«НАША ГАЛАКТИКА»

СОСТАВ И СТРУКТУРА ГАЛАКТИКИ

1.Млечный Путь и структура Галактики. Уже к началу нашего века было известно, что те звезды, которые наблюдаются невооруженным глазом или в телескоп, образуют в пространстве сплюснутый звездный диск громадного размера. Мы находимся внутри этого диска и поэтому вблизи его плоскости видим очень много далеких звезд. Совокупность этих звезд сливается для нас в светящуюся полосу Млечного Пути. Раньше думали, что Солнце расположено вблизи центра звездной системы — Галактики, потому что яркость Млечного
Пути примерно одинакова во всех направлениях, хотя в нем и существуют отдельные более яркие участки. Сейчас мы знаем, что свет самой яркой центральной области Галактики сильно ослабляется из-за поглощения межзвездной пылью. Лишь наблюдения в инфракрасных лучах, которые испытывают меньшее поглощение, позволили «увидеть» наиболее плотную центральную область нашей Галактики. Она расположена в созвездии Стрельца.

Эта центральная, наиболее компактная область Галактики называется ее звездным ядром. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики — на расстоянии 25— 30 тыс. световых лет (8—10 кпк) — вблизи плоскости симметрии звездного диска, толщина которого составляет несколько тысяч световых лет.
Ядро находится в центре звездного, диска Галактики.

Часть звезд нашей Галактики не входит в состав диска, а образует сферическую составляющую (рис.1). Эти звезды концентрируются не к плоскости диска, к ядру Галактики. Диск и сферическая составляющая — основные элементы структуры нашей Галактики.

Полное число звезд в Галактике можно оценить только ориентировочно. Оно составляет несколько сотен миллиардов. Лишь незначительная доля всех этих звезд доступна наблюдениям даже при помощи крупнейших телескопов.

Галактика — это огромный звездный остров, диаметр которого превышает
100000 св. лет, объединяющий многие миллиарды самых различных звезд. Помимо звезд, в Галактике содержится много тел небольшой массы (например, планет) и очень неоднородная по плотности межзвездная среда (разреженный газ, пыль, космические лучи). Несмотря на большую массу. Галактика—очень разреженная система: расстояния между соседними звездами, как правило, измеряются световыми годами.

2.Звездные скопления. Хорошо известно, что звезды неравномерно распределены по небу. Например, вблизи Млечного Пути слабые звезды встречаются заметно чаще, чем вдали от него. Это не кажущийся эффект.
Звезды действительно неравномерно заполняют пространство. Наиболее наглядно это проявляется в существовании групп из большого числа звезд, называемых звездными скоплениями.

Примером звездных скоплений, хорошо видимых невооруженным глазом, являются скопления Плеяды и Гиады (оба в созвездии Тельца). В Плеядах нормальный глаз видит 5—7 слабых звездочек, располагающихся в виде маленького ковшика (по этому скоплению удобно проверять остроту зрения). В телескоп в Плеядах заметны сотни звезд (рис. 2). Гиады — скопление не столь компактное, как Плеяды, но оно содержит более яркие звезды. Рядом с Гиадами
— красноватый Альдебаран — ярчайшая звезда в созвездии Тельца.

Невооруженным глазом на небе заметно всего несколько скоплений. Но в телескоп их можно видеть сотни. Наблюдения показали, что звездный состав скоплений различен. Измеряя температуру и светимость звезд скоплений и сверяя их положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела с теорией звездной эволюции, удается оценить возраст скоплений. Оказалось, что некоторые скопления состоят из сравнительно молодых, некоторые — из старых звезд.
Звезды внутри скопления имеют близкий возраст и, следовательно, связаны общим происхождением.

Наблюдается два типа скоплений — рассеянные и шаровые. Рассеянные скопления содержат десятки, сотни, а наиболее крупные — тысячи звезд и выглядят в телескоп сверкающей россыпью. Плеяды и Гиады относятся к этому типу. Среди рассеянных скоплений встречаются как сравнительно старые, с возрастом в несколько миллиардов лет, так и очень молодые, в которых еще сохранились много голубых горячих звезд высокой светимости. Эти звезды значительно массивнее Солнца, и поэтому (как мы уже знаем) продолжительность жизни у них более короткая, чем у звезд других типов.
Существование в рассеянных скоплениях таких звезд говорит о том, что образование скоплений продолжается и в наше время. Сравнительно молодым скоплением являются Плеяды: его возраст около 108 лет.

