книги / Эволюция звёзд и галактик
..pdf
|
Вступление. Исторический |
очерк |
It |
|
Второе достижение, которому также суждено было |
||||
сыграть |
большую роль,— это обзор |
звездных |
спектров. |
|
К 1900 г. были составлены |
два гарвардских |
каталога: |
||
каталог |
мисс Кеннон для |
южного |
неба и знаменитый |
каталог мисс Маури для северных звезд, который, как будет рассказано ниже, сразу же очень остроумно ис пользовал Герцшпрунг.
Третьим фундаментальным достижением был старый каталог Босса, содержащий очень точные собственные движения звезд; это был совершенно фантастический успех, который так и не был превзойден. Важность этого каталога была понята сразу же, и великие астрономы того времени — Эддингтон, Шварцшильд, Герцшпрунг,— пользуясь им, получили ценные результаты.
Диаграмма Герцшпрунга — Рессела, оказавшаяся следующим большим шагом вперед, выросла на основе нового материала о параллаксах, собственных движе ниях и спектрах. Без них появление диаграммы было бы невозможным. Около 1903 г. Герцшпрунг в серии статей, и ныне сохраняющих свое значение, начал публиковать результаты исследований избранных групп звезд. Впер вые стало возможным выделить группы сходных между собой звезд, и Герцшпрунг сделал это раньше других. Одна из первых групп, которую он изучил, состояла из звезд, называемых ныне звездами классов О и В высо кой светимости. В каталоге Босса можно было найти их точные собственные движения, а на Иеркской обсерва тории были определены лучевые скорости большинства из них. Герцшпрунг особо отметил звезды с чрезвычайно узкими линиями, которые мисс Маури назвала в своем каталоге с-звездами. Он показал, что эти звезды обла дают чрезвычайно высокой светимостью, в среднем —5”\ и попытался определить дисперсию светимости этих звезд. Оказалось, что некоторые из этих звезд дости гают абсолютной величины —7т и —8т . Продолжая ис следования с-звезд других спектральных классов, Герц шпрунг обнаружил, что их светимость всегда чрезвы чайно высока; ныне мы называем эти звезды сверхги гантами. Все это было сделано к 1903 г. Статьи, которые Герцшпрунг публиковал между 1903 и 1910 гг., удиви тельно созвучны нашему времени; он впервые доказал,
П |
Глава 1 |
что существует группа |
звезд очень высокой свети |
мости.
Данные о звездах более низкой светимости было лег ко получить из все возраставшего списка тригонометри ческих параллаксов. И здесь Герцшпрунг впервые заме тил систематическое разделение звезд поздних типов, начиная с G, на группы, которые были названы гиган тами и карликами.
Эти выводы получили всеобщее признание в 1914 г., когда Рессел опубликовал их в форме диаграммы. Он сопоставил спектральные классы и светимости и пока зал существование главной последовательности и после довательности гигантов; число известных гигантов было очень незначительно. Эта работа Рессела выросла из его исследований затменных двойных звезд; яркие ком поненты многих из них попали на ветвь гигантов или оказались среди очень редких сверхгигантов.
В ту пору я был юным студентом и открытие диа
граммы |
Гердшпрунга — Рессела (диаграммы Г — Р) |
произвело |
на меня огромное впечатлениеОткрывался |
совершенно новый путь исследования структуры Галак тики. Мы могли теперь использовать для этой цели легко выделяемые типы звезд с относительно небольшой дисперсией их абсолютных величин.
Диаграмма Г — Р была сразу же признана чрезвы чайно полезным средством определения расстояний рас сеянных звездных скоплений. Выдающейся работой того времени было большое исследование Плеяд, предприня тое Герцшпрунгом; он сопоставил со спектрами звезд ные величины, определенные им вплоть до 10-й вели чины. По собственным движениям он очень тщательно выделил члены скопления; Плеяды — одно из немногих скоплений, для которых это можно сделать. Герцшпрунг пошел и дальше: из-за трудности получения спектров слабых звезд он заменил спектральные типы показате лями цвета, что раньше уже предлагал Шварцшильд. Кроме диаграммы светимость—спектр, Герцшпрунг по строил также зависимость светимость—показатель цве та, за меру которого он принял «эффективную длину волны». В результате он получил диаграмму цвет—ве личина для звезд Плеяд от 2-й до 15-й величины.
