Большая наука астрономия

"Астрономия стала превращаться, на полвека позднее физики, в Большую Науку, в которой многочисленные коллективы работают на гигантских установках", – так сказано в книге Юрия Николаевича Ефремова "В глубь Вселенной" (издание 5-е, УРСС, 2009, Москва). С этим, вероятно, согласны все. Хотелось бы все же добавить, что величие науки измеряется не только численностью коллективов и размерами используемых инструментов; большая астрономия – это прежде всего Большие Астрономы. Мы расскажем здесь, как далеко не самый крупный телескоп Московской обсерватории на Воробьевых Горах оказался первым в соревновании с крупнейшим в мире телескопом на Голубиной горе в Калифорнии. И не только об этом

Как была открыта переменность квазаров

Квазары – одни из самых мощных источников энергии во Вселенной. Типичный квазар светит как сотня галактик, подобных нашему Млечному Пути с его сотнями миллиардов звезд. Но на снимках неба квазары выглядят всего лишь слабенькими звездочками. Их истинную природу распознал в начале 1963 г. голландский астроном Маартен Шмидт, работавший тогда в Калифорнии. Он смело отождествил линии в спектрах квазаров, предположив, что это обычные линии бальмеровской серии, но с большим красным смещением. Последнее означает, что объекты находятся очень далеко от нас, – отчего и выглядят так скромно. В ГАИШ об открытии квазаров узнали от Иосифа Самойловича Шкловского, он получил препринт Шмидта и сразу же предложил Ю.Н. Ефремову и А.С. Шарову, специалистам по переменным звездам, проверить квазары на переменность: светят ли они всегда одинаково или их же их блеск меняется со временем? Богатая коллекция снимков звездного неба, которой располагает ГАИШ, позволяла быстро найти ответ на этот вопрос. Ю.Н. и А.С. столкнулись у шкафа фототеки, в котором хранились пластинки той области неба, где находится один из самых ярких квазаров (его обозначение – 3С 273). Всего нашлось 44 пластинки, снятые с 1896 до 1960 гг., и Ю.Н., сделав несколько глазомерных оценок, тут же уверенно заметил, что объект меняет свой блеск. Не ограничившись глазомерными оценками, Ю.Н. и А.С. аккуратно измерили блеск квазара с помощью ирис-фотометра на всех пластинках и установили, что он действительно меняется от 12.0 до 12.7 звездной величины, причем иногда довольно быстро колебания блеска амплитудой 0.2-0.3 звездной величины происходили всего за несколько дней. Об этом открытии Ю.Н. и А.С. сообщили в том же 1963 г. в International Bulletin on Variable Stars.

Рис. 1. Выпуск IBVS (Information Bulletin on Variable Stars) от 9 апреля 1963 г., в котором А.С. Шаров и Ю.Н. Ефремов сообщили об обнаружении переменности блеска 3С 273, был первой публикацией об открытии изменений блеска квазаров. (Примечание: в заметке после слов April – June пропущен год – 1962).

Само по себе обнаружение переменности ранее не известного объекта, да еще и такого удивительного, – событие в астрономии. Но в данном случае это было особенно интересно. Действительно, переменность на шкале в несколько дней означает, что размер излучающей области квазара 3С 273 очень мал, не больше нескольких световых дней. Об этом сказал Ф.А. Цицин на семинаре в ГАИШ, на котором Ю.Н. и А.С. сделали свой первый доклад об открытии переменности квазаров. Несколько световых дней – это меньше диаметра Солнечной Системы. И из области такого размера исходит могучий поток энергии, сравнимый по мощности с излучением десятков триллионов Солнц!

Шкала расстояний во Вселенной

Измерение расстояний за пределами Солнечной Системы всегда составляло, да и сейчас составляет труднейшую задачу в астрономии. Для примера напомним, что знаменитый космолог Лемэтр, а за ним и не менее известный астроном Эдвин Хаббл, открывшие в 1927-29 гг. закон разбегания галактик, изрядно ошиблись в определении расстояний до галактик, занизив эти расстояния почти на порядок величины. Их ошибку астрономы исправляли потом шаг за шагом три десятка лет. С конца 50-х годов шкала расстояний получила, наконец, надежные основания, она стала опираться на один их типов пульсирующих переменных звезд – классические цефеиды, и здесь важную роль сыграли цефеиды, найденные в рассеянных звездных скоплениях.

