/
Tags: галактика космодинамика космонавтика переводная литература млечный путь
Year: 1974
Text
Б. БОК, П. БОК
МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ
THE MILKY WAY
Bart J. Bok and Priscilla F. Bok
Fourth Edition Harvard University Press
Revised and Enlarged Cambridge, Massachusetts 1974
Большая туманность вблизи звезды п Киля. Согласно оценкам, расстояние до туман-
Фотография получена в красных лучах (На) ности около 2700 пс. (С разрешения
с помощью 40-дюймового рефлектора Австралийского национального
Боллера и Чивенса на обсерватории Сайдинг- университета.)
Спринг (Австралия). Север — внизу.
Б. БОК, П. БОК
МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ
Перевод с английского
И. Е. РАХЛИНА
Под редакцией
Ю. Н. ЕФРЕМОВА
ИЗДАТЕЛЬСТВО «МИР»
МОСКВА
1978
?ДК 523
Книга «Млечный Путь» знакомит читателя с
тем, что известно сегодня науке о нашем звездном
острове — Галактике. Авторы рассказывают об
истории и методах изучения Млечного Пути,
населяющих его объектах: звездах, светлых и
темных туманностях, звездных скоплениях.
Большое внимание уделено строению и эволюции
Галактики. Книга написана о/сивым, образным
языком и богато иллюстрирована. Перевод выполнен
с 4-го, переработанного американского издания
{в 1948 г. был опубликован перевод 1-го издания,
в 1959 г. — 3-го издания).
Книга рассчитана на любителей астрономии,
людей, увлекающихся проблемами современной науки,
и представит интерес даже для астрономов-
специалистов.
Редакция космических исследований,
астрономии и геофизики
| 1941, 1945, 1957, 1974 by the President and
Fellows of Harvard Colledge
1 Перевод на русский язык, изд-во "Мир", 1978
20603-108
Б 041(01)-78 108"78
ОТ РЕДАКТОРА
ПЕРЕВОДА
Пересекающая весь небосвод светлая
полоса Млечного Пути издавна
привлекала внимание людей,
будоражила их воображение, вдохновляла на
создание поэтичных легенд. Лишь
после изобретения телескопа Галилей
открыл истинную звездную природу
«небесной дороги» древних, а Вильям
Гершель посредством «звездных черп-
ков» установил, что к системе звезд,
образующих Млечный Путь,
принадлежит и наше Солнце. Иными
словами, Млечный Путь — это наш
звездный дом. Не удивительно, что
изучение его — насущная задача
астрономии, а в известную
«гарвардскую серию» популярных книг по
астрономии закономерно вошла
книга «Млечный Путь», написанная
видными американскими астрономами
Бартом Боком и его женой Присцил-
лой Бок.
Книга Б. Бока и П. Бок уже
известна советскому читателю.
В 1948 г. вышел в свет перевод 1-го
американского издания, а в 1959 г.—
перевод 3-го издания. Настоящий
перевод выполнен с 4-го издания книги,
существенно переработанного по
сравнению с предыдущими. И это
неудивительно, поскольку за
полтора десятилетия, прошедших с
момента выхода в свет последнего издания
книги, звездная астрономия
значительно обогатилась как новыми
методами исследования, так и
полученными с их помощью результатами.
В 1941 г. Б. Бок и П. Бок писали:
«Трудно предсказывать, что будет
в 1961 г. ..., но нам было бы стыдно,
если бы к тому времени мы не сумели
понять устройство и механизм части
Галактики в радиусе пяти или даже
десяти тысяч световых лет от
Солнца». И они не без основания
добавляли, что «некоторым нашим
коллегам это может показаться
опрометчивым».
В самом деле, с точки зрения
астронома, изучающего Галактику,
Солнце расположено крайне
«неудачно»: далеко от центра, близ
плоскости симметрии. Когда мы
смотрим вдоль этой плоскости, мириады
дадеких звезд сливаются в
светящуюся дымку Млечного Пути.