Рассеянные скопления можно найти не в любой части неба. Почти все они наблюдаются вблизи Млечного Пути. Именно там, вблизи плоскости диска
Галактики, наиболее активно происходит образование звезд.

Шаровые скопления по размеру, как правило, больше рассеянных и содержат сотни тысяч звезд. Все они очень далеки от нас. Лишь одно-два можно заметить невооруженным глазом или в бинокль, но даже они из-за громадного расстояния видны как крошечные светящиеся пятнышки. На фотографиях шаровые скопления обычно выглядят как целый рой огромного числа звезд (рис. 3).
Кажется, что в центре скопления звезды сливаются в сплошную светлую массу.
Но на самом деле даже там между звездами достаточно много свободного пространства, чтобы они двигались, не сталкиваясь друг с другом. В отличие от рассеянных скоплений, в шаровых мы не наблюдаем молодых звезд. Это очень старые звездные системы. Их возраст трудно точно оценить. Основываясь на теории звездной эволюции, ученые получают оценки возраста наиболее старых скоплений в 13—18 млрд. лет.

Всего в нашей Галактике известно около 150 шаровых скоплений. В отличие от рассеянных звездных скоплений, шаровые скопления слабо концентрируются к полосе Млечного Пути. Зато практически все они наблюдаются в одной половине неба, в центре которой находится созвездие Стрельца. Такая особенность распределения отражает структуру нашей звездной системы — Галактики: в созвездии Стрельца находится ее центр. Шаровые скопления, в отличие от рассеянных, относятся к сферической составляющей Галактики.

ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД

1.Тангенциальные и лучевые скорости звезд. Звезды в Галактике непрерывно движутся. Если бы они хоть на мгновение остановились, то из-за взаимного притяжения начали бы падать к центру Галактики. Скорости, с которыми движутся звезды, составляют десятки и сотни километров в секунду, но из-за больших расстояний до звезд обнаружить их относительное движение по небу очень сложно.

О движении небесного тела в космическом пространстве можно узнать двумя способами.

Первый способ — наблюдение за перемещением источника на фоне очень далеких звезд. Он дает оценку не полной скорости объекта, а проекции вектора скорости на плоскость, перпендикулярную лучу зрения (рис.4). Эту составляющую называют тангенциальной скоростью Vt . Ее можно измерить лишь для сравнительно близких звезд по медленному изменению их положения на небе.

Первый каталог, в котором были приведены относительные положения ярких звезд, был составлен еще во II в. до н.э. древнегреческим ученым Гиппархом.
Этим каталогом пользовался Клавдий Птолемей — автор геоцентрической системы мира. В начале XVIII в. английский астроном Эдмонд Галлей сравнил наблюдавшиеся в его время положения звезд с теми, которые были приведены у
Птолемея. Для нескольких ярких звезд он обнаружил заметное перемещение относительно остальных. Так впервые было доказано, что звезды движутся.

Чтобы измерить тангенциальную скорость какой-нибудь звезды, при помощи специальных измерительных приборов сравнивают фотографии одного и того же участка неба, сделанные на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или десятилетий. За этот промежуток времени близкие звезды слегка смещаются на фоне слабых, более далеких, практически неподвижных для наблюдателя звезд. Такое смещение очень мало и лишь у немногих звезд превышает одну угловую секунду в год.

Зная расстояние до звезды, легко по угловому смещению найти ее тангенциальную скорость Vt.. Пусть, например, звезда, расстояние D до которой 30 св. лет, или около 3*1017 м, перемещается на угол (=0,2" в год.
Следовательно, ее смещение за год равно отрезку длиной D*sin ( =3*1011 м.
Значит, тангенциальная скорость составляет 3*1011 м в год, или около 10 км/с.

Второй способ оценки скорости звезд основан на измерении смещения линий в их спектрах, определяемого эффектом Доплера. Этот способ позволяет найти проекцию вектора скорости звезды на луч зрения, или лучевую скорость звезды
Vr (рис. 4).

Полная скорость звезды вычисляется через тангенциальную Vt и лучевую Vr по теореме Пифагора: . Измерения показали, что большинство звезд, сравнительно близких к Солнцу, движется относительно него со скоростями, не превышающими 30 км/с.

Из-за движения звезд вид звездного неба со временем должен меняться.
Одни звезды приближаются к нам и в будущем станут более яркими, другие навсегда удаляются от Солнечной системы. Изменяется и их положение на небе.
Но этот процесс происходит настолько медленно, что нужны многие сотни лет, чтобы перемещение даже ближайших звезд стало заметным на глаз.

2.Вращение Галактики. Когда были измерены скорости движения большого числа звезд — как близких, так и далеких от Солнца,— выяснилась общая картина их движения. Оказалось, что звезды галактического диска обращаются вокруг ядра Галактики в одну и ту же сторону по орбитам, близким к круговым. Скорость их движения вокруг ядра в окрестности Солнца составляет почти 250 км/с. Вместе с ними движется и Солнце. Разделив длину окружности радиусом, равным расстоянию до центра Галактики, на скорость, легко найти, что полный период обращения Солнца в Галактике составляет примерно 200 млн. лет.

Зная скорость обращения и радиус круговой орбиты, можно вычислить массу внутренней части Галактики, используя формулу для круговой скорости :

Подставляя известные нам числовые значения V=2.5*105 м/с,R=3*1020 м и
G=6,7*1011 Н*м2/кг2, получаем, что M=2,8*1041 кг, или около 140 млрд. масс
Солнца. Такую массу имеет все вещество Галактики, находящееся ближе к ее центру, чем Солнце.

Звезды и скопления звезд сферической составляющей движутся по-иному, не так, как звезды диска. Их орбиты сильно вытянуты и наклонены к плоскости диска под все возможными углами (рис. 5) Такие звезды имеют относительно
Солнца очень большие скорости (до 200—300 км/с). Но относительно центра
Галактики средние скорости звезд как сферической составляющей, так и диска приблизительно одинаковы.

Как мы видим, движение звезд в Галактике напоминает движение тел
Солнечной системы. Действительно, планеты, как и звезды диска, движутся вокруг центра в одну сторону и примерно в одной плоскости, а кометы, как и звезды сферической составляющей, движутся по вытянутым орбитам в самых различных плоскостях.

МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА

1.Межзвездный газ. В состав нашей Галактики входят не только звезды.
Наблюдения показали, что межзвездное пространство нельзя считать абсолютно пустым. Основная масса межзвездной среды приходится на разреженный газ.
Этот газ обладает способностью слабо светиться, если горячие звезды освещают его ультрафиолетовым светом, и излучать потоки радиоволн, которые можно уловить радиотелескопами. Межзвездный газ имеет примерно такой же химический состав, как и большинство наблюдаемых звезд. Он преимущественно состоит из легких газов (водорода и гелия).

Большая часть межзвездного газа сосредоточена в пределах диска
Галактики, где межзвездная среда образует вблизи плоскости симметрии диска газопылевой слой толщиной в несколько сотен световых лет. В пределах этого слоя находится и наше Солнце с окружающими его звездами. Газопылевой слой вместе со звездами диска принимает участие во вращении Галактики.

Даже вблизи плоскости звездного диска концентрация частиц газа очень мала. У поверхности Земли, например, в 1 см3 содержится 3*1019 молекул воздуха, а в межзвездном газе на два кубических сантиметра приходится в среднем только один атом газа. Но межзвездный газ занимает такие большие объемы пространства, что его полная масса в Галактике достигает нескольких процентов от суммарной массы всех звезд.

Газ в межзвездном пространстве наблюдается в трех состояниях: ионизованном, атомарном и молекулярном.

Ионизованный газ. Горячие звезды мощным ультрафиолетовым излучением нагревают и ионизуют окружающий межзвездный газ. Нагретый газ излучает свет, и поэтому области, заполненные горячим газом, наблюдаются как светящиеся облака. Они называются светлыми газовыми туманностями.
Температура газа в них составляет около 10000 К.

Самая заметная туманность расположена в созвездии Ориона и называется туманностью Ориона. В сильный бинокль или небольшой телескоп она видна как бесформенное облачко со слабым зеленоватым свечением. Это облако состоит из горячего ионизованного газа, масса которого оценивается примерно в тысячу масс Солнца.

Атомарный газ. Основная масса межзвездного газа в диске Галактики удалена от горячих звезд и поэтому не ионизована и не излучает свет. Но такой «невидимый» газ все же можно наблюдать радиоастрономическими методами. Было доказано (вначале теоретически, а затем подтверждено наблюдениями), что атомы водорода, входящие в состав межзвездного газа, излучают радиоволны с длиной волны 0,21 м (с частотой 1420 МГц).