Цефеиды – это звезды, меняющие свой блеск почти строго периодически. Уже давно, более ста лет назад, у них была открыта зависимость между периодом и светимостью: чем больше период пульсаций, тем больше светимость (мощность излучения). Период изменения блеска цефеиды довольно легко определяется из наблюдений; вычислив по зависимости период-светимость абсолютную звездную величину (т.е. звездную величину, которую звезда имела бы, если бы она находилась на расстоянии 10 парсек от нас) и сравнив ее с видимой звездной величиной, можно рассчитать расстояние до нее, учитывая, что создаваемая звездой освещенность изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния до нее. Так цефеиды оказались в роли основных "маяков" Вселенной.

Для того чтобы реально воспользоваться ими для определения расстояний до далеких галактик, необходимо знать светимость (или расстояние) хотя бы для одной цефеиды. Тогда зависимость период-светимость можно откалибровать или, как говорят астрономы, найти для нее нуль-пункт, т.е. точку отсчета шкалы светимостей. Такая возможность появилась в конце 1950-х годов, когда среди звезд некоторых рассеянных скоплений Галактики были обнаружены цефеиды. Расстояния до скоплений определяют довольно точно путем сравнения светимости и видимого блеска звезд главной последовательности на диаграммах Герцшпрунга-Рассела. Если цефеиды являются физическими членами скопления, расстояние до них равно – с хорошей точностью – расстоянию до скопления. При этом очевидно, чем больше известно цефеид в скоплениях, тем точнее может быть калибровка зависимости период-светимость цефеид. В конце 1950-х годов было известно всего 5 таких звезд, так что они были тогда на вес золота. В 1963-65 гг. Ю.Н. и его коллеги из ГАИШ в результате кропотливой работы обнаружили 5 новых цефеид на периферии скоплений, тем самым удвоив число звезд, пригодных для калибровки зависимости период-светимость.

На протяжении последних десятилетий нуль-пункт шкалы расстояний цефеид постоянно уточнялся, и эта работа продолжается до сих пор усилиями многих астрономов разных стран; среди них – ученики и коллеги профессора Ефремова, ныне доктора наук – Леонид Николаевич Бердников (рекордсмен по числу исследованных им фотометрически цефеид), Алексей Сергеевич Расторгуев, Андрей Карлович Дамбис. Насколько сложна эта работа можно судить по тому факту, что ошибку измерения расстояний не удается сделать меньше чем 8-10%. А ведь по цефеидам производится калибровка и других способов измерения внегалактических расстояний. Среди них особое место занимает метод, использующий Сверхновые звезды типа Ia (так наз. "термоядерные Сверхновые") в качестве "стандартных свечей", т.е. объектов с известной светимостью. Этот метод в числе очень немногих других действует на самых больших расстояниях, сравнимых с радиусом видимой Вселенной. Хочется отметить, что именно по наблюдениям термоядерных Сверхновых 13 лет назад было открыто ускоренное расширение Вселенной и космическая "темная энергия", физическая природа которой до сих пор остается полнейшей загадкой для фундаментальной физики.