Поэтому усилия астрономов, пытающихся
понять строение Галактики, похожи
на стремление составить план
погруженного в туман города с крыши
невысокого здания на его окраине.
Вот почему строение других
галактик, подобных Млечному Пути,
которые мы наблюдаем как бы с
птичьего полета, известно гораздо лучше.
Изучению нашей звездной системы
мешают не только положение
наблюдателя в плоскости Галактики, где
к тому же концентрируется пылевая
материя, поглощающая свет звезд,
но и большие ошибки в определении
расстояний до звезд и особенно
облаков газа.
В начале 40-х годов
фотометрические методы определения
расстояний только зарождались;
расстояния, превышающие несколько сотен
световых лет от Солнца, мы в
сущности умели измерять лишь весьма
приближенно; расстояния до
отдельных цефеид и скоплений звезд
заведомо определялись с большими
ошибками. Для надежного учета
поглощения света требовалось знать
6
От редактора перевода
спектральные классы звезд,
фотоэлектрическая фотометрия
применялась еще редко, а в фотографических
данных обнаруживались ошибки до
одной звездной величины. В
сущности не было известно, что именно
надо искать, какие объекты
определяют контуры Галактики, положение
ее спиральных рукавов.
Ситуация стала быстро
изменяться в 50-х годах. Начали широко
применяться фотоэлектрические
методы измерения блеска и цвета звезд,
точность которых на два порядка
величины превысила возможности
фотографии. Был создан эффективный
колориметрический метод учета
поглощения света, разработана теория
звездной эволюции. Все это привело
к созданию и широкому
использованию надежного способа определения
расстояний до звездных скоплений,
и вскоре обнаружение цефеид в
рассеянных скоплениях позволило
резко уточнить всю шкалу расстояний.
Было установлено, что спиральные
рукава в соседней галактике
Андромеды обрисованы в первую очередь
молодыми горячими звездами
высокой светимости. Тогда стало понятно,
что и как надо делать для
исследования строения Галактики в далеких
окрестностях Солнца, и уже в конце
50-х годов появились первые схемы
отрезков спиральных рукавов, в
основном подтвержденные
современными исследованиями. Еще раньше
продемонстрировала свое могущество
радиоастрономия, представившая эскиз
водородных спиральных рукавов
Галактики. К этому времени
окончательно сложилась и плодотворная
концепция звездных населений. Об
этом поистине революционном
преобразовании звездной астрономии
подробно рассказывается в книге.
Во многих отношениях
современные исследования продолжают
наметившиеся в 50-х годах тенденции
развития, хотя путь оказался
нелегким. Накопление данных о далеких
объектах высокой светимости идет
очень медленно, а в интерпретации
результатов радионаблюдений
выявилась трудноустранимая неодвкь
значность. До сих пор положение
спиральных рукавов Галактики
известно с определенностью лишь в круге
радиусом 3—4 килопарсека — не
намного дальше предела, который Б.
и П. Бок намечали для 1961 г. Делу
существенно могли бы помочь поиски
предельно далеких цефеид с
большими периодами изменения блеска,
которые должны лежать в
спиральных рукавах.
Но «механизм» Галактики мы*
кажется, начинаем теперь понимать.
Главная задача здесь — объяснить
природу и происхождение
спиральных рукавов, феномена столь
специфического и широко
распространенного в мире галактик, что с
разгадкой его издавна связывают
надежду постичь эволюцию галактик в пег
лом. В книге рассказывается о
теории спиральных рукавов как волн
плотности, в пользу которой
накапливается теперь все больше данных.
Известно, что в спиральных рукавах
концентрируются молодые звезды и
звездные скопления. Теория волн
плотности позволила объяснить эту
особенность тем, что повышенная
плотность газа на границе
спиральной волны стимулирует
звездообразование.
