ГАЛАКТИКИ
Все окружающие нас звёзды живут в огромной системе под названием Галактика. В ней сотни миллиардов звёзд, и каждая из них, в том числе и Солнце, движется хаотически, поскольку её притягивают миллиарды постоянно изменяющих своё положение светил. За исключением нескольких ближайших соседей, способных своим притяжением кардинально изменить траекторию звезды, все остальные далёкие звёзды можно уподобить непрерывной среде, «звёздному газу», заполняющему объём Галактики. Однако её форма настолько отлична от сферы, что орбиты большинства звёзд даже отдалённо не напоминают классические эллипсы Кеплера.
Орбита звезды, движущейся в Галактике, так сложна, что изобразить её на плоскости очень трудно — это уже не «розетка», а истинная «роза». Обычно это делают в два приёма: изображают проекцию орбиты на плоскость галактического экватора (получаются кривые, весьма похожие на рис. 3, а) и на сопутствующую звезде меридианную
Рис. 5. Траектории произвольных звёзд в Галактике. Сверху — в проекции на плоскость галактического экватора; снизу — в проекции на меридианную плоскость. Звёзды имели одинаковое начальное положение, но разные скорости и совершили по 10 оборотов вокруг центра Галактики.
плоскость, перпендикулярную экваториальной (рис. 5). Чтобы освоиться с этими координатами, попробуйте сами нарисовать на меридианной плоскости траекторию звезды, движущейся в плоскости галактического экватора по круговой орбите; по розеткообразной орбите. Напомню, что такую траекторию звезда выписывает под действием притяжения всех далёких звёзд Галактики, распределение которых в пространстве мы считаем стационарным и усреднённым («размазанным»), как у жидкого или твёрдого тела, когда мы забываем о существовании отдельных атомов. А ведь существуют ещё случайные сближения с соседними звёздами, массивными звёздными скоплениями и облаками межзвёздного газа, которые могут изменять траекторию нашей звезды самым непредсказуемым образом, иногда настолько сильно, что звезда вообще покидает систему (приблизительно за каждую тысячу лет наша Галактика теряет таким образом одну звезду).
Имея в виду хаотическую траекторию каждой звезды, казалось бы, надо ожидать, что и вся звёздная система будет бесформенной, похожей на кисель. Детали строения нашей собственной Галактики мы знаем пока недостаточно хорошо. Но вокруг нас есть множество подобных звёздных систем, в принципе, таких же, как наша Галактика. Мы смотрим на соседние галактики снаружи и видим у многих из них чрезвычайно регулярный звёздный узор. Представьте; сотни миллиардов звёзд, каждая из которых движется беспорядочно, а все вместе они по какой-то не совсем понятной причине образуют весьма правильную спиральную картину (см. фото на обложке). Возникает впечатление, что существуют факторы, согласующие движение звёзд, что происходит их самоорганизация. Словом, галактики убеждают нас в том, что в хаосе звёздного движения наблюдается какая-то система. Выяснить, какая именно, — достойная задача для математика.
Замечу, что подходы к решению этой задачи возможны самые разные. Можно вообще не учитывать взаимодействие звёзд друг с другом и рассматривать чисто кинематическую задачу: вращающаяся головка поливальной установки рождает спиральные струи воды без всякой самоорганизации частиц. На этом пути были и неудачные идеи: например, выброс вещества спиральных рукавов из вращающегося ядра галактики (как воды из поливальной установки). Но на этом же пути удалось понять рождение спиральных рукавов у двойных галактик, создающих приливное искажение формы друг у друга.
Но более перспективной всё же видится самоорганизация частиц, пример которой даёт волновое движение. Средой для распространения волн в диске галактики могут быть как звёзды, так и межзвёздный газ. На этом пути создано несколько теорий. Например, в 1970-е годы советский астрофизик А. М. Фридман усмотрел, что уравнения движения вещества в диске галактики по форме напоминают уравнения, описывающие движение волны в тонком слое жидкости, когда длина волны меньше глубины водоёма. Физики называют это волнами на мелкой воде. Поскольку на компьютере тогда невозможно было моделировать движение миллионов звёзд галактики (такие компьютеры и сейчас — большая редкость), сразу родилась идея моделировать спиральный узор галактики... в блюдце с водой. Налили в специальное блюдце тонкий слой воды, закрутили его и по воде действительно побежали спиральные волны. К сожалению, повторить — не значит понять. Теория волн на мелкой воде многого не может объяснить, но позволяет создать из блюдечка с водой своеобразный аналоговый компьютер и повторить некоторые интересные эффекты, наблюдаемые в дисках галактик.
А вот ещё один пример самоорганизации в объекте, который не так далёк от нас, как галактики.
Кольца Сатурна
Кольца вокруг Сатурна (фото I) — это рой мелких пылинок, снежинок и камушков размером до десяти-двадцати метров... Отношение диаметра колец Сатурна к их толщине — сто тысяч к одному. Это гораздо больше, чем отношение размера тетрадного листа бумаги к его толщине. Подлетая к Сатурну и разглядывая его кольца (фото II), можно заметить удивительную вещь: оказывается, это не сплошное месиво частиц, а высокоорганизованный набор из тоненьких колечек, разделённых пустыми промежутками. А ведь колечки — это просто траектории, по которым летят камушки и пылинки; а промежутки — это области, которых орбиты избегают. Но по какой причине?
Напрасно это явление пытались объяснять действием магнитных и электрических сил — нет, это чисто гравитационный эффект. Но почему гравитация организовала движение вещества в кольцах Сатурна таким сложным образом, до сих пор не вполне ясно [11].
