книги / Эволюция звёзд и галактик

ременные с периодами между 10 и 20 днями в шаровых скоплениях напоминали \УДевы, и вся эта группа была названа звездами типа W Девы.

Выяснилось, наконец, что, кроме цефеид с периодами между 1 и 10 днями (кривые блеска которых с трудом можно отличить от кривых классических цефеид) и звезд типа W Девы, шаровые скопления содержат также

шие данные, Арп в ряде шаровых скоплений заново ис­ следовал все переменные звезды с периодом больше од­ ного дня. Величины этих звезд он всегда связывал с величинами переменных типа RR Лиры в том же скоп­ лении. Таким образом, его результаты связаны с нульпунктом переменных типа RR Лиры.

Оказалось, что существует две разновидности звезд типа W Девы; звезды первой группы имеют продолжи­ тельную остановку близ максимума кривой блеска, и мне .кажется, что их лучше всего назвать «плосковер­ шинные звезды типа W Девы»; середина этой плоской вершины приходится на фазу 0,18; она лежит примерно

на 0™15 ниже максимума. Вторая группа имеет оста­ новку на нисходящей ветви, при фазе примерно 0,39

приблизительно на 0'"75 ниже максимума. Звезды с ос­ тановкой на нисходящей ветви, как представляется, имеют стабильный период н стабильную кривую блеска, тогда как у плосковершииных звезд часто наблюдаются изменения периода и кризой блеска.

Обе разновидности звезд типа W Девы всегда пока­ зывают яркие линии водорода во время возрастания блеска. Это является также характерной особенностью звезд типа RV Тельца, но никогда не наблюдается у классических цефеид. У последних иногда видны яркие линии И и К, но это совсем не то, что яркие линии во­ дорода. Наконец, когда цефеиды II типа были изучены с большей дисперсией, оказалось, что все они показы­ вают раздвоение линий поглощения близ максимума.

Недавние исследования цефеид I типа (классиче­ ских) и цефеид II типа показали, что у них разный ки­ нематический механизмЕсли рассмотреть кривую луче­ вых скоростей цефеиды I типа в предположении, что звезда пульсирует, очень легко найти критические фазы. Кривая лучевых скоростей пересекает среднюю линию (определяющую пространственную скорость звезды.— Перев.) в те моменты, когда звезда имеет максимальные или минимальные размеры, поскольку тогда скорость поверхности совпадает с лучевой скоростью всей звезды. Отсюда при помощи интегрирования кривой лучевых скоростей мы можем получить изменения радиуса в функции времени.

В качестве примера цефеиды II типа можно взять не принадлежащую к скоплению очень хорошо изученную звезду W Девы. Когда звезда находится в максимуме, наблюдаются две системы линий поглощения, сдвину­ тые одна в красную, а другая в фиолетовую сторону (рис. 25). В каждом цикле появляется система сдвину­ тых в фиолетовую сторону линий; эта система сме­ щается в красную сторону до следующего максимума, затем ее линии делаются совсем слабыми и исчезаютПри каждом максимуме цефеиды II типа некоторый слой звезды внезапно приобретает очень высокую ско­ рость, расширяется до максимальных размеров и затем спадает. При сравнении с цефеидой I типа обнаружи­ вается большая разница: соответствующая часть кри­ вой лучевых скоростей последней простирается лишь от максимума до района минимума, тогда как для звезды II типа она занимает весь цикл, от максимума до макси­ мума. В классических цефеидах механизм таков, что поверхностные слои завершают полный цикл — от мак-

рех звезд типа W Девы и трех звезд типа RV Тельца в шаровых скоплениях. Средние скорости совпадают со скоростями скоплений, в которых расположены эти звез­ ды. Дисперсия скоростей очень мала, и мы мо­ жем допустить, что эта ось представляет скорость звезды.

Для звезд типа RV Тельца я использую данные из статьи Абта об U Единорога. Периоды этих звезд под­ вержены изменениям, иногда чередуются высокие и низ­ кие минимумы. Кривая лучевых скоростей довольно по­ хожа на эту кривую у звезд типа W Девы: в максимуме блеска опять-таки всегда видны две системы линий по­ глощения. Поскольку минимумы часто бывают неодина­ ковой глубины, приводимый для звезды этого типа пе­ риод обычно является интервалом между сходными минимумами, однако кривая лучевых скоростей ясно по­ казывает, что истинный период должен быть вдвое меньше. Здесь, как и в случае звезд типа W Девы, нет синхронности между механизмом, вызывающим пульса­ ции, и самими пульсациями. Период свободных колеба­ ний звезды, очевидно, больше, чем период этого меха­ низма; находят, что отношение периода свободных коле­ баний к периоду вынужденных имеет величину поряд­ ка 1,5.

Рассмотрим теперь зависимость период — светимость для цефеид II типа. Если бы вся разница между цефеи­ дами I и II типа была известна с самого начала, мы не пытались бы втиснуть две совсем разные вещи в одно и то же прокрустово ложе, как это было сделано. Помимо тех отличий, о которых мы говорили, надо вспомнить, что в то время как цефеиды I типа удовлетворяют соот­ ношению масса — светимость (но с другой постоянной, чем звезды главной последовательности. — Перев.), мы определенно должны предполагать теперь, что все це­ феиды II типа имеют одну и ту же массу, равную 1,2 солнечной. Я думаю, что о единстве этих групп цефеид нельзя и говорить. Действительно, в обе группы входят пульсирующие звезды; но тип пульсации у них разный, и массы их также различны.

Глава IS *

ЭЛЛИПТИЧЕСКИЕ

*ГАЛАКТИКИ

*

*

Детально рассмотрев диаграммы цвет — величина звездных скоплений обоих населений, обратимся теперь к галактикам и применим к ним наши эволюционные идеи.