Становится все более очевидным,
что эволюция галактик определяется
особенностями процесса
звездообразования в них. Вполне возможно, что
активные ядра галактик — это те,
От редактора перевода
7
в которых в огромных масштабах
идет звездообразование, а квазары,
как без колебаний пишут Б. и П. Бок,
могут быть галактиками на ранней
стадии развития, в которых только
начинается бурное
звездообразование. Радиоастрономические данные
о пространственном распределении
водорода в других галактиках и
разнообразные сведения, полученные
современной всеволновой астрономией
о физических условиях в
межзвездной среде, поставили на твердую
почву фактов теорию конденсации
звезд из межзвездного газа *). Не
исчерпали себя и оптические методы.
Вступившие в строй после выхода
в свет 4-го американского издания
*) Авторы книги считают
сторонником этой теории и В. А. Амбарцумяна,
который на самом деле около тридцати лет
отстаивает свою гипотезу об образовании
звезд из сверхплотных ненаблюдаемых тел.
Эта гипотеза основана на его
предположении о нестабильности звездных
ассоциаций. Читателю, интересующемуся
проблемой звездообразования и природой
звездных ассоциаций, можно рекомендовать
книгу коллектива авторов под редакцией
С. Б. Пикельнера «Происхождение и
эволюция галактик и звезд», изд-во «Наука»,
М., 1976.
этой книги 6-метровый телескоп в
СССР и четыре 4-метровых телескопа
в Северной и Южной Америке и
в Австралии будут активно
использоваться и для решения проблем
строения Галактики.
Предлагаемая вниманию
читателя книга представляет особую
ценность потому, что сами ее авторы
внесли значительный личный вклад
в наши знания о Млечном Пути.
Барт Бок является одним из
крупнейших специалистов по структуре
Галактики, и его представления о
положении спиральных рукавов в
южной части Млечного Пути
подтверждаются новейшими
исследованиями. Замечательной особенностью этой
книги является обилие
великолепных фотографий, многие из которых
нельзя найти ни в каком другом
издании; внимательное их изучение
само по себе интересно и
поучительно. Отличает ее и эмоционально
окрашенный язык, отражающий
увлеченность авторов темой своих
исследований. Новое издание книги
о Млечном Пути будет интересно как
специалистам, так и любителям
астрономии.
Ю. Н. Ефремов
ЗНАКОМСТВО
С МЛЕЧНЫМ ПУТЕМ
Есть дорога в выси, на ясном зримом небе,
Млечным зовется Путем, своей белизной
заметна.
То для всевышних богов — дорога под
кров Громовержца
В царский Юпитера дом. Красуются справа
и слева
Атрии знатных домов, с дверями,
открытыми настежь.
Плебс по различным местам живет.
А в части передней
Славных и мощных стоят обитателей неба
пенаты.
Это то место — когда б в выраженьях
был я смелее —
Я бы назвал, не боясь, Палатином
великого неба.
Овидий Назон, «Метаморфозы», книга 7,
строки 168-176
В этой книге мы приглашаем
читателей совершить вместе с нами
короткое путешествие по «небесной дороге»
греков. Современная наука
предоставила в наше распоряжение такие
«транспортные средства», что мы
сможем показать все
достопримечательности, и при этом вам не придется
покидать удобного кресла. Вкратце
наш план таков. Начнем с того, что
тихим вечером разложим у себя
дома карты и фотографии
территории, которую мы собираемся
исследовать. Мы познакомим вас с
некоторыми астрономическими
понятиями, а затем отправимся в путь.
Сначала мы нанесем несколько
визитов ближайшим соседям Солнца, но
вскоре двинемся дальше, чтобы
измерить истинные глубины Вселенной.
Мы посетим большие звезды,
маленькие звезды и скопления звезд в
пределах грандиозной системы Млечного
Пути. Между звездами нам
повстречаются облака космического газа
и пыли; некоторые из них настолько
плотны, что закрывают от нас всеу
что лежит за ними. Конечно, мы
немного задержимся во «дворцах
прославленных богов», расположенных
у главной дороги, но мы пригласим
вас и на экскурсии в стороны от
многолюдных основных
магистралей — туда, где живут «простые
люди».