Вступление. Исторический очерк |
13 |
Вместе с Сирсом он исследовал и другие скопления, в том числе NGC 1647 *).
Однако это направление вскоре перестало разви ваться. Вся фотометрия могла вестись только фотогра фическим путем; сравнивались фотографические и фотовизуальные звездные величины или же определялись эффективные длины волн, точность которых была невы сока.
Стандартом звездных величии был Северный поляр ный ряд, однако перенести шкалу звездных величин было очень трудно*2), и ошибка шкалы легко могла ис казить показатели цвета. Появилось несколько десятков статей о диаграммах цвет—величина рассеянных скоп лений, но расхождения обескураживали большинство исследователей, и такие работы больше не велись.
Но было одно исключение. Именно в это время Трюмплер начал обширное исследование звездных скоп лений Галактики. Он получал спектры ярких звезд, а для слабых с максимальной тщательностью определял показатели цвета; Он сделал лучшее, что можно было сделать до эры фотоэлементов. Кроме спектров и пока зателей цвета, Трюмплер определял также лучевые ско рости. Он умер, не успев закончить свою работу; его последние статьи содержат важные результаты о кине матике звездных скоплений.
Одним из больших открытий Трюмплера было обна ружение межзвездного поглощения света и вызванного им покраснения цвета звезд. Это одна из старых про блем; астрономы предшествующей эпохи Каптейи и Зеелигер вывели соответствующие формулы, однако наблю
дательных |
подтверждений |
существования поглощения |
не было. Трюмплер получил |
их простым и оригинальным |
|
•) NGC |
(New General Catalogue) — «Новый генеральный ката |
лог», составленный Дрейером в 1888 г. К этому каталогу несколько позже были опубликованы два дополнительных тома, обозначаемых сокращенно 1C. — Прим. ред.
2) Стандартом звездных величин называется ряд звезд с очень точными значениями блеска, с которыми н сравниваются измерения блеска всех остальных звезд. «Привязка» наблюдаемых звезд к этому выбранному фотометрическому стандарту н составляет суть процесса «переноса шкалы звездных величин». — Прим. ред.
14 . Глава 1
способом. Он сгруппировал скопления с одинаковым звездным составом и обнаружил, что число их не возрастает с расстоянием в такой степени, как этого можно было бы ожидать. Отсюда Трюмплер сделал вы вод о существовании поглощения света, сопровождае мого увеличением показателя цвета звезд1)- С началом применения фотоэлементов в 30-х годах эти идеи были сразу же подхвачены другими.
Из-за трудности переноса шкалы звездных величин изучение диаграммы Г—Р было затруднительным. Дру гой метод, предложенный 25 лет назад Линдбладом, приобретет большое значение в связи с применением фотоэлектрической техники; он идеален для своей цели. Линдблад использовал спектры, полученные с объектив ной призмой, для того, чтобы при помощи звезд с из вестной светимостью выработать критерии для опреде ления светимостей звезд. В самых первых своих статьях он показал, что светимость звезд классов А и В можно определять по интенсивности линий водорода. Для звезд поздних классов он использовал другие критерии, та кие, как интенсивность полосы G, и впервые обнаружил, что интенсивность полос циана изменяется со свети-* мостыо. Линдблад измерял также непрерывный спектр звезд А и В и путем сравнения с фотографическими звездными величинами определял показатели цвета. Он пытался даже измерить покраснение: сопоставляя цвет со спектральным классом, он находил избытки цвета. Таким образом, у него были все данные для статистиче ского исследования светимостей звезд. Линдблад и его сотрудники работали с небольшими инструментами, и я совершенно уверен, что его метод вступит в свои права теперь, когда имеются более мощные инструменты и, что особенно важно, применяется новая методика фотоэлек трического сканирования спектров.
Диаграмма Г Р открыла совершенно новый подход к проблеме структуры Галактики. Тогда же, в начале XX столетия, другая и очень интересная серия исследо-
') Автор здесь не точен. Трюмплер пришел к выводу о суще ствовании межзвездного поглощения, обнаружив систематическое увеличение диаметров рассеянных скоплений с ростом их расстоя ния.. — Прим, перед.
Вступление. Исторический очерк |
15 |
ваний дала нам мощный инструмент изучения вселен ной. На Гарвардской обсерватории Бейли исследовал переменные звезды в шаровых скоплениях, а мисс Ли витт тогда же начала изучение Магеллановых Обла ков. Бейли обнаружил, что шаровые скопления полны переменными типа RR Лиры. В то время было известно лишь несколько звезд этого типа, разбросанных по всему небу, а когда Бейли закончил свою работу, то обнару жил, что в шаровых скоплениях их больше, чем гделибо еще.
Огромное большинство переменных звезд, найденных мисс Ливитт в Магеллановых Облаках, оказалось це феидами, и когда она сопоставила на графике их види мые величины с периодами, обнаружилось, что чем ко роче период, тем слабее цефеида. Поскольку можно было принять, что все эти звезды находятся на одном и том же расстоянии, естественно было заключить, что пе риод действительно связан со светимостью. Работы Бей ли и мисс Ливитт оказали глубокое влияние на после дующие исследования.
Герцшпрунг, уже изучивший цефеиды Галактики, незамедлительно использовал результаты мисс Ливитт в своей знаменитой статье о зависимости период—^свети мость, появившейся в 1913 г. Открывался путь для опре деления расстояний при помощи цефеид.
Однако первыми переменными звездами, использо ванными для определения расстояний, были не цефеиды, а звезды типа RR Лиры. Это была замечательная ра бота Шепли, опиравшаяся на исследования Бейли. В то время эти звезды считались просто цефеидами с перио дом меньше одного дня. Это казалось правдоподобным и подтверждалось тем, что сдвиг фаз между кривыми блеска и лучевых скоростей у двух наиболее ярких звезд типа RR Лиры такой же, как у цефеид. Поэтому можно было пытаться использовать эти звезды для определе ния расстояний шаровых скоплений.
Герцшпрунг построил кривую период—светимость для Магеллановых Облаков, где либо нет вовсе пере менных типа RR Лиры, либо их невозможно было до стичь (вследствие их слабости. —-Ред.)- Но как же тогда определить светимость этих звезд? Шепли принадлежит
16 Глава 1
чрезвычайно остроумная мысль использовать несколько цефеид, найденных Бейли в шаровых скоплениях. Кроме многочисленных переменных типа RR Лиры, свети мость которых одинакова и не зависит от периода, Бей ли в скоплении со Центавра обнаружил пять таких цефеид. Когда Шепли построил кривую зависимости пе риод—светимость для цефеид в и Центавра, он обна ружил, что ее наклон такой же, что и у цефеид Магел лановых Облаков. Таким образом, зная абсолютные величины цефеид, он получил значение —0т ,23 для аб солютной величины переменных типа RR Лиры. Мы уви дим позднее, что использовать одну и ту же зависимость период—светимость было нельзя. Однако, как ни стран но, значение, выведенное для абсолютной звездной вели чины переменных типа RR Лиры, оказалось почти точ ным, а на результатах, полученных Шепли для системы шаровых скоплений, последующие изменения зависи мости период—светимость для цефеид не сказались.
Шаровые скопления представляли собой интригую щую проблему. В 1913 г- Хинкс обратил внимание на за мечательное распределение шаровых скоплений по небу (на что указывалось еще за 40 лет до него) : почти все они находятся в одном полушарии неба. Положение центра Галактики в направлении Стрельца, только за подозренное Хинксом, было найдено в замечательней шей работе Шепли, выполненной им на Маунт Вилсон. Меня всегда восхищал способ, при помощи которого Шепли в очень короткий срок решил проблему, построив картину Галактики, разрушающую все представления старой школы о ее размерах. Он показал, что центр Га лактики, являющийся центром системы шаровых скоп лений, находится на расстоянии 10 кпс. Это было сде лано до работ Трюмплера, причем поглощение не учи тывалось, но замечательно то, что был получен верный порядок величины.
Это было волнующее время. Найденные Шепли рас стояния казались фантастически большими, и «старая гвардия» не складывала оружия. Однако определения расстояний шаровых скоплений, сделанные Шепли, про сто требовали принятия этих больших размеров. Галак тика теперь представлялась очень протяженной линзой,
Вступление. Исторический очерк |
17 |
и у нас были все основания считать, что Солнце нахо дится примерно в 10 кпе от ее центра, окруженного сфе рической системой шаровых скопленийКартина была еще туманная, но впервые она обрела какие-то контуры. И в некоторых отношениях эти контуры стали быстро заполняться. Открытие многих изолированных перемен ных типа RR Лиры показало, что, помимо шаровых скоплений, существует галактическое гало. Число этих звезд вскоре стало столь большим, что предположение о том, что все они вышли из шаровых скоплений, стало казаться необоснованным; для этого потребовалось бы в восемь или десять раз больше шаровых скоплений, чем было известно в то время.
Исследуя шаровые скопления, Шепли впервые по строил диаграммы цвет — величина для трех или четырех из них. Несмотря на то, что из-за отсутствия стандартов слабых звездных величии Шепли не мог идти дальше 17-й величины, он с определенностью выявил резкое от личие диаграмм звезд в шаровых скоплениях от обыч ных диаграмм Г — Р. В то время, однако, не было до статочных оснований для того, чтобы понять это от личие.
Через несколько лет после этой работы Шепли за изучение внегалактических туманностей энергично взялся Хаббл, который убедительно показал, что туман ность Андромеды и другие внегалактические туман ности— это галактики, подобные нашей. Сначала Хаббл должен был преодолеть огромную трудность. Изучая шаровые скопления, Шепли имел дело с достаточно яр кими объектами, так что можно было обходиться суще ствующими фотографическими стандартами, которые были надежны до 17-й величиныОднако Хаббл, иссле дуя внегалактические туманности, нуждался в стандар тах 18-й, 19-й п 20-й величин, и величины эти приходи лось экстраполировать; поэтому одной из проблем того времени было установление правильной шкалы звезд ных величии. Это — трудность, которую мы преодоле ваем только сейчас при помощи фотоэлектрических ме тодов. И все же задача эта остается весьма тяжелой. Мне хотелось бы особенно подчеркнуть чрезвычайно важное значение проблемы шкалы звездных величин,
2 В. Бааде
Глава 2 *
КЛАССИФИКАЦИЯ
ГАЛАКТИК
*
Описание галактик в Новом генеральном каталоге (NGC), ведущее начало от Гершелей, в основном ка сается их размеров и дает также приблизительные ука зания на яркость. Большего и трудно было бы ожи дать, поскольку эти ранние наблюдения были визуаль ными, а каждый, кто рассматривал галактики, подобные туманности Андромеды, знает, что в визуальной картине отсутствуют детали. Прошло всего лишь сто лет с тех пор, как лорд Росс со своим большим рефлектором об наружил спиральную структуру в некоторых галак тиках.
Положение изменилось, когда на рубеже двух столе тий визуальные наблюдения уступили место фотографии и особенно когда вступили в строй большие рефлекто ры--сначала кросслеевский рефлектор на Ликской об серватории и затем рефлекторы обсерватории Маунт Вилсон. Фотографии ближайших галактик показали такое изобилие деталей, что потребовалось навести ка кой-то порядок среди наблюдаемых форм и структур.
Некоторые из ранних схем классификации (напри мер, схема Макса Вольфа) основывались на фотогра фиях, полученных при помощи астрографов среднего размера, но они не нашли особого признания. В начале 20-х годов нашего века почти одновременно были предло жены две схемы классификации: одна Хабблом и дру гая Лундмарком. Обе основывались на больших коллек циях фотографических пластинок, полученных на обсер ваториях Маунт Вилсон и Ликской. Больших различий в этих схемах не было. В дополнение к главным особен ностям Лундмарк пытался классифицировать и многие детали. Случилось так, что в конце концов победила бо лее простая схема Хаббла, и с тех пор она используется всеми.
