34. Эволюция галактик

Теория звездной эволюции показала, что по истечении определенного срока, зависящего от массы, звезда сбрасывает тем или другим способом оболочку, а остаток ее становится белым карликом или подобной ему слабой горячей звездой. Для звезд с абсолютной величиной слабее, чем +3^m,5, срок эволюции превышает возраст галактики, так что эти звезды, независимо от времени их образования, еще продолжают свой жизненный путь. Звезды более яркие сохранились только в том случае, если они появились в более позднюю эпоху. Есть все основания полагать, что образование звезд происходит из холодного газа. Об этом говорит и то, что молодые звезды встречаются в спиральных ветвях, и то. что вокруг молодых ассоциаций наблюдаются часто большие массы газа, а также другие соображения, часть которых упоминалась ранее. Конечно, окончательных доказательств пока еще нет, но гипотеза эта со временем становится все более соответствующей наблюдаемым фактам. Можно добавить, что исследование скоростей горячих звезд дало новые доводы в пользу гипотезы об образовании их из газа. За короткий срок своей жизни горячие звезды не могут существенно изменить свою скорость, так что она сохраняется такой же, как у среды, из которой звезда возникла. Оказалось, что распределение скоростей этих звезд весьма напоминает распределение скоростей газовых облаков. Это относится не только к основной части межзвездного газа, имеющего дисперсию скоростей 7 - 8 ^км/_сек, но и к отдельным быстрым облакам, скорости которых превосходят 30 ^км/_сек. Превращение газа в звезды должно, очевидно, зависеть от плотности газа. Исходя из того, что толщина слоя горячих звезд примерно в два раза меньше, чем толщина слоя газа, М. Шмидт (Голландия) считает, что число образующихся звезд пропорционально квадрату плотности газа (звезды образуются преимущественно вблизи плоскости Галактики, где плотность газа относительно больше).

Образование звезд и сброс ими оболочек в конце эволюции создают своего рода круговорот вещества в Галактике. Результатом этого круговорота должно быть обогащение межзвездного газа гелием и более тяжелыми элементами, которые вырабатываются в процессе эволюции в ядре звезды и попадают и в более внешние слои. Этот процесс в основном происходит за счет массивных звезд, проходящих цикл за несколько миллионов или десятков миллионов лет. Массивных звезд в Галактике наблюдается относительно мало, но не потому, что они редко образуются, а потому, что мал срок их жизни. Поэтому циркуляция вещества, проходящего через состояние массивных звезд, может заметно изменить средний состав межзвездного газа. Это находится в качественном согласии с тем фактом, что более молодые звезды промежуточных и особенно плоских подсистем содержат значительно больше тяжелых элементов, чем старые звезды сферической подсистемы.

При каждом цикле эволюции остаются белые карлики, которые уже не сбрасывают газ, и образуются звезды малой массы, время эволюции которых очень велико. Таким образом, часть газа все время выходит из круговорота, и количество его непрерывно уменьшается. Следовательно, относительное количество звезд и газа показывает, как далеко ушла галактика в целом в своей эволюции. Однако нужно еще рассмотреть возможность перехода газа из одной подсистемы в другую. Все это удобнее проиллюстрировать на примере представлений об эволюции нашей Галактики.

Согласно идеям Д. Джинса, развитым в последнее время Ф. Хойлем (Англия), сжатие разреженной среды под действием тяготения привело к распаду ее на отдельные сгустки, которые дали начало скоплениям галактик. При сжатии газового сгустка освобождается энергия тяготения. Если сгусток непрозрачен, то она расходуется на повышение температуры, как это происходит, например, в развивающейся звезде. Но в разреженном газе, который прозрачен для излучения, температура не повышается. При таких условиях гравитационная энергия переходит в основном не в теплоту, а в кинетическую энергию отдельных частей сгустка. Таким образом, сжимающееся облако могло распасться на более мелкие облака с большими относительными скоростями, давшими начало галактикам. Каждое из этих облаков в свою очередь сжималось, и когда его плотность достаточно увеличивалась, оно также распадалось на отдельные сгустки с большой дисперсией скоростей. Эти сгустки дали начало шаровым скоплениям и отдельным звездам сферических подсистем. В то время газ имел большую дисперсию скоростей и занимал почти сферический объем, поэтому старые звезды, сохранившие первоначальное распределение скоростей газа, образуют сферическую подсистему. Дальнейшая эволюция, как можно ее представить в настоящее время, суммируя высказывания К. Вейцзеккера, Я. Оорта, М. Шмидта и других ученых, могла происходить следующим образом. Массивные звезды быстро проходили цикл эволюции и обогащали газ тяжелыми элементами. В то же время газ, теряя кинетическую энергию при столкновениях отдельных масс, постепенно оседал к плоскости Галактики. Поэтому те скопления, которые образовались позже, должны сильнее концентрироваться к диску. Это подтверждается тем фактом, что у шаровых скоплений, более близких к плоскости, содержание тяжелых элементов в среднем выше, и горизонтальные ветви на их диаграмме слабее выражены.