Несмотря на желание показать
всю систему Млечного Пути, нам
придется ограничить свой небесный
маршрут. Нередко мы увидим по
пути такие дорожные знаки:
«Неисследованная территория», «Осторожно!
Густой туман!» или более
обнадеживающие: «Идут работы! Проходи на
свой страх и риск». Ибо Млечный
Путь далеко не так хорошо
исследован, чтобы полностью раскрыть
свои тайны перед небесным туристом.
Если вам захочется, вы сможете
где-нибудь по пути остановиться,
достать свой небесный счетчик Гейгера
и произвести самостоятельные
изыскания. Мы надеемся, что по
возвращении вы не пожалеете о времени,
потраченном на долгое путешествие.
Итак, просмотрим свои карты и
фотографии и наметим план
путешествия по Млечному Пути.
МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ
С большей части территорий США
и Европы Млечный Путь лучше всего
виден в конце лета в безлунную ночь,
примерно через час после захода
Солнца. Прямо над головой тогда
сияет северный крест — созвездие
10
Глава 1
Лебедя, Арктур опускается к западу,
а на северо-востоке поднимается
W-образное созвездие Кассиопеи.
Если вы находитесь вдали от
сверкающих городских огней и неоновых
реклам, то вам нетрудно будет
обнаружить мерцающую полосу Млечного
Пути, тянущуюся через Кассиопею
и Цефей к Лебедю, а затем вниз
к горизонту по созвездиям Орла,
Стрельца и Скорпиона.
От Кассиопеи до Лебедя Млечный
Путь имеет вид одной серебристой
ленты меняющейся ширины, а между
Лебедем и Стрельцом можно
различить две резко очерченные ветви,
разделенные темным пространством,
называемым «Большим провалом»
(рис. 1). Западная ветвь весьма ярка
в Лебеде, еще заметна в Орле и
совершенно теряется в пустынных
пространствах Змееносца. Начало
развилки Млечного Пути, «Большого
провала», часто называют северным
«Угольным мешком», который виден
на рис. 1 справа от туманности
«Северная Америка». Она простирается
к югу и к западу от Денеба — самой
яркой звезды созвездия Лебедя.
Вдоль летнего Млечного Пути
бросаются в глаза несколько очень
ярких пятен. Звездные облака в
Лебеде видны прямо над головой
(рис. 1 и 9). Хотя они и красивы, но
много теряют при сравнении с
облаком в созвездии Щита, которое Бар-
Рис. 1. Млечный Путь в Кассиопее, Цефее
и Лебеде] составная фотография,
изготовленная по Паломарскому атласу
неба. Туманность Андромеды М 31
находится в левом нижнем углу, а яркая
звезда Вега — в правом верхнем. Туманность
«Северная Америка» и яркая звезда Денеб
(справа над туманностью) расположены
у центра фотографии. (Из «Атласа»,
подготовленного Гансом Ференбергом,
Тройгеселл-Ферлаг, Дюссельдорф.)
Знакомство с Млечным Путем 11
12
Глава 1
нард назвал «жемчужиной Млечного
Пути» (рис. 2), и с несколькими
яркими облаками в Стрельце. В созвездии
Цефея Млечный Путь еще ярок, но
даже беглый взгляд позволяет
заметить, что его северная часть в Лебеде
несравненно слабее южной части
и ветви, расположенной к востоку
от «Большого провала».
Что же лежит под горизонтом?
