книги / Эволюция звёзд и галактик

Звезды фона начинаются у 14,п—15т ; скопление далеко выделяется над фоном и, по-видимому, оканчивается примерно у 12т . Это м о гл о бы означать, что в данном случае в скоплении есть звезды от 0 9 с массами около 25 или 30 солнечных до звезд с 2 солнечными массами, и на этом все кончается.

Таким образом, ошибочно полагать, что все скопле­ ния совершенно одинаковы. Самые большие массы мо­ гут быть какими угодно: известны иепроэволюциониро-

чинается со звезд с массами в 30 солнечных масс и в котором нет звезд с массой, меньшей 2 солнечных. Это говорит о том, что звездные скопления — очень свое­ образное явление, и ошибочно, конечно, считать, что их звезды в точности подобны звездам общего поля.

Существуют два способа определения возраста скоп­ ления. Во-первых, можно использовать точку, в которой звезды начинают уходить с главной последовательности, исчерпав свой водород. Во-вторых, можно использовать вычисления Хениея и его сотрудников, чтобы опреде­ лить возраст скопления по звездам, которые еще дви­ жутся к главной последовательности. К NGC2362 мо­ гут быть приложены оба метода. Поскольку звезды с абсолютной величиной +1т уже находятся на главной последовательности, по расчетам Хениея возраст скоп­ ления составляет 2-106 лет. С другой стороны, так как х Большого Пса уже уходит от главной последователь­ ности, возраст скопления можно оценить как не превы­ шающий 1 • 106 лет.

Теперь очень много говорят о такого рода противо­ речиях, но мне кажется, что для этого нет никаких при­ чин. Эти два возраста были бы в строгом согласии друг с другом, если бы все звезды образовались одновремен­ но; их можно без труда согласовать, если допустить, что потребовалось около 2 - 106 лет или еще немного больше, чтобы достичь главной последовательности. То, что некоторые звезды находятся на главной последова­ тельности, а другие нет, объясняется просто зременнбй последовательностью событий: для образования звезд потребовалось время. Так случилось, что т Большого

134 Глава 9

Пса была одной из первых, и она уже движется от главной последовательности.

Рассмотрим теперь Плеяды. Возраст, полученный по термоядерным процессам, составляет около 2* 107лет. Согласно вычислениям Хеииея и его школы, это должно означать, что звезды слабее М = + 4й» (или 10-й види­ мой величины) еще должны быть в стадии кельвиновекого сжатия. Но хотя главная последовательность поэтому должна расширяться у + 10т , это начинает происходить лишь у +13,п. Здесь мы имеем серьезное противоречие: наблюдаемое время сжатия существенно короче вычисленного. Такое же противоречие появляет­ ся в Гиадах; мне это представляется просто поразитель­ ным. Когда мы перейдем к звездным ассоциациям, то увидим, что это противоречие легко объяснить1).

’) Расчеты Хаяши дают более короткую шкалу времени для гравитационного сжатия и снимают это противоречие. Он показал, что в начальных стадиях гравитационного сжатия звезд главную роль в переносе энергии нграт не лучистая, а конвективная тепло­ проводность. — Прим, перев.

Глава 10 *

ЗВЕЗДНЫЕ

*АССОЦИАЦИИ

*

*

*

Лишь два скопления из тех, о которых рассказыва­ лось в последней главе, ассоциируются с туманностями:

окруженные туманностями. Мы не знаем никаких ту­ манностей вокруг h и х Персея.

Теперь обратимся к трем объектам совсем другого рода; сейчас их называют скоплениями, но, возможно, их следовало бы классифицировать как ассоциации. Это NGC 2264, связанное с S Единорога, NGC 6530, проецируещееся на общеизвестную яркую туманность М8, и звезды, связанные с туманностью Ориона-

То, что это три замечательные области неба, стало известно очень давно. Необычайно большое число пере' менных звезд вокруг туманности Ориона было обнару­ жено на Гарвардской обсерватории еще тогда, когда там исследовались переменные звезды в Магеллановых Облаках и в шаровых скоплениях. Пиккерннг понимал, что переменные в туманности Ориона в большей своей части являются скорее всего неправильными; время от времени кое-кому казалось, что они обнаружили затменную звезду или цефеиду в этой области, но эти от­ крытия не подтверждались.

Среди звезд туманности Ориона существуют, грубо говоря, три типа переменности; я сам изучал их в 20-х годах. Наиболее часто встречающийся тип включает звезды, обнаруживающие непрерывные неправильные

изменения с амплитудой от 1т до 1"'5. Два других типа относительно редки. Звезды одного из них обычно имеют постоянный блеск, но временами наблюдаются более или менее длительные его ослабления, а затем звезда возвращается к довольно постоянному блеску. Третий тип встречается еще реже: звезды годами не видны

136 Глава 10

вообще, затем появляются, могут некоторое время оста­ ваться яркими и потом снова исчезают.

