книги / Эволюция звёзд и галактик

ных пластинках, потому что их абсолютная величина равна —Зт . Но такие звезды не будут обнаружены на пластинках, чувствительных к красным лучам, из-за сравнительно низкой чувствительности этих пластинок.

Я отметил два момента: все члены Местной Группы входили в нее с самого начала и имеют, вероятно, об­ щее происхождение; звездообразование началось при­ мерно в одно и то же время во всех этих системах, так как старейшие обнаруживаемые нами звезды всегда бедны металлами, так же как и звезды, называе­ мые населением галактического гало. Кроме того, я хочу отметить, что звезды, существующие сейчас в этих галактиках, в основной своей массе образовались в дав­ ние времена и являются, таким образом, старыми звез­ дами. Это безусловно верно для эллиптических галак­ тик и для спиралей типа Sb. Мы знаем, что теперь в эллиптических галактиках звездообразование прекра­ тилось. Это означает, что первоначальный темп звездо­ образования зависит от типа туманности, который в свою очередь определяется главным образом враще­ нием. Может быть, скорость звездообразования была мала в Магеллановых Облаках и очень велика в других системах. Необходимо выяснить, какое количество ве­ щества в Облаках находится в газообразном состоя­ нии. В обоих Облаках газ расположен на окраинах, и некоторые радиоастрономы опасаются, что современные определения массы областей Н I в Облаках завышены, поскольку они основаны на интеграции по большой пло­ щади. Данные наблюдений очень неточны.

Далее, как уже говорилось, звездообразование в эл­ липтических галактиках прекратилось. Если обратиться к наблюдаемым системам типа Sb и Sc, то можно ска­ зать, что подавляющее большинство звезд в них обра­ зовалось, вероятно, в очень раннюю эпоху. Что же ка­ сается количества сохранившегося еще в таких систе­

газа. Для систем типа Sb и Sc это могло бы означать конец звездообразования.

252 Глава 19

Конечно, у нас нет наблюдений такого рода для всех галактик в целом. Мы должны теперь полагаться на то, о чем я говорил в начале этой главы, что повсюду, куда ни посмотришь в пространство, находятся галактики того же вида, которые представлены в Местной Группе. Этот факт нельзя обойти. Теперь мы должны полагать­ ся на существование тесной связи между формой галак­ тики и содержанием в ней газа и звезд. Поскольку, не­ смотря на все поиски, мы не могли найти систем, вы­ падающих из нашей схемы классификации, необходимо признать, что Местная Группа представляет все галак­ тики в целом. Если мы примем эту точку зрения, я по­ лагаю, что можно прийти к картине эволюции вселенной.

Мы должны задать себе вопрос: насколько разумно предположение, что образование звезд во всех галакти­ ках началось примерно в одно и то Же время? Позволь­ те мне сказать, что я как наблюдатель предпочитаю следующую точку зрения. Факты указывают, что перед современной эпохой звездообразования была другая эпоха, характеризуемая почти одновременным появле­ нием или образованием звезд в галактиках.

Постараюсь пояснить сказанное, рассказав, каким типом галактик я интересовался и что хотел найти. Возьмем эллиптическую галактику на значительно бо­ лее ранней стадии развития, когда она содержала много газа. Согласно скудным данным, которыми мы сейчас располагаем, следует ожидать, что раньше, когда еще был газ и с большой скоростью продолжалось звездооб­ разование, галактика была наполнена сверхгигантами и областями Н II. Такая галактика, даже если бы она была на значительном расстоянии, сразу же бросилась бы в глаза из-за своего пятнистого вида. Эти пятна создавались бы областями Н И, особенно заметными на пластинках, снятых с фильтрами, выделяющими эмис­ сионные линии. И хотя я очень хотел найти такие систе­ мы и охотился за ними, мне не попадалось ничего по­ добного.

Итак, просто на основании наблюдательных данных я прихожу к такой картине. Мы находимся в Мест­ ной Группе, содержащей много членов, удерживаемых вместе тяготением, подобно звездному скоплению. Как

Мы подошли к пункту, в котором становится важной эволюция самих галактик. Было бы в высшей степени желательно, чтобы развитие газовой галактики было бы прослежено теоретически, по крайней мере приближен­ но. Насколько я знаю, в изучении этой проблемы было сделано очень мало; есть старые исследования фигур равновесия жидких тел, но я думаю, что они здесь едва ли будут полезны. С наблюдательной стороны мы подо­ шли уже к моменту, когда просто невозможно получить какой-либо определенный вывод до тех пор, пока нам не поможет теория. Я надеюсь, что настанет день, когда это будет сделано, или же мы пропали.

Глава 20 ,я

Стр о е н и е

*ГАЛАКТИКИ

«5»

*

Теперь мы обратимся к нашей Галактике и посмо­ трим, насколько наши знания о других галактиках мо­ гут помочь понять ее. Для удобства поделим Галактику на диск, окружающую его корону (гало) и центральное ядро.

Начнем с галактического гало. Когда Шепли закон­ чил изучение шаровых скоплений, его схема Галактики представляла собой диск и систему шаровых скоплений, концентрирующихся к ядру. В известном отношении это была удивительная картина: диск звезд, окруженный короной скоплений. Попытки выяснить, существуют ли другие составляющие гало, привели к новому открытию. Оказалось, что изолированные переменные типа RR Ли­ ры также являются членами гало. В начале 20-х годов я изучал шаровые скопления и их очень обширные окре­ стности. Первым было скопление М 53, содержащее око­ ло 50 переменных типа RR Лиры, примерно одинаковой величины. Но в этой области, расположенной на боль­ шой широте, внезапно обнаружились и другие перемен­ ные типа RR Лиры; иногда они были ярче на 3™, чем

в скоплении, иногда на 2"'5 слабее. При изучении дру­ гих скоплений я получал сходные результаты. Отсюда ясно, что гало содержит как скопления, так и одиноч­ ные переменные типа RR Лиры. В то время существова­ ло предположение, что изолированные переменные типа RR Лиры ускользнули из шаровых скоплений, но его оказалось легко опровергнуть, так как число таких пере­ менных было столь велико, что для его объяснения при­ шлось бы предположить распад громадного числа шаро­ вых скоплений. Шепли и его сотрудники провели иссле­ дования галактического гало во многих направлениях и подтвердили вывод о том, что во всех областях при­ сутствуют переменные типа RR Лиры.

Результаты этих гарвардских исследований были рас­ смотрены самим Шепли, а также Кукаркиным. Работа Кукаркина является, вероятно, наиболее тщательной, и я приведу некоторые из его результатов и покажу, что они все же не описывают всей картины. В табл. 18 дана

Таблица 18

ЧИСЛЕННОСТЬ ПЕРЕМЕННЫХ ТИПА RR ЛИРЫ НА КВАДРАТНЫЙ ГРАДУС В НАПРАВЛЕНИИ

численность переменных типа RR Лиры на квадратный градус в интервалах в 1 звездную величину в напра­ влении галактического полюса [А (т)00«]. Если нанести на график зависимость \gA(m) от т , то окажется, что полученная кривая резко ниспадает при т= 1 6 . Кукаркин, очевидно, считает, что максимум численности звезд достигается у значений т несколько слабее 16т ; однако ясно, что последние значения, приведенные в табл. 18, очень неполны, так как предельная величина, достигав­

шаяся в этих исследованиях, была около 1б'м5 или 16,т 7. По этим данным Кукаркин получил численность переменных типа RR Лиры на единицу объема (1g N ) в

следующем виде:

lg7V = 7,289 — 0,000219 |Т |,

где z — расстояние от плоскости Галактики в парсеках, а единицей объема является объем, занимаемый пере-*

мениыми типа RR Лиры между 9™5 и 10'"5. Однако ре­ шение вопроса оказалось не столь простым, как он предполагал; есть серьезные указания на то, что в дей­ ствительности мы имеем смесь из двух групп звезд: одна с довольно сильной концентрацией звезд к плоско-

звезд, более удаленных от этой плоскости. Картина не так проста, как допускал Кукаркип. и для удовлетвори­ тельного решения мет достаточного числа звезд.

Новая работа по изучению распределения перемен­ ных типа RR Лиры начата в Гронингене. Можно пред­ положить с уверенностью, что галактическое гало дол­ жно обладать ярко выраженной осевой симметрией, и, таким образом, исследования мы можем ограничить ме­ ридианной плоскостью, перпендикулярной к плоскости Галактики и проходящей через Солнце и центр Галак­ тики. Это существенно, поскольку любая работа такого рода занимает очень много времени, и необходимо огра­ ничиваться минимальным числом пластинок. Области были выбраны таким образом, чтобы даже в случае при­ сутствия поглощения последнее было бы как можно бо­ лее равномерным.

Пластинки получают на Паломаре при помощи 48-дюймовой камеры Шмидта с полем 6°,6X6°,6; срав­ ниваются от 25 до 30 пар пластинок. В качестве приме­ ра можно сказать, что при сравнении первых четырех пластинок на каждой паре было найдено по 400 пере­ менных, а всего при четырех сравнениях— 1200 пере­ менных. Переменные обнаруживаются в большом числе до 20т ; с учетом поглощения это означает, что предель­

ная величина их составляет 17“ 5, что соответствует расстоянию в 32 кпс.

Программа очень обширна, и работа будет продол­ жаться до тех пор, пока при последующих сравнениях пластинок новые переменные уже не будут открываться. Я думаю, что это позволит выяснить распределение плот­ ности переменных типа RR Лиры в галактическом ядре. Но гронингенским астрономам придется сократить свою работу, если они хотят закончить ее за 7—10 лет.

Хотелось бы также знать, каков реальный состав гало, но здесь данных у нас практически нет. Много ли в нем долгопериодических и неправильных перемен­ ных? Чтобы выяснить это, планируется другая програм­ ма работ, включающая в себя определение во всех об­ ластях фундаментальных фотоэлектрических стандартов звездных величин, т. е. результаты должны быть полу­

258 Глава 20

чены в хорошей фотометрической системе; затем будет необходимо получить избытки цвета для переменных типа RR Лиры, находящихся иа низких широтах, н это опять будет целой проблемой.

Есть и другие программы, например работы Аро и Лейтена по поискам голубых звезд гало, относящихся к горизонтальной ветви и ее продолжению. Эти голубые звезды горизонтальной ветви доходят до белых карли­ ков и имеют абсолютные величины от 0т до + 9 Ш или даже еще слабее. По таким звездам плохо изучать структуру, но они интересны для понимания состава гало. Аро осуществляет еще одну пограмму: поиски с объек­ тивной призмой планетарных туманностей вне плоскости Галактики. Он нашел несколько слабых планетарных туманностей в галактическом гало, в высоких широтах и на больших расстояниях, их диаметры порядка 5". Эта программа также будет очень важна для построе­ ния всей физической картины. Мы пока очень мало знаем о гало, и поэтому предстоит еще много работы.

Обратимся теперь к галактическому центру. В из­ вестном отношении мы находимся сейчас в гораздо луч­ шем положении, чем 20 лет назад, так как радиоастро­ номы дали нам ценные данные о местоположении центра Галактики. Табл. 19, в которой приведены наилучшие из имеющихся на сегодня данных, показывает, что мы довольно точно определили положение области галак­ тического центра.

Начнем с оптических данных, которые достаточно хороши для этой цели. При помощи их с достаточной точностью можно определить лишь долготу. Я привожу одно из самых последних значений, полученных по пла­ нетарным туманностям, которые сильно концентрируют­ ся к галактическому центру; Минковский почти утроил число известных к настоящему времени туманностей. Из данных радиоастрономии я взял лишь те, которые не являются измерениями на волне 21 см, а относятся к различным областям континуума, определяя долготу точки максимальной интенсивности в плоскости Галак­ тики. Радиоастрономы находятся в лучшем положении, потому что для них поглощающие облака не играют большой роли. Я не привожу деталей четырех измерений.

Ширина диаграммы направленности в этих измерениях составляет от 25° до 0°,8, и довольно любопытно, что, видимо, безразлично, используется ли широкая или бо­ лее узкая диаграмма направленности. Более узкая диа­ грамма покажет больше детален в распределении ин­ тенсивности, но определение ее максимума будет очень трудно именно из-за этих деталей. Недавно ГамнПози, проведшие новое определение положения плоскости Галактики по распределению водорода, объединили все оптические и радиоданные и получили значение 327°,5±

± Г , являющееся в настоящее время наилучшим опре­ делением долготы галактического центра. Таким обра­ зом, мы видим, что значения, полученные по общему

260 Глава 20

распределению интенсивности радиоизлучения и по ша­ ровым скоплениям и планетарным туманностям, отли­ чаются друг от друга не больше чем на величину по­ рядка Г.

Перейдем теперь к своеобразному радиоисточнику Стрелец А; есть достаточные основания считать, что он и представляет собой галактический центр. Теперь мож­ но получить его широту и долготу. Все значения в табл. 19 относятся к старой Лундской системе с полю­ сом Ольсона. Здесь уже совсем другая точность: Миллс дает вероятную ошибку в 0°,2, а Вестерхаут приводит сотые доли градуса, и эта точность не является фик­ тивной.

Значение —1°,45 для галактической широты Стрель­ ца А помещает его не только на ту же долготу, что и центр Галактики, но и точно в ее плоскости, так как поправка для перехода от системы Ольсона к новому положению галактической плоскости составляет точно —Г,45.

Унас все основания для отождествления Стрельца А

с.галактическим центром. Спиральные ветви, самые близкие к центру из найденных в Лейдене до сего дня, — это две ветви, обнаруживающие движение наружу со скоростью около 50 км/сек. Считая от точки нашего по­

ложения, это была бы третья внутренняя ветвь. Имеет­ ся и соответствующая наружная ветвь с положительной скоростью того же порядка. Первая внутренняя ветвь поглощает излучение радиоисточника Стрелец А на волне 21 см, тогда как другая поглощения не показы­ вает. Поскольку лейденские астрономы, основываясь на скоростях, считают, что первая ветвь должна быть ме­ нее чем на 2,5 кпс от центра, то неизбежным является вывод о том, что Стрелец А и есть галактический центр.

Можно думать, что этот случай похож на явления, наблюдаемые в исследованных Сейфертом галактиках Sb с сильными и широкими эмиссиями в центре. И дей­ ствительно, некоторые из близких галактик этого типа являются радиоисточниками, хотя мы и не вполне уве­ рены в том, что все радиоизлучение идет из центра.

Теперь, когда положение галактического центра из­ вестно так точно, должно бы быть возможным выявить