Наша летняя ночь проходит, и
Стрелец, Орел и Лебедь постепенно
опускаются к горизонту. Кассиопея
поднимается к меридиану, и становятся
видимы другие части Млечного Пути,
который мы теперь можем проследить
по созвездиям Персея, Возничего и
Тельца; к востоку от Тельца и
Возничего Млечный Путь теряется в
лучах утренней зари. Если мы
подождем до ранних сумерек, то сможем
проследить его на юг по созвездиям
Близнецов, Ориона, Единорога и
Большого Пса. Однако Млечный
Путь от Лебедя и Кассиопеи до
Большого Пса гораздо слабее
заметен, чем ветви по обе стороны
«Большого провала». В Возничем и Тельце
он сужается до тоненького ручейка,
совершенно ничтожного по сравне-
Рис. 2. Млечный Путь в Орле, Щите
Змееносце, Стрельце и Скорпионе;
составная фотография, изготовленная по
Паломарскому атласу неба. Яркая звезда
Алътаир видна чуть ниже полосы Млечного
Пути у левого края фотографии. Дуга
Скорпиона находится вблизи правого края
фотографии. Облако в Щите видно слева
от центра фотографии, а колоссальное
звездное облако в Стрельце — справа и
несколько ниже центра. Связанные друг
с другом группы поглощающих облаков
имеют вид расширяющейся полосы («Большой
провал»), довольно узкой у Алыпаира.
Рис. 2 представляет собой непосредственное
продолжение рис. 1. (Из «Атласа»,
подготовленного Гансом Ференбергом,
Тройгеселл-Ферлаг, Дюссельдорф.)
Знакомство с Млечным Путем 13
14
Глава 1
нию с яркими областями летнего
Млечного Пути.
Что происходит с Млечным Путем
к югу от Большого Пса? Эта часть
невидима с широт Нью-Йорка и
Парижа, и, чтобы посмотреть на нее,
нам придется отправиться на юг.
Весь Млечный Путь можно круглый
год видеть с южной оконечности
Флориды, но для хорошего обзора мы
должны будем направиться к
экватору или еще дальше на юг — в Чили
или Перу, в Южную Африку или
Австралию.
Область Млечного Пути,
тянущаяся от Стрельца через Скорпион,
Наугольник, Циркуль, Центавр,
Южный Крест к Килю, очень яркая.
По общему виду она до некоторой
степени напоминает наш летний
Млечный Путь между Лебедем и
Стрельцом. Звездное облако в
Наугольнике похоже на облако в Щите,
а облако в Киле — на облако в
Лебеде. В южной части Млечного Пути
мы не находим такого резко
выраженного «Большого провала», как
между Лебедем и Стрельцом, но
в ней имеется замечательное
«темное созвездие»— туманность,
простирающаяся от Южного Креста к
Скорпиону и Змееносцу (рис. 3).
Австралийские аборигены называли эту
туманность «Эму», и ее страусовидная
конфигурация хорошо известна
наблюдателям южного полушария.
Лучше всего ее наблюдать ранним
вечером в июле, когда Южный Крест
стоит высоко в небе вблизи
меридиана. Южный «Угольный мешок»— это
«голова» с острым клювом; узкая
темная полоса, проходящая через
Центавр к Наугольнику, обрисовывает
длинную тонкую «шею», а темные
облака в Скорпионе и Стрельце —
Рис. 3. Южная часть Млечного Пути]
составная фотография, подготовленная по
снимкам, полученным в красных лучах (YioL),
репродуцированным в «А тласе» обсерватории
Маунт-Стромло, составленном
Роджерсом, Уайтоком и их сотрудниками.
(С разрешения Австралийского
национального университета.)
Знакомство с Млечным Путем 15
16
Глава 1
Рис. 4. Млечный Путь в Стрельце
(с фотографии, сделанной Россом на
5-дюймовой камере обсерватории
Лоуэлла).
Рис. 5. Звездные облака в Стрельце,
указывающие направление на край ядра
системы Млечного HymUi Север — вверху,
запад — слева. (Фотография получена на
58-дюймовой камере Шмидта Паломарской
обсерватории.)
Знакомство с Млечным Путем 17
18
Глава 1
Рис. 6. «Большой провал» вблизи Алътаира.
Фотография Росса показывает две богатые
звездами ветви Млечного Пути около
яркой звезды Алътаир (в нижнем левом
углу) у границы темной туманности,
являющейся частью «Большого провала» в
Млечном Пути.
