имеют шаровые звездные скопления. Они содержат сотни тысяч звезд. К центру шарового звездного скопления количество звезд увеличивается настолько, что они сливаются в сплошное сияние.

По своим действительным размерам шаровые звездные скопления во много раз превосходят рассеянные звездные скопления. Диаметры многих шаровых звездных скоплений измеряются двумя-тремя сотнями световых лет, тогда как средние поперечники рассеянных звездных скоплений составляют всего лишь один-два десятка световых лет.

В настоящее время открыто и изучено около пятисот рассеянных и около сотни шаровых звездных скоплений. И те и другие звездные скопления перемещаются в пространстве как единое целое.

Пространство между звездами не абсолютно пусто. Оно заполнено чрезвычайно разреженными облаками пыли и газа, образующими, по терминологии астрономов, межзвездную диффузную материю.

Огромные межзвездные облака из светящихся разреженных газов и пыли получили название светлых диффузных туманностей. Их типичным представителем является яркая туманность в созвездии Ориона, хорошо видимая даже в бинокль. Газы, ее образующие, светятся холодным светом, переизлучая свет соседних горячих звезд. Таким образом, свечение газовых туманностей есть люминесценция, проявление которой наблюдается и в кометах.

В состав светлых диффузных газовых туманностей входят главным образом водород, кислород, гелий и азот. Поперечники туманностей измеряются десятками, а иногда и сотнями световых лет. Подобно кометам - и даже с еще большим правом - межзвездные газовые туманности могут быть названы «видимым ничто», так как плотность их вещества в миллиарды раз меньше плотности комнатного воздуха. Такая высокая степень разреженности для земной техники пока недостижима.

В межзвездном пространстве наблюдаются также диффузные пылевые туманности. Эти облака состоят из мельчайших твердых пылинок, средний поперечник которых близок к 0,1 микрона. Если вблизи пылевой туманности окажется какая-нибудь яркая звезда, ее свет рассеивается туманностью и пылевая туманность становится непосредственно наблюдаемой. Во многих случаях пылевые туманности относятся к числу темных туманностей. В этом случае они наблюдаются как черные зияющие «провалы» на фоне Млечного Пути.

Между газовыми и пылевыми туманностями - как светлыми, так и темными - нет непроходимой грани. Часто они наблюдаются совместно, как газово-пылевые туманности. Возможно, что в некоторых случаях свечение туманностей вызывается взаимопроникновением (то есть столкновением) двух или нескольких облаков.

Туманности являются, по-видимому, лишь уплотнениями в той непрерывной крайне разреженной межзвездной диффузной материи, которая получила название межзвездного газа. Эта среда обнаруживает себя лишь при наблюдениях спектров далеких звезд, вызывая в них дополнительные линии поглощения. Тончайшая межзвездная газовая «вуаль» по своей плотности в сотни раз уступает самым разреженным из газовых туманностей. Она состоит из атомов водорода, кальция и некоторых других элементов.

Несмотря на свою разреженность, межзвездная диффузная материя (газы и пыль) вызывает заметное поглощение света звезд. Оно было заподозрено еще в 1847 г. основателем Пулковской обсерватории В. Струве, но лишь в XX в. поглощение света в межзвездном пространстве стало доказанным фактом.

Межзвездные газы и пыль двояко искажают свет далеких звезд. Они ослабляют их общий блеск (общее поглощение) и делают цвет звезд более красным (избирательное поглощение). При вычислении расстояний до звезд оба эти эффекта необходимо учитывать, без чего можно впасть в грубые ошибки.

Особое место занимают так называемые планетарные туманности. Многие из них внешне похожи на колечки дыма, которые пускают искусные курильщики. При наблюдении в телескоп некоторые планетарные туманности напоминают зеленоватые диски далеких планет - Урана и Нептуна. Отсюда и произошло их наименование.

Размеры планетарных туманностей невелики и редко превосходят 2-3 световых года. В центре планетарной туманности всегда видна очень горячая центральная звезда, свет которой переизлучается туманностью. Следовательно, по характеру своего свечения планетарные туманности относятся к типу светлых диффузных газовых туманностей. Однако природа их весьма своеобразна. Планетарные туманности расширяются во все стороны от центральной звезды, которая, возможно, и образовала туманность.

Кроме газа и пыли, межзвездное пространство заполнено быстро летящими электронами и ядрами различных элементов, образующими так называемые космические лучи, а также потоками мельчайших «порций света» - фотонов, то есть, иначе говоря, излучением звезд.

В темные осенние ночи через все небо от горизонта к горизонту проходит беловатая слабо светящаяся неправильных очертаний полоса, называемая Млечным Путем. Эта полоса, уходя под горизонт, опоясывает все небо, имея в разных своих частях различную ширину и яркость.

В телескоп Млечный Путь распадается на множество слабо светящихся звезд, которые для невооруженного глаза сливаются в сплошное сияние.

Млечный Путь - это основная, главная часть звезд, образующих Галактику - исполинскую звездную систему, к которой принадлежит и наше Солнце в качестве рядовой звезды.

Рассматриваемая со стороны и, так сказать, «сбоку», наша Галактика имела бы некоторое сходство с чечевицей. В центре этой «чечевицы» есть плотное шаровидное скопление массивных звезд, образующее ядро Галактики. К сожалению, при наблюдении с Земли оно невидимо, так как скрыто от земного наблюдателя мощными облаками темной космической пыли. Однако эта пыль, задерживая видимый глазом свет, пропускает невидимые инфракрасные лучи, которые могут быть уловлены специальным прибором (электронно-оптическим преобразователем). Таким способом астрономы изучают - правда, с очень большими трудностями - ядро нашей звездной системы.