Классификация галактик |
19 |
Позвольте мне напомнить наиболее существенные черты схемы Хаббла. Он начал со сфероидальных га лактик, которые назвал туманностями класса Е. Они переходят от круглых форм (ЕО) к эллиптическим (Е5). Мы можем пропустить Е7, который Хаббл классифици ровал совсем другим образом, и SO, о котором я скажу позднее. Буква Е означает эллиптичность, а цифра ука зывает на степень эллиптичности, определяемую отно шением 10(а— b)fa, где а — большая ось и b — малая ось галактики. Я разговаривал с Хабблом о всех этих вещах несколько лет назад, как раз перед его смертью, и мне казалось, он убежден в том, что предельный слу чай— это Е6, когда малая ось составляет около 40% большой оси.
Как известно из ранних работ Хаббла и последую щих работ Вокулёра и других, галактики класса Е от личаются чрезвычайно сглаженным распределением ин тенсивности. Многие из этих галактик обладают замеча
тельной |
особенностью — очень |
ярким |
звездообразным |
|
ядром в |
центре. |
Спутник |
туманности Андромеды |
|
М32 •)— |
наиболее |
характерный случай, |
когда это ядро |
можно легко увидеть.
Мы увидим позднее, что центральное ядро есть и у многих спиралей, хотя иногда оно очень слабое или даже отсутствует. Если ядро присутствует в спиральной га лактике, являющейся уплощенной системой звезд, оно бывает сплюснуто. Центральное ядро туманности Анд ромеды, например, имеет размеры около 2//,5х1//,5 и его оси направлены точно вдоль осей самой галактики. Таким образом, ядро — плотная конденсация в центре— является характерной деталью почти всех галактик.
Это действительно замечательная особенность. Фак тически мы имеем дело с двумя системами — централь ной сферической системой и окружающим ее диском, обнаруживающим спиральную структуру. В спиральной
галактике |
центральная |
система |
(особенно заметная, |
|
') М 32 |
(«Мессье 32»)— условное обозначение спутника |
туман |
||
ности Андромеды в первом каталоге звездных скоплений и |
туман |
|||
ностей, опубликованном французским астрономом Мессье в |
1781 г. |
|||
Сама туманность Андромеды |
обозначается |
М31. — Прим. ред. |
2*
20 |
Глава 2 |
например, в NGC 5494) |
может быть все более сжатой, и |
в конце концов она сводится к точке, похожей на звезду. Потребовались бы очень короткие экспозиции, чтобы увидеть звездообразное ядро в М 101; на обычных фото графиях видна лишь яркая область значительно боль ших размеров.
Классифицируя спирали (S), Хаббл различал груп пы Sa, Sb и Sc, причем критерием этого разделения был в основном характер спиральных ветвей. Например, спи рали типа Sa он описывал как такие, где спиральные ветви возникают у края центральной системы; в ран них (Sa. — Ред.) спиралях и ветви и центральное линзо образное сгущение остаются еще неразрешенными на звезды и ветви сильно закручены. По мере перехода к более поздним спиралям центральная область (ядро системы) уменьшается за счет роста ветвей, которые все более раскручиваются, и, наконец, центральная область сжимается в звездообразную точку, а все остальное со ставляют спиральные ветви. Таково описание самого Хаббла, но он полностью был согласен с тем, что теперь проще было бы классифицировать галактики по одному лишь размеру центральной линзы. Спирали с очень большой центральной линзой могут быть названы Sa, с промежуточными по величине линзами—-Sb, а те, где эти линзы превращаются в звездообразную точку (яв ляющуюся на самом деле громадным скоплением звезд), —спиралями Sc. В дальнейшем изложении я приму эту очень упрощенную схему, основанную на раз мерах центральной «линзы».
Этой последовательности обычных спиралей соответ ствует последовательность так называемых пересечен ных спиралей, которые обычно имеют центральную сис тему (перемычку внутри кольцевой области) и систему спиралей, отходящую от этого кольцаПо классифика ции Хаббла, спирали типа SBa состоят из перемычки и кольца вокруг нее, разорванного в двух точках, в кото ром появляются признаки спиральной структуры. В бо лее поздних подклассах (SBb) перемычка уменьшается за счет утончения спиральных ветвей, и, наконец, мы приходим к самому позднему типу пересеченных спира лей— SBc.