Знакомство с Млечным Путем
19
Рис. 7. Большое звездное облако в Щите —
«жемчужина Млечного Пути» Барнарда.
(По фотографии, полученной Барнардом
на обсерватории Маунт-Вилсон).
20
Глава 1
Рис. 8. Область к северу от 6 Змееносца.
Переплетение темных туманностей
накладывается на это богатое звездами
поле. Обратите внимание на замечательное
змеевидное образование в нижней части
фотографии и маленькую круглую
туманность около него. (По фотографии
Барнарда.)
Знакомство с Млечным Путем
21
Рис. 9. Светлые и темные туманности
вблизи у Лебедя. (По фотографии,
полученной на 48-дюймовой камере Шмидта
Паломарской обсерватории.)
«тело» страуса; темные полосы в
Змееносце — тонкие черные «ноги».
Австралийские аборигены могут
похвастаться тем, что они выделили
единственное признанное «темное
созвездие». Оно больше любого яркого
созвездия, потому что наша «Эму»
тянется более чем на 60° вдоль
полосы Млечного Пути!
Остальная часть южного
Млечного Пути, проходящая от
Большого Пса через Корму и Паруса
к Килю, в целом похожа на северную
область Млечного Пути между
Цефеем и Кассиопеей. В ней нет
никаких заметных неправильностей, и
однородная полоса, состоящая из
тысяч и тысяч звезд, повсюду остается
ясно видимой. Таким образом,
Млечный Путь образует на небе почти
полный круг. Мы часто называем
этот большой круг (т. е. круг,
делящий небесную сферу пополам)
галактическим кругом или галактическим
экватором.
В наш век — век больших и
мощных телескопов — позволительно за-
22
Глава 1
дать вопрос: целесообразно ли
тщательно изучать внешний вид
Млечного Пути невооруженным глазом?
Мы убеждены, что можно многое
узнать и из наблюдений без
телескопа или фотографической камеры.
Наши глаза лучше любого
широкоугольного бинокля, который был
когда-либо создан. Телескоп полезен
при изучении мелких деталей в
сравнительно небольших участках неба,
но никакой инструмент не способен
охватить так хорошо, как
человеческий глаз, грандиозную картину
всего Млечного Пути. В благоприятную
ночь мы можем непосредственно
сравнивать друг с другом такие
отдаленные участки Млечного Пути, как
Стрелец и Кассиопея. Уже это
простое сравнение открывает одну из
самых важных особенностей
Млечного Пути: значительное изменение
его ширины и яркости от одной
области к другой. Млечный Путь
достигает наибольшей ширины и
максимальной яркости в Стрельце.
Половина Млечного Пути, тянущаяся
от Лебедя через Стрелец к Килю,
вообще гораздо ярче, чем половина,
проходящая от Ориона к Килю.
ВИД В ТЕЛЕСКОП
Хороший мощный бинокль или
небольшой телескоп покажут нам, что
Млечный Путь создается свечением
тысяч и тысяч слабых звезд.
Направляя телескоп на разные участки неба,
мы увидим, что число звезд в поле
зрения значительно увеличивается
по мере приближения к Млечному
Пути. Почти два века назад Вильям
Гершель потратил много лет на
изучение неба при помощи своих
гигантских рефлекторов, или, как он
говорил, на «звездные черпки». Позднее
его сын Джон проводил аналогичные
работы в южном полушарии. Их
исследования позволили получить
точные данные о степени увеличения
числа звезд по мере приближения
к Млечному Пути. Оказалось, что
число слабых звезд растет гораздо
быстрее, чем число ярких. Если
сравнить с помощью 3-дюймового
телескопа два участка неба: один в
Млечном Пути, а другой под прямым
углом к нему, вблизи одного из так
называемых галактических
полюсов,— то отношение числа звезд в
Млечном Пути и около полюса
будет 3 : 4. Если повторить этот
эксперимент с 12-дюймовым телескопом,
то отношение составит примерно
10 : 1.