Радиоизлучение нейтрального межзвездного водорода было обнаружено в
1951 г. Многочисленные измерения его интенсивности позволили установить общую массу газа в Галактике.

Атомарный газ распределен в пространстве неоднородно. Он образует облака, между которыми газ более разрежен. Типичные размеры облаков достигают нескольких десятков световых лет, а средняя концентрация частиц в них — несколько атомов в 1 см3.

Молекулярный газ. Радионаблюдения обнаружили в межзвездном пространстве в тысячи раз более плотные облака, состоящие из очень холодного газа, температура которого не превышает 20—30 К. Из-за низкой температуры и повышенной плотности водород и другие элементы в этих облаках объединены в молекулы. Поэтому их называют молекулярными. В основном они состоят из молекул H2. Молекулы водорода, в отличие от, атомов, не испускают радиоизлучения. Зато многие другие молекулы, входящие в состав облаков, излучают радиоволны на определенных частотах. По радиоизлучению в молекулярных облаках было найдено несколько десятков молекулярных соединений, например СО, СО2, H2O, NН3. Имеются и более сложные молекулы — формальдегида, этилового и метилового спирта и др. Молекулы могут возникать и существовать только в наиболее плотных газовых облаках. В разреженной межзвездной среде под действием ультрафиолетового излучения звезд они быстро распадаются. Масса многих молекулярных облаков превышает 100 тыс. масс Солнца. Это самые массивные образования в диске Галактики.

Полагают, что в молекулярных облаках происходит зарождение звезд из газа. Существует и обратный процесс — в межзвездную среду непрерывно поступает газ, «сбрасываемый» звездами. Мы уже знаем, что звезды, вспыхивающие как новые и сверхновые, теряют часть своей массы. Но и у обычных звезд, таких, как Солнце, на определенном этапе эволюции (после превращения в красный гигант) происходит отделение газовой оболочки, которая, медленно расширяясь, уходит в межзвездное пространство. Такие расширяющиеся оболочки известны у сотен звезд. Они называются планетарными туманностями (рис. 6). В центре планетарной туманности всегда наблюдается звезда. Причина свечения этих объектов та же, что и у светлых газовых туманностей,— ионизующее ультрафиолетовое излучение горячей звезды.

2. Межзвездная пыль. В середине прошлого века известный русский астроном
В. Я. Струве обосновал предположение, что межзвездное пространство не абсолютно прозрачно; свет в нем может поглощаться и рассеиваться, вследствие чего далекие звезды выглядят слабее, чем можно ожидать. Газ практически не поглощает видимого излучения. Поэтому, помимо газа, межзвездная среда должна содержать пыль.

Окончательно существование поглощения света в межзвездной среде было доказано в 30-х годах нашего века. В случае сравнительно близких звезд поглощение почти незаметно: чтобы световой поток был ослаблен межзвездной средой всего лишь на один процент, свету требуется пройти расстояние в несколько десятков световых лет. Но если расстояние до звезд измеряется тысячами световых лет, то межзвездная среда ослабляет приходящий от них свет и несколько раз.

Межзвездная среда не только ослабляет свет далеких звезд, но еще и вызывает изменение их цвета. Звезды, свет которых испытал сильное ослабление, кажутся нам более красными. Это происходит потому, что лучи красного света меньше поглощаются и рассеиваются межзвездными пылинками, чем синие. Измеряя ослабление света звезд на различных длинах волн, можно судить о свойствах межзвездной пыли. Выяснилось, что межзвездные пылинки очень мелкие — размером около 0,5 мкм. Они состоят в основном из углерода, кремния и «намерзших» на них молекул межзвездного газа.

В межзвездном пространстве пыль везде сопутствует газу. На ее долю приходится около 1% от массы газа. Поэтому концентрация пыли всегда выше, а прозрачность среды ниже там, где много газа. Это хорошо видно на примере молекулярных облаков — самых плотных газовых облаков в межзвездной среде.
Из-за присутствующей в них пыли они практически непрозрачны и выглядят на небе как темные области, почти лишенные звезд. Редкие звездочки, просвечивающие сквозь их менее плотные части, кажутся сильно покрасневшими.
Газопылевые образования, которые из-за низкой прозрачности выглядят как темные области, называются темными туманностями

(рис. 7).

В ясную ночь, наблюдая Млечный Путь даже невооруженным глазом, можно заметить, что он имеет неровные очертания, а в созвездии Лебедя даже разделяется на два параллельно идущих рукава. Это наглядный результат проекции на Млечный Путь темных туманностей, большинство которых находится вблизи плоскости Галактики.

Происхождение пыли не вполне еще ясно. Теоретические расчеты и наблюдения показали, что пылинки могут конденсироваться в атмосферах холодных звезд, откуда давление излучения должно выталкивать их в межзвездное пространство.

3. Космические лучи и межзвездное магнитное поле. Помимо разряженного газа и пыли, в межзвездном пространстве с огромной скоростью, близкой к скорости света (300 000 км/с), движется большое число элементарных частиц и ядер различных атомов. Эти частицы летят по всей нашей Галактике в самых различных направлениях. Они называются космическими лучами.

Частицы космических лучей удается регистрировать непосредственно при помощи специальных физических приборов — счетчиков быстрых частиц, устанавливаемых на космических аппаратах. Сквозь атмосферу Земли космические лучи пробиться не могут. Сталкиваясь с атомами земной атмосферы, они разбивают их, рождая целые ливни из элементарных частиц.
Лишь небольшой процент космических частиц избегает столкновений в атмосфере и достигает Земли высоко в горах. Поэтому в различных странах организованы специальные высокогорные станции по наблюдению и исследованию космических лучей.

Не все космические частицы приходят к нам из межзвездных глубин. Многие имеют солнечное происхождение. Они рождаются главным образом при солнечных вспышках. Однако самые быстрые частицы, летящие с околосветовой скоростью и обладающие огромной энергией, приходят в Солнечную систему из далеких просторов Галактики.

Основными источниками космических лучей в Галактике считаются остатки сверхновых звезд и пульсары — быстро вращающиеся и сильно намагниченные нейтронные звезды.

Мы уже знаем, что остатки сверх новых звезд являются мощными источниками синхротронного радио излучения, которое возникает при движении быстрых электронов в магнитном поле. Но наблюдения показали, что синхротронное радиоизлучение приходит к нам и из тех областей межзвездного пространства, где остатков сверхновых звезд нет. Следовательно, и между звездами существует магнитное поле, заставляющее быстрые электроны космических лучей излучать радиоволны.

Исследования показали, что магнитная индукция межзвездного магнитного поля невелика: в среднем она в сто тысяч раз меньше, чем у поверхности
Земли. Это поле охватывает и межзвездный газ, поэтому межзвездная среда слабо намагничена.

ОБРАЗОВАНИЕ ЗВЕЗД. ПРОБЛЕМА ВОЗНИКНОВЕНИЯ ЖИЗНИ

1. Образование звезд. Наиболее массивные звезды живут сравнительно недолго — несколько миллионов лет. Если такие звезды наблюдаются, значит, образование звезд не завершилось миллиарды лет назад, а происходит и в настоящую эпоху.

Звезды, масса которых многократно превышает массу Солнца, большую часть жизни обладают огромными размерами, высокой светимостью и температурой. Из- за высокой температуры они имеют голубоватый цвет, и поэтому их называют голубыми сверхгигантами. Мы уже знаем, что такие звезды, нагревая окружающий межзвездный газ, приводят к образованию газовых туманностей. За свою сравнительно короткую жизнь массивные звезды не успевают очень далеко уйти от тех мест, где они родились. Поэтому светлые газовые туманности и голубые сверхгиганты указывают нам на положение тех областей в Галактике, где недавно происходило или происходит и сейчас образование звезд.

Оказалось, что молодые звезды не распределены в пространстве случайным образом. Существуют обширные области, где они совсем не наблюдаются, и районы, где их сравнительно много. Больше всего голубых сверхгигантов наблюдается в области Млечного Пути, т. е. вблизи плоскости Галактики, там, где концентрируется газопылевая межзвездная среда.

Но и вблизи плоскости Галактики молодые звезды распределены неравномерно. Они почти никогда не встречаются поодиночке. Чаще всего эти звезды образуют рассеянные скопления и более разреженные звездные группировки больших размеров, названные звездными ассоциациями, которые насчитывают десятки, а иногда и сотни голубых сверхгигантов. Самые молодые из звездных скоплений и ассоциаций имеют возраст менее 10 млн. лет. Почти во всех случаях эти молодые образования наблюдаются в областях повышенной плотности межзвездного газа. Это указывает на то, что процесс звездообразования связан с межзвездным газом.

Примером области звездообразования является гигантский газовый комплекс в созвездии Ориона. Он занимает на небе практически всю площадь этого созвездия и включает в себя большую массу нейтрального и молекулярного газа, пыли и целый ряд светлых газовых туманностей. Образование звезд в нем продолжается и в настоящее время.

Согласно наиболее разработанной гипотезе, звезды возникают из облаков холодного межзвездного газа. Однако завершенной и общепринятой теории образования звезд пока еще не создано. Ученые усиленно работают над этой проблемой. Познакомимся с основными принципами, на которых базируются представления о формировании звезд из газопылевой среды.

Конденсация газа в звезды в определенном смысле напоминает другой физический процесс: конденсацию водяного пара в капельки воды при его охлаждении. И в том и в другом случае происходит многократное увеличение плотности вещества. Но если конденсация пара совершается в результате взаимодействия молекул, то межзвездный газ сжимается прежде всего благодаря действию гравитации. Поэтому конденсация газа в звезды называется гравитационной конденсацией.

Сила гравитационного притяжения между отдельными частицами всегда стремится сжать газ. Сжатию обычно препятствует сила внутреннего давления газа, связанного с хаотическими движениями его частиц — атомов или молекул.
Чем меньше температура газа, тем меньше его давление и тем большую роль может играть притяжение отдельных частиц друг к другу. В обычных облаках межзвездного газа силы гравитации очень малы по сравнению с силами внутреннего давления. Но в холодных плотных молекулярных облаках гравитация оказывается сильнее, и образующиеся отдельные сгустки газовой среды должны сжиматься, увеличивая свою плотность. Конечным результатом такого сжатия может явиться образование звезд. Сжатие газа полностью прекратится, когда в центре сжимающегося газового шара температура и давление станут настолько высокими, что начнутся термоядерные реакции. В результате образуется звезда.

Первое время свет молодой звезды может очень сильно поглощаться плотной окружающей газопылевой средой, и тогда звезда и нагретая ею пыль будут наблюдаться как инфракрасный источник, потому что для инфракрасных лучей среда значительно прозрачнее. Такие источники были обнаружены в областях звездообразования. По-видимому, некоторые из них являются недавно сформировавшимися звездами.

Формирование звезд из газа — процесс очень медленный, он требует многих миллионов лет.

Солнце, как мы знаем, является типичной звездой. Поэтому и при образовании других звезд могут возникать планетные системы.

Планеты и малые тела Солнечной системы возникли в газопылевом протопланетном диске, окружавшем молодое Солнце. Вместе с другими планетами возникла и Земля. Первоначально ее атмосфера и физические условия на поверхности были совсем не такими, как сейчас. Температура была значительно выше, а атмосфера содержала очень много углекислого газа. Никакой жизни на
Земле в то время не могло существовать. И лишь спустя несколько миллиардов лет после своего формирования Земля стала похожа на современную планету.

2. Проблема жизни во Вселенной. Физические условия на древней Земле оказались такими, что оказалось возможным возникновение сложных белковых молекул, а затем и простейших самовоспроизводящихся организмов — живых клеток. На Земле зародилась жизнь, которая за несколько миллиардов лет эволюции и усложнения организмов привела к появлению животного мира и человека.

До сих пор остается неизвестным, как часто подобные события могут происходить во Вселенной. В Солнечной системе признаки жизни не были найдены ни на одном из тел помимо Земли.

Но с астрономической точки зрения ни Земля как планета, ни Солнце, которое ее обогревает, не представляют ничего исключительного.
Следовательно, жизнь может существовать не только на Земле. По-видимому, очаги жизни следует искать на планетных системах других звезд, но из-за большого расстояния мы пока не можем непосредственно наблюдать планеты даже у ближайших звезд.

Проблема возникновения жизни и ее распространенности во Вселенной остается одной из наиболее сложных и важных проблем, решаемых астрономией в комплексе с другими естественными науками.

Особенно интересным было бы обнаружить присутствие разумной жизни во
Вселенной, следы высокоразвитых внеземных цивилизаций. Неоднократно предпринимались и предпринимаются попытки уловить радио- или иные сигналы разумного происхождения из космоса. Есть надежда, что они завершатся успехом.
-----------------------