книги из ГПНТБ / Воронцов-Вельяминов Б.А. Галактики, туманности и взрывы во Вселенной

6

ОБЫЧНЫЕ

ГАЛАКТИКИ

Выявление галактик и определение расстояний до них

До изобретения спектрального анализа по виду ту­ манного пятна невозможно было установить, является ли оно принципиально неразложимым, состоящим из не­ прерывной среды — газа, или же состоит из множества звезд, слишком далеких и слабых для наших телескопов. Газовые туманности дают спектр из ярких линий, а звездные системы должны давать спектр, похожий на спектр отдельной звезды. Однако и после открытия спектрального анализа в 20-х годах нашего века многие считали, что спиральные туманности состоят из пыли, окружающей ядро. Спектр туманности, как они полага­ ли, есть спектр света ядра-звезды, отраженного части­ цами пыли.

Решающим был вопрос о расстояниях до туманных пятен. Зная расстояния и легко измеримые угловые раз­

н о

меры, можно вычислить линейный размер этих пятен. Хотя многие астрономы догадывались о том, что спи­ ральные туманности, видимые в стороне от Млечного Пути,— это «островные вселенные», т. е. другие «Млеч­

В южном полушарии неба видны два больших свет­ лых туманных пятна — Большое и Малое Магеллановы Облака. Они по своему виду похожи на обрывки Млеч­ ного Пути. К этому времени в них были открыты пере­ менные звезды типа долгопериодических цефеид. Ливитт же обнаружила, что в Малом Магеллановом Облаке между периодом изменения блеска цефеид и их видимой звездной величиной существует строгая связь. С ростом периода растет видимый блеск. Все эти цефеиды не проектируются на облако, а физически находятся внутри него. Это подтверждается тем, что внутри видимых гра­ ниц Магелланова Облака открыли 25 очень слабых це­ феид, а по соседству с ними ни одной цефеиды не нашли.

Размер облака, в частности его толщина, должен быть во много раз меньше, чем расстояние до него. Рас­ стояния до ближайших к нам и наиболее далеких це­ феид облака поэтому практически одни и те же.

По цефеидам, ближайшим к солнечной системе, Герцшпрунг определил так называемый нульпункт зависи­ мости период — светимость для цефеид. Другими сло­ вами, он оценил впервые по близким к нам цефеидам, какая светимость соответствует данной величине их пе­ риода. Сравнив найденные светимости цефеид с видимым блеском цефеид в Малом Магеллановом Облаке, опреде­ лили расстояние до него. Оказалось, что расстояние до

ш

феиды не видны. Находя на фотографиях наиболее яркие звезды, Хаббл по ний определял расстояния до этих галактик, считая, что светимость таких звезд у га­ лактик одинакового типа одна и та же. Светимость этих наиболее ярких звезд он оценил по тем галактикам, точ­ ное расстояние до которых уже было определено по це­ феидам.

Расстояния до еще более далеких галактик, где даже самые яркие звезды не видны в отдельности, пробовали определять по их видимому угловому диаметру или ви­ димому блеску,- Однако впоследствии выяснилось, что линейные диаметры и светимости галактик даже одного и того же типа слишком разнообразны, чтобы таким пу­ тем хотя бы грубо определять расстояния.

Для определения расстояния возможно сравнение светимости и видимого блеска сверхновых звезд, вспыш­ ки которых иногда удается наблюдать то в одной, та в другой галактике. Однако этот способ применим лишь к очень малому числу галактик, в которых наблюдались сверхновые. С 1961 г. началась, как мы говорили, меж­ дународная «служба сверхновых», приносящая теперь открытие более десятка сверхновых (и-знание расстоя­ ния до стольких же галактик, содержащих эти звезды) ежегодно. Правда, сверхновые звезды различных типов имеют разные светимости, а их тип по отрывочным наб­ людениям определяется неуверенно, да и момент наи­ большего блеска часто происходит до открытия сверх­ новой, поэтому расстояния, определяемые по сверхно­ вым, неточны.

Нормальные новые звезды с их четкой зависимостью между светимостью и скоростью спада блеска тоже являются критерием для определения расстояния до близких галактик.

В результате систематического частого фотографи­ рования в М31 (в Андромеде) было зарегистрировано около полутора сотен обычных новых звезд. Из этого сделали вывод, что там ежегодно вспыхивает около 30 новых звезд. В спиральной галактике Треугольника и в неправильных галактиках — Магеллановых Облаках •— новые звезды появляются крайне редко. Может быть, частота их вспышек зависит от различий в составе звезд­ ного населения систем или от стадии его эволюции.

