книги / Эволюция звёзд и галактик
..pdfГалактический диск |
281 |
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,
Галактический диск |
283 |
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
настоящее время присутствуют |
в галактическом диске. |
Я не говорю здесь о повторных |
Новых. |
Третьей группой объектов, |
доступных наблюдениям |
с очень больших расстояний, являются планетарные ту |
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
Галактический диск |
285 |
(табл. 24). Среднее значение z для этих 133 переменных типа RR Лиры составляет около 1,1 кпс, и они довольно близки к плоскости Галактики.
Известно, что скорость Солнца относительно всех переменных типа RR Лиры, взятых вместе, обычно по
лучается очень большой, порядка |
156 км/сек. Теперь мы |
||||||||
знаем, что переменные с наибо |
Таблица 24 |
||||||||
лее |
короткими |
периодами |
дают |
||||||
совсем маленькие |
скорости |
срав |
ПЕРИОД И СКОРОСТЬ |
||||||
нительно |
с другими группами; это |
ПЕРЕМЕННЫХ ТИПА RR |
|||||||
ЛИРЫ |
|
||||||||
должно |
означать, |
что |
группы |
|
|
||||
отличаются |
кинематически, |
хотя |
|
С р е д н я я |
|||||
ни одна из них не является одно |
П е р и о д |
с к о р о с т ь , |
|||||||
|
км/сек |
||||||||
родной. |
Если |
теперь определить |
|
|
|||||
скорость |
Солнца |
относительно |
0 d0 - 0 d,2 |
57 |
|||||
звезд диска в целом, вы полу |
0 ,2 - 0 ,4 |
57 |
|||||||
чите величину |
порядка А2 км/сек. |
0 ,4 - 0 ,5 |
156 |
||||||
И если взять первые две груп |
0 ,5 - 0 ,6 |
200 |
|||||||
пы в таблице, вы увидите, что |
0,6— 0,7 |
286 |
|||||||
они |
имеют |
скорости, |
довольно |
|
|
||||
близкие к этому значению. Так |
в окрестностях Солн |
||||||||
как |
скорость |
вращения Галактики |
ца составляет 216 км/сек, значение (скорости. — Перес.) для сферических систем должно быть близко к 200 км/сек. Наши результаты с очевидностью указы вают, что среди переменных типа RR Лиры есть группа звезд, очень близких по скорости к звездам диска. Как я уже сказал, эта группа, по-видимому, не является однородной и некоторые звезды, вероятно, следовало бы отбросить как не принадлежащие к диску.
Приведенные данные показывают, что среди пере менных типа RR Лиры есть группа настоящих членов диска; необходимо только уметь отобрать их, для чего нужно, очевидно, отдавать предпочтение звездам, пе
риоды которых короче 0?4. Мне кажется, что настоящих попыток разделить эти звезды еще не было сделано, но я считаю, что Остерхофф прав, полагая, что следует от бирать переменные типа RR Лиры с периодами короче 0?4, имеющие асимметричные кривые блеска и почти нормальные амплитуды. Основанием для этого является
20 В. Бааде
28$ |
Глава 22 |
то, что переменные типа RR Лиры в области галакти ческого центра, имеющие периоды в основном короче
0^4, имеют асимметричные кривые с большой амплиту дой, а не синусоидальные, как у звезд гало1). Эти идеи следовало бы проверить, рассмотрев кривые блеска звезд Джоя: являются ли они асимметричными? Если некоторые из них такими и окажутся, мы будем, по-ви димому, иметь возможность сразу же выделить звезды, принадлежащие к диску. Их число в наших окрестно стях не обязательно должно быть очень большим.
Есть и еще один довод в пользу неоднородности пе ременных типа RR Лиры. При исследовании распреде ления этих переменных в направлении, перпендикуляр ном галактической плоскости, точки на графике обыч но располагаются на единой прямой. Однако при более внимательном рассмотрении оказывается, что мы опре деленно имеем дело с несколькими кривыми с разными градиентами. При небольших значениях z существует одна группа, дающая довольно большой градиент, вто рая группа дает меньший' градиент, третья же группа неполна из-за недостатка данных. Когда мы находимся на расстоянии от плоскости, не превышающем 0,5 /с/гс, наблюдается ясно выраженный недостаток числа наблю даемых звезд — следствие поглощения.
Таким образом, нет никаких сомнений в том, что диск нашей Галактики содержит звезды, столь же ста рые и того же самого состава. Однако, кроме них, в диске есть и нормальные звезды, и мы наталкиваемся на необходимость объяснить обогащение старых звезд металлами, происшедшее сразу же после образования звезд.
Обратимся теперь к окрестностям нашего Солнца, где мы имеем превосходные данные, если ограничиться объемом пространства, в котором есть тригонометриче ские параллаксы. Мы должны считать, что Солнце рас положено в спиральной ветви (вероятно, у его края) в области продолжающегося звездообразования. Изве стно, что Солнце является старой звездой, его возраст 4,5 • 10э лет. Диаграмма цвет — величина до этого объ-
*) См, примечание на стр. 270, — Прим, перев.
Галактический диск |
287 |
ема пространства могла бы дать нам сведения о звездах наших окрестностей. В последние годы были получены точные фотометрические данные о всех звездах, распо ложенных ближе 20 пс. Мы знаем, что они образуют главную последовательность, включающую такие звез ды, как Сириус и Альтаир, и что число звезд быстро нарастает по мере перехода к более слабым величи нам. Огромное число звезд в этом объеме является карликами класса К, а число карликов М даже еще больше.
Для большинства из этих звезд известны лучевые скорости и тангенциальные скорости определены с уве ренностью. Звезды верхней части главной последова тельности, скажем до класса G, имеют небольшие про странственные скорости; они, как и следовало ожидать, сравнительно молоды. Но как только вы переходите к более поздним классам, скорости уже сами по себе го ворят о том, что здесь вы имеете дело со смесью звезд — они бывают и очень большими и низкими, какими угод но. Интересно то обстоятельство, что в наших окрестно стях звезды, отошедшие от главной последовательности, появляются впервые и в заметном количестве близ М =
= +3™5. Хотя точное положение ветви, отходящей от главной последовательности, определено еще плохо, прежде всего потому, что индивидуальные параллаксы часто имеют невысокий вес, все же нет ни малейших со мнений в том, что мы имеем здесь действительно старые звезды, отходящие на диаграмме цвет — величина от главной последовательности. Положение этой ветви не оставляет сомнения в том, что мы встречаемся здесь со старыми звездами типа звезд М 67. Может быть, есть несколько звезд типа звезд шаровых скоплений, типа гало (£ Геркулеса, возможно, одна из них), но их число должно быть очень невелико. С остальными входящими сюда звездами все ясно —это старые звезды, обогащен ные металлами и обладающие весьма умеренными ско ростями; они действительно все время были в наших окрестностях и так в них и останутся. Несколько звезд лежат даже вне этих пределов, но, по моему мнению, у нас недостаточно данных для поспешного вывода о том, что они являются еще более старыми.
20*
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
жениях, особенно на дисперсии скоростей аи, |
av, aw, |
где и и v — компоненты скорости в плоскости |
Галакти |
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
290 |
Глава 23 |
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
Т и п з в е з д |
|
ь |
Ц еф е и д ы ........................................ |
|
0,00991 |
Н о в ы е ............................................ |
|
0,0040: |
Долгопериодические Р > |
250d |
0,00084 |
Долгопериодические Р < |
250d |
0,00028 |
Звезды типа RR Лиры . . |
. . |
0,00022 |
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