книги / Эволюция звёзд и галактик

затель цвета —0"'40; у них обнаруживаются очень силь­ ные линии водорода, совершенно не согласующиеся с очень ранним показателем цвета. Там, где следовало

.бы ожидать очень слабые линии водорода, они оказы­ ваются весьма сильными.

Очень похожий случай имеем у звезды 9-й величины BD +25°2534, находящейся в галактическом гало. Как очень голубая звезда, она была выявлена впервые

ного галактического полюса. Сообщение спектроскопи­ стов о том, что это нормальная звезда В8, было порази­ тельно, так как речь идет об одной из самых голубых звезд, обнаруженных Мальмквистом. В последние не­ сколько лет эта звезда была открыта заново, сначала при поисках голубых звезд с 48-дюймовой камерой Шмидта на Паломаре и одновременно Штоком и Слеттебаком на пластинках, полученных на камере Шмидта с объективной призмой; оказалось, что это одна из са­ мых голубых звезд на небе.

Когда Мюич получил спектр этой звезды с большой дисперсией, он снова обнаружил сильные линии водо­ рода, совсем неожиданные при столь голубом показа­ теле цвета. Однако его пластинки показали также ли­ нии Hell 4686 А и некоторые более слабые линии Не I; судя по линии Не II, звезду можно было бы отнести к классу О. Мюич предпочитает объяснение, согласно которому мы имеем дело со звездой, обладающей очень большим температурным градиентом, или же, что атмо­ сфера звезды окружена оболочкой, в которой возникают бальмеровские линии и бальмеровский скачок.

Сканирование спектров, разработанное Коудом, мо­ жет покрыть весь спектр от 3300 А до ~ 10 000 А, и это превосходный метод спектрофотометрии, поскольку здесь надежно установлена фотометрическая шкала. Коуд обнаружил, что распределение энергии в спектре звез­ ды BD +25°2534 согласуется с наблюдающимся у звезд класса О в красной и инфракрасной областях. В синей и ультрафиолетовой частях температура, по-видимому, меньше, но от 5700 до 10000 А распределение энергии может быть представлено единым градиентом. Этот

результат согласуется с предположением Мюнча о том, что звезда сама по себе очень горяча, но спектр ее искажается сильными водородными линиями, возникаю­ щими во внешних слоях атмосферы или в оболочке.

Мюнч исследует ряд очень голубых звезд с абсолют­ ной величиной от +3™ до +6т, обнаруживаемых в галак­ тическом гало. Одна из них, типичная для всей груп­ пы,—звезда BD +25°4655, замечательная своими чрез­ вычайно сильными линиями гелия, которыми она долж­ на быть очень богата (сравнительно с водородом). Кро­ ме того, бросается в глаза множество линий N II, N III

иNell. Однако лишь на самых хороших пластинках изредка можно увидеть слабые следы линий кислорода

иуглерода, хотя многие из этих линий, принадлежащих атомам с разной степенью ионизации, находятся в том же интервале длин волн. Очень интересны результаты недавнего количественного анализа двух из этих звезд.

Найдено, что отношение Н/Не составляет для этих

С0,5 тяжести на поверхности поряд­

согласуются с массами от 1,5 до 1 солнечной. Здесь мы имеем дело с одной из старейших звезд на загибающем­ ся вниз конце горизонтальной ветви, и Мюнч распола­ гает очень сходными данными еще о шести других звездах.

Коуд изучил два красных гиганта в М 13 и обнару­ жил, что они отклоняются в другую сторону по сравне­

нию с голубыми звездами. Градиент (спектрофотометрнческий. — Перев.) и здесь совместим с единой темпе­ ратурой, но эта температура намного ниже, чем можно было бы ожидать по спектральному классу и показа­ телю цвета. Коуд предположил, что здесь мы имеем дело с покровным эффектом, который практически от­ сутствует в инфракрасной области, мал в голубой и увеличивается в ультрафиолете. Это могло бы означать, что звезды уходят с нормальной кривой U — В, В — V,

покровным эффектом, пока неясно.

Теперь я перейду к интегральным спектрам шаровых скоплений, которые показывают, что однородная на первый взгляд (за исключением второстепенных отличий химического состава) совокупность шаровых скоплений снова может быть разделена на определенные группы; так всегда и бывает при детальном изучении.

Два года назад В. В. Морган на обсерватории Мак­ Дональд начал классификацию интегральных спектров шаровых скоплений. Если функция светимости известна, то можно сказать, какие звезды ответственны за инте­ гральный спектр. Например, исследование функции све­ тимости М3, предпринятое Сеидиджем, показало, что практически весь видимый свет приходит от звезд трех самых ярких звездных величин. Горизонтальная ветвь также вносит свой вклад, иногда заметный, но практи­ чески 97% света такого скопления приходит от трех первых величин. Следовательно, все, что мы видим в интегральном спектре, отражает более или менее об­ щие свойства гигантов.

Морган обнаружил также, что и в интегральном спектре спектральный класс зависит от используемых критериев; в табл. 9 дана сводка полученных им ре­ зультатов по отношению полосы G к Ну (СН/Ну), по интенсивности самой Ну и по металлическим линиям (Fel).

Если сравнить спектральные классы, определенные по Ну, с классами, полученными по металлическим ли­ ниям, то можно заметить, что в общем разница между ними составляет от 0,7 до 0,8 спектрального класса; по

т Глава 13

Таблица 9

И Н Т Е Г Р А Л Ь Н Ы Е С П Е К Т Р Ы Ш А Р О В Ы Х С К О П Л Е Н И Й (П О М О Р Г А Н У )

линиям металлов класс всегда получается более ранний.

Однако для трех последних скоплений все три кри­ терия дают в общем совпадающие результаты. Теперь обратим внимание на замечательное обстоятельство:

среднее расстояние от плоскости Галактики \z\ состав­ ляет 8,3 кпс для первых восьми скоплений и только 1,0 кпс для трех последних. Во второй группе так мало скоплений из-за того, что большинство скоплений этого вида расположено в низких галактических широтах и либо погружено в плотные облака (поглощающей ма­ терии.— Перев.), либо же находится в очень богатых областях вдоль галактического экватора.

Морган пришел к выводу о том, что все три скопле­ ния, принадлежащие ко второй группе, отличаются по химическому составу от других скоплений и содержат нормальные звезды, так как использование его крите­ риев для нормальных звезд привело бы к тем же самым результатам. По мнению Моргана, эти шаровые скопле­ ния с нормальным химическим составом концентрируют* ся к центру Галактики.

Аналогичное предположение было сделано в 1948 г. Вильгельмом Беккером, исходившим, однако, из дру­ гих оснований. Публикуя лучевые скорости шаровых скоплений, Мейел классифицировал их спектры, исполь­ зуя смешанный критерий водородных линий и линий ме­ таллов; он обнаружил, что интегральные спектры шаро­ вых скоплений заключены в пределах от А5 до G5. Бек­ кер обратил внимание на то, что скопления, которым Мейел приписал класс G, имеют другое распределение по небу, чем скопления с более ранними спектрами, и ограничены небольшим сектором долгот между 315 и 5° (включая центр Галактики при долготе 327°) и низ­ кими широтами.