Среди небесных объектов,
которые вызывают восхищение
астронома-любителя, обладающего
скромным телескопом,— скопления звезд,
рассеянные и шаровые (рис. 11 и 12),
и прекрасные туманности. Как же
распределены эти великолепные
небесные объекты по отношению к
Млечному Пути? Звездные скопления
обычно оказывают предпочтение
Млечному Пути. Рассеянные
скопления, примерами которых являются
Плеяды, Гиады, Ясли и двойное
скопление в Персее, как правило,
находятся вблизи полосы Млечного Пути;
слабые рассеянные скопления почти
все без исключения лежат в пределах
нескольких градусов от полосы
Млечного Пути. Шаровые звездные
скопления, подобные известному
скоплению в Геркулесе, кажется,
предпочитают области между 5 и 20° от
Млечного Пути.
Ниже в этой книге мы увидим,
что по числу звезд рассеянные и
шаровые скопления поразительно отли-
Знакомство с Млечным Путем
23
Рис. 10. Концентрация звезд к Млечному
Пути. В левом нижнем углу — область
Млечного Пути в Лебеде, очень богатая
звездами, и небольшая часть «Большого
провала». Фотография показывает, как
постепенно убывает число слабых звезд по
мере удаления от центральной полосы
Млечного Пути (По фотографии,
полученной Россом на 5-дюймовой камере.)
24
Глава 1
Рис. 11. Рассеянное звездное скопление
х Южного Креста, «шкатулка с
драгоценностями» южной части Млечного
Пути (фотография получена на 60-дюймовом
рефлекторе Рокфеллера Бойденской
обсерватории).
Рис. 12. Шаровое скопление со Центавра.
(Увеличено с фотографии, полученной в
красных лучах с помощью телескопа Арма —
Дансинк — Гарвард Бойденской
обсерватории.)
Знакомство с Млечным Путем
25
Рис. 13. Туманность в созвездии Киля
занимает большую площадь неба, примерно
в 25 раз превосходящую площадь, занимаемую
полной Луной. Фотография сделана с
помощью 24/ 36-дюймового телескопа
Кертиса — Шмидта на Межамериканской
обсерватории Черро-Тололо. На
фронтисписе изображена самая плотная
часть туманности.
чаются друг от друга. Сейчас мы
скажем только, что рассеянные
скопления содержат примерно от 20 до
2000 звезд, а шаровые скопления
могут включать от 10 000 до, возможно,
1 000 000 членов. Большинство
сравнительно близких рассеянных
скоплений легко разрешается на звезды
с помощью довольно слабых
телескопов, но для разрешения почти
всех шаровых скоплений требуется
мощный инструмент. Термин
«рассеянное скопление» непосредственно
26
Глава 1
связан с внешним видом такого
скопления в телескоп.
Поведение туманностей на первый
взгляд может показаться загадочным.
Некоторые из самых ярких
туманностей, например туманности в Киле
(рис. 13) и Орионе (рис. 70),
находятся либо в полосе Млечного Пути,
либо вблизи нее; но имеются и другие
туманности, в частности со
спиральной структурой, которые как бы
избегают Млечный Путь и
встречаются большей частью на некотором
расстоянии от его центральной
полосы. Эта загадка легко объяснима.
В действительности существуют два
совершенно разных типа объектов,
называемых «туманностями»:
диффузные, или газовые, туманности,
являющиеся неотъемлемой частью нашего
Млечного Пути, и спиральные
туманности. Последние вовсе не
«туманности», а самостоятельные
звездные системы, называемые
галактиками, и все они находятся далеко за
пределами расстояний, которыми мы
займемся в настоящей книге. Здесь
мы ограничимся изучением системы
Млечного Пути или нашей, так
сказать, собственной Галактикой.
У шаровых скоплений имеется
еще одно свойство, которое,
несомненно, