книги / Эволюция звёзд и галактик
..pdfЯдро Галактики |
271 |
это не решает вопроса об однородности поглощения в этой области. Чтобы выяснить это, я поделил область на три зоны, содержащие примерно одинаковое количество переменных типа RR Лиры; площади зон не являются в точности одинаковыми. В каждой из этих областей на блюдается хорошо выраженное распределение перемен ных по величине. Во всех трех зонах они появляются
при 1б,т 8 и исчезают при 18'"1. Средняя величина пере менных в трех зонах дана в табл.21. В пределах сред них ошибок зоны I и II не показывают следов диффе ренциального поглощения, но в зоне III поглощение оп ределенно больше, чем в двух других. Поэтому при дальнейшем рассмотрении переменных типа RR Лиры я опускаю зону III и буду ограничиваться расстояниями,
меньшими 12,38 от центра области. Этого материала должно быть достаточно для нахождения распределе ния плотности и расстояния до центра Галактики.
|
|
|
Таблица 21 |
С Р Е Д Н Я Я В Е Л И Ч И Н А П Е Р Е М Е Н Н Ы Х Т И П А R R Л И Р Ы |
|||
|
П О З О Н А М |
|
|
З о н а |
П р е д е л ы |
|
т |
j |
О'.ОО— 8 ',7 5 |
17,34 ± 0 ,0 7 |
|
|
|||
II |
8 ',7 5 — 1 2 |
',3 8 |
17,40 ± 0 ,0 5 |
III |
1 2 ',3 8 — 1 5 |
',9 |
17,57 ± 0 ,0 6 |
Применяемая методика предельно ясна и не требует никаких дальнейших предположений. Числа приводятся в табл. 22. В первом столбце дана наша шкала види мых величин, к которой мы прибавляем поправку за по
глощение, равную 2"'75 (второй столбец). Если принять фотографическую абсолютную величину переменных ти
па RR Лиры за 0'"0, мы получим расстояние, приведен ное в третьем столбце. Мы снимаем ядро и все, что по
падает в конус с углом 12,38, поэтому четвертый стол бец табл. 22 содержит линейный радиус сечения этого ко нуса при соответствующих расстояниях. Объем конусов,
19*
272 |
Глава 21 |
Таблица 22
ОБЛАСТЬ NGC 6522
Зоездноя |
| |
CJ5 |
|
||
величина (т) |
|
||||
|
|
|
О >у |
|
|
|
испра |
О |
УЗ |
|
|
види |
н |
s ^ |
|
||
влен |
|
3 |
В |
О ® |
|
мая |
ная |
£ ё |
« |
S |
|
|
ft* S С |
o 2 |
|||
1 |
2 |
3 |
|
4 |
5 |
T 7
Объем 10- б пс
6
g - |
g a |
|
jj&i |
||
B i t , |
s l |
||||
|
|
||||
|
|
i l l |
§ о |
н 5 5 |
|
|
|
Ч н |
|||
J |
S' |
о о a |
a B.S |
a S u 2 |
|
it |
a |
it a = |
|||
|
7 |
8 |
9 |
10 |
16,80 |
14,05 |
6457 |
23,2 |
|
|
|
|
|
|
|
|
1,164 |
0,859 |
1 |
0,86 |
6,768 |
1,501 |
17,00 |
14,25 |
7 079 |
25,5 |
|
|
|
|
|
|
|
|
1,523 |
0,652 |
6 |
3,91 |
7,421 |
0,945 |
17,20 |
14,45 |
7 763 |
27,9 |
|
|
|
|
|
|
|
|
2,021 |
0,495 |
14 |
6,93 |
8,137 |
0,616 |
17,40 |
14,65 |
8511 |
30,6 |
|
|
|
|
|
|
|
|
2,666 |
0,375 |
9 |
3,38 |
8,922 |
0,998 |
17,60 |
14,85 |
9 333 |
33,1 |
|
|
|
|
|
|
|
|
3,513 |
0,285 |
5 |
1,43 |
9,783 |
1,757 |
17,80 |
15,05 |
10 233 |
36,8 |
|
|
|
|
|
|
|
|
4,631 |
0,216 |
1 |
0,22 |
10,727 |
2,662 |
18,00 |
15,25 |
11220 |
40,4 |
|
|
|
|
|
ограниченных этими расстояниями, приводится в пя том столбце, а обратные величины объемов — в шестом. Количество переменных в этих сечениях дано в седьмом столбце; при помощи шестого столбца вы получаете численность переменных в миллионе кубических парсек (восьмой столбец). Наконец, девятый столбец содержит средние расстояния этих ячеек, а десятый — их расстоя ния от центра Галактики.
Самая высокая плотность на единицу объема состав ляет 6,93 на миллион кубических парсек; она достигает ся на луче зрения при расстоянии в 8,14 кпс, а сам объем находится на расстоянии 0,6 кпс от галактиче ского центра. Теперь мы сразу же можем выписать рас стояние NGC 6522, содержащего 6 переменных типа RR
Лиры. Наблюдаемое значение т — М ра-вно 1 7 7 8 dt
± 0”08, а исправленное за поглощение m — М — 15'"03,
Ядро Галактики |
273 |
что соответствует расстоянию в 10,14 кпс. Это скопление, таким образом, находится дальше центра Галактики.
Мы определили расстояние района самой высокой плотности, который, конечно, ближе всего к ядру. Если его расстояние обозначить Db а расстояние центра — Do, то найдем
DQ= D xsec b sec (/ — /0),
где b — галактическая широта, / — галактическая дол гота области, а /0— центр Галактики, которые можно взять из радионаблюдений. Таким путем для расстоя ния центра Галактики мы получаем значение
О0 = 8,16 кпс.
По распределению переменных (см. табл. 22) видно, что при расстоянии 10,7 кпс мы находимся далеко за макси мумом, так что наше шаровое скопление расположено уже по ту сторону центра, и поглощение, определенное цля него, включает в себя все поглощение для централь ных областей.
Мы действительно могли бы завысить поглощение для ядра, но при рассмотрении распределения перемен ных типа RR Лиры видно, что опасность этого невелика. Если взять внутренний район, то найдем, что слабей шая переменная этого типа имеет видимую величину
197,34; если |
придать поправку |
за поглощение, |
равную |
2,т75 (тут мы уже находимся |
высоко над плоскостью |
||
Галактики), |
то исправленная |
величина будет |
16”'59, |
что соответствует расстоянию в 20,8 кпс. Чтобы полу чить расстояние от центра, вычтем 8,2 кпс и найдем, что эта звезда лежит в 12,6 кпс за центром. Имеется еще похожая звезда, немного ярче; это самые далекие звез ды, видимые в этой области. Найденное расстояние пре восходно согласуется с тем, какое можно было бы ожи дать по самым удаленным спиральным ветвям; внеш ние части диска, вероятно, имеют радиус в 12 или
13кпс.
Это же следует и из других соображений. Самые
большие скорости в направлении галактического враще ния имеют порядок 60 км!сек. Отсюда, как показали
274 |
Глава 21 |
Трюмплер и Уивер, можно заключить, что протяжен ность нашей Галактики в нецентральном направлении составляет 4 или 5 /слс, что опять приводит к таким же размерам. Это согласие показывает, что мы не сделали грубых ошибок; если бы наши предположения о погло щении были бы неверны, мы получили бы расхождение.
Область, которую я рассматривал, лежит в напра влении большого облака Стрельца, в котором Бок и его сотрудники изучили поглощение. В этом направлении
они обнаружили поглощение l'”3 на расстоянии 1230пс
и около 2™0 на расстоянии 2150 пс. Это означает (если значения верны), что 2/з поглощения накапливается уже на 7з расстояния до облака. Я полагаю, что приведен ные данные в общем верны и большая часть поглоще ния возникает в наших окрестностях. Мне кажется, что так и должно быть, и вот почему. Когда вы снимаете облако в Стрельце на пластинках, чувствительных к си ним или красным лучам, вы видите поглощающие про жилки и прозрачные области, но последние уже пока зывают большое покраснение. Вы бы никогда не уви дели такой однородной картины, если бы поглощающая материя не находилась очень близко, покрывая все об лако.
Скопление NGC 6522 является в высшей степени не обычным. Я почувствовал большое облегчение, когда Морган год или два назад показал, что оно является скоплением гало и обладает той характерной особен ностью, что его спектр по металлическим линиям на 3Д класса более ранний, чем оцениваемый по линиям водо рода. Это очень важно, потому что, если бы NGC 6522 было скоплением диска, о которых нам ничего неиз вестно, мы не знали бы истинного цвета и до сих пор !).
Но теперь обнаруживается нечто замечательное. Скопление содержит 6 переменных типа RR Лиры, и са мая удаленная из этих звезд обычно служит хорошим мерилом размеров скопления. Здесь самая далекая рас положена в 101" от центра; я искал и в более широких окрестностях другие такие звезды — члены скопления,
*) См. примечание в конце этой главы на стр. 279. — Прим,
перев.
Ядро Галактики |
275 |
и не нашел. Если основываться на этой звезде, то ли нейный диаметр скопления составляет лишь 10 пс. Его
интегральная величина 10'"40, так что интегральная аб--
солютная величина —7“4; нормальный диаметр для скопления с такой светимостью должен быть 70 пс. Ис
правленный модуль расстояния 15'"03 лишь немного больше модуля скопления М 13 в Геркулесе, и для срав нения я получил снимки М 13 с короткими экспозиция-* ми на 100-дюймовом телескопе. Отличие поразительно: NGC 6522 столь сильно концентрируется к центру, что даже при наилучших изображениях оно очень плотно и что-либо увидеть сквозь скопление нельзя, тогда как при
коротких экспозициях |
звезды |
М 13 настолько далеки |
друг от друга, что скопление кажется полным дыр. |
||
Следовательно, NGC 6522 |
является скоплением с |
|
чрезвычайно большой |
плотностью, и я думаю, что это |
и неизбежно, поскольку мы имеем дело со скоплением гало. Два рода объектов концентрируются к центру Га лактики — члены диска, такие, как скопления диска, и члены гало, подобные скоплениям гало. Поскольку имеется концентрация, мы знаем, что большое число этих скоплений должно двигаться по орбитам с неболь шим эксцентриситетом; в противном случае, если бы они двигались по эллиптическим орбитам, мы не наблюдали бы концентрации. Поэтому и в самом деле распределе ние больших осей орбит шаровых скоплений гало дол жно иметь резкий пик у невысоких значений и это озна чает, что любое скопление гало, наблюдаемое нами в районе галактического центра, наверняка всегда оста валось в этом районе. И чтобы «выжить», оно должно иметь огромную плотность. Очевидно, NGC 6522 имеет громадную плотность, если у него такой маленький диа метр, а объяснение такой величины диаметра должно заключаться в том, что скопление снова и снова теряло членов, двигаясь в очень плотном поле. Эта потеря чле нов (и кинетической энергии) вызывала сжатие скоп ления и делала его все более устойчивым к влиянию окружающего плотного поля. Я думаю, что в NGC 6522 мы имеем в высшей степени интересный случай — скоп ление нормальной яркости, имеющее диаметр в 7 раз
276 |
Глава 21 |
меньше того, которого можно было бы ожидать, и яв ляющееся, по-видимому, постоянным обитателем цен тральных областей Галактики. Центральную область надо представить себе подобной огромному сверхскоп лению, и NGC 6522 постоянно двигается вокруг него, не уходя далеко; оно действительно заслуживает большого внимания.
Подведем еще раз итоги. Если расстояние центра Галактики составляет 8,16 кпс, истинный модуль рас
стояния т — М= 14'"56. Недостатком этого определения является то, что для получения общего поглощения мы должны были основываться на избытке цвета NGC6522.
Я думаю, что при современных данных значение 2"'75 является неизбежным, вы можете добавить 0"' 10 или
0"'15, но и только1).
Для контроля я провел подобные вычисления для гарвардской области Млечного Пути MWF 269, где Шепли еще давно исследовал переменные звезды для определения расстояния до центра. Он использовал спе циальную серию пластинок Брюсовского телескопа, что бы избежать трудностей, связанных с предельной вели чиной. Галактическая широта и долгота MWF 269 состав ляют —19°,0 и 307°,1 в системе ван Тульдера. Так как галактическая широта больше, чем в моей области в Стрельце, число звезд па кубический парсек, конечно,
меньше, и надо объединять большие интервалы, 0"'5
вместо 0'"2. При широте —19° наблюдается уже много внегалактических туманностей, и по их подсчетам Шеп
ли определил поглощение 0'"б1. Это в точности то зна чение, которого и следовало бы ожидать, если бы общее
поглощение по полю имело старое значение 0"'26 в по люсе. Я взял непосредственно данные Шепли и, исполь зуя его величину для поглощения, получил результаты, приведенные в табл. 23, которая без первого и шестого столбцов аналогична табл. 22.
В точности так же, как раньше, мы находим макси мальную плотность, соответствующую 37 переменным
') См. примечание в конце этой главы на стр, 279 — Прим,
перев.
|
|
|
Ядро Галактики |
|
|
277 |
|
|
|
|
|
|
|
Таблица 23 |
|
|
|
|
ОБЛАСТЬ MWF 269 |
|
|
|
|
Исправлен |
|
Радиус |
|
К о л и ч е |
|
Среднее |
Расстоя |
|
|
К о л и |
ние |
||||
ная |
Расстоя |
сечения |
Объем, |
ство |
чество |
расстоя |
о т центра |
звездная |
ние, |
конуса, |
IO’/JC* |
перемен |
перемен |
ние, |
Г алакти- |
величина |
кпс |
пс |
|
ных |
ных |
кпс |
ки, |
(т) |
|
|
|
|
па КРне3 |
|
кпс |
12,89 |
3,784 |
167 |
|
|
|
|
|
|
|
|
0,1097 |
2 |
18 |
4 ,2 7 |
4,40 |
13,39 |
4,674 |
210 |
|
|
|
|
|
|
|
|
0,2189 |
7 |
32 |
5,38 |
3,88 |
13,89 |
5,998 |
264 |
|
|
|
|
|
|
|
|
0,4367 |
16 |
37 |
6,77 |
3,62 |
14,39 |
7,551 |
333 |
|
|
|
|
|
|
|
|
0,8713 |
27 |
31 |
8,53 |
4,02 |
14,89 |
9 ,506 |
419 |
|
|
|
|
|
|
|
|
1,7386 |
16 |
9,2 |
10,74 |
5,37 |
15,39 |
11,967 |
527 |
|
|
|
|
|
|
|
|
3,4689 |
5 |
1,4 |
13,52 |
7,65 |
15,89 |
15,066 |
64 4 |
|
|
|
|
|
типа RR Лиры на 109 кубических парсек. Если снова придать к их расстоянию поправку sec b sec {l — l0) , то мы найдем для расстояния галактического центра зна чение 7,68 кпсу соответствующее истинному модулю рас
стояния т — Л4=14"\43. Эта область находится при на много большей широте, поглощение там меньше и мак симальное число переменных наблюдается между 14™и 15™. Тем временем шкала звездных величин была проверена сравнением с областью в —55° в южном по лушарии; она оказалась верной. Мы видим, что модули расстояния, определенные в Гарварде и Маунт Вилсон,
согласуются в пределах 0 “ 13. |
Распределение перемен |
ных по величине имеет, резкий |
максимум в моей обла |
сти, которая находится при низкой галактической ши роте, и намного более широкий в области Шепли при более высоких широтах.
Последние столбцы табл. 22 и 23 дают расстояния от галактического центра соответствующих сечений, и
278 |
Глава 21 |
теперь можно сопоставить на графике плотность перемен ных и их расстояния. При больших расстояниях точки Шепли отклоняются от кривой, но при малых идут так же, как и точки для области NGC 6522, хотя звезды Шепли имеют нормальные кривые блеска и периоды, тогда как звезды в области NGC 6522 аномальны1). Прямая, показывающая распределение плотности в функции расстояния от центра, может быть очень хо рошо представлена формулой
lg W = 4,20 — 0,690/?,
где N — число переменных типа RR |
Лиры |
на 109 пс3, |
a R — расстояние от галактического |
центра |
в килопар |
секах. Если говорить о переменных типа RR Лиры, это означает, что центральная система нашей Галактики не может быть очень плоской, скорее она обладает круго вой симметрией. Примем это соотношение в качестве первого приближения.
Теперь мы можем провести интегрирование по всем расстояниям и по всей сфере. В результате оказывается, что в сфере радиусом 50 пс вокруг центра должно быть 66 переменных типа RR Лиры. Если бы мы были в цен тре, то наблюдали бы 66 переменных ярче видимой ве
личины 3'"5. В пределах 1 кпс от центра должно быть 21 250 переменных, в пределах 2 кпс — 61 000, в преде лах 3 кпс — 84 800, и, интегрируя до бесконечности, мы получаем 99 300 переменных.
Позвольте мне сразу же сказать, что это не общее число переменных типа RR Лиры в нашей Галактике, но лишь общее число этих звезд, ассоциированных с центральной системой. Это очень концентрированная система, включающая в себя до расстояния в 3 кпс от центра 85% переменных типа RR Лиры и, вероятно, во обще всех звезд населения II, встречающихся вместе с ними.
Позвольте мне сделать заключительное замечание о MWF 269. В этой области, кроме переменных типа RR Лиры, в Гарварде были изучены также долгопериодиче ские переменные. Максимум распределения переменных
*) См. примечание на стр. 270. — Прим, перво.
Ядро Галактики |
279 |
типа RR Лиры оказался у 15т , а у долгопериодиче* ских — около 13т . Мы знаем, что величина максимума распределения переменных типа RR Лиры определена верно, и она слабейшая из двух, так что мы можем верить и значению для долгопериодических переменных. Здесь мы впервые имеем хорошее определение разно сти абсолютных величин между этими двумя типами переменных. Долгопериодические переменные, средний период которых здесь около 225d, на 2Ж ярче в макси муме, чем переменные типа RR Лиры. Рассматривая
шаровые скопления, я получил разницу в 1'п9, так что данные мои и Шепли очень хорошо согласуются; наши усилия приблизиться к надежным значениям привели к совпадающим результатам и противоречий больше нет1).
1) Недавнее исследование Арпа показало, что NQC 6522 отно сится все же к скоплениям, сравнительно богатым металлами; ве
личина поглощения в синих лучах составляет для него 1 '"84. Это
значение и принимаемая Арпом абсолютная величина переменных
типа RR Лиры +0'"б (в системе В) приводят к расстоянию центра
Галактики в 10 кпс, которое получается теперь у ряда авторов из самых различных соображении, в том числе по пространственно му распределению шаровых скоплений. Совпадение со старым ре зультатом Шепли, не учитывавшим поглощения, надо все же счи тать случайным, — Прим, перев.
Глава 2 2 *
ГАЛАКТИЧЕСКИЙ
*ДИСК
*
*
Изучая туманность Андромеды на пластинках, полу ченных на обсерватории Мак-Дональд, Морган обнару жил, что ярчайшие звезды этой туманности принадле жат к населению II; это бедные металлами звезды, по добные звездам галактического гало. Но интегральный спектр оказался спектром гигантов G и К с сильными полосами циана. Выводы Моргана основывались на ин тенсивности линий циана, и я думаю, что они вполне обоснованны. В гигантах населения II эти полосы слабы, и поэтому он заключил, что большая часть света туман ности Андромеды приходит не от бедных металлами звезд населения II, а от старого населения, обогащен ного металлами, звезд, близких к нормальным, похожих на звезды М67.
Было очень интересно проверить, не наблюдается ли то же самое в центре нашей Галактики, и здесь Морган получил любопытные результаты. Он обнаружил, что интегральный спектр типичен для карликовых звезд ти па Солнца, т. е. опять же звезд класса G. Он уверенно констатировал, что карлики эти не являются карликами гало, и это означало, что они не бедны металлами.
Результаты Моргана кажутся странными по двум причинам. Во-первых, большая часть света приходит от карликовых звезд. При любой возможной функции све тимости, имеющей максимум, большую часть света, как известно, дают звезды первых трех или четырех величин, так что в нашей Галактике в отличие от туманно сти Андромеды существует очень странное положение.
Второй странностью является отсутствие звезд, ти пичных для гало. Морган должен был так или иначе ис пользовать для классификации линии металлов, но ут верждать, что звезды являются карликами, можно лишь на основании слабости полос циана; эти полосы слабы