Таблица 10

ИНТЕГРАЛЬНЫЕ СПЕКТРЫ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ (ПО МЕЙЕЛУ)

ровых скоплениях. Они разбиты на группы по их спект­ рам, определенным Мейелом, приводятся средние галак­

тические широты \Ь\ и расстояния от плоскости Галак­

тики \г\. Первая группа показывает очень слабую кон­ центрацию к плоскости Галактпки, в то время как группа скоплений G3 — G5 сильно концентрируется к этой пло­ скости. Оказывается, все скопления вплоть до G0 мож­ но включить в первую группу. Группа скоплений G3 — G5 во второй части таблицы и в самом деле выде­ ляется. Промежуточная группа (G1— G2), возможно,

действительно таковой и является; может быть, ее суще­ ствование объясняется лишь тем, что одного спектра еще мало для правильного отнесения скопления к той или иной группе; у нас еще нет данных, чтобы решить этот во­

прос. Определяя величины \z\, я старался учесть погло­ щение, используя данные Ломана, которые хотя и не­ точны, но вполне достаточны для этой цели.

Когда мы делим скопления по трем зонам широт, все становится очень простым. Скопления группы А5 — GO принадлежат к галактическому гало; полярная шап­ ка содержит 9 скоплений, следующая зона 13, и это, ко­ нечно, означает, что скопления группируются к центру Галактики. Уменьшение числа скоплений в зоне 0—19° объясняется, разумеется, поглощением в плоскости Га­ лактики. Заметьте, что в полярной шапке мет ни одного скопления промежуточной группы.

Таблица 11

Р А С С Т О Я Н И Е Ш А Р О В Ы Х С К О П Л Е Н И Й О Т П Л О С К О С Т И Г А Л А К Т И К И

Табл. И убедительно показывает, насколько выде­ ляется последняя группа малым значением координаты

|z|. Однако эта группа не концентрируется в центре Галактики. Теперь известно несколько скоплений, лежащих вне центральной области. Одно из них, NGC6838 (М71), было добавлено к списку шаровых скоплений .Мейелом; Шепли и Трюмплер включали его в списки рассеянных скоплений. К счастью, большая лучевая скорость, определенная Мейелом, сразу же по­ казала, что это скопление является шаровым. Миссис Хогг тщательно исследовала это скопление в отношении

178 Глава 13

достигнуть мы не сможем. Возможно, NGC2518 также будет доступно1).

Проведем теперь обзор скоплений Галактики. Преж­ де всего мы имеем систему гало шаровых скоплений; есть все основания полагать, что они состоят из старых звезд с низким содержанием металлов. Обратившись к скоплениям диска, мы находим группу скоплений, ко­ торые до сих пор именуются шаровыми, хотя и имеют нормальное содержание, металлов. Наконец, среди бо­ лее молодых скоплений, вплоть до М 67, мы находим целую гамму возрастов, но химический состав всех этих скоплений почти не отличается.

Рассмотрим плоскость Галактики. К ней очень силь­ но концентрируются рассеянные скопления. Если их разделить на возрастные группы, самые молодые пока­ жут чрезвычайно сильную концентрацию к плоскости Галактики. Кроме того, в пределах этого довольно тон­ кого слоя существует группа скоплений G3 — G5, кинематические характеристики которых скорее похожи на характеристики звезд с высокими скоростями; они распределены по всему диск^ Значение 1,5 кпс, кото­

рое я привожу для средней \ z \-координаты этих скопле­ ний, слишком велико, потому что, определяя его, я при­ нял для верхнего предела светимости то же значение —Зт , что и для шаровых скоплений; если же скопления G3 — G5 окажутся нормальными системами, похожими на М67, этот верхний предел будет не —Зт , а 0т , так что значение 1,5 кпс надо будет в этом случае умень­

шить в 4 раза, и мы получим |z|= 0,4 кпс.

Когда мы будем рассматривать нашу Галактику, мы увидим, что такое распределение следует, вероятно, по­ нимать как следствие сжатия слоя газа, из которого образовались звезды, ставшего теперь очень тонким. Насколько распределение скоплений представляет исто­ рию этого сжимающегося слоя газа? Я полагаю, что

что это скопление является старым рассеянным. Данные Сеидиджа показывают, что NGC 6356 — шаровое скопление диска, относитель­ но богатое металлами. — Прим, перев.