книги / Эволюция звёзд и галактик

в международной системе. Я взял список Сейферта и Нассау, потому что ом содержит больше скоплений, чем у Мейела и Крона. В табл. 16 показано начало общей функции светимости шаровых скоплений в туманности Андромеды — дается число шаровых скоплений в интер­

вале, равном 0'"3, середина которого приходится на ви­ димую величину, приведенную в первом столбце.

Если нарисовать плавную кривую, мы увидим, что

самое яркое скопление находится у 14'"9. Чтобы перейти к абсолютным величинам, можно непосредственно ис­ пользовать наш модуль расстояния, так как поглощение в равной степени искажает и его и эти данные. Оказы­ вается, абсолютная величина ярчайшего шарового скоп-

ления составляет —9, 4, что вполне хорошо согласуется с данными о скоплениях нашей Галактики; OJ Центавра

имеет абсолютную величину —9™3.

Теперь рассмотрим функцию светимости самых яр­ ких звезд М31, используя снова данные Сейферта и Нассау, поскольку их исследование до сих пор остается

равных 0™5. Абсолютные величины опять основаны на

модуле 24',132, так как поглощение снова исключается. Мы видим, что в М31, несомненно, есть звезды очень яр­ кие, с абсолютной величиной — 9т , но числа, приведен­ ные здесь, еще слишком малы, так как все эти самые яркие звезды лежат в спиральных рукавах и, следова­ тельно, подвергаются сильному поглощению, которое

242 Глава 18

сдвигает их к более слабым величинам. Верхний пре­ дел определенно подходит к —9т .

Новые в М31 дают подобные же результаты. Арп, исследовавший их вновь, дал хорошие кривые блеска и надежные величины. Для средней величины в макси­

муме он получил значение М = —7'н45, а лучшие опреде­ ления в нашей собственной Галактике, проведенные

Чеккини и Граттоном, дают —7"*4 или —7'"5.

Хотя согласие с нашей Галактикой очень хорошее, есть указания и на реальные различия. Например, если рассмотреть функцию светимости шаровых скоплении в том виде, в каком она сейчас известна, окажется, что у нее есть два пика: один близ —8т и другой близ —6т . Известно, что последний в настоящее время недооцени­ вается, так как крайне трудно измерить интегральные величины очень слабых голубых шаровых скоплений. Но даже после обзора на Паломарской камере Шмидта я сомневаюсь, будет ли этот пик столь высок, как пер­ вый. С другой стороны, в М31 пик у более низких абсо­ лютных величин намного выше; таким образом, это за­ метная разница. Но, к счастью, верхний предел абсо­ лютных величин одинаков в обеих системах. Насколько мы знаем, возраст туманности Андромеды такой же, как и нашей Галактики, и это отличие не может быть след­ ствием разницы в возрасте.

Я закончу некоторыми замечаниями о звездах насе­ ления II, выявленных в М31 при помощи 200-дюймово- го телескопа. Уже на основании верхнего предела блес­ ка мы знаем, что такие звезды являются ярчайшими ги­ гантами бедного металлами населения II. Однако, как впервые было обнаружено Шварцшильдом и Баумом, света, излучаемого этими звездами, недостаточно, чтобы объяснить всю поверхностную яркость туманности Ан­ дромеды. Они сосчитали ярчайшие звезды населения II ярче определенного предела и, взяв функцию свети­ мости Сендиджа для М3, использовали эти данные для расчета поверхностной яркости. Оказалось, что получен­ ная таким путем поверхностная яркость значительно меньше наблюдаемой. Они, однако, не доказали, что звезды, отвечающие за эту разницу, являются обычны-

мн гигантами; было лишь показано, что должны присут­ ствовать еще какие-то звезды.

Позднее Морган прояснил этот вопрос очень про­ стым и прямым способом, поместив щель поперек цен­ тральной области М31 и получив интегральный спектр. В данном случае, так же как и при сравнении шаровых скоплений диска и гало, нельзя использовать интен­ сивность линий поглощения, потому что эти линии очень широки даже при умеренной дисперсии в 100 или 150А/иш и являются, конечно, блендами. С этими дан­ ными нельзя получить выводы о деталях спектрального типа. Из неопубликованной работы Минковского фак­ тически следует, что надо использовать довольно боль­ шую дисперсию, до 20А/лш, для отыскания иебленди- •ровапных линий железа. Эти линии слишком слабы, чтобы быть заметными на низкодисперсных спектро­ граммах Моргана.