Опередили Алана Сэндиджа

На Воробьевых горах в парке ГАИШ 60 лет назад был установлен телескоп АЗТ-2

– Астрономический зеркальный телескоп с диаметром зеркала в 70 сантиметров, крупнейший инструмент Московской обсерватории, на котором в течение многих лет велись активные наблюдения переменных звезд и звездных скоплений. Этот телескоп – составная часть научного оборудования, которое И.В. Сталин велел изготовить для строящегося в начале 1950-х г. гигантского здания МГУ на Ленинских горах: "Наши ученые должны иметь самые лучшие приборы." И не только приборы! Вот что писал Ю.Н. Ефремов: "После взрыва Бомбы в 1949 г. зарплаты ученых были резко увеличены: "профессора стали получать как генералы" – рассказывал нам, студентам, директор ГАИШ профессор Д.Я.Мартынов. Ныне они получают вдвое меньше, чем лейтенанты. Что бы такое взорвать сейчас – понарошку, конечно! – чтобы попугать правящий нами сверхновый класс ультрабюрократов, чтобы они поняли, что наша огромная страна не сможет просуществовать долго без собственной науки и техники. И чтобы осознали правоту Эйнштейна, который сказал, что интеллектуальные орудия, без которых было бы невозможно развитие современной техники, пришли в основном от наблюдений звезд". На этом телескопе-трудяге в 1963-65 г. Павел Николаевич Холопов, Ю.Н. и ряд их коллег из ГАИШ провели тонкие фотометрические исследования цефеид, опередив на несколько лет американских коллег, работавших в том же направлении на крупнейшем в мире в ту пору 5-метровом телескопе-рефлекторе на Голубиной горе (Mount Palomar) в Калифорнии. Предметом изучения также были цефеиды в рассеянных звездных скоплениях. Одна из них – СЕ Кассиопеи (CE Cas) в уникальном по богатству цефеидами рассеянном звездном скоплении NGC 7790 (их в нем найдено 4!) – давно уже привлекала внимание астрономов. Странные "полупериодические" колебания блеска этой звезды долгие годы не поддавались расшифровке, пока сотрудница ГАИШ Г.А. Старикова не обнаружила, что это не одиночная звезда, а двойная, каждый из компонентов которой является цефеидой. Расстояние между компонентами невелико всего 2.3 угловых секунды, поэтому измерить по отдельности блеск каждого компонента долго не удавалось, пока к этой задаче не обратились в 1965 г. П.Н. и Ю.Н. Для этой цели П.Н. использовал специальный набор диафрагм, защищающих фокус телескопа АЗТ-2 от засветки московским небом. Всего удалось получить 65 фотопластинок, на которых компоненты CE Cas были хорошо разделены и потому стали пригодными для фотометрического анализа. Однако в пределах поля зрения телескопа не нашлось фотометрического стандарта, сравнимого по блеску и цвету с компонентами CE Cas. А без строгой "привязки" к стандарту фотографическая фотометрия СЕ Cas была бы неточной.

Рис. 2. Башня 70-см телескопа-рефлектора АЗТ-2 Московской обсерватории на Воробьевых горах. Ю.Н. Ефремов в башне АЗТ-2 (апрель 2011 г.).

Тогда Ю.Н. предложил использовать в качестве фотометрического "стандарта" (вопреки существующим методикам и, наверное, впервые в астрономической практике!) другую переменную звезду – СF Кассиопеи, еще одну цефеиду, члена того же самого скопления. Строгая повторяемость изменений блеска цефеид позволяет – конечно, при острой необходимости – использовать и их в качестве звезд-стандартов. Для уточнения формы кривой блеска и периода CF Cas пришлось предпринять специальное исследование. Эта остроумная идея и предрешила успех исследования: удалось построить раздельные кривые блеска каждого из двух компонентов СЕ Cas. Результаты были опубликованы в 1965 г. в Астрономическом Циркуляре. Через четыре года они были подтверждены знаменитыми астрономами Сэндиджем и Тамманном, получившими для той же цели 56 пластинок на 5-м рефлекторе на горе Маунт Паломар. Небольшие расхождения были замечены только вблизи фаз максимального блеска цефеид. Американские коллеги отметили, между прочим, что испытывали те же трудности с калибровкой фотометрических данных, что и астрономы ГАИШ.

Рис. 3. Образец фотометрических разрезов компонентов СЕ Кассиопеи на пластинках АЗТ-2. Расстояние между компонентами составляет 2.3 угл. сек; в кассегреновском фокусе АЗТ-2 оно эквивалентно 1.3 мм. Видно, что отверстие диафрагмы ирис-фотометра (жирная горизонтальная черточка) собирает свет только одного компонента.

Рис. 4. Сравнение кривых блеска CE Cas A, полученных на 508-см рефлекторе Паломарской обсерватории (сплошные голубые линии) и на АЗТ-2 (штриховая черная линия).

Ю.Н. вспоминает: "По выходу в свет всех пяти томов известной некогда монографии о переменных звездах [где была воспроизведена и работа о СЕ Кассиопеи] Б.В. Кукаркин пришел к нам с П.Н. Холоповым посоветоваться – он хотел выдвинуть ее на Государственную премию. Я был достаточно глуп, чтобы его отговорить..."

Зависимость период-возраст и эволюционная изменяемость периодов цефеид "Всякому уважающему себя естествоиспытателю надлежит за свою ученую карьеру открыть в природе по крайней мере одну линейную зависимость". Молва приписывает эту максиму Юрию Николаевичу. Хрестоматийный образец – великий Хаббл с его знаменитым линейным законом лучевая скорость-расстояние для разбегающихся галактик. При этом принято восхищаться научной смелостью и проницательностью Хаббла: как мог он распознать сильно зашумленную закономерность в случайной, казалось бы, на первый взгляд, россыпи точек на эмпирической диаграмме лучевая скорость-расстояние; да и точек-то у него было всего 22; явно маловато для надежной статистики.

В 1964 г. Ю.Н. нашел линейную (в дважды логарифмическом масштабе) связь между периодом пульсаций и возрастом цефеид. Сейчас, когда теория звездной эволюции достаточно развита и блестяще согласуется с наблюдениями звезд и звездных скоплений, наличие такой связи кажется совершенно очевидным. Действительно, эволюционные треки звезд спектрального класса В (а именно они являются "прародителями" цефеид) пересекают полосу нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела на разных уровнях светимости: чем массивнее звезда-прародитель, тем больше ее светимость на стадии цефеид, и одновременно больше период пульсаций. В свою очередь, время жизни звезд на главной последовательности уменьшается с ростом их массы, поэтому массивные звезды в среднем являются более молодыми.

На первой диаграмме период-возраст, построенной Ю.Н. по данным о возрастах рассеянных скоплений, содержащих цефеиды (а возраст скопления можно оценить, например, по цвету и блеску самых ярких звезд главной последовательности), было всего 12 цефеид. Но позднее – в конце 1970-х гг. – результат полностью подтвердился, когда Ю.Н. использовал уверенные данные уже о 64 цефеидах Млечного Пути, Туманности Андромеды, Большого и Малого Магеллановых Облаков. Ю.Н. показал, что с увеличением периода пульсаций возраст цефеиды уменьшается. Согласно этой зависимости, возраст всех цефеид заключен в пределах 30-100 миллионов лет. Если учесть, что возраст самых старых звезды диска Галактики составляет примерно 10 миллиардов лет, то становится ясно, что цефеиды – очень молодые астрономические объекты.

Рис. 5. Зависимость период-возраст для цефеид (Ефремов, 1964 2003). По оси ординат логарифм возраста скоплений, содержащих цефеиды; по оси абсцисс логарифм периода (выраженного в сутках).

Как и всякая надежно установленная эмпирическая закономерность, отражающая реальные закономерности и полностью соответствующая современной теории звездной эволюции, выведенная Ю.Н. зависимость периодвозраст имеет самостоятельную ценность. Она позволяет оценивать возрасты одиночных цефеид, и с привлечением данных об их пространственном распределении в галактиках изучать историю звездообразования. Наряду с рассеянными скоплениями цефеиды, таким образом, являются уникальными объектами, задающими временнУю шкалу событий в галактиках. В частности, Ю.Н. обнаружил, что поперек спиральных рукавов Галактики периоды цефеид систематически меняются: другими словами, это означает наличие градиента возрастов, т.е. стратификацию звезд разного возраста. Если трактовать спиральные рукава как волновые образования, направление градиента возрастов (от внутренней кромки рукава к внешней или наоборот) может дать нам информацию о разности скоростей вращения всего спирального узора и диска Галактики. Та кромка спирального рукава, где периоды цефеид больше (а цефеиды, соответственно, моложе), "набегает" на газо-пылевой слой, и в результате ударная волна стимулирует массовое рождение звезд, включая массивные цефеиды, вблизи этой кромки рукава. Отметим, что надежные данные о градиенте возрастов исключительно важны для теории спиральной структуры, где ставится вопрос о положении области коротации (синхронного вращения диска Галактики и спирального узора). По-видимому, зона коротации должна располагаться между областями рукавов с противоположным направлением градиента возрастов звезд.

