самое астроному было бы нелегко. С тех пор кажущуюся пустоту темных «дыр» в Млечном Пути развитие науки «заполнило» веществом…

Сначала всплыла догадка, что перед нами не отверстия, уходящие в бесконечность, а темный занавес, скрывающий не только «бесконечное пространство», но и относительно близкие звезды нашей собственной звездной системы.

Занавес этот — колоссальные облака пыли, поглощающие и рассеивающие свет звезд, как погруженных в эти облака, так и находящихся за ними. Чем больше и плотнее такое облако, чем больше производимое им поглощение и чем ближе оно к нам, тем меньше звезд мы видим в этом направлении. Свет звезд проходит через это облако сильно ослабленным, поэтому звезды кажутся слабее, чем они есть на самом деле, слабее, чем если бы мы смотрели на них сквозь прозрачное пространство. Особенно слабые звезды из-за поглощения в облаке делаются совсем нам невидимыми. Но ведь чем слабее звезды, тем в общем они дальше от нас, а чем звезды дальше, тем число их больше. Поэтому наиболее слабые и многочисленные (далекие) звезды в области темных пятен Млечного Пути не видны, а пятна эти мы теперь вправе назвать темными туманностями.

Подозрение родило способы его проверки, подтвердившие существование множества темных, поглощающих свет туманностей, состоящих из космической пыли. В. А. Амбарцумян и Ш. Г. Горделадзе доказали, что одни и те же облака космической пыли кажутся темными, когда по соседству с ними нет ярких звезд, и представляются светлыми туманностями, когда их освещает какая-нибудь яркая звезда, случайно оказавшаяся по соседству.

Основой способа изучения темных туманностей (их размеров, расстояния до нас и поглощающей способности) является, как показал впервые немецкий ученый Вольф, подсчет звезд определенного блеска в области туманности и по соседству с ней.

Толщина облака темной пыли часто колоссальна, измеряется десятками, а иногда и сотнями световых лет и гораздо больше среднего расстояния между звездами. Таким образом, тысячи звезд парят в каждой из подобных туманностей, как птицы в тумане. Вот уже поистине «тихо плавают в тумане хоры стройные светил»…

Поглощающая способность темной туманности определяется величиной наибольшего производимого ею поглощения света. Если, например, в туманности число звезд 15-й звездной величины равно числу звезд 14-й звездной величины вне туманности (на единицу видимой площади), то, значит, полное поглощение света туманностью составляет одну (15–14) звездную величину. Иначе говоря, туманность ослабляет свет звезд, находящихся за нею, в 2 1/2 раза.

Рис. 112. Увеличение числа звезд с ослаблением их блеска в пылевой туманности и по соседству с ней

Видимая наблюдателем область неба соответствует в пространстве конусу, уходящему в бесконечность с вершиной в глазу наблюдателя. Чем дальше от нас, тем больший объем пространства охватывает конус и тем больше звезд должно в нем содержаться. Это объясняет, почему число звезд на единицу видимой площади неба растет с уменьшением их видимого блеска, т. е. с ростом их дальности от нас, что показывает сплошная линия на рис. 112. На расстоянии, соответствующем среднему расстоянию звезд двенадцатой величины, начинается темная туманность, которая уменьшает число более слабых звезд (прерывистая линия). Но этот способ изучения туманности, применявшийся раньше, оказывается, очень неточен. В последнее время изучение темных туманностей производится более сложным, но более точным способом, учитывающим различие истинной яркости звезд и ряд других обстоятельств. Эти способы разработаны, в частности, К. Ф. Огородниковым и О. В. Добровольским.

Самые близкие к нам темные туманности находятся на расстоянии 300 световых лет.

Как показали расчеты академика В. Г. Фесенкова и проф. П. П. Паренаго, при чудовищно больших размерах темных туманностей (в среднем 3 парсека) масса их не так уж велика — в среднем три массы Солнца, если они состоят из очень мелкой пыли.

Если множество мелких частиц отражает больше света, чем одно тело той же массы (вспомним кольца Сатурна), то оно же способно и поглощать больше света. Велика ли масса дыма, которым иной курильщик умудряется себя окутать так, что его почти не видно! Собрав этот дым в один твердый шарик, мы едва ли увидели бы его глазом, — так мал бы он был и никак не мог бы заслонить собой нашего курильщика.

На огромной рассеивающей способности мелких частиц и основано применение на войне дымовых завес с целью маскировки.

Подсчет показывает, что наибольшее поглощение (точнее, говоря, рассеяние) создают пылинки диаметром около одной десятитысячной доли миллиметра, т. е. немногим большие, чем длина волны зеленого света. Слой, содержащий в столбике сечением 1 см2 всего 0,1 мг таких частиц, практически непрозрачен. Он ослабляет идущий через него свет на 9 звездных величин, т. е. в 4000 раз!

При размерах частиц, меньших десятитысячной доли миллиметра, рассеяние, производимое ими, становится избирательным, как у газовых молекул воздуха, т. е. тем больше, чем короче длина волны. Это и является причиной того, что цвет неба голубой, а цвет заходящего Солнца или Луны — красный. Из состава белого света больше всего рассеиваются голубые лучи и более свободно пропускаются красные лучи. Таким образом создается преобладание красных лучей в свете светил, идущем к нам сквозь атмосферу, слой которой толще всего по направлению к горизонту.

Если космическая пыль (металлические, например, железные частички) в темных туманностях очень мелка, то она производит подобное же покраснение цвета звезд, лежащих за нею, и по степени покраснения теория позволяет вычислить размер частиц.

Такое избирательное поглощение цвета обнаруживается из сравнения цвета звезд одной и той же температуры, лежащих за туманностью и вне ее. Ведь истинный цвет звезды зависит от ее температуры, определяемой по ее спектру, и звёзды, свет которых испытал избирательное поглощение в туманности, обнаруживают избыток красного цвета. Подобно этому наше Солнце, видимое сквозь облако пыли или зимнего тумана, кажется краснее, чем оно есть на самом деле.

Избыток красного цвета (часто говорят короче — избыток цвета) и цвет звезд точнее всего измеряются с помощью фотоэлектрического фотометра. Для этого измеряют яркость звезды таким фотометром непосредственно и через желтое или красное стекло (светофильтр), которое пропускает лучше остальных желтые и красные или только красные лучи. Так измеряется доля красных лучей в общем свете звезды. Подобные исследования в большом числе выполнены, например, Шаленом (Швеция), Е. К. Харадзе и М. А. Вашакидзе (Абастуманская обсерватория). Некоторые темные туманности создают избыток цвета больше чем на целую звездную величину, так что сквозь них чисто белая звезда с температурой в 15–20 тысяч градусов кажется совершенно красной, какими в действительности выглядят звезды с температурой всего лишь 3000°.

Изучение избытков цвета звезд и их яркости в направлении темной