Однако моргановские спектры, полученные на обсер­ ватории Мак-Дональд с кварцевым спектрографом, по­ казывают, что в интегральном спектре очень сильны полосы циана в ультрафиолете; они столь же сильны, как и в нормальных гигантах. Морган и Кинен к тому времени уже показали, что одним из отличий между звездами населений I и II является очень заметная сла­ бость полос циана в звездах, бедных металлами; в об­ щем их интенсивность растет от карликов к гигантам и •затем к сверхгигантам, но звезды населения II являют­ ся исключением. Фактически, основываясь на полосах циана, можно было бы классифицировать Арктур, ко­ торый беден металлами, не как гигант, а как карлик. В своем атласе Морган и Кинен указывают, что надо быть очень осторожным с циановым критерием, потому что он приводит к ошибочной классификации звезд с высокими скоростями, бедных металлами.

В области ядра туманности Андромеды Морган об>- наружил, что циановые полосы интегрального спектра так же сильны, как и у нормальных гигантов G и К. Он классифицировал спектр как промежуточный между поздним G и ранним К и имеющий нормальные полосы

.циана; из-за ширины линий более Точную классифика­ цию провести было, нельзя. Он пришел к выводу, что

244 Глава 18

большая часть света центральных областей туманности Андромеды приходит не от плотного слоя гигантов на­ селения II, а от многочисленных звезд более низкой светимости. Таким образом, Морган пришел к выводу (и я думаю, что это непосредственное и прекрасное до­ казательство), что большая часть света приходит от обычных звезд-гигантов, которые он назвал CN-гиган- тами.

Даже эти CN-гиганты должны быть старыми звез­ дами. Известно, что обычные гиганты с абсолютными величинами 0т или —1т попадают в область гигантов двумя путями: или из района класса А на главной по­ следовательности (стадия Гиад— Плеяд), или же так, как в системах, подобных М67. Я не говорю, что в точности так, как в М67, но сходным образом. Моргаиовская классификация интегрального спектра исклю­ чает уход с главной последовательности у класса А, потому что в таком случае главная последовательность была бы обильно представлена звездами А и составной спектр был бы раннего типа — А5 или А8 или F, но уж никак не поздний или ранний К. Отсюда следует, что мы имеем дело с чем-то похожим па гиганты М 67.

Минковский изучает сейчас четыре неблендироваииые линии железа, чтобы определить дисперсию скоро­ стей и спектральный тип в ядерной области, и по этим четырем линиям он находит спектр gKO, а не dG5, полу­ ченный ранее Хыомасоном и Адамсом. Во всяком слу­ чае, главная последовательность практически исчезла

до М= +Зт или + 3'и5. Самое важное здесь то, что зве­ зды, которые дают полосы циана, должны быть стары, хотя и не обязательно столь же стары, как звезды га­ лактического гало.

Мы сталкиваемся с той же проблемой в больших эллиптических системах, где, как обнаружил Морган, практически невозможно определить точный спектраль­ ный класс по расширенным линиям поглощения. Для определения спектрального класса мы вынуждены при­ бегать к помощи цианового критерия.

Большая дисперсия скоростей является следствием большой концентрации массы в центре. Определить ве­ личину центральной массы можно лишь при помощи

зуются теоремой вириала. Сразу же оказывается, что дисперсия скоростей звезд должна составлять сотни ки­ лометров в секунду. С другой стороны, как обнаружил Спицер много лет назад, газ имеет очень маленькую дисперсию скоростей.

Далее, мы должны заключить, что в центральных областях туманности Андромеды имеется бедное метал­ лами население II, ярчайшие звезды которого достигают УИ= —Зш, но главное, там есть намного более плотные слон старых звезд, вероятно, в какой-то степени похо­ жие на звезды М 67 или NGC 752. Можно быть уверен­ ным в том, что эти звезды богаты металлами, потому что полосы циана сильны и отношение металлов к во­ дороду намного ближе к наблюдаемому у Солнца и в межзвездной среде, чем в звездах населения II. И этот процесс обогащения, вероятно, занял очень короткое вре­ мя. После образования первого поколения звезд вряд ли можно говорить о новом «поколении», поскольку обогащение происходило быстро и разница во вре­ мени была, вероятно, очень маленькой. Поэтому CN-ги- ганты, дающие большую часть света центральных об­ ластей туманности, не являются молодыми звездами.

Сейчас Морган исследовал лишь центральные райо­ ны. Плотность падает так быстро к периферии, что было бы очень трудно получить неискаженный спектр для более далеких районов из-за влияния линий ночного не­ ба. Однако, как я уже говорил, Шварцшильд и Баум измерили поверхностную яркость и показатели цвета для ряда областей на окраинах туманности Андромеды, например между самой туманностью и NGC 205. Эгн районы находятся далеко за пределами спиральной структуры. Они получили замечательный результат — оказалось, что интегральный показатель цвета окра­ инных областей явно ниже его величины в ядре, т. е.