Расстояния до очень удаленных галактик наиболее точно (в процентном отношении) определяются по крас­ ному смещению линий в их спектрах. Лундмарк (Шве­ ция) и Хаббл давно обнаружили, что известные уже расстояния до галактик правильно, линейно возрастают с увеличением смещения линий их спектра к красному концу. Это красное смещение теперь единодушно припи­ сывается «разбеганию» галактик. Скорость их взаимного удаления тем больше, чем они друг от друга дальше.

Какова бы ни была истинная причина красного сме­ щения, его связь с расстоянием служит ценнейшим спо­ собом определения расстояния до далеких галактик. На сдвиг линий, обусловленный законом красного смещения и выражаемый как скорость в км/сек, накладывается сдвиг, вызываемый хаотическими движениями галактик, обращением их вокруг общего центра тяжести в груп­ пах галактик и т. д. Эти сдвиги могут достигать несколь­ ких сотен километров в секунду. В каждом отдельном случае мы их не знаем. Поэтому, если само красное сме­ щение у близкой галактики составляет несколько сот километров в секунду, расстояние по нему определить нельзя. Результат может быть ошибочен. Но если галак­ тика далека и наблюдаемое красное смещение состав­ ляет, скажем, 30 000 км/сек, то случайное движение га-

114

.liiKYUKii no лучу зрения со скоростью в 300 км/сек вызо­ вет ошибку в расстоянии всего лишь на 1%.

Для определения расстояния по красному смещению надо знать величину «постоянной Хаббла», т. е. знать, насколько возрастает красное смещение (в км/сек) при увеличении расстояния до галактики на 3 200 000 свето­ вых лет, или на 1 000 000 парсеков (см. Приложение, рис. 29). В последнее время большинство определений этой величины группируется около значения 100—125 км/сек на миллион парсеков.

Предполагалось, что в скоплениях ярчайшие галак­ тики имеют одну и ту же светимость и поэтому сравне­ ние их видимого блеска в разных скоплениях дает их относительные расстояния. Ввиду того что самая яркая из видимых галактик может быть к нам ближе и что она лишь случайно проектируется на скопление, сравнивают­ ся не самые яркие галактики, а пятые или десятые по яркости. В последнее время возникли сомнения в том, что ярчайшие галактики в скоплениях одинаковы по светимости. Возможно, что их светимость зависит от типа скопления или от его насыщенности галактиками.

Очень важно сравнение расстояний до скоплений, определенных по красному смещению в спектре и по видимому блеску ярчайших галактик. Такое сопоставле­ ние должно отражать структуру пространства — являет­ ся ли оно евклидовым или как-то искривленным. Надеж­ ды, возлагавшиеся на то, что уже сейчас это можно вы­ яснить, не осуществились. Дело в том, что блеск очень далеких галактик искажается самим красным смеще­ нием, которое очень велико. В область видимого спект­ ра вследствие красного смещения перекочевывает дале­ кая фиолетовая область. В абсолютных единицах энер­ гия излучения фиолетовой области спектра неподвижной

галактики значительно меньше. Ё результате в видимых глазом лучах (и на фотографии) очень далекая галак­ тика выглядит слабее, чем неподвижная, имеющая та­ кую же светимость.

На видимый блеск галактики влияет межгалактиче­ ское поглощение света. На малых расстояниях оно мо­ жет быть и незаметным, но на очень больших расстоя­ ниях поглощение света становится заметным. Оба фак­ тора — красное смещение и межгалактическое поглоще­ ние света — делают цвет очень далекой галактики более красноватым, чем он есть в действительности. Само из­ мерение блеска галактик даже фотоэлектрическим фо­ тометром не безупречно. В частности, результат измере­ ния несколько зависит от диаметра диафрагмы, в кото­ рую помещают изображение галактики.

Наконец, мы видим далекие галактики такими, ка­ кими они были миллиарды лет назад, а близкие — в бо­ лее или менее современном виде. Но ведь очень может быть, что за миллиарды лет светимость галактик изме­ нилась.

Перепись галактик и их распределение на небе

Спектральный анализ практически лишь к концу XIX в. помог выявлять галактики. Но фотографировать спектр каждого туманного пятна, которых тем больше, чем они слабее, невозможно. Только после работ Хаббла по газовым туманностям и по классификации форм га­ лактик стало возможно с полной уверенностью просто по виду отличать даже предельно слабые галактики от диф­

116

фузных туманностей и звездных скоплений нашей Га­ лактики. Это произошло лишь к концу 20-х годов нашего века.

Поэтому «Новый генеральный каталог» (NGC), опуб­ ликованный, как мы говорили, в Англии Дрейером в 1890 г., лишь в редких случаях отмечает природу объек­ та: диффузная или планетарная туманность, шаровое или рассеянное скопление, группа звезд, спиральная га­ лактика и т. д. Каталог Дрейера дает только порядко­ вый номер объекта и его координаты, фамилию откры­ вателя, а чаще описания такого типа: туманность малая, яркая, продолговатая, ярче к середине и т. п.

Применение астрофотографии привело к массовому открытию маленьких и особенно слабых туманностей. Вследствие этого к своему каталогу NGC, содержащему почти 8000 объектов, Дрейер дал два дополнения (обоз­ начаемые 1C) — в 1895 и 1908 гг. Он собрал сведения о 13 226 туманных пятнах. Недостаточность каталогов Дрейера стала осознаваться давно. Но составление но­ вого каталога, содержащего только галактики с совре­ менной их характеристикой, очень трудоемкое дело. Поэтому в Гарвардской обсерватории Шэпли и Эймс по­ ставили себе более скромную задачу — дать каталог га­ лактик ярче 13-й звездной величины с указанием оценки их звездной величины, размера и типа. Имея в своем рас­ поряжении многочисленные снимки обоих полушарий неба, сделанные разными телескопами, авторы в 1932 г. выпустили каталог, содержащий 1249 галактик. Этот ка­ талог до сих пор постоянно используется.

Вышедший в свет в середине нашего века Паломарский фотографический атлас неба служит прекрасным материалом для составления нового, более обширного и полного каталога галактик.

11/

Каталогизацию галактак ярче 15-й звездной величййы до —33° склонения провела группа астрономов Московского университета под руководством автора. Каталог из четырех частей содержит более 30 000 га­ лактик.

Кроме номера галактики, в каталоге дается ее номер по NGC или по 1C, когда она в них была занесена, ко­ ординаты, измеренные заново, оценка звездной величины и ее более точное значение, если оно кем-либо опреде­ лялось. Затем приводятся размеры внутренней, яркой части и внешней, более слабой и их же поверхностные яркости, а также оценка наклона сплюснутых галактик к лучу зрения. Далее следует возможно более подроб­ ное описание при помощи символов вида галактики на снимке: каков вид ядра, есть ли перемычка, сколько спи­ ральных ветвей, куда они закручены, длинные они или короткие, какова их структурность, есть ли кольца, свет­ лый туман в окрестностях и т. д.

В примечаниях указывается наличие спутников, рас­ стояние до них, все особенности спутников, а также, если имеются, сведения по другим исследованиям: скорость по лучу зрения, цвет, вращение, масса, распределение яркости по диску, наличие известных переменных звезд и т. д.

Описываемый каталог позволяет легко и быстро со­ ставить любую программу для более точных наблюде­ ний применительно к возможностям каждой обсерва­ тории.

Бурное развитие науки потребует нового каталога, более обширного и точного, уже лет через 20. И состав­ ление его, наверно, будет не более трудным делом, так как к тому времени разовьется техника необходимых для исследования галактик измерений.

118

Одновременно с выходом в свет первой части совет­ ского каталога галактик Цвикки (США) выпустил в со­ трудничестве с двумя ассистентами первую часть своего каталога. Он содержит все галактики до 15,5-й звездной величины, звездные величины галактик, определенные с точностью до 0,1 по специальным снимкам, и коорди­ наты.

Он не дает номеров галактик и их описания, но для каждого поля (участка каталога) дается карта, показы­ вающая распределение по нему галактик и их блеск. Кроме того, на этих картах помечены очертания всех скоплений галактик, а в списке приводится оценка чис­ ла членов в них, их размер и степень удаленности от нас.

Как мы видим, каталогизация галактик — дело очень трудоемкое. Между тем пытливая человеческая мысль стремится поскорее и поглубже проникнуть в глубину мироздания.

Еще в XVIII в. Гершель, желая выявить протяжение нашей звездной системы в разных направлениях и пони­ мая невозможность подсчитать слабые звезды на всем небе, применил метод «черпков». Он подсчитывал число звезд, видимых в телескоп, направляя его на определен­ ные места неба. Сделав много таких «черпков», он мог судить в общих, основных чертах о характере располо­ жения звезд на небе.

К такому же методу «черпков» прибег в XX в. и Хаббл, подсчитывавший число галактик, видимых на фо­ тографиях, снятых им с одинаковой выдержкой на круп­ нейшем тогда в мире 2,5-метровом телескопе. «Черпки» Хаббла, т. е. площадки неба, которые он фотографиро­ вал, были очень малы (поле зрения этого телескопа мало), но располагались правильной сеткой, покрываю­

119