Сжатие всего газа к центру предотвращалось его вращением. По истечении нескольких сот миллионов лет весь газ собрался в основном в диске (часть его, которая вращалась медленнее, сконцентрировалась в ядре), где и проходил последовательные превращения в звезды и опять в газ до настоящего времени. В результате того, что скорость звездообразования сильно зависит от плотности газа, последний должен был истощаться в первую очередь там, где его плотность была велика, например в центре. В результате должна была установиться примерно одинаковая средняя плотность газа по всей плоскости Галактики, что подтверждается наблюдениями линии 21 см. Большое значение для сохранения газа имеет наличие в спиральных ветвях магнитного поля. Упругость его препятствует сжатию ветвей под действием тяготения. Без этого газ мог бы сгуститься вдоль оси ветвей и там быстро превратиться в звезды. Изложенная картина является, конечно, очень предварительной. Уже сейчас она встречает некоторые возражения и не может объяснить ряд наблюдаемых фактов. Однако гораздо большее число фактов качественно объясняются ею, причем они представляются в виде стройной системы, гораздо более полной, чем даже 5 - 10 лет назад. Это позволяет думать, что теория находится на правильном пути.

Рассмотрим теперь некоторые детали и факты более подробно¹. Прежде всего, где тот газ, который выбрасывался за последние несколько миллиардов лет звездами центра и сферической системы после того как там окончилось звездообразование? Действительно, в сферической подсистеме практически все звезды образовались 8 - 9 миллиардов лет назад. В ядре Галактики звезды более молодые, но и там основная их масса образовалась раньше, чем Солнце. По подсчетам С. Ван ден Берга (Голландия) за это время около 40% суммарной массы старых звезд должно было превратиться в газ и частично опять в звезды. Эти подсчеты основаны на определенных допущениях и потому неточны, но вряд ли это число меньше чем 20%. Между тем, газа в центре гораздо меньше, чем 1 % массы звезд. В сферической подсистеме газа почти совсем нет. Можно было бы думать, что весь выброшенный старыми звездами газ вошел в состав спиральных ветвей. Однако, как указали С. Б. Пикельнер и И. С. Шкловский, этого не могло быть из динамических соображений. Действительно, сферическая подсистема вращается медленнее и концентрируется к центру сильнее, чем плоская. Следовательно, она имеет меньший момент количества движения, если рассчитать его на единицу массы. Поэтому плоская подсистема не могла принять значительное количество газа с малым моментом, сохранив большую скорость вращения (по старым звездам диска можно судить, что в прежние эпохи средний момент количества движения был не больше, чем теперь). Правда, существуют процессы, которые могут увеличить момент одной части газа за счет другой. В этом случае часть выброшенного газа может войти в спиральные ветви, но зато другая часть должна еще больше замедлить вращение и собраться вблизи центра. Но в центре газа, включая молодые звезды, меньше, чем должно быть выброшено только центральными звездами, и тем более "нет места" для пришедшего извне. Итак, в Галактике, должен быть газ с малым моментом, причем этот газ не находится в ядре. Приходится принять, что существуют силы, которые выталкивают газ из ядра или не дают ему осесть там. В таком случае, поскольку вращение его медленнее, он должен образовать систему с почти сферическим распределением. Такая система похожа на газовую корону Галактики, описанную в разделе 32. Если это действительно так, то плотность сферической подсистемы не должна быть очень малой, иначе общая масса разреженного газа будет мала сравнительно с массой газа в диске и не сможет заметно изменить средний момент количества движения.

¹ (Эти соображения являются предварительными, появление новых наблюдательных данных может их изменить)

Какие силы могли бы выбросить газ из ядра? Вообще говоря, это могло бы быть давление космических лучей. Вспомним, что в центре находится мощный источник нетеплового радиоизлучения, т. е. там давление космических лучей и поля увеличены раз в десять сравнительно с окрестностями Солнца. По оценке С. Б. Пикельнера и И. С. Шкловского этого достаточно, чтобы вытолкнуть газ с плотностью 0,01 атома в 1 см³. Сейчас еще мало данных, чтобы делать определенные заключения, но некоторые наблюдения говорят в пользу гипотезы о том, что в центре существуют выталкивающие силы. Как уже говорилось, измерения линии 21 см в районе галактического ядра, проведенные голландскими учеными, показали, что на расстоянии 3000 парсеков от центра слой газа движется наружу со скоростью 50 ^км/_сек. Происхождение этого газа еще неясно - он не выброшен звездами центра, так как имеет довольно большой момент количества движения. Может быть, это газ, сброшенный звездами сферической подсистемы. Сейчас нам важно только то, что имеется сила, которая сообщила ему скорость от центра.

Отметим еще один интересный факт. В разделе 20 было сказано, что в самом центре Галактики имеется гигантская туманность, размеры которой 80 × 35 парсеков, а концентрация - около 100 частиц в 1 см³. Происхождение этой туманности легко понять, если сопоставить его с тем, что в центрах близких галактик В. Бааде обнаружил исключительно маленькие и плотные сгущения звезд - в объемах с размерами от 6 до 20 парсеков их находится много миллионов. Газ, выброшенный этими звездами, может образовать или сплошную массу, или совокупность отдельных планетарных туманностей. В последнем случае ионизация может поддерживаться ядрами планетарных туманностей, в первом - голубыми звездами, которые являются одной из последних стадий развития звезд сферических подсистем, образуя горизонтальную ветвь на диаграмме светимость - спектр (см. рис. 38). Правда, в центре содержание тяжелых элементов больше, чем в сферической подсистеме, и горизонтальная ветвь слабее развита. Поэтому гипотеза о планетарных туманностях кажется более вероятной.

До сих пор говорилось о различном отношении тяжелых элементов к водороду. Однако есть небольшое количество звезд, у которых наблюдаются более резкие аномалии химического состава. Так, есть звезды с большим количеством углерода или азота, бария или стронция и т. д. Большая часть этих аномалий объясняется различными реакциями, которые могут при определенных условиях идти внутри звезды, особенно на самой последней стадии эволюции. Такие легкие элементы, как литий и др., могут вырабатываться в поверхностных слоях некоторых звезд, содержащих большое число релятивистских частиц. Столкновения этих частиц с атомами атмосферы разбивают последние на более легкие ядра, которые действительно наблюдаются в звездах с сильными магнитными полями и в некоторых других. Кроме того, при таких столкновениях могут образовываться и тяжелые неустойчивые элементы, например технеций, который не может быть продуктом распада более долгоживущих элементов, так что его наличие в атмосферах некоторых звезд казалось загадочным.

Изложенные соображения об эволюции нашей Галактики должны быть в той или иной степени применимы и к другим галактикам. Поэтому мы рассмотрим их свойства. Галактики можно разделить на ряд классов, непрерывно переходящих один в другой. Наша Галактика относится к спиральным системам, которые составляют около 80% всех ярких видимых галактик. Спиральные галактики делятся на группы в зависимости от соотношения между сферической и плоской подсистемами и от наличия газа. Группа Sa имеет очень слабые спиральные ветви и большое яркое ядро, переходящее в сферическую подсистему (рис. 39). В галактиках Sb (рис. 21) ядро относительно меньше и слабее, ветви развиты сильнее. Наконец, в Sc (см. рис. 3) ядро почти незаметно, доминирует подсистема с большим количеством газа (до 10- 15% по массе) и горячих звезд, образующих хорошо выраженную спираль. Часто встречаются так называемые спиральные галактики с перемычкой (рис. 40), ветви у которых начинаются не сразу от ядра, а от концов "стержня", проходящего через ядро. Белые звезды плоских подсистем имеют в среднем гораздо большую яркость, чем звезды сферических подсистем - красные и желтые карлики с примесью холодных гигантов и слабых голубых звезд горизонтальной ветви (рис. 38). Если разделить общую яркость подсистемы на ее массу, то для разных подсистем эта величина может различаться в 1000 раз. Поэтому, несмотря на то, что сферические подсистемы обычно составляют основную массу спиральной галактики, яркость ее определяется главным образом плоскими подсистемами.

Вторым типом (17% наблюдаемых ярких объектов) являются эллиптические галактики - более или менее сплюснутые сфероиды с сильной концентрацией к центру (рис. 41). Они состоят в основном из красных звезд с малой светимостью, поэтому их можно наблюдать только на сравнительно небольших расстояниях, и в действительности они более многочисленны, чем спиральные. Эллиптические галактики во многом напоминают сферическую подсистему. До последнего времени считалось, что содержание пыли и газа в них незначительно, так как только в немногих системах этого типа наблюдается линия [О II], обычная в спектрах спиралей, и поглощение в этих туманностях мало. Однако нужно иметь в виду, что в этих галактиках мало горячих звезд, способных возбуждать свечение газа. Б. А. Воронцов-Вельяминов, изучая фотографии галактик, полученные на больших телескопах, пришел к выводу, что пыль и особенно газ совсем не редки в эллиптических туманностях и в ядрах спиралей, по крайней мере в некоторых из них. В частности, он считает, что эллиптический спутник спиральной галактики в Треугольнике и "голубой" эллиптический спутник туманности Андромеды, называемый NGG 205, содержат газ почти в такой же пропорции, как спиральные ветви. Однако несомненно, что в большинстве эллиптических галактик, особенно более массивных, где плотность звезд гораздо больше, чем в нашей, относительное содержание газа очень мало.

Рис. 39. Галактика NGC 2841 типа Sa (5 м рефлектор)

Рис. 40. Спиральная туманность с перемычкой NGG 1300 (5 м рефлектор)

Третьим типом являются неправильные галактики - около 3% всех ярких объектов. К неправильным относятся, в частности, наши ближайшие соседи - Большое и Малое Магеллановы Облака. Неправильные галактики имеют обычно сравнительно небольшую массу и содержат много газа - до 30% и более, а также горячих звезд. Большинство этих галактик имеют несколько сплюснутую форму.

Один из основных вопросов, связанных с эволюцией галактик - это вопрос о том, прошли ли они через стадию звездообразования, которая увеличивает содержание тяжелых элементов. Другими словами, похожа ли основная масса их красных звезд на субкарлики сферической подсистемы или на старые звезды галактических скоплений. Основное различие между ними - химический состав - проявляется в относительной интенсивности линий металлов, в наличии слабых голубых звезд горизонтальной ветви и в типах переменных звезд¹. Такое исследование было поставлено В. Баумом (США). В туманности Андромеды, исключая спиральные ветви, звезды похожи на старое население плоской составляющей с небольшой примесью звезд сферической составляющей. То же самое относится и к ядру этой туманности. Большие эллиптические галактики, как показывает их цвет, состоят в основном из звезд, подобных старым звездам диска. Если бы в них была значительная примесь звезд шаровых скоплений, то наблюдалось бы ультрафиолетовое излучение, обусловленное слабыми голубыми звездами. Однако "голубой" спутник Андромеды состоит, как показывает его цвет и некоторые другие свойства, из звезд сферической подсистемы. В других отношениях "голубой" спутник отличается от типичных эллиптических галактик своей относительно малой плотностью и массой. В последнее время выяснилось, что несколько других разреженных карликовых систем также похожи на шаровые скопления, т. е. состоят из звезд первого поколения.

¹ (Разделение звезд на множество подсистем (помимо двух основных) было первоначально введено Б. В. Кукаркиным (СССР), исходя именно из свойств переменных звезд)

Рис. 41. Эллиптическая галактика NGG 1553 (5 м рефлектор)

Исследование Магеллановых Облаков показало, что они также состоят в основном из звезд первого поколения, бедных тяжелыми элементами, особенно менее плотное Малое Облако. X. Арп (США) обнаружил, что даже молодые скопления в этом Облаке, содержащие горячие гиганты, имеют низкое содержание металлов. Это подтверждается и характером переменных звезд. Таким образом, звездообразование в этих галактиках продолжается, но образуются еще звезды первого поколения.