Как уже говорилось, в состав Галактики входит около 150 миллиардов звезд, всех тех, которые мы наблюдаем на небе, в том числе и в Млечном Пути. Солнечная система расположена вблизи экваториальной плоскости Галактики примерно на полпути от ее центра до внешних границ. Точнее, расстояние от центра Галактики до Солнца равно 23500 световых лет, тогда как поперечник Галактики близок к 85000 световых лет. Заметим, что резко очерченных границ Галактика не имеет, а постепенно «сходит на нет».

Нетрудно сообразить, что наличие на земном небе Млечного Пути вызвано особенностью нашего расположения внутри Галактики. При наблюдениях с Земли наибольшее количество звезд видно в направлении экваториальной плоскости Галактики, а наименьшее - в направлениях, к ней перпендикулярных. Поэтому, в частности, ядро Галактики находится на небе внутри Млечного Пути и при отсутствии космической пыли могло бы наблюдаться в созвездии Стрельца.

В состав Галактики, кроме звезд одиночных, двойных, переменных, входят звездные скопления и туманности. Замечено, что межзвездная диффузная материя сконцентрирована сравнительно тонким слоем к экваториальной плоскости нашей звездной системы. Что же касается, например, шаровых звездных скоплений, то они встречаются на самых различных расстояниях от этой плоскости.

Строение Галактики весьма сложно. Рассматриваемая издали «сверху» она выглядела бы исполинской спиралью с выходящими из ядра «ветвями». Установлено, что Галактика состоит из ряда проникающих друг в друга подсистем однородных объектов (звезд, звездных скоплений, туманностей). Некоторые из этих подсистем (например, подсистема шаровых звездных скоплений) охватывают со всех сторон нашу Галактику в виде исполинского шарообразного роя. Другие подсистемы, как, например, подсистема планетарных туманностей или белых карликов, «сплющены» к экваториальной плоскости Галактики. Таким образом, только «костяк», то есть основное количество звезд Галактики, образует в пространстве сплюснутую звездную спираль.

Все звезды нашей Галактики обращаются вокруг ее центра и при этом с различными периодами, возрастающими от центра к периферии. Подсчитано, что Солнце завершает вместе с планетами облет галактического ядра примерно за 200 миллионов лет, а скорость этого орбитального движения солнечной системы близка к 250 км/сек. Кроме того, солнечная система движется и по отношению к своим соседям - ближайшим звездам. Об этом движении, направленном в настоящую эпоху в сторону созвездий Лиры и Геркулеса, уже говорилось.

Таким образом, движение Солнца и других звезд нашей Галактики весьма сложно.

В созвездии Андромеды человек с острым зрением может разглядеть крошечное овальное слабо светящееся пятнышко. При наблюдении в небольшой телескоп его можно принять за обычную светлую газовую туманность. На самом деле природа этого пятнышка, называемого туманностью Андромеды, совершенно отлична от природы газовых туманностей.

При наблюдениях в мощные современные телескопы можно убедиться в том, что туманность Андромеды - это исполинская звездная система, не уступающая ни в чем нашей Галактике. Только благодаря своей чрезвычайной удаленности (луч света от нее летит до Земли почти 1700000 лет) туманность Андромеды кажется маленьким светлым пятнышком. На самом деле ее поперечник несколько превосходит поперечник Галактики и она имеет в своем составе многие десятки миллиардов звезд, звездные скопления и туманности.

Туманность Андромеды повернута к нам почти ребром, но все же легко рассмотреть ее спиралеобразное строение - такое же, как и у нашей Галактики. Туманность Андромеды - соседняя галактика. В настоящее время доступны наблюдению многие миллионы других галактик. Некоторые из них мы видим «плашмя», на ребре других хорошо заметна темная полоска пылевой материи.

На рис. 5 изображены две галактики - огромная спираль и «сгусток» внизу, соединяемые между собой ветвью главной галактики. Подобных соединенных между собой галактик известно очень много. Формы галактик весьма многообразны и далеко не всегда напоминают спирали. Многие из галактик находятся в состоянии сложного взаимодействия, а иногда и взаимопроникновения.

Рис. 5. Галактика М51 из созвездия Гончих Псов

Размеры крупных галактик сравнимы с размерами нашей звездной системы, а расстояния между ними примерно раз в десять превышают их поперечник. Туманность Андромеды и многие другие галактики вращаются вокруг своих осей, то есть, точнее говоря, составляющие их звезды обращаются вокруг ядер этих галактик.

Пространство между галактиками не пусто, а заполнено весьма разреженной средой, называемой межгалактической плазмой. Самые далекие из доступных наблюдению галактик отстоят от Земли на расстояние в несколько миллиардов световых лет - таков радиус изучаемой ныне части вселенной.

Галактики распределены в пространстве неравномерно, образуя иногда скопления галактик. Некоторые факты указывают на то, что все наблюдаемые ныне галактики входят в состав грандиозной материальной системы, называемой Метагалактикой. Роль звезд в ней выполняют отдельные галактики, обращающиеся вокруг какого-то очень далекого центра.

Так как размеры Метагалактики значительно превосходят доступную пока наблюдению часть вселенной, то наши сведения о Метагалактике крайне скудны. Ее детальное изучение - дело будущего.

Как бы далеко ни проникал взор человека, вооруженного телескопом, всюду он встречает и всегда будет встречать новые миры и новые материальные системы, находящиеся в состоянии непрерывного движения и изменения.

Весь опыт, вся историческая практика человечества и, в частности, вся история астрономии наглядно подтверждают учение диалектического материализма о бесконечности вселенной во времени и в пространстве.

Такова общая картина звездного мира, к более детальному знакомству с которым мы теперь приступаем.