Ю.Н. указывал, что "цефеиды дают уникальную возможность увидеть воочию эволюционные изменения характеристик звезд" и проверить выводы теории звездной эволюции. Речь идет здесь, конечно, о "нормальной" эволюции звезды в расцвете ее жизненных сил; а взрывы Сверхновых звезд тоже результат эволюции, но это ее итог и конец жизненного пути. Период цефеиды медленно меняется, когда ее эволюционный трек пересекает так наз. "полосу нестабильности" на диаграмме ГР, населенную преимущественно пульсирующими звездами. Замечательно, что этот эффект удается напрямую обнаружить по высокоточным измерениям блеска даже на сравнительно коротком по астрономическим меркам промежутке времени, за десятилетия. Это и было сделано Л.Н. Бердниковым, получившим огромный массив собственных наблюдений многих сотен цефеид, и дополнившим его "историческими" кривыми блеска, построенными на основе фотографических наблюдений на астрономических инструментах разных стран. Важную роль в этом исследовании сыграли фотопластинки Гарвардской обсерватории США, благодаря которым для ряда цефеид удалось проследить за изменениями периодов пульсаций на протяжении полутора веков!

Не цефеида, а рентгеновский прогрев

В 1971 г., на самой заре рентгеновской астрономии, с борта первого специализированного орбитального рентгеновского аппарата Uhuru (что на языке суахили значит "свобода") был открыт ныне знаменитый рентгеновский источник Her X-1 (в созвездии Геркулеса). Это был рентгеновский пульсар с периодом 1.24 секунды; у него имелся еще и более продолжительный период 1.7 дня. В следующем 1972 г. в ГАИШ источник Her X-1 отождествили с неправильной (какой она считалась) оптической переменной звездой HZ Her. Слово "отождествление" не надо понимать буквально в том смысле, что оптическая звезда это и есть рентгеновский источник. И.С. Шкловский сразу сказал Юрию Николаевичу, что раз эта звезда классифицируется как неправильная переменная, она не может быть рентгеновским источником.

Ю.Н. вспоминает: "Это ведь он [И.С.] "виноват" в том, что Николай Ефимович Курочкин, а не я, оценил переменность HZ Her на наших пластинках. Мне казалось, что не стоит оценивать блеск звезды, которая не может быть рентгеновским источником. Однако Коля [Курочкин] принес мне кривую блеска, которую он построил с периодом Her X-1, со словами – смотрите, это цефеида. Построение сводной кривой с рентгеновским периодом доказало правильность отождествления! Вроде бы и впрямь характерная кривая цефеиды с более крутой восходящей ветвью – но я сразу сказал Курочкину, что это рентгеновский нагрев оптического компонента горячим спутником. Он настаивал – типичная цефеида".

Известно, что Ю.Н. очень любит цефеиды, здесь он классик и корифей. Но любовь любовью, а истина дороже. Он верно угадал, что рентгеновский источник Her X-1 и HZ Her – это не одна звезда, а две. Они составляют тесную двойную звездную систему, одним компонентом которой является рентгеновский пульсар, а другим – оптическая звезда. Общий для рентгена и оптики период источника – это орбитальный период двойной системы. Оптическая звезда – не цефеида, потому что ее периодическая переменность возникает из-за того, что обращенная к пульсару сторона звезды нагревается его рентгеновским излучением и потому светит ярче, чем холодная противоположная сторона.

А тогдашний спор Ю.Н. и Николая Ефимовича быстро разрешил в пользу Ю.Н. А.М. Черепащук, эксперт по тесным двойным звездам. В результате горячих коллективных обсуждений, в которых участвовали также выдающиеся теоретики Р.А. Сюняев и Н.И. Шакура, родилась совместная работа 1972-го г., ставшая вскоре классической.

Звездные комплексы

В различных спиральных галактиках – и близких, и весьма удаленных

– давно уже были замечены гигантские звездные облака, выстраивающиеся вдоль спиральных рукавов. Их было принято считать случайными конгломератами звезд, никак не связанных друг с другом, то есть чем-то вроде созвездий на ночном небе. Поэтому ими никто глубоко не интересовался до середины 1970-х годов, когда Ю.Н. доказал – вопреки общему мнению – что на самом деле звездные облака являются реальными физическими системами. В них имеются и отдельные звезды, и звездные скопления, и ассоциации, объединенные общим происхождением и общей судьбой. По предложению Ю.Н., эти сложные газо- звездные структуры стали теперь называть звездными комплексами. Звездные комплексы – весьма распространенные, можно сказать, универсальные по своим наблюдаемым свойствам объекты Вселенной. Они имеются в немалом числе и в нашем Млечном Пути, и в Туманности Андромеды, и в большинстве галактик, обладающих спиральным узором.