-f-0"f87. Между туманностью и NGC205 они нашли ма­

металлами. А гигантская эллиптическая система М 87 является системой того же рода, что и туманность Ан­ дромеды, поскольку в ней полосы циана хорошо видны. О гигантских эллиптических галактиках есть очень мно­ го данных, и их средний показатель цвета составляет

+ 0|п87 с очень небольшой дисперсией. Для системы Дракона были найдены противоречивые значения. Холм-

берг получил значение, близкое к +0^87, но использо­ ванный им метод интеграции по фотопластинке, должно быть, чрезвычайно труден. С другой стороны, Баум на­

шел значение +0"'58, близкое к наблюдающемуся у шаровых скоплений. Если оно верно, это означает, что система Дракона является карликовой системой с чис­ тым населением гало, и по мере перехода ко все более и более богатым системам, вплоть до гигантских эллип­ тических галактик, примесь CN-гигантов становится все больше и больше.

Мы знаем результаты для Туманности Андромеды: в центре показатель цвета равен +0'"87, а ближе к

краям +0'л74. Это могло бы означать, что по мере уда­ ления от центра CN-гигантов становится все меньше и меньше. Этот вопрос следовало бы изучить очень тщательно. Данные об М31 вполне надежны, но сле­ довало бы изучить одну из гигантских эллиптических галактик, подобных М87, чтобы выяснить, действи­ тельно ли изменяется интегральный цвет при переходе к внешним областям. Когда мы будем рассматривать ядро нашей Галактики, мы вернемся к этому вопросу, имея в виду недавние исследования спектра этих обла­ стей, проведенные Морганом (гл. 21). Ситуация здесь не так проста, как в туманности Андромеды,

Глава 19

ЭВОЛЮЦИЯ

ГАЛАКТИК

Теперь я хотел бы подвести итоги рассмотренных нами вопросов, касающихся галактик, и сделать некото­ рые выводы. В самом начале мы видели, что распреде­ ление галактик в пространстве очень далеко от одно­ родности. Это распределение практически даже . не приближается к однородному, поскольку известно, что галактики бывают двойными, тройными и т. д., могут образовывать группы, скопления и, наконец, громадные облака галактик, подобные большому облаку, найден­ ному Шейном.

С другой стороны, все наблюдаемые галактики мож­ но классифицировать по очень простой схеме, наподобие, схемы Хаббла, особенно если ограничить группу непра­ вильных галактик одними лишь системами типа Магел­ лановых Облаков.

Хаббловская система в действительности намного лучше, чем кажется, если судить по его собственной классификации; дело в том, что во многих случаях Хабблу не удавалось распознавать физическую двойствен­ ность систем, почему он и классифицировал их как неправильные, так что класс неправильных галактик служил «мусорной корзиной» для всех систем, природа которых была неясна. Я знаю лишь с полдесятка си­ стем, маленькую горсточку, которые с трудом уклады­ ваются в схему Хаббла, но даже в этих случаях можно сказать, относится ли галактика к спиральным или нет. Мне кажется, что возможность классифицировать га­ лактики по внешнему виду с помощью такой простой схемы, оставляющей в стороне все мелкие несуществен­ ные детали, является весьма замечательным обстоятель­ ством.

После того как вступил в строй 200-дюймовый теле­ скоп, мне очень хотелось выяснить, можно ли найти галактику, не укладывающуюся в схему Хаббла. Легко

248 Глава 19

получить пластинку, на которой видны 2000 удаленных галактик. В последние шесть лет я использовал практи­ чески каждую возможность, когда были очень хорошие изображения, чтобы фотографировать области, богатые галактиками, в синих и красных лучах, и, сравнивая эти пластинки, искал аномальные случаи. Как ни уди­ вительно, по я никогда не находил исключительных случаев, хотя изучал галактики вплоть до среднего диа­ метра, вероятно, равного 5".

Если вы доходите до диаметра 5", можно сказать, что имеете дело с расстояниями примерно в 109 свето­ вых лет. Для детального исследования необходимо, ко­ нечно, вернуться в Местную Группу галактик, где мы очень удачно расположены, потому что Местная Груп­ па содержит в основном те же самые типы, которые мы встречаем в общем поле. Фактически единственный важный тип, отсутствующий непосредственно в Местной Группе, это пересеченная спираль, но большой беды в этом нет, потому что в группе NGC 2503 есть велико­ лепная пересеченная спираль, прекрасно разрешающая­ ся на 200-дюймовом телескопе. Таким образом, нам по­ везло с тем, что все типы либо представлены в самой Местной Группе, либо же можно обратиться к одной из соседних групп, хотя, вероятно, их галактики и нельзя изучить так же подробно. Особенно удачно то, что Ме­ стная Группа содержит много эллиптических галактик, от самых маленьких карликовых систем до галактик по крайней мере среднего размера.