Звёздные скопления
Только в одной нашей Галактике сотни миллиардов звёзд. Мы хотим знать, как живут звёзды, как организована звёздная Галактика, но надо ли для этого изучать каждую звезду? Не только изучить, но даже переписать все звёзды Галактики невероятно сложно. Буквально недавно астрономы составили каталог, содержащий самые элементарные данные (координаты и яркость) около 500 млн. звёзд. И это считается большим достижением. Остальные же сотни миллиардов светил — 99,5% от их полного числа в Галактике — пока для нас безымянны и на картах не обозначены. Следует ли из этого, что мы не можем судить о жизни Галактики? Вовсе нет.
Подобно тому, как социолог исследует общественное мнение миллионного населения страны путём опросов тысяч случайных людей, или как генетик изучает действие наследственности на потомках нескольких семей, точно так же и астроном многое узнаёт о жизни звёзд, изучив подробно лишь несколько небольших звёздных групп. Такие группы, или семейства генетически связанных звёзд называют звёздными скоплениями или ассоциациями. Различие между ними в том, что в скоплениях плотность звёзд заметно выше, чем в среднем по Галактике, и поэтому взаимная гравитация долго удерживает эти звёзды вместе (фото III), а в ассоциациях родственные звёзды далеки друг от друга и основательно перемешаны с другими звёздами Галактики. Фактически, звёздные ассоциации — это распадающиеся звёздные скопления.
Совсем не просто установить, что данная группа звёзд живёт единым семейством. При наблюдении неба все звёзды кажутся удалёнными от нас на одинаковое расстояние, хотя в действительности это не так. Случайную флуктуацию числа звёзд на квадратике неба легко можно принять за скопление, поэтому требуется измерить расстояние до каждой из звёзд, чтобы надёжно доказать их взаимную близость в пространстве. Такая работа проводится, и вот что выясняется: чем моложе звёзды, тем большая их часть объединена в скопления и ассоциации. Интересно, почему это так? Например, когда мы идём вечером по улице и видим группу молодых людей, то думаем: «Неспроста это!». То же самое думает астроном, когда видит группу живущих по соседству и не разлетающихся друг от друга звёзд: «Неспроста они вместе, что-то в их истории есть общего, что связывает их». Теория убеждает нас в том, что почти невероятно объединение случайно блуждающих звёзд в гравитационно связанный объект; напротив, весьма вероятно, что они родились вместе и в дальнейшем не расставались. Поэтому, изучая звёздные скопления, мы очень много узнаём о том, где и как рождаются звёзды, почему это происходит, каковы физические механизмы этого явления... Сейчас уже ясно, что значительная доля звёзд рождается семействами, которые затем постепенно распадаются. Понять, почему это происходит — задача для специалистов по звёздной динамике.
Среди различных звёздных скоплений с наибольшим вниманием астрономы изучают самые массивные, так называемые шаровые скопления, содержащие до нескольких миллионов звёзд. Если вы посмотрите на фотографию такого скопления (фото IV), то у вас не возникнет сомнения, что эти звёзды живут вместе, что это не случайная флуктуация на фоне звёздного неба, а настоящий звёздный город. Шаровые скопления наиболее интересны для астрономов, поскольку они очень устойчивые, населяющие их звёзды очень старые — в несколько раз старше нашего Солнца, а значит, они помнят гораздо более древние эпизоды истории, чем Солнце и его планеты.
Эволюция ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ
Миллион звёзд. Как изучать их взаимное влияние и движение в пространстве? До последних лет не было компьютеров, которые могли бы справиться с решением нескольких миллионов дифференциальных уравнений, описывающих движение этих звёзд. Недавно такой компьютер создан в Японии. Разумеется, это не универсальный компьютер, а специализированный, на нём нельзя играть в шахматы или ходить по Интернету, эта машина предназначена только для решения дифференциальных уравнений, описывающих движение звёзд в скоплении. Но уж это она умеет делать замечательно быстро и может проследить движение миллионов взаимодействующих звёзд на отрезках времени в миллиарды лет.
Конечно, в ожидании суперкомпьютера специалисты по звёздной динамике не сидели, сложа руки. Они исследовали эволюцию звёздных скоплений так же, как физики изучают поведение атомов в макроскопическом теле: описывается не каждый атом или молекула, которых неизмеримо много, а их средние параметры. Правда, звёзды не настолько похожи друг на друга, как атомы одного химического элемента, составляющего тело. Звёздное скопление больше напоминает «коктейль» из всей таблицы Менделеева: по массам и размерам звёзды различаются в сотни раз. Но в первом приближении их можно считать одинаковыми, а затем постепенно уточнять картину. На этом пути астрономы продвинулись весьма далеко: уподобив звёздное скопление газовому облаку, где каждая молекула — звезда, удалось ещё в 1940-е — 1960-е годы аналитически понять структуру скоплений и основные моменты её эволюции. Появление первых компьютеров в 1970-е—1980-е годы позволило уточнить эту картину, учтя различие звёзд по массе (различие размеров звёзд большого значения не имеет, поскольку сближаются, а тем более — сталкиваются они очень редко). Расчёты на супермощных компьютерах пока лишь подтверждают полученные ранее результаты, что само по себе приятно. В полной мере всю мощь новой техники, вероятно, удастся продемонстрировать при исследовании экзотических ситуаций, например, при расчёте эволюции плотных ядер галактик, в которых звёзды с огромными скоростями сталкиваются друг с другом, слипаясь или разрушаясь при этом; где они разрываются приливными силами гигантских чёрных дыр и поглощаются ими. Только подробный численный анализ сможет прояснить ситуацию в таких условиях. Но это дело будущего. А пока познакомимся с базовыми процессами, происходящими в звёздных скоплениях.