Звездные комплексы в Галактике были первоначально обнаружены по данным о цефеидах, любимых звездах Ю.Н. Здесь ему пригодились в первую очередь сведения о пространственном распределении цефеид. Благодаря зависимости период-светимость Ю.Н. достаточно уверенно определил расстояния до комплексов и их действительные размеры. Оказалось, что в поперечнике они достигают примерно одного килопарсека. А открытая им ранее зависимость период-возраст помогла установить, что типичный возраст комплексов составляет примерно 100 миллионов лет, так что они представляют собой сравнительно молодые объекты, возникающие в процессе коллективного звездообразования, охватывающего объем пространства с характерным размером порядка одного килопарсека . В действительности, это самые крупные области звездообразования во Вселенной, в которых формирующиеся и эволюционирующие звезды оказываются генетически связанными.

Рис. 6. Яркий звездный комплекс в спиральной галактике М51 ("Водоворот"). Слева на снимке с низким разрешением (указан стрелкой), справа – изображение с телескопа им.Хаббла. Справа от комплекса видны группы компактных звездных скоплений.

Концепция звездных комплексов как наибольшей и универсальной ячейки звездообразования получила к настоящему времени широкое международное признание и нашла дальнейшее развитие в работах ведущих астрономов и астрофизиков разных стран. Среди тех, кто активно ее разрабатывает – американский теоретик Брюс Элмегрин; его особенно заинтересовал космогонический аспект концепции. Ключевой пункт его теории – гравитационная неустойчивость гигантских газовых облаков с массами до 10 миллионов солнечных. Такие облака действительно наблюдаются в газовых дисках некоторых галактик. В космогонической картине Элмегрина они служат исходным материалом для образования звездных комплексов. По мысли Ю.Н. Ефремова и Б. Элмегрина, особая роль в этом процессе принадлежит турбулентности: крупномасштабные вихри удерживают облако от свободного коллапса, а сверхзвуковые вихри меньших масштабов стимулируют в нем быстрое и эффективное коллективное звездообразование.

На этом пути возникает множество новых интереснейших наблюдательных и теоретических задач. Например, предметом астрономических исследований становится гидродинамический феномен перемежаемости, то есть чередования ячеек ламинарных и турбулентных течений в газо-пылевом облаке- протокомплексе. Не исключено, что именно с этим нелинейным (и все еще слабо изученном в физике) свойством турбулентности связаны различия в темпах звездообразования в разных частях облака на разных этапах его эволюции.

Как заметил Ю.Н., иногда комплексы располагаются вдоль спирального рукава галактики в виде цепочки с почти одинаковыми расстояниями между комплексами – и самый яркий такой случай он обнаружил в 2008 г. в одном из рукавов галактики Андромеды. Интересно, что именно в этом рукаве наблюдается регулярное вдоль рукава магнитное поле. Возникло естественное предположение, что за такую структуру ответственна магнито-гравитационная неустойчивость, развивающаяся вдоль рукава. Однако сильная спиральная ударная волна способна разрушить регулярность поля вероятно, стимулированное такой волной активное звездообразование ведет к появлению многих областей HII, "запутывающих" поле. В статье, опубликованной в 2010 г. в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Ю.Н. отмечает, что такая картина наблюдается именно в том отрезке рукава М31, где он еще в 1975 г. обнаружил градиент возраста цефеид (а позднее и вообще звезд высокой светимости) поперек рукава – феномен, предсказанный теорией рукавов как волн плотности. В таких участках рукава регулярных цепочек комплексов быть не должно, что и показали наблюдения.

Рис. 7. Регулярная цепочка звездных комплексов в одном из рукавов галактики Андромеды. Синим цветом окрашены молодые звезды (изображение в ультрафиолетовом диапазоне), красным (изображение в ИК-диапазоне) – теплая пыль, соответствующая распределению нейтрального водорода.

В защиту науки

"Агрессивная лженаука наступает. Масштабы явления растут с каждым годом, это уже не отдельные сочинения отдельных фантазеров, это системные учения, хорошо организованные, имеющие свои "академии" и регулярные конференции, зачастую получающие государственную поддержку" – это цитата из недавней статьи Ю.Н. в защиту науки и против лженауки. Ю.Н. говорит о себе: непримирим к врагам науки. На его счету в этой борьбе – разоблачение "новой хронологии" академика-математика А.Т. Фоменко. От этой лжехронологии, якобы основанной на астрономических данных, после работ Ю.Н. с соавторами не осталось камня на камне. Им в работах с Е.Д.Павловской и А.К. Дамбисом была реализована идея, выдвинутая Ю.А. Завенягиным еще в 1980-х годах: используя современные данные о собственных движениях звезд (скоростях и направлениях их медленных перемещений по небесной сфере) найти дату того их взаимного положения, которое максимально близко к положениям, приведенным в "Альмагесте" Клавдия Птолемея. Сразу же стало ясно, что датировать каталог Х веком, как это сделал Фоменко, абсолютно невозможно; а в 2000 г. А.К. Дамбис и Ю.Н. Ефремов доказали, что координаты большинства звезд были определены в эпоху Гиппарха. Так была решена проблема, которую астрономы и историки обсуждали веками. Остается, однако, загадкой, почему Птолемей прямо не сослался на своего предшественника.

Ю.Н. – один из самых непримиримых ученых, членов известной Комиссии РАН по борьбе с лженаукой. Дело не ограничивается старым казусом А.К. Фоменко или новыми аферами "выдающегося нанотехнолога" В.И. Петрика. Речь идет о ключевых вопросах – о жизни и судьбе отечественной науки и, следовательно, как подчеркивает Ю.Н., о судьбе нашей страны. Ограничимся здесь несколькими краткими отрывками из свежей публицистики Ефремова.

" давно уже в России государство наукой интересуется, лишь когда она обещает немедленную пользу (на чем и играют лжеученые) Но плоды науки медленно зреют – а их семена порождает фундаментальная наука, – та самая, финансирование которой, по мнению некоторых наших парламентариев, равносильно отапливанию атмосферы У нас, впервые в мировой истории, класс ученых стал в ряды наименее оплачиваемых пролетариев!" И, наконец: "Стране, которая не кормит свою науку, может быть, придется кормить чужую армию" ("Уроки 1941 года". Бюллетень "В защиту науки", 9, с. 60, М., Наука, 2011).

Астрономия как лидер естествознания

Вернемся, однако, к астрономии. Она почти уже сравнялась с физикой – не только по грандиозности используемых в астрономии инструментов, но прежде всего по глубине, масштабу и фундаментальности ее нынешних проблем. Астрономия XXI века – это разветвленная наука, охватывающая все, что мы видим на небе, от метеоров и комет до галактик, квазаров и Вселенной как целого. Особенно впечатляющи недавние успехи астрономов в наблюдательной космологии; это открытие темной материи и темной энергии вакуума, на которые приходится 95% всей плотности массы-энергии видимой Вселенной. Природа и микроскопическая структура этих новых форм космической энергии – самая острая проблема современной физики и астрономии.

Замечена почти линейная эмпирическая зависимость: чем тяжелее астрономический объект, тем непонятней его физическая природа. У физиков наоборот – больше всего загадок с минимальными массами и расстояниями (как давно уже известно, легчайшие из лептонов неисчерпаемы). В наши дни все самое сложное в астрономии приходит в теснейшее объединение с самым сложным в физике: Вселенная как целое и элементарные частицы становятся единым предметом изучения в невиданной ранее области естествознания, сверхнауке будущего, у которой нет еще общепринятого названия, хотя ее часто называют космомикрофизикой. Какова здесь роль астрономов, каков их долевой вклад в это предприятие? К началу нового века они "доказали, что физика занималась лишь несколькими процентами содержания Вселенной, – и они же дали уникальные ограничения на природу темной материи и плотность вакуума, чего физика, а точнее, негравитационная физика, в принципе бессильна сделать Кто может теперь усомниться, что астрономия снова, как во времена Галилея и Ньютона, становится лидером естествознания?" ("В глубь Вселенной").

Профессор, д.ф.-м.н., гл. науч. сотр. ГАИШ	А.Д. Чернин
Д.ф.-м.н., вед. науч. сотр. ГАИШ	Л.Н. Бердников
Профессор, д.ф.-м.н., зав. отделом ГАИШ	А.С. Расторгуев