При изучении ближайших галактик обнаруживается поразительно тесная связь между звездными населе­ ниями и пылью и газом. Эта связь, конечно, сразу же приводит к проблемам звездной эволюции. Нами, не­ сомненно, сделаны лищь первые шаги в этом направле­ нии, нужна еще большая работа, как теоретическая, так и наблюдательная, прежде чем мы встанем на твердую почву. Достаточно упомянуть хотя бы такую проблему, как эволюционная школа времени, которая до сих пор остается открытой.

Но теперь уже можно наметить контуры эволюцион­ ной картины галактики, по крайней мере насколько это касается звезд. Мы можем хотя бы приближенно (не

будем претендовать на большее) расположить опреде­ ленные группы во временном порядке, не обращая слишком большого внимания па величину действитель­ ной разницы во времени. Мне кажется, что теперь у нас есть превосходные свидетельства того, что звездо­ образование во всех галактиках Местной Группы на­ чалось примерно в одно и то же время. Другими сло­ вами, старейшие звезды, которые можно найти во всех этих галактиках, это звезды гало, вроде переменных типа RR Лиры. Даже в Магеллановых Облаках мы имеем убедительные доказательства присутствия пере­ менных этого типа и знаем, что системы, подобные 1C 1613 и МЗЗ, содержат быстрые Новые звезды. Хочу еще добавить, что Сендидж показал мне снимки М 33, полученные в инфракрасных лучах, на которых велико­ лепно видно появление звезд населения II между спиральными ветвями. Это, несомненно, доказывает, что во всех таких системах звездообразование началось од­ новременно. В эллиптических системах, от карликовых до систем среднего размера, в спиралях типа Sc, в кар­ ликовых и неправильных галактиках, согласно имею­ щимся теперь данным, звезды (старейшие. — Перев.) имеют примерно один и тот же возраст; это замеча­ тельно.

Другое обстоятельство, которое я хотел бы отме­ тить, это то, что все перечисленные системы состоят главным образом из старых звезд, за исключением, мо­ жет быть, звезд Магеллановых Облаков. В эллиптиче­ ских галактиках и спиралях (я думаю даже в спиралях Sc) основная часть звезд стара, причем это основная часть не только по количеству, но прежде всего по мас­ се. Известно, что в эллиптических галактиках звездо­ образование практически прекратилось; там слишком мало газа и пыли и не видно сверхгигантов, за исклю­ чением аномальных случаев, наподобие наблюдаемых в облаках близ центра NGC205. Однако это является лучшим доказательством того, что в присутствии газа и пыли непременно идет звездообразование.

Так как все галактики, о которых я сейчас говорю, являются членами Местной Группы, то следует заклю­ чить, что они имеют общее происхождение. Мы можем

рассматривать группы галактик точно так, как звездные скопления и группы в нашей Галактике. Такие группы с течением времени могут потерять некоторых членов, но у них практически нет никаких шансов приобрести новых членов. Итак, галактики Местной Группы долж­ ны были входить в нее с самого начала, а это означает, что они как галактики, вероятно, сформировались сов­ местно и имеют общее происхождение. Таким образом, теперь мы знаем две вещи про Местную Группу: все эти галактики, будь они неправильными, спиральными или эллиптическими, как звездные системы существуют скорее всего одно и то же время; звездообразование

вних началось также в одно и то же время, поскольку

вкаждой из них можно найти старое население II. Чис­ ленность этого населения может быть, конечно, разной. Одной из наших больших задач является выяснение от­ носительной численности населения II и населения I в Магеллановых Облаках. В настоящее время у нас очень мало данных для решения этой важной проблемы. Тот факт, что Теккерей и Весселинк нашли вне NGC 121 ряд переменных типа RR Лиры, которые, очевидно, не являются членами этого скопления, показывает, что мы достигаем достаточно слабых величии и в состоянии выявить это старое население II. Поэтому когда мы бу­ дем знать общее число переменных типа RR Лиры в Магеллановых Облаках, то сделаем первый шаг в этом направлении.

Явполне уверен, что было бы не так уж трудно

наблюдать звезды населения II, если правильно вы­ брать некоторую область на окраинах Магеллановых Облаков. Никто из разумных соображений не стал бы пытаться делать это в центральной перемычке, где зве­ здная плотность слишком велика; следовало бы по­ искать такие звезды между перемычкой и окраинами. Если бы я стал этим заниматься, то выбрал бы область вокруг одного из шаровых скоплений, подобрав его по показателю цвета. Верхний предел яркости звезд, кото­ рые мы ищем, известен, и я просто посмотрел бы, имеют ли звезды, появляющиеся на «красных» пластинках, ту же величину, что и наиболее яркие звезды шаровых скоп­ лений. Они действительно появились бы на фотовизуаль­