В. Баум предложил эволюционную гипотезу, суммирующую данные этих исследований. Если образующаяся галактика имеет малую массу, газ в ней остается сравнительно разреженным, и звездообразование проходит очень медленно, так что до сих пор еще образуются звезды первого поколения, и газ, выброшенный в результате их эволюции, составляет еще небольшую часть массы. Примером могут служить Магеллановы Облака. Если масса немного больше, то звездообразование в основном закончилось, но оно проходило медленно, и газ, постепенно выбрасываемый звездами, успевал оседать к центру, не превращаясь в звезды сразу, так как его плотность была мала. Только в центре, где он сгущался, звезды образовывались в течение еще долгого времени, но сейчас этот процесс почти закончился, плотность газа там невелика. Такая галактика должна иметь сильную концентрацию звезд к центру и будет похожа на "голубой" спутник Андромеды и другие карликовые эллиптические галактики. Если масса образующейся галактики велика, то газ ее в сильном поле тяжести быстро становится плотным, сразу образуется большое количество звезд, в том числе массивных. Эти звезды за короткое время проходят свою эволюцию, и, поскольку их много, выброшенный газ имеет большую плотность, и из него образуются звезды раньше, чем он успел осесть к центру. Поэтому и вдали от центра преобладает второе поколение. В дальнейшем, когда газа становилось все меньше, он успевал оседать к центру, и поэтому процесс звездообразования там продолжался в течение более долгого времени, но потом все-таки прекратился. Для образования спиральных галактик нужны были не очень крупные системы с достаточно быстрым вращением. В таких системах после образования звезд первого поколения остаток газа, смешиваясь с выброшенными оболочками, оседал не к центру, а к диску. Сила притяжения к плоскости Галактики не так велика, поэтому плотность газа в диске меньше, чем в центре эллиптических галактик, звездообразование там происходило медленнее и не прекратилось до настоящего времени. Большое значение при этом играет, как уже говорилось, наличие в спиральных ветвях магнитного поля. Поскольку плотность газа все-таки увеличивалась к центру (об этом говорит и концентрация звезд), образование звезд происходило там более быстро, и газ прошел больше эволюционных циклов. Поэтому он должен быть богаче тяжелыми элементами, чем более внешние части спиралей. Это подтверждается исследованием переменных звезд, которые во внешних частях больше похожи на переменные в Магеллановых Облаках, чем переменные внутренних частей Галактики.

Показателем содержания тяжелых элементов является также пыль, поскольку образование ее требует наличия этих элементов, В Малом Магеллановом Облаке поглощения почти совсем нет, а во внешних спиральных рукавах Галактики пыли меньше, чем во внутренних. Это подтверждает изложенные выше представления. Таким образом, состав галактик определяется начальными условиями ее образования, в первую очередь массой и вращением, а химический состав мог быть и одинаковым. Развитие науки внесет еще много изменений в эту простую и очень предварительную схему, однако хорошее качественное объяснение ею ряда основных фактов показывает, что основы этой схемы правильны.

Рассмотрим теперь, что известно о газе между галактиками. Прежде всего нужно заметить, что галактики распределены в пространстве неравномерно, они образуют скопления - обычно небольшие, но иногда содержащие до тысяч объектов. В частности, наша Галактика входит в систему из 17 галактик, принадлежащих к разным типам. Эта система в свою очередь входит в скопление из приблизительно тысячи галактик, называемое Сверхгалактикой. Сверхгалактика имеет сплюснутую форму, большинство образующих ее членов концентрируется около "сверхгалактического экватора", плоскость которого почти перпендикулярна Млечному Пути. Центром Сверхгалактики является большое скопление галактик в созвездии Девы.

В последнее время обнаружены слабые светящиеся "мосты" из звезд, соединяющие некоторые близкие между собой галактики. Это означает, что яркие звезды, а возможно, и диффузная материя имеются и между близкими галактиками. Ряд таких мостов обнаружил в последнее время Б. А. Воронцов-Вельяминов. Часто они непосредственно переходят в спиральный рукав одной из галактик, что доказывает подобие их состава. Несколько раз он отметил наличие двойных перемычек, интерпретируя их как свидетельство наличия сил, отличных от простой гравитации. Иногда наблюдались "хвосты", направленные в сторону, противоположную соседней галактике. Возможно, что это говорит о наличии сил отталкивания. Е. и Д. Бербиджи исследовали спектроскопически некоторые из обнаруженных аномальных галактик. Оказалось, что три галактики из пяти, входящих в группу, состоят из газа. Спектр звезд не наблюдается, т. е. их мало, но зато эти звезды должны быть горячими. Общая масса ионизованного газа каждой галактики составляет около 10¹⁰М0, т. е. в 10 раз больше, чем количество всего газа в нашей Галактике. Внутри группы имеется слабый туман с эмиссионным спектром.

В связи с наличием взаимодействия между галактиками представляет интерес следующий факт. Слой газа в нашей Галактике имеет весьма плоскую форму. Однако во внешних частях он заметно искривляется. Особенно большое искривление (слой отходит от общей плоскости на расстояние до 500 парсеков) наблюдалось с помощью линии 21 см в области, близкой к Магеллановым Облакам, причем изгиб направлен в их сторону. Это не может быть просто действием притяжения - последнее дало бы в сто раз меньший эффект. Возможно, что здесь имеют место магнитные силы, однако сейчас еще трудно что-нибудь утверждать. О связи нашей Галактики с Магеллановыми Облаками говорит также их нетепловое радиоизлучение. Области радиоизлучения Большого и Малого Облаков почти смыкаются внешними краями. Возможно, что при увеличении чувствительности приемников обнаружится радиоизлучающая область, охватывающая обе галактики. Если учесть, что расстояние между Облаками примерно равно расстоянию от них до нашей Галактики, то возможно, что все три галактики окружены общей радиоизлучающей атмосферой.

Нетепловое радиоизлучение было обнаружено у некоторых больших скоплений галактик, в частности у скопления в Деве. Объяснить это излучение суммарным излучением всех галактик нельзя, его было бы недостаточно. По-видимому, нетепловое радиоизлучение говорит о наличии в межгалактическом пространстве релятивистских электронов и магнитных полей, "вмороженных" в движущийся межгалактический газ. Разумеется, концентрации релятивистских частиц и газа должны быть значительно более низкими, чем в галактиках. Возможно, что космические лучи и газ могут быть результатом рассеяния из галактик. В частности, расширение системы разреженного газа может привести к такому эффекту. Другим источником рассеяния газа галактик могут быть столкновения их, которые должны происходить время от времени, особенно в компактных скоплениях. При столкновении звездные системы пройдут одна сквозь другую, так как расстояния между звездами очень велики. Газ же испытывает удар, который может вымести его из галактики. При этом температура газа должна сильно увеличиться. Возможно, что столкновение приводит к появлению релятивистских частиц - некоторые из мощных внегалактических радиоисточников являются, по-видимому, сталкивающимися галактиками.

В связи с возможностью столкновений между галактиками в скоплениях представляют интерес галактики, обозначаемые SO. Они похожи на спиральные галактики, содержат много звезд плоских подсистем, но не содержат газа и пыли. На рис. 42 у галактики SO нет темной полосы вдоль экватора, а также нет горячих гигантов. Спиральной структуры у них не обнаружено. Л. Спицер считает, что это бывшие спиральные галактики, лишившиеся газа при столкновении. В пользу этой гипотезы говорит то. что SO встречаются только в плотных скоплениях галактик. Отсутствие в этих лишенных газа галактиках молодых горячих звезд является аргументом в пользу образования звезд из диффузной материи.

Рис. 42. Галактика NGG 4762 типа SO (5 м рефлектор)

Можно думать, что в пространстве между скоплениями галактик тоже есть газ с еще меньшей плотностью. Однако в настоящее время наблюдения не могут дать о нем каких-либо сведений.

Мы познакомились с одним из существенных разделов астрофизики, который сейчас быстро развивается. В ходе этого развития было решено много увлекательных загадок природы. Как правило, эти загадки возникали с введением новых методов наблюдений, с увеличением их точности. Такими методами были прежде всего спектральные исследования туманностей, спектроскопия звезд, обнаружившая межзвездные линии поглощения, снимки через фильтры и, наконец, радионаблюдения в линии 21 см и в непрерывном спектре. Решение поставленных проблем также шло от данных наблюдений - даже самое богатое воображение не может обычно предусмотреть того, к чему приводят в конце концов наблюдения. С другой стороны, интерпретация наблюдаемых фактов невозможна без знания общих свойств вещества, без физики. Развитие новых ветвей физики обычно способствует прогрессу астрофизических знаний. Так, например, появление спектроскопии и квантовой механики привело к созданию астроспектроскопии - основной части астрофизики. Развитие гидродинамики, теории турбулентности и ударных волн вызвало, как видно и из настоящей книги, появление новых исследований движения газа в атмосферах звезд и в межзвездном пространстве.

С другой стороны, запросы астрофизики часто стимулируют развитие новых физических идей. Так было, в частности, в вопросе об атомной энергии. Изучение разных типов ядерных реакций проводилось сначала для того, чтобы объяснить излучение звезд. Магнитная гидродинамика, которая сейчас применяется в работах по созданию регулируемых ядерных реакций, также возникла первоначально в астрофизике, так как в космических условиях ионизованный газ имеет свойства, напоминающие свойства сверхпроводника. В этом влиянии на физику заключается - помимо влияния на духовное развитие человечества - одно из самых важных практических приложений астрофизики, которое связывает исследование Вселенной с повседневным трудом и потребностями сотен миллионов людей.