При подробном изучении эллиптических галактик мы ограничены сравнительно небольшим числом этих сис­ тем в нашей Местной Группе; ярчайшими из них яв­ ляются спутники туманности Андромеды, есть также с полдюжины карликовых галактик типа системы в Скульпторе. Четыре из них столь близки, что с совре­ менным оборудованием можно без труда достичь в них переменных типа RR Лиры. Можно также надеяться расширить диаграмму цвет — величина до горизонталь­ ной ветви и даже еще слабее. В последние годы я ис­ следовал все четыре системы. Ближайшими являются системы в Драконе, в Малой Медведице и Скульпторе, последняя изучается в Претории. Система во Льве на­ ходится на очень высокой галактической широте и, хотя она вдвое дальше других, ее наблюдения нетрудны.

Исследование системы в Драконе теперь закончено. Наблюдения производились с помощью 200-дюймового телескопа, а это означает, что на пластинке умещалась лишь центральная часть системы. Было бы достаточно наблюдений и со 100-дюймовым инструментом, однако его монтировка не позволяет достичь склонения +67°. Видимый диаметр системы Дракона 48', а пластинка 200-дюймового телескопа размером 5X7 дюймов покры­ вает примерно 8'ХЮ'. Исследовалась квадратная об­ ласть примерно 20'Х20'; были проведены довольно тщательные поиски переменных звезд путем сравнения около 30 пар пластинок. Все 134 обнаруженные пере­ менные являются звездами типа RR Лиры, если только рассматривать как звезды этого типа все переменные

кривые блеска всегда асимметричныОт 75 до 85% пе­ риодов лежат в очень узком интервале (от 0,55 до

0?70), и в распределении периодов наблюдается резкий максимум. Это опять-таки нечто необычное, не встре­ чающееся в шаровых скоплениях. Средний период всех

переменных системы Дракона составляет 0,614; в шаро­ вых скоплениях Остерхоф обнаружил две группы пере­ менных: одну с максимумом распределения периодов у

0?525 и другую у 0?625.

Диаграмма цвет — величина системы Дракона имеет все особенности, присущие шаровым скоплениям. На ней очень много звезд фона, так как галактическая ши­ рота всего 28°; есть ветвь гигантов, переходящая в ветвь субгигантов, горизонтальная ветвь и пробел переменных типа RR Лиры. В системе В, V этот пробел лежит не­ много ниже 20т , а ветвь гигантов доходит до 17т , так что ярчайшие звезды имеют фотовизуальную абсолют­ ную величину —Зт, если для переменных типа RR Лиры принять нулевую величину. В основных чертах диаграм­ ма не отличается от диаграмм шаровых скоплений.

Однако система Дракона обнаруживает также и за­ мечательные отличия от шаровых скоплений. Например, горизонтальная ветвь очень интенсивна с «красной» сто­ роны от пробела переменных типа RR Лиры и чрезвы­ чайно слаба с «синей»- Эту разницу легко заметить при сравнении с диаграммами М 3 и М 5 (см. рис. 19 на стр. 159), где с «красной» стороны от пробела звезд сравнительно мало, а с «голубой» стороны очень много. Таким образом, это действительная разница, хотя в ос­ новных чертах диаграммы одинаковы.

Большинство звезд, разбросанных по диаграмме, должно быть звездами фона, но есть одна звезда 17” 2

с показателем цвета —0,ш25 почти на той же высоте, что и ветвь гигантов, являющаяся, по-видимому, членом сис­ темы. Ее абсолютная величина —Зт , и она представляет особый интерес. Это одна из тех ярких голубых звезд, вновь и вновь обнаруживаемых в шаровых скоплениях и особенно в системах типа системы Скульптора.

В некотором отношении диаграмма эллиптической галактики —точное представление диаграммы шарового

сией. Стеббинс и Уитфорд по 36 эллиптическим галак­ тикам получили +о;"87±о;"01. Таким образом, карлико­ вые эллиптические галактики в этом отношении не отличаются от класса эллиптических галактик в целом.

Теперь, когда Морган провел наблюдения интеграль­ ных спектров ряда гигантских эллиптических галактик, мы знаем, что это еще не все. Он исследовал эти сис­ темы в скоплении галактик в Деве. Интенсивности ли­ ний, содержание металлов и т. д. очень трудно интер­ претировать, потому что линии спектров гигантских эллиптических галактик кажутся очень широкими из-за громадной дисперсии скоростей звезд в этих системах. Если масса эллиптической галактики составляет 1010 масс Солнца, теорема вириала предсказывает дис­ персию скоростей порядка 200 км/сек. Линии металлов настолько расширены, что они образуют бленды, и не­ известно, представляют ли эти бленды те же линии, что наблюдаются в нормальных спектрах.

Однако Морган получил несомненно важный резуль­ тат, обнаружив, что в спектрах этих гигантских эллип­ тических систем очень сильны полосы циана. В спектрах гигантов чистого населения II полосы циана всегда очень слабы, и, если бы эти системы состояли из одного лишь населения II, следовало бы ожидать, что полосы циана будут слабыми, как в шаровых скоплениях. Но Морган фактически нашел-таки, что полосы циана очень сильны; возможно (хотя он и не зашел так далеко, что­ бы сказать это), они столь же сильны, как и у нормаль­ ных гигантов-

Как я уже говорил при рассмотрении интегральных спектров шаровых скоплений, при любой приемлемой функции светимости интегральный блеск таких систем в основном определяют звезды трех или четырех самых ярких величин. Наблюдения Моргана, следовательно, просто означают, что большая часть света гигантских эллиптических галактик приходит от звезд не с низким содержанием металлов, а со значительно более высо­