книги / Эволюция звёзд и галактик

во всех карликовых звездах независимо от того, яв­ ляются ли они богатыми металлами или бедными. По­ этому его классификация должна означать, что линии металлов ои находит достаточно сильными.

Я не знаю, что означают результаты Моргана. Ои, по-видимому, допускает, что галактическое вращение не приведет к трудностям с лучевыми скоростями, и это, конечно, верно, но, с другой стороны, если судить по планетарным туманностям, внутренняя дисперсия скоро­ стей в этом направлении очень велика.

Итак, в настоящее время очень трудно согласовать спектральные наблюдения с фотоэлектрическими, кото­ рые проводились очень тщательно. Фотоэлектрические показатели цвета сходны с показателем цвета либо звезд, бедных металлами, либо нормальных звезд, так как интегральные цвета в этом отношении не очень чув­ ствительны; они могли бы соответствовать звездам гало, скоплению гало или же скоплению, подобному М 67.

Переходя к диску Галактики, мы действительно встречаемся с трудностями, потому что знаем о нем очень мало. Из наилучших доступных в настоящее вре­ мя данных — изучения спиральной структуры на вол­ не 21 см — можно сделать разумное предположение о том, что диск имеет диаметр около 25 кпс. Наши зна­ ния сейчас гораздо лучше, чем десять лет назад, но эта картина является лишь первым приближением, посколь­ ку все основано на принятом законе вращения Галак­ тики. Крайне желательно определить положение спи­ ральных ветвей различными методами, например по рас­ стояниям звезд О и В. Такие исследования следовало бы рассматривать и с другой точки зрения: если мы мо­ жем рассортировать наши индикаторы расстояния по возрасту и использовать объекты с небольшим возра­ стом (порядка нескольких сотен миллионов лет), то мы можем обнаружить и отличия одних областей от других.

Одним из первых результатов такой работы являет­ ся статья Беккера и Штока, объединяющая результаты недавних исследований ряда рассеянных скоплений и со­ держащая попытку дать картину их распределения в окрестностях Солнца. Здесь, кроме ветви, в которой расположено Солнце, мы начинаем видеть появление

282 Глава 22

ветви Персея и следующую внутреннюю ветвь. Однако эта схема показывает, как много нужно нам еще дан­ ных даже для ближайших районов. Вероятно, наиболее подходящими объектами для этой цели будут звезды

О и В ')- Особенно важно определить положение Солнца в

спиральной ветви. В этом отношении радиопаблюдепия прибавить ничего не могут. Все указывает на то, что Солнце лежит довольно близко к внутреннему краю ветви, но крайне желательно определить его положе­ ние более точно.

Я думаю, что современные данные приводят к двум чрезвычайно важным результатам. Один из них — рас­ пределение газа перпендикулярно галактической пло­ скости. Данные, полученные в Лейдене, можно отлично представить распределением Максвелла с полушириной 110 пс в направлении, перпендикулярном плоскости Га­ лактики. Этот результат относится к окрестностям Солн­ ца, вероятно, до расстояний в 1 или 2 кпс, и есть осно­ вания считать, что его можно распространить на всю внутреннюю часть Галактики, по крайней мере на две следующие спиральные ветви.

Второй результат, впервые полученный надежно, от­ носится к распределению цефеид — очень ярких моло­ дых звезд; лейденские астрономы недавно определили

избытки цвета южных цефеид до 12"'5. По этим данным можно получить распределение цефеид в пределах до 2,4 кпс в направлении, перпендикулярном плоскости Га­ лактики. Вальравен, Мюллер и Остерхофф показали, что это распределение опять-таки является максвеллов­ ским с полушириной 65 пс. Звезды сильнее концентри­ руются к плоскости Галактики, чем сам газ, и это впол­ не понятно — звезды находятся в областях с большей плотностью.

Здесь мы впервые имеем данные, дающие представ­ ление о толщине спиральной структуры. Вполне очевид-

■) Новые исследования Беккера показывают, что ассоциации и наиболее молодые скопления обрисовывают в окрестностях Солнца положение трех спиральных ветвей. Более старые скопления равно­ мерно распределены в плоскости Галактики. — Прим, перев,

но, что спиральная структура, возникшая из газа или звезд, недавно сформировавшихся из газа, является очень плоским и тонким образованием. Со временем у нас будут более точные данные, и через несколько лет это же будет нетрудно сделать для звезд В и О.

Рассматривая диск далее (и оставляя пока в сторо­ не трудности, связанные с областью ядра), мы особенно интересуемся получением хотя бы грубого представле­ ния о возрасте и химическом составе входящих в него звезд. В действительности мы знаем об этом очень мало.

Рассмотрим сначала объекты, которые из-за своей яркости видны сквозь большую часть диска, по крайней мере ту часть диска, которая лежит по нашу сторону от центра Галактики. Объектами такого рода являются шаровые скопления, концентрирующиеся к диску, на ко­ торые Морган обратил внимание, поскольку они отли­ чаются от шаровых скоплений гало, обладая нормаль­ ными по интенсивности линиями металлов. Мы видели в гл. 12, что такие скопления не распределены по всему гало, но концентрируются к диску. В настоящее время мы знаем о них еще очень мало — лишь то, что они вы­ деляются своими линиями металлов нормальной интен­ сивности.

Второй группой объектов, которые видны с больших расстояний, являются Новые звезды. Их распределение было исследовано Мак-Лафлином и Кухаркиным. Ис­ следование Новых в туманности Андромеды, проведен­ ное Арпом, показало, что существует хорошая корреля­ ция между продолжительностью максимума (т. е. бы­ стротой ослабления блеска. — Перев.) и светимостью, и поэтому для Новых с хорошими кривыми блеска нетруд­ но получить абсолютные величины. Труднее всего учесть поглощение; Мак-Лафлин и Кухаркин осуществили это окольным путем — лучшее, что можно было сделать. Их шкалы расстояний несколько отличаются, поскольку Ку­ харкин вводил большие поправки за поглощение, но об­ щая картина одинакова. Оказалось, что практически все Новые относятся к диску Галактики; как и следовало ожидать, все они лежат не дальше ±1000 пс от галак­ тической плоскости. Мы знаем, что Новые являются

284 Глава 22

звездами населения II, бедными металлами, и можем быть уверенными в том, что старые звезды типа гало в

манности, опять-таки объекты населения II. Распреде­ ление планетарных туманностей по долготам показы­ вает, что они сильно концентрируются к долготе 327°. При приближении к центру планетарные туманности, помимо высокой концентрации, обнаруживают также громадную дисперсию скоростей. Этот случай удобен тем, что даже при наличии поглощения мы можем ска­ зать, является ли эмиссионный объект звездой Be или планетарной туманностью. Точно так же, как и Новые, планетарные туманности показывают сильную концен­ трацию к центру Галактики, для Новых она заметна даже не так сильно.

Таким образом, у нас есть данные о трех группах объектов галактического диска: шаровые скопления ди­ ска (скопления, обогащенные металлами, такие же ста­ рые или несколько моложе, чем скопления, бедные ме­ таллами), Новые звезды населения II и планетарные ту­ манности. Все эти группы состоят из очень старых звезд, но это смесь звезд, бедных и обогащенных металлами.

Подходим к самой важной группе — переменным типа RR Лиры диска. Я говорю об этом специально, по­ тому что их обычно относят к сферической системе. Од­ нако тот факт, что численность этих переменных в еди­ нице объема можно представить в виде 1g N = a — bz, где z — расстояние от плоскости Галактики, показывает, что они концентрируются к плоскости. Такого соотноше­ ния не могло бы быть, если бы мы имели дело со сфе­ роидальной системой.

Тот факт, что в нрших окрестностях должны быть члены диска, являющиеся переменными типа RR Лиры, был впервые с очевидностью установлен Струве. Он рас­ смотрел лучевые скорости, определенные Джоем для

133 переменных этого типа, в основном ярче 12™5, и нашел, что их скорости относительно Солнца обнаружи­ вают замечательную зависимость от среднего периода

288 Глава 22

Вы видите, что наши знания о диске Галактики в настоящее время чрезвычайно скудны. Вероятно, сле­ дующим шагом будет изучение отдельных звезд, потому что исследования последних лет показали, что можно выделить интересные группы звезд. Например, мисс Роман обнаружила, что звезды F в наших окрестностях, судя по спектрам, можно поделить на звезды с сильными и слабыми линиями. Оказалось далее, что существует тесная корреляция между этими свойствами и ультра­ фиолетовыми избытками: звезды с наиболее слабыми линиями имеют большие ультрафиолетовые избытки. Мисс Роман нашла непрерывный переход от этих экстремальных звезд к звездам с практически нормаль­ ными интенсивностями.

В последние годы были развиты и другие методы для измерения параметров, с помощью которых можно проверить положение звезды, например метод измере­ ния интенсивности водородных линий и бальмеровского скачка, используемый Барбье, Шалонжем и их группой. Применение в фотоэлектрических измерениях интерфе­ ренционных методов, развитых Стрёмгреном, кажется еще более обещающим, и это, по-видимому, очень скоро приведет к увеличению наших знаний, особенно о мас­ сах и возрастах звезд. Третий метод, появившийся не­ давно, состоит в использовании фотоэлектрического сканирования (спектров. — Перев.). Он был впервые при­ менен Уитфордом и Коудом. Все эти методы могут быть использованы с инструментами средних размеров.

Я вполне уверен, что исследования в этой области резко возрастут. Мы больше не будем ограничены звезд­ ными скоплениями, что, помимо всего прочего, дает до­ вольно небольшую выборку. Звездные скопления в конце концов распадаются или становятся такими ма­ ленькими, что от них почти ничего не остается, однако индивидуальные звезды продолжают существовать.

Это все, что я могу сказать о диске Галактики. Сего­ дня мы действительно не знаем ничего. Известно лишь, что в диске есть как самые старые, так и самые моло­ дые звезды, обладающие, по-видимому, самым различ­ ным химическим составом. Но как все эти звезды рас­ положены в диске, еще надо выяснить.

Глава 23

КИНЕМАТИКА И ЭВОЛЮЦИЯ ГАЛАКТИКИ

Хорошо известно, что звезды, составляющие диск нашей Галактики, в разной степени концентрируются к ее плоскости. Звезды О и В, цефеиды и газ концен­ трируются сильно, тогда как другие объекты диска, такие, как Новые и планетарные туманности, обнару­ живают значительно меньшую концентрацию, причем не только к плоскости Галактики, но и к ее ядру.

Для простоты мы будем рассматривать лишь концен­ трацию к галактической плоскости, которая в наших окрестностях более важна. Очевидно, что концентрация различных групп звезд должна отражаться на их дви­

ки, a w — в перпендикулярном направлении. Мы знаем, что Солнце лежит в плоскости Галактики, и все звезды, для которых можно определить пространственное дви­ жение (по лучевым скоростям, собственным движениям и расстояниям), очень близки к Солнцу, так что они лежат в галактической плоскости или близ нее. Если звезда достигла большого расстояния от плоскости Га­ лактики, она, очевидно, должна была пройти сквозь нее с довольно большой скоростью. Поэтому звезды с небольшой концентрацией к плоскости будут иметь на­ много большие значения aw, чем звезды с высокой кон­ центрацией.

Эти соотношения между распределением и движением звезд были исследованы в 20-х годах Стрёмбергом, Линдбладом, Оортом и другими. Линдблад пришел к выводу, что Галактика состоит из ряда взаимопрони­ кающих подсистем. Представление о подсистемах было развито дальше Кукаркиным и Паренаго. В качестве первого шага Кукаркин отобрал четко выраженные группы звезд, такие, как некоторые группы физических

переменных: переменные типа RR Лиры, долгопериоди­ ческие цефеиды, долгопериодические переменные и Но­ вые. Он исследовал их пространственное распределе­ ние и определил их галактическую концентрацию в на­ ших окрестностях. Это дало ему возможность предста­ вить их распределение экспоненциальной формулой

lg М — a — b \ z \,

где N — число звезд в данном объеме пространства, a z дано в парсеках. Значения коэффициента Ь, определяю­ щего степень концентрации, приводятся в табл. 25. Кукаркии не различал цефеиды I и II типов (разница ме­ жду ними еще не была известна. — Перев.), иначе ве­ личина b была бы еще больше, так как для цефеид типа I степень концентрации гораздо больше. Для Но­ вых получилось довольно недостоверное значение.

Таблица 25

С Т Е П Е Н Ь К О Н Ц Е Н Т Р А Ц И И П Е Р Е М Е Н Н Ы Х

З В Е З Д К П Л О С К О С Т И Г А Л А К Т И К И

Хотя Кукаркин использовал наилучшие из имевших­ ся данных, его коэффициенты еще очень грубы, во-пер­ вых, потому, что этих данных не так много, как можно было бы желать, и, во-вторых, некоторые группы не являются однородными. Я уже упомянул про цефеиды; кроме того, он вынужден был разделить долгопериоди­ ческие переменные на две группы. Как я отмечал в пре­ дыдущей главе, переменные типа RR Лиры также со­ стоят из двух групп, одна из которых концентрируется к диску Галактики. Если бы Кукаркин рассмотрел ша­ ровые скопления, он получил бы для них еще меньшие