книги / Эволюция звёзд и галактик
..pdfМагеллановы Облака |
221 |
Сальпетер построил ее по данным, полученным в на шей Галактике. Это очень трудно делать, поскольку на до привлечь сомнительную фотографическую функцию светимости, еще более сомнительную фотовизуальную функцию светимости и выводы из комбинации этих двух функций. Правильный способ определения верхней части функции светимости (пли, если угодно, распреде ления масс) я описал выше. Данные, полученные по Магеллановым Облакам, должны быть достаточно обильны, чтобы позволить сделать это до видимых ве личин 14ш или 15'", т. е. от М = —5т до —4т . Функция может быть продолжена до М= —1т по материалам, полученным с большим рефлектором.
Другой замечательной особенностью Большого Ма гелланова Облака является невероятно большое число звездных скоплений. Напротив, в 1C 1613 не найдено ни одного звездного скопления, хотя там и есть сверхассо циация. Даже если уменьшать верхний предел яркости, звездное скопление останется видимым еще очень долго просто из-за его высокой звездной плотности; оно всегда выделяется как флуктуация плотности. Поэтому гот факт, что в 1C 1613 не найдено ни одного скопления,
означает, что там за |
очень длительное время ни одного |
и не образовалось. |
|
Напротив, Большое Облако содержит изумительную |
|
коллекцию звездных |
скоплений, которая производит |
сильнейшее впечатление на каждого, кто изучал другие галактики. Там есть самые разнообразные скопления, от чрезвычайно богатых до совсем небольших. И, как с очевидностью следует из блеска их ярчайших звезд, они представляют целый диапазон возрастов; это действи тельно фантастическая коллекция. Я уверен, что звезд ные скопления Большого Магелланова Облака могут рассказать всю историю эволюции по крайней мере од ной звездной системы.
В настоящее время известно несколько сотен скоп лений, но наблюдатели южного полушария указывают, что это лишь часть скоплений, которые можно достичь с большими телескопами. На любой пластинке, получен ной с рефлектором, пх будет не менее полдесятка; это поразительно. Мы не знаем, почему Большое Облако
222 Глава 17
столь богато звездными скоплениями; ни туманность Андромеды, ни МЗЗ не могут с ним сравняться. Я ду маю, что было бы чрезвычайно интересно при помощи скоплений проследить историю звездообразования. Скопления существуют так долго, что их можно рас познать даже после «ухода» ярчайших звезд, так как звездная плотность в них намного больше, чем в ассо циациях и сверхассоциациях. Даже такая простая про цедура, как выявление самых ярких звезд в каждом скоплении, дала бы ценнейшие результаты, в частности первое представление о распределении скоплений по возрасту. И это легко сделать уже сегодня.
Еще удивительно то, что среди молодых скоплений встречаются такие, которые соперничают с шаровыми по числу своих членов. Молодые скопления населения I, наблюдаемые сейчас в нашей Галактике, в туманности Андромеды и М 33, всегда являются довольно скудными образованиями, но какое смущение вызвало то обстоя тельство, что самые яркие и богатые скопления Магел лановых Облаков относятся также к населению I. Один из блестящих примеров — NGC 1866. Все эти скопления похожи на шаровые и по степени концентрации к центру и по числу звезд.
До недавних пор в Магеллановых Облаках не были известны переменные типа RR Лиры, а поскольку нет
этих переменных, не должно быть и шаровых |
скоплений |
|
с диаграммой, характерной для населения |
II. |
Чтобы |
исследовать этот вопрос, Теккерей при помощи |
очень |
простого метода попытался получить представление о диаграмме NGC 1866. В шаровом скоплении самые яр кие звезды красные, а наиболее яркие голубые звезды
на 1” 5 слабее их. В скоплении населения I ярчайшие голубые звезды должны иметь примерно ту же свети мость, что и ярчайшие красные звезды. Все зависит от цвета самых ярких звезд: если они красные, скопление шаровое, но если среди этих ярких звезд преобладают голубые, а красных гигантов мало, тогда оно, вероят но, относится к населению I. Оказалось, что ярчайшие звезды в NGC 1866 голубые, и стало ясно, что это скоп ление не является шаровым. Было известно также, что NGC 1866 содержит 10 классических цефеид, причем у
Магеллановы Облака |
223 |
всех у них период близок к 3 дням, а так как цефеиды
этого периода имеют абсолютную величину около —2"*5, то отсюда следовало, что ярчайшие звезды NGC 1866 имеют светимость около —3™
Таким образом, здесь мы имеем дело со скоплением, которое выглядит в точности как шаровое, имеет очень большую концентрацию, в высшей степени богато звез дами и относится к населению I типа. Даже после того как Теккерей выполнил эту работу, он все еще настаи вал, что NGC 1866 выглядит как шаровое скопление.
Конечно, «шаровое |
скопление» — хороший |
гершелев- |
ский термин, но он |
ничего ие говорит о |
диаграмме |
цвет — величина. В нашей Галактике нет ничего похо жего на NGC 1866, даже если вспомнить о скоплениях, подобных h и % Персея, имеющих в настоящее время ту же светимость. Когда ярчайшие звезды скопления h и х Персея исчезнут, это будет крайне бедное скоп ление, его светимость будет очень быстро уменьшаться, потому что в нем не так уж много звезд, их несрав ненно меньше, чем в NGC 1866. А количество таких скоп лений в Магеллановых Облаках очень велико, факти чески все наиболее яркие скопления, подобно NGC 1866, относятся к населению I. Даже после того, как их глав
ные последовательности исчезнут вплоть до М=+3'"5, это все еще будут самые настоящие шаровые скопления. Замечательно, что ничего подобного нет ни в нашей Га лактике, ни в М31, ни в МЗЗ. Вероятно, в Магеллано вых Облаках мы видим скопления, похожие на те, ка кими на определенной стадии были шаровые скопления нашей Галактики. Так как NGC 1866 содержит 10 це феид с близкими периодами, через пять или шесть мил лиардов лет в нем, вероятно, появятся переменные типа RR Лиры ’).
Скопления Магеллановых Облаков по их интеграль ному цвету очень легко разделить на две группы. Гасконь и Крон измерили интегральные цвета примерно двух десятков скоплений и нашли, что они группируются
•) П р и в о д и м ы е зд е с ь |
и |
в гл. 13 и 14 |
данн ы е п одтверж даю т вы |
|
д в и н у ту ю Х бл оп ов ы м |
в |
1964 |
г. концепцию |
еди нства п рои схож дени я |
и р азв и т и я зв е зд н ы х |
ск оп лен ий . — Прим, переа. |
224 |
|
|
|
Глава |
17 |
|
|
|
|
у двух |
значений. |
Шаровые скопления, |
в которых |
||||||
есть |
переменные |
типа |
RR |
Лиры, |
имеют |
интеграль |
|||
ный |
показатель цвета |
около |
+ 0'"58, |
а |
скопления, |
по |
|||
добные |
NGC 1866, — около + 0',"15. Эти |
две группы |
до |
настоящего времени представляются совсем отдель ными.
Количество звездных скоплений в Магеллановых Облаках просто фантастическое, и было бы очень пер спективным выявление в каждом скоплении ярчайшей звезды, определенно являющейся его членом. При де
тальном |
исследовании |
можно |
было бы |
восстановить |
|
всю историю системы. |
Я |
говорю — всю |
историю, по |
||
скольку |
известно, что там |
есть |
и шаровые скопления, |
а это означает, что образование звезд началось там столь же давно, как и в нашей Галактике, примерно пять или шесть миллиардов лет назад.
Теперь я перехожу к цефеидам Магеллановых Обла ков, которым в Гарварде было посвящено так много ис следований. Рассмотрим сначала распределение их по периодам. Материал весьма обширен — в обеих систе мах известно около 3000 цефеид. Так как все цефеиды пришли с главной последовательности, то совершенно очевидно, что функция распределения периодов должна отражать число звезд Магеллановых Облаков, пришед ших из данного интервала светимостей: каждый период определяется абсолютной величиной. В простейшем слу чае мы можем допустить, что каждая звезда, покинув шая главную последовательность, должна пройти через стадию цефеиды. Тогда распределение по периодам должно представлять распределение по абсолютным ве личинам звезд, покидающих главную последователь ность. В менее простом случае, если в цефеиды должна превратиться лишь некоторая часть таких звезд, эта доля все же должна быть непосредственно связана с их общим числом. Тот факт, что существует разница ме жду распределением цефеид по периодам в каждом из Облаков, определенно не имеет ничего общего с физи ческими различиями двух Облаков, это просто говорит о том, сколько звезд находится в стадии цефеид. Мы видели, что число звезд определяется темпом звездооб-
Магеллановы Облака |
225 |
разованпя, которое идет неравномерно. Я полагаю, что эта разница не имеет ничего общего с физическим со стоянием, а просто связана с числом звезд в каждой стадии. Если и есть разница между Облаками, то лишь в светимостях; такое различие, как известно, встречает ся часто, и из-за него можно ие беспокоиться.
Предполагалось, что цефеиды нашей Галактики от личаются от цефеид в Магеллановых Облаках тем, что последние являются более голубыми. Теперь вполне яс но, что все трудности заключены в незнании истинных цветов цефеид нашей Галактики. Вся проблема нульпункта зависимости период — светимость состоит не в собственных движениях, которые достаточно точны, а в недостаточности сведений о поглощении и покраснении, которые всегда недооценивались. Я думаю, что все еще так оно и есть. Мне кажется, что измерения, проведен ные лейденскими астрономами в Южной Африке, нуж даются лишь в небольшом уточнении, чтобы привести все в согласие1).
Аргументом в пользу различия цефеид Большого Облака, Малого Облака и Галактики были также не одинаковые величины их амплитуд в этих системах. Этому аргументу я ие придаю особого значения, потому что заведомо трудно определять небольшие амплитуды.
Характер кривых блеска для разных периодов уста новлен очень хорошо. Сомнительно существование ка кого-то различия в этом отношении между обоими Об лаками и Галактикой. Во всех этих системах, а также в М31, как мы увидим в следующей главе, связь кри вых блеска с периодом прослеживается настолько хо рошо, насколько это можно ожидать.
Для звезд с самыми короткими периодами сущест вует целая проблема. В интервале периодов, немного больших одного дня, и в нашей собственной системе нам все еще трудно отличить друг от друга цефеиды I и И типов. Мы также не знаем, при каком периоде нет больше цефеид I типа и вообще исчезают ли они. Мак симум распределения цефеид по периодам в Малом
') Цвета галактических цефеид получаются голубее, чем у це феид в Магеллановых Облаках по данным Арпа. Однако результа ты Гасконя и Крона говорят об обратном. — Прим, перев,
226 Глава 17
Облаке соответствует, по-видимому, более коротким пе риодам, чем в Большом, но я думаю, что мы все еще имеем дело с цефеидами I типа, так как полагаю, что население II в обоих Облаках слишком слабо, чтобы его можно было почувствовать. Впрочем, мы не знаем, так ли это.
Говоря о старых звездах населения II в обоих Об лаках, я могу быть кратким. Когда Весселинк и Теккерей обнаружили переменные типа RR Лиры в некото рых скоплениях, было окончательно доказано наличие шаровых скоплений населения II. Недавно переменные типа RR Лиры примерно той же яркости были найдены вне шаровых скоплений, что явилось первым указанием на наличие в поле звезд этого населения.
Теперь у нас есть надежные изофоты Малого Обла ка. Подсчеты звезд до 16т очень хорошо согласуются с прямыми фотометрическими измерениями, проведенны ми с фотоэлементом. Были также найдены заметные изменения цвета по мере удаления от центральных об ластей Малого Облака. Это лишь общая тенденция, не систематическая: внешние районы имеют больший по казатель цвета, чем внутренние. Эльзассер недавно опре делил интегральный цвет, проведя изофоты в фотогра фических и фотовизуальных лучах. Он получился рав
ным + 0"'14 в международной системе, что очень хоро шо согласуется со средним значением, приведенным в предыдущей главе. Интересно, что для внешних обла
стей он получил большее значение, +0,м87, того же по рядка, что у эллиптических галактик населения II. Фо тоэлектрические данные Хогга, который так далеко от центра, правда, не отходил, подтверждают этот резуль тат. Это означает, что во внешних областях Малого Об лака мы в основном имеем чистое население II, где звездообразование в настоящее время уже окончилось, в точности как и в 1C 1613, где эти красные звезды наблюдаются непосредственно.
Во внешних областях Малого Облака такие звезды, вероятно, не поддаются наблюдениям, но там есть ша ровые скопления и обнаруженные Шепли цефеиды, имеющие (что он подчеркивал) очень короткие перио
Магеллановы Облака |
227 |
ды, около двух дней. Вполне возможно, что здесь мы имеем дело со смесью населений, где не так уж трудно выделить цефеиды населения II, тогда как в более плот ных частях Облаков они тонут в богатом фоне; во вся ком случае, там наблюдать их намного труднее.
Разделить цефеиды населения I и населения II очень трудно. Я не могу предложить никакого критерия, кроме кривой блеска и показателя цвета, если только мы не знаем светимости. Было бы в самом деле важно найти случай, когда мы были бы уверены, с чем мы имеем дело. Мне кажется, что областью, в которой сле довало бы провести тщательные поиски вплоть до са мых слабых звезд, является район Киля. Он, как из вестно, очень богат объектами населения I и в первом приближении может дать разумную оценку числа це феид с периодами около двух дней. Но это будет лишь приближение.
Наконец, я хочу сказать несколько слов о наиболее ярких звездах Магеллановых Облаков. В последние го ды в Претории была предпринята попытка выявить их. Звезды О и В выделить нетрудно, потому что они имеют ся в каталоге Генри Дрепера и в его продолжении. Трудности возникают для более поздних звезд, потому что на этих широтах очень много звезд фона. Следова ло бы определить лучевые скорости с применением объективной призмы, в чем Ференбах достиг первых реальных успехов. Звезды поздних классов с инстру ментом, подобным тому, что применял Ференбах, было бы нетрудно выделить, так как лучевая скорость, на пример, Большого Облака составляет —240 км[сек.
Но уже и сейчас имеются достаточно интересные ре зультаты. При нанесении на график абсолютных вели чин как функции спектральных классов в Претории было обнаружено, что не встречаются звезды О ярче М = —7т, где главная последовательность, по-видимому, достигает своей самой высокой точки. Отсюда вверх тя нутся звезды, достигающие абсолютной величины почти —10т при классе АО. Это довольно хорошо установлен ный верхний предел. За АО есть пробел (который может быть кажущимся) и затем три или четыре звезды клас сов F и G. Для этих звезд были определены цвета,
228 |
Глава 17 |
которые, однако, не вполне надежны, потому что практи чески все эти очень яркие звезды являются физическими переменными; но в общем цвета хорошо согласуются. Эти яркие звезды особенно интересны в связи с вопро сом о верхнем пределе звездных масс. Существуют серьезные теоретические трудности в решении вопроса, насколько велики могут быть массы звезд. Я считаю, что зависимость масса — светимость для звезды с абсо лютной величиной —10т дает массу немногим больше 80—100 солнечных.
Глава 18
ФОТОМЕТРИЯ
*ТУМАННОСТИ
АНДРОМЕДЫ
Вгл. 5 мы пришли к выводу о том, что в туманности Андромеды пыль и газ сильно концентрируются к спи
ральным рукавам и |
поглощение особенно сказывается |
во внутренних ветвях; |
его влияние усиливается, конечно, |
наклоном системы к лучу зрения. Спиральные ветви можно проследить до расстояний примерно в 1° от цент ра, но эмиссионные туманности в них подвержены на столько большому поглощению и покраснению, что их можно заметить лишь на «красных» пластинках.
Недавно я исследовал переменные звезды в туман ности Андромеды, избрав для этого четыре области. Об ласть I выбрана в центральном районе и включает спиральную ветвь, заметную по нескольким участкам с большим поглощением. Область II захватывает значи тельную часть этой пылевой ветви, которая содержит
огромное |
звездное облако, |
или сверхассоциацию |
|
NGC 206. |
Это действительно |
настоящая |
сверхассоциа |
ция с диаметром порядка 1100 пс, одна |
из самых боль |
ших, известных сейчас; по-видимому, во всех ее участ
ках одновременно идет |
звездообразование. Область |
III — область, в которой |
Хаббл главным образом и ис |
следовал переменные звезды. Она выделяется своей прозрачностью и меньше подвержена поглощению, чем псе другие участки этой же самой спиральной ветви.
Ветвь содержит звездное облако, |
затем она превращает |
|||
ся в пылевую ветвь, но в данном |
районе |
она особенно |
||
прозрачна. В |
области IV поглощение |
меньше |
всего |
|
и здесь почти |
нет спиральной структуры — один |
лишь |
узел небольшой величины. Эти исследования начались сразу же после вступления в строй 200-дюймового те лескопа.
Количество переменных звезд, открытых в этих об ластях, указано в табл. 14. Материал еще не однороден.
Р и с . 2 6 . К ри вы е
П о д к а ж д о й к р и в о й н о м е р