книги / Эволюция звёзд и галактик

его. Первое, что я сделал, это сфотографировал район центра на 48-дюймовой камере Шмидта с очень длин­ ными экспозициями, используя пластинки, чувствитель­ ные к красным лучам, и фильтр, частично обрезающий На, в результате чего я мог давать экспозиции по 5 час. Я получил превосходный снимок иа пластинке 103a-F, еще лучший, чем на 103а-Е, правильной плотности, так что фон неба был не слишком силен. Я сделал вторую экспозицию, затем третью и, наконец, иа 48-дюймовой камере Шмидта получил прекрасную пластинку с экс­ позицией 7 час. Теперь, конечно, я мог точно определить местоположение всех объектов, которые появились на этих пластинках. Появился же ряд шаровых скоплений, которые из-за очень сильного поглощения невозможно сиять на «синих» или фотовизуальиых пластинках. Не­ много дальше к северу есть достаточно хорошо извест­ ная эмиссионная туманность, находящаяся в одной из ближайших ветвей. Но это не Стрелец А; он находится дальше в плоскости Галактики, в направлении больших галактических широт.

Все же я решил ие сдаваться и использовать 200-дюймовый телескоп и в результате покрыл всю область снимками, сделанными с его помощью, допу­ ская ошибку (в месторасположении центра. — Переа.) в ±0°,1 по обеим координатам. Я сделал это трижды на «красных» и «инфракрасных» пластинках. Не все они были самого лучшего качества; я отбросил наихудшне, с изображениями, оцениваемыми на 2—3, и у меня оста­ лось несколько пластинок с оценкой изображения на 4. И опять не оказалось ни малейших следов чего-либо иного, кроме слабых звезд, а также еще большего числа шаровых скоплений, очень сильно покрасненных и ле­ жащих впереди центра.

Я пытался сделать это еще несколько лет назад и вновь обнаружил ряд чрезвычайно покрасненных шаро­ вых скоплений. Уитфорд давно уже хотел измерить ша­ ровое скопление, столь сильно покрасненное, чтобы по нему можно было определить ход поглощения с боль­ шой точностью. Я дал ему одно из этих скоплении. Его очень легко отождествить, поскольку оно расположено как раз посередине между двумя звездами 8-н велнчи-

262 Глава 20

ны; его нельзя пропустить. Я бы сказал, что при отсут­ ствии поглощения скопление охватило бы и эти две звезды, оно находится как раз между ними. Уитфорд попытался исследовать скопление, однако он не смог получить отсчета фотометра ни в ультрафиолете (что не удивительно), пи в синих, ни в желтых лучах, а по­ лучил его лишь в красных лучах. Итак, попытка опреде­ лить цвет оказалась неудачной. Но мы с Уитфордом подсчитали, что поглощение перед скоплением должно составлять по крайней мере 7Ш. У меня нет ни малей­ ших сомнений в том, что поглощение перед самим ядром должно быть порядка 9Шили 10т , и я убежден, что с нашими современными средствами мы ничего не можем сделать. Когда чувствительность электронно-оптических преобразователей изображения повысится еще раз в 10, то, может быть, и удастся чего-то добиться, используя 200-дюймовый телескоп. Есть, правда, одна неисследо­ ванная возможность, хотя я в нее и не очень верю: тща­ тельно изучить нашу область в интервале длин воли между 7000 и 7200 А, где полосы ночного неба очень слабы; может быть,, тогда удастся что-нибудь заметить. Но это было бы все равно, что получить цент, когда вам нужна сотня долларов.

В прежние годы я пытался найти нечто подобное ядру, своего рода шаровое сверхскопление. Я всегда основывался на огромной звездной плотности, резко воз­ растающей к центру, и думал, что при хороших изобра­ жениях ядро можно было бы наблюдать. Однако теперь я уже не надеюсь, что мне поможет какой-то пик плот­

(добропорядочные. — Перев.) шаровые скопления, они заметны сразу.

Достаточно одного взгляда на пластинку, на которой снято ядро туманности Андромеды (скажем, на пла­ стинку, полученную на 100или 200-дюймовом телеско­ пах), чтобы увидеть, что оно окружено многочисленны­ ми шаровыми скоплениями, концентрирующимися во­ круг него. Возьмем одно из самых плотных скоплений и сравним его с плотным изображением ядра; мы уви­ дим, что это совсем разные вещи, Если бы ядро такого

рода можно было пронаблюдать в пашей Галактике, оно выделялось бы тем, что его нам не удалось бы раз­ решить — настолько сконцентрированы были бы его звезды. Однажды мне показалось, что такое ядро я на­ шел; разглядывая пластинки, я подумал, что один из видимых на них объектов мог бы быть ядром. Но когда я увидел, что звезды еще так хорошо разделяются, то понял, что это одно из шаровых скоплений фона, под­ вергшееся сильному поглощению.

Из работы Пози и Гама, определивших положение плоскости Галактики, известно, что во внутренней части Галактики вплоть до 8 кпе спиральные ветви и пыль лежат удивительно близко к ее плоскости. Три ветви расположены одна за другой, вы видите их под углом в 0°. Если посмотреть на пластинку камеры Шмидта, которую пересекает галактический экватор, особенно если сравнить «красную» пластинку с «синей», то вы об­ наружите полосу вдоль галактического экватора, в кото­ рой вообще нет никакой структуры. Вне этой полосы видны различные слои, но в самой внутренней полосе ничего нет; она имеет ширину, кажется, в 2° и представ­ ляет собой лишь равномерно затемненную область. Ве­ роятно, я потратил больше времени на эту задачу, чем следовало бы, но я знаю одно: этого я сделать не могу. Однако у меня нет ни малейших сомнений в том, что Стрелец А является ядром Галактики.

Поскольку мы не можем достичь самого ядра, нам не остается ничего другого, как изучить центральную выпуклость и попытаться подойти к ядру как можно ближе. Известно, что в этом отношении был сделан ряд таких попыток, но мне кажется, что здесь существует путаница в терминологии. Стеббинс и Уитфорд объяви­ ли, что они обнаружили «центр Галактики», то же сде­ лали Калиняк, Красовский и Никонов, а также, позд­ нее, Дюфе. Однако им следовало бы, вероятно, лучше сказать «область вокруг центра», т. е. яркую область, выходящую за темную туманность, поскольку ничего другого и не было сделано. Эту область можно снять

То, что галактическая выпуклость полна переменны­ ми звездами всех видов, было впервые замечено в Гар­ варде и Лейдене, и в 30-х годах эта область была бук­ вально залеплена полями, в которых изучались перемен­ ные звезды. Однако эти исследования велись при по­ мощи небольших телескопов с предельной величиной

около 16"'5. При значении расстояния 10 кпс до центра Галактики, полученном Шепли, модуль расстояния со­ ставлял 15”\ его значение было тогда наилучшим. Все эти программы были начаты, когда думали, что погло­ щения вообще не существует, но теперь мы знаем, что оно очень заметно и при низких широтах даже для яр­ чайших частей облака в Стрельце составляет около Зт . Поэтому, хотя некоторые из полей оказались действи­ тельно очень богаты переменными звездами, проводив­ шиеся исследования не принесли пользы для изучения структуры ядра, за одним исключением, о котором я скажу позже.

Когда в 1938 г. я заинтересовался галактической вы­ пуклостью, в моем распоряжении, к счастью, была 18дюймовая камера Шмидта. В то время я фотографиро­ вал всю галактическую выпуклость на «красных» и «си­ них» пластинках в интервале долгот от 320 до 350° и в пределах 20° с каждой стороны (от галактического эк­ ватора. — Перев.). Самым внимательным образом я про­ смотрел все пластинки, чтобы выбрать наилучшие рай­ оны, и избрал три: 329°, 1, —4°,0; 331°,7, —6°,6 и 328°, —4°,3. Затем я опять независимо от этого просмотрел все пластинки и снова отобрал эти же самые об­ ласти. Я уверен, что это наилучшие районы для изуче­ ния низких широт. Эти галактические широты и долготы даны в системе ван Тульдера, которая очень близка к новой системе. Первые два поля очень однородны, осо­ бенно второе, которое лучше всех. Однако я избрал третье поле для того, чтобы самому поработать в нем.

Область, которую я выбрал, по сравнению с двумя другими не особенно хороша. Я остановился на ней по­ тому, что было ясно, какой важной проблемой является определение поглощения. В очень однородных областях мне пришлось бы полагаться на определения избытков цвета переменных типа RR Лиры со всеми связанными с

этим трудностями и к тому же еще в районах, слишком южных для Маунт Вилсон. Кроме того, скопление NGC 6522, по всей видимости, находится непосредственно в области ядра. Стеббинс и Уитфорд уже определили из­ быток цвета для этого шарового скопления и намерены провести для меня еще более интенсивные измерения;я очень полагаюсь на это скопление, даже учитывая, что вся эта область не столь однородна, как я бы хотел.

В следующей главе мы рассмотрим эту область и до­ кажем справедливость предположения о том, что скоп­ ление NGC 6522 находится в центральной выпуклости и что (с некоторой неопределенностью) оно имеет по­ глощение, которое можно учесть очень простым спосо­ бом. Но решена ли проблема полностью — это другой вопрос.

4!

»н

Глава 21

ЯДРО

*ГАЛАНТИКИ

*

Как говорилось в предыдущей главе, для исследова­ ния галактического центра я предпочел избрать поле с центром в NGC 6522, поскольку «красные» и «синие» пластинки, уже полученные мною на 18-дюймовой ка­ мере Шмидта на Паломаре, показывали, что все облако Стрельца подвержено сильному покраснению. Это озна­ чает, что приходится иметь дело с большим поглоще­ нием, и в данном случае поглощение можно было опре­ делить лишь при помощи NGC 6522, для которого Стеббинс и Уитфорд провели предварительное определение избытка цвета. Позднее они повторили такие определе­ ния в четырех цветах и для поглощения в фотографи­

ческих лучах получили очень большое значение — 2'" 75. Казалось совершенно безопасным находить поглощение по избытку цвета скопления, так как по виду пластинок, особенно полученных на 100-дюймовом телескопе, мож­ но было с очевидностью заключить, что NGC 6522 на­ ходится в самом ядре.

В предшествующие годы наблюдатели, работавшие с небольшими инструментами, многократно фотографи­ ровали галактическое ядро и обнаружили, что оно на­ полнено переменными типа RR Лиры. К сожалению, они не могли найти, при какой величине наблюдается боль­ ше всего переменных, потому что эта величина была слишком близка к пределу их пластинок. Поэтому в своей работе я всячески старался избежать повторения такой неудачи. Так как по цвету NGC 6522 я знал, что надо учесть поглощение, составляющее около 3™, и счи­ тал, что расстояние галактического центра может быть между 8 и 12 кпс, то пришел к выводу, что максимум численности переменных типа RR Лиры должен лежать между 17™ и 19™. Поэтому я решил использовать 100дюймовый телескоп, с которым я мог легко достичь пре-

разом, предельная величина не могла исказить положе­ ние максимума распределения переменных типа RR Лиры по видимой величине.

Я фотографировал эту область на 100-дюймовом те­ лескопе с 1945 по 1949 г. и получил за это время 137 пластинок. Это следовало бырассматриватькакпер­ вую попытку, поскольку эта область имеет склонение —30° и ее зенитное расстояние в меридиане составляет на Маунт Вилсон 65°, что при наблюдениях наклады­ вает строгие ограничения на часовые углы. Я не мог

снимать дальше 2**5 от меридиана. Все изображения слегка вытянуты и удлиняются еще больше, если вы уходите от меридиана. К счастью, в июле, августе и сентябре, когда область снимать легче всего, на Мауит Вилсон обычно очень хорошие изображения, и, если учесть большое зенитное расстояние, эти пластинки можно считать превосходными.

По 27 парам пластинок, тщательно подобранных, были проведены поиски переменных звезд с блинк-ком- паратором и было найдено всего 285 переменных. Раз­ мер пластинок составлял 5X7 дюймов, они покрывали

поле 42,/0х31,/8, т. е. площадь 0,3715 квадратных гра­ дусов.

Для каждой переменной были выбраны звезды срав­ нения и надо было все измерения привести в однород­ ную систему. Зеркало 100-дюймового телескопа было задиафрагмировано до 58 дюймов, что позволило полу­ чить свободное от комы поле диаметром 30'; для этой цели фотографировались четыре перекрывающихся об­ ласти с. центром на серединах диагональных осей изу­ чаемого района и одна область в центре. Окончательно все было сведено к четырем первичным стандартам, со­

державшим звезды от 14™ до 20 J®5, а они в свою оче­ редь были связаны с Избранной площадкой 68 много­ численными переходами. В Избранной площадке 68 уже были фотоэлектрические величины Стеббинса и Уитфор-

да до 19т и вскоре появились измерения Баума до 21"'5. Средняя ошибка нуль-пункта, привязанного к Из­

бранной площадке 68, порядка 0'"05, и с этой точностью

наши измерения согласуются с международной систе­

мой.

Прежде чем идти дальше, надо выяснить, в какой степени область, заснятая на эти пластинки 5X7 дюй­ мов, однородна. Я уже говорил, что она не так хороша, как две другие области в Стрельце, особенно потому, что на ее краях поглощение больше. После того как пе­ ременные звезды были оценены и изучены, я разделил эту область на ряд подрайонов. Считая от середины, где расположено NGC 6522, центральный район имел ра­

диус 7,44, следующее кольцо с той же площадью ле­

жало между 7’.44 и 11 [23. Во внутренней области я на­ шел 44 переменных и во внешней — 47, примерно одина­ ковое количество. Если говорить о больших площадях,

то между 0 и 11,’23 мы находим 91 переменную, столько

же их между ll'23 и 15*88 и 70 далее 15,88. Эти три района имеют одинаковую площадь, и число перемен­ ных звезд не уменьшается при переходе от первого ко второму району, а в третьем уже сказывается эффект поглощения. Я должен добавить, что 6 переменных в NGC 6522 были исключены из рассмотрения, так как они не являются звездами поля. Мы заключаем, что в

пределах 15*88 от NGC 6522 нет переменных, пропу­ щенных из-за поглощения или комы, и что в этой об­ ласти мы можем проводить статистику переменных раз­ личных типов.

Оценки блеска и определение кривых блеска были проведены Гапошкиным. В табл. 20 приводится распре­ деление его звезд по типам; используется схема клас­ сификации Кукаркина, причем под переменными типа Миры Кита подразумеваются долгопериодичеокие пере­

менные с амплитудой, большей примерно 2'"5.

Сразу же видно, что доминирующими являются пе­ ременные типа RR Лиры. Что касается долгопериоди­ ческих переменных, то я бы предпочел не делать этого искусственного деления, а подождать, пока у нас не по­ явятся спектры, получить которые с объективной приз­ мой и камерой Шмидта, должно быть, не очень трудно. Эта группа перекрывается (со звездами типа Миры Ки­ та. — Перев.), и их нельзя разделить при помощи одних