Около 1920 г. Вольф обнаружил другой случай того же рода— переменные звезды вокруг S Единорога и окружающих ее туманностей. Эти туманности в общем слабы, а переменные звезды можно исследовать доста­ точно хорошо. Замечательно было то, что в очень ма­ ленькой области, примерно 30'Х15', все звезды ярче некоторой величины оказались переменными или же заподозренными в переменности. Связь туманности с этими переменными звездами была совершенно пора­ зительной: за пределами туманности не было и перемен­ ных звезд.

Третьим примером была туманность М8, где в 20-х годах Лампланд провел поиски переменных звезд и обнаружил их очень много, все того же неправильного типа. Во всех этих случаях описание NGC гласило: «звездное скопление, окруженное туманностями». На­ блюдатели прошлого понимали, что звездное скопление и туманность связаны друг с другом.

Наиболее заманчиво изучить туманность Ориона, по­ скольку она связана с богатейшей областью таких пере­ менных звезд; теперь их должно быть известно не­ сколько сотен. Но их исследование чрезвычайно трудно из-за интенсивности эмиссионного спектра (туман­ ности.— Перев.). Звезды слабы и к тому же концентри­ руются главным образом в плотной туманности, глав­ ные линии поглощения в их спектрах перекрываются яркими эмиссионными линиями туманности. Чтобы обойти эту трудность, исследования проводились во внешних областях туманности Ориона. К сожалению, технические трудности препятствуют исследованию этих переменных и их связи с туманностью. Возможно, пред­ ложение Хербига работать в далекой инфракрасной об­ ласти может решить проблему, но, судя по некоторым попыткам, сделанным на Маунт Вилсон, это довольно сомнительно.

В области туманности Ориона есть пыль, которая в очень большой степени рассеивает свет. Снимок туман­ ности на пластинках U(M,6800—7200 А) очень сильно уменьшает влияние туманности, хотя все еще остаются

некоторые очень слабые эмиссионные линии; однако в этой области очень силен рассеянный свет и работать в ней безнадежно. Фотография показывает резкое уве­ личение числа звезд к центру туманности, к области Трапеции Ориона. В углу фотографии видно нормаль­ ное поле, содержащее очень мало звезд. Многочислен­ ность звезд в центре снимка объясняется тем, что Тра­ пеция (в которой наиболее ранний спектр — О и есть также две звезды класса ВО) ионизирует всю область и, по-видимому, каким-то образом влияет на пыль во­ круг себя. Пыль как-то изменяется под действием све­ та, и таким образом, по крайней мере в инфракрасных лучах, мы можем заглянуть внутрь туманности. В си­ них лучах все покрыто туманностью, и невозбужденные районы облака совершенно темны. Поэтому светящаяся часть туманности Ориона является в действительности лишь частью намного большего темного облака. Корот­ кие экспозиции района Трапеции на «инфракрасных» пластинках показывают туманность; это рассеянный свет, а не эмиссия. Ни одна из звезд класса В вокруг трапеции не является постоянной. Было бы очень интересно выяснить, не является ли переменной

звезда О.

Область NGC 2264, окружающей S Единорога, зна­ чительно проще. Поле вокруг очень богато звездами, и там есть характерное обширное темное облако, тяну­ щееся с севера на юг. Хербиг нашел в этой области много эмиссионных звезд с яркой линией На. Диаграм­ ма цвет — величина показывает замечательную связь этих объектов. Все они встречаются лишь в темной об­ ласти и сильно концентрируются к центру.

Туманность отражательного типа связана со звез­ дой В6 или В7, почему и следовало ожидать именно от­ ражение (а не переизлучение. — Перев.). Там есть еще одна отражательная туманность и слабо возбужденная эмиссионная туманность, которая показывает только ли­

и иногда все бальмеровские линии в эмиссии, и это го­ ворит о том, что по всей области имеется слабая эмис­

сия 0 линиях; пластинкипаломарской камеры Шмидта

138 Глава 10

в самом деле показывают, что вся область окутана ту­ манностью.

Вне этой области было обнаружено очень мало сход­ ных объектов, хотя производились тщательные поиски. Во внешней области найти их было бы легче, поскольку темная туманность закрывает все слабые звезды, тогда как вне ее можно без труда изучать спектр даже самых слабых звезд. Центральная область делится на две хо­ рошо выраженные части — одну вокруг S Единорога и другую вокруг звезды В2, возбуждающей огромную ту­ манность.

Сразу же становится ясно, что между эмиссионными звездами и темными облаками существует связь; этот факт согласуется с тем, что большинство эмиссионных

облако — части одного целого, и мы видим наружную оболочку темной туманности. Эмиссионные звезды на­ ходятся в этой оболочке. Хербиг остроумно рассмотрел вопрос о том, насколько далеко в действительности мы можем заглянуть внутрь темной туманности. Он про­ вел подсчеты звезд по краям туманности, чтобы выяс­ нить, на каком расстоянии от края звезды исчезают, так как внутренняя часть туманности совершенно непро­ зрачна. Если принять расстояние ассоциации, опреде­ ляемое по диаграмме цвет— величина, звезды исчезают на расстоянии порядка 0,1 или 0,2 пс. Это верно, конечно, лишь для краев туманности; ситуация может быть совсем другой, если смотреть через ее централь­ ную часть; у краев наверняка есть значительный гра­ диент плотности, увеличивающийся к центру. Приняв, что туманность имеет цилиндрическую форму, Хербиг рас­ смотрел два крайних случая: линейное и экспоненциаль­ ное возрастание плотности к центру. Оказалось, что,

он нашел четыре звезды довольно ранних типов, пока­ зывающих очень большое покраснение. Напротив, дру­ гие звезды, лежащие вне этой топкой зоны, практически совсем не подвергались покраснению. Это, несомненно, подтверждает, что ситуация примерно такова, какой я ее описал. Таким образом, имеется замечательное тем­ ное облако, очень плотное; сейчас там есть остатки ту­ манностей, возбуждаемые подходящими для этого звез­ дами и замечательные тем, что они свободны от пыли, газа или поглощения; те же звезды, которые погружены глубже в туманность, подверглись очень сильному по­ краснению. Это согласуется с тем, что мы видим во вне­ галактических туманностях: внутренние спиральные вет­ ви состоят из пыли и вдоль их краев, и иногда внутри них мы видим немногочисленные цефеиды. Конечно, мы можем видеть лишь ярчайшие звезды, россыпь сверх­ гигантов и случайные цефеиды. Здесь же облако столь непрозрачно, что, хотя внутри него идет звездообразо­ вание, мы ничего этого не видим. Часть облака являет­ ся прозрачной, вероятно, благодаря присутствию одной звезды О и нескольких других звезд ранних классов. Но мы ничего не знаем о том, что делается внутри об­ лака; скорее всего там идет интенсивный процесс обра­ зования звезд с большими массами. Потребовалось бы образование звезды с большой светимостью, чтобы это

рую Макс Вольф первоначально назвал «Пещерной ту­ манностью» («НбЫе»); это огромный шар с эмиссион­ ным спектром, усеянный темными пятнами, и в центре него находится звезда 08. Это то, что видно в фотогра­ фической области; туманность плотная и звезд поэтому видно мало. Но что вы увидите, если получите инфра­ красную пластинку? Если получите пластинку U, кото­ рая не захватывает эмиссионные линии, то увидите звезду О, окруженную совершенно великолепным звезд­ ным скоплением. Таким образом, в этом случае в длин­ новолновой части спектра можно увидеть целое звездное скопление — факт совершенно поразительный.

случаи.

Итак, есть все основания полагать, что если облако не слишком обширное и если в нем образуется большая звезда О, то вся область может так преобразиться, что станет возможно заглянуть внутрь. Могла бы образо­ ваться область НII, вероятно расширяющаяся, и мы смогли бы увидеть по крайней мере своего рода по­ лость, дыру. Это именно то, что и произошло с Трапе­ цией в туманности Ориона; Трапеция раздула прозрач­ ную полость в намного большем темном облаке. По­ лость была бы еще прозрачнее, если бы не было фона, вызванного рассеиванием света. Картина осложняется полосой поглощающей туманности, которая, очевидно, ближе к нам, чем светящаяся туманность в Орионе. Но

1,6X 0,6, что соответствует в окончательно принятой шкале расстояния области 24X9 пс. Я говорю об этом потому, что диаметры нормальных скоплений заключены между 1,5 и 15 пс, и мы не знаем скоплений с диамет­ рами, превосходящими 20 пс. Здесь, таким образом, мы подходим ближе к ассоциациям или же такие объекты уже могут быть не скоплениями, а ассоциациями.

Что касается звезд, более ранних, чем АО, то график

0™7 или 0™8 очень хорошо ложатся на нормальную кри­ вую. На диаграмме цвет — величина (рис. 17) видно, что самая яркая звезда, класса О, и последующие звез­

ды вплоть до показателя цвета 0'"0 (звезды АО) лежат на линии нулевого возраста (т. е. на начальной главной последовательности. — Перев.). Ниже звезды начинают очень быстро отходить от главной последовательности.