Повторяем, что приведенный расчет дает преувеличенный результат. Ведь мы исходили из того, что каждая звезда обладает планетной системой.' На примере ближайших окрестностей Солнца видно, что на самом деле планеты существуют только, приближенно говоря, у 10 процентов всех звезд. Так как ни Солнце, ни его окрестности нельзя считать чем-то исключительным во Вселенной, то такой же процент планетных систем должен быть и в других областях звездного мира. Значит, скорее всего лишь миллионная часть всех звезд окружена планетами, где, может быть, есть то, что мы называем жизнью.
Факты показывают, что жизнь — явление редкое. Это впрочем, нисколько не умаляет значение жизни как высшей формы существования материи. Ведь ценности в мире зачастую бывают одновременно и редкостями. Можно спорить о некоторых деталях приведенного расчета, но общая картина распространенности жизни во Вселенной дана им правильно.
Жизнь — большая редкость. Но ведь число звезд необозримо велико. Значит, почти столь же велико и количество обитаемых миров.
Может быть, целесообразно планеты с органической жизнью, в отличие от планет, где жизни нет, называть «землями». Тогда следует подчеркнуть, что все проведенные выше рассуждения относятся только к землям. Планет же во Вселенной гораздо больше.
Об открытых до сих пор планетных системах мы знаем еще крайне мало. Трудно сказать, есть ли в этих системах земли.
Подробное изучение планетных систем близких к нам звезд — задача будущего. О внешнем облике и характере жизни представителей других «человечеств» мы можем пока высказывать лишь фантастические и мало чем обоснованные предположения. Но силы науки и техники так безграничны, что, быть может, когда-нибудь человек не только найдет другие земли, но и, воспользовавшись сверхскоростными фотонными ракетами, совершит на них межзвездный перелет.
В середине августа 1596 года Давид Фабрициус, один из лучших астрономов-наблюдателей той эпохи, изучал видимое движение Меркурия. Появляясь незадолго перед восходом Солнца, планета казалась яркой, немерцающей желтоватой звездочкой на фоне созвездия Кита.
Чтобы выяснить, какой путь описывает Меркурий среди звезд, Фабрициус измерил угловое расстояние от планеты до звезды 3-й звездной величины в созвездии Кита. Никогда раньше Фабрициус этой звезды не видел. Не нашел он ее и в звездных каталогах того времени.
К концу августа блеск незнакомой звезды возрос более чем вдвое и звезда достигла яркости звезд 2-й звездной величины. Но затем в сентябре необыкновенная звезда стала постепенно «гаснуть», а в конце месяца и вовсе бесследно исчезла. Происходили эти удивительные события до изобретения первого телескопа, когда считали, что мир звезд исчерпывается только теми звездами, которые доступны невооруженному глазу.
Почти за год до того как Галилей впервые направил на небо изготовленный им телескоп, в феврале 1609 года, Фабрициус снова заметил исчезнувшую звезду. Она сияла на прежнем месте почти так же, как и тринадцать лет назад.
Так была открыта первая переменная звезда.
В настоящее время зарегистрировано более двадцати тысяч звезд, изменяющих свой видимый блеск, свою яркость. Несомненно, что открыта пока лишь небольшая доля всех переменных звезд, входящих в нашу звездную систему — Галактику.
Предупреждаем малоосведомленных в астрономии читателей, что переменность звезд не следует путать с их мерцанием. Последнее вызвано движением воздуха и вполне сходно с мерцанием огней какого-нибудь видимого издалека большого города. Следовательно, к самим звездам мерцание никакого отношения не имеет.
Что касается настоящих изменений блеска звезд, то они могут вызываться разными причинами. Одни из этих причин известны достаточно хорошо, другие пока еще остаются загадочными.
Мы не будем рассматривать те переменные звезды, изменения видимого блеска которых вызваны посторонними для звезды причинами. К ним относятся так называемые затменно-переменные звезды. Каждая из них представляет собой двойную звезду, то есть, иначе говоря, состоит из двух звезд, обращающихся вокруг общего центра тяжести. Если случайно плоскость орбит обеих звезд наклонена под очень малым углом к лучу зрения земного наблюдателя, то последнему должно казаться, что иногда одна звезда затмевает собой другую.
Обе звезды расположены так близко друг к другу, что глаз астронома их в отдельности не различает. Он видит лишь одну звезду, периодически изменяющую свой блеск. Очевидно, минимум блеска наступает тогда, когда менее яркая звезда заслоняет своего более яркого соседа.
Хотя среди затменно-переменных звезд есть уникальные звездные пары, хотя некоторые детали колебания их блеска еще не вполне выяснены, в основных своих чертах они не представляют собой загадки для современного астронома. Поэтому мы обратимся к таким переменным звездам, изменчивость блеска которых вызвана не оптическими, а физическими причинами. К их числу принадлежат прежде всего цефеиды.
Главным представителем этого типа «беспокойных» звезд является звезда δ (Дельта) из созвездия Цефея. Ее открыл в 1784 году любитель астрономии глухонемой юноша Джон Гудрайк, обладавший исключительными математическими способностями.
Чтобы лучше представить себе, как меняет свой блеск переменная звезда, построим график. На горизонтальной его оси будем откладывать время (моменты наблюдения), на вертикальной оси — наблюдаемую яркость звезды, выраженную в звездных величинах. Тогда колебания блеска звезды δ Цефея изобразятся плавной, волнообразной кривой.
Первое, что бросается в глаза, это строгая периодичность в изменении блеска. Через каждые 5,36 суток Дельта Цефея достигает максимума блеска, и такой же промежуток времени отделяет момент, когда звезда становится наименее яркой.
Все «волны» кривой блеска так похожи одна на другую, что их вполне можно объединить в некоторую среднюю кривую блеска, то есть рассматривать, как меняется яркость δ Цефея в течение одного периода.
Большинство цефеид характеризуется сравнительно быстрым ростом блеска и гораздо более медленным его уменьшением. Но есть и такие, кривые блеска которых имеют вполне симметричный вид.
Так меняет свой блеск δ Цефея.
У некоторых цефеид на восходящей или нисходящей ветвях кривой блеска наблюдаются своеобразные горбы, расположение которых, оказывается, связано с периодом изменения блеска звезды. У переменных звезд, похожих на звезду δ Цефея, встречаются периоды продолжительностью от одного до шестидесяти дней. Оказывается, впервые горб появляется в нижней части нисходящей ветви кривой блеска тех цефеид, у которых период немногим более шести дней. Затем, с увеличением периода, горб продвигается по кривой и потом, после периода в десять дней, как бы «переваливается» на восходящую ветвь кривой.
Мы указали на эти тонкости для того, чтобы подчеркнуть сложный характер переменности цефеид. Любая теория, претендующая на объяснение причин изменения их блеска, должна объяснить и эти детали.
Амплитуда, или, иначе говоря, размах, колебаний блеска цефеид сравнительно невелика — порядка одной звездной величины. Замечено, что с уменьшением амплитуды возрастает число известных в настоящее время цефеид. Весьма возможно поэтому, что имеется огромное множество слегка «мигающих» цефеид, незначительные колебания блеска которых еще не обнаружены.
В созвездии Лиры есть незаметная для невооруженного глаза звездочка, меняющая свой блеск сходно со звездой δ Цефея, но с одним существенным отличием: колебания ее блеска совершаются гораздо быстрее, с периодом всего в 0,57 суток. Звездочка эта обозначается буквами RR и возглавляет собой класс так называемых короткопериодических цефеид. Звезды типа RR Лиры меняют блеск с периодами от полутора часов до одних суток.
Не подумайте, что разделение цефеид на две группы — короткопериодические и долгопериодические — есть чисто формальная операция. Оказывается, несмотря на сходство в характере изменения блеска, обе группы цефеид различаются, и притом весьма существенно, в других своих качествах.
Долгопериодические цефеиды — это сверхгиганты, величайшие из известных нам звезд. Звезды типа RR Лиры уступают им в размерах, хотя в сравнении с Солнцем также выглядят исполинами. Чем короче период изменения блеска, тем горячее в среднем цефеида. Поэтому короткопериодические цефеиды являются горячими гигантскими звездами.
В 1912 году было открыто замечательное свойство цефеид. Оказывается, чем больше света излучает цефеида, тем продолжительнее период изменения ее блеска. Если учесть, что светимость звезды связана с ее массой (обе величины возрастают одновременно), то приходим к выводу: чем массивнее цефеида, тем медленнее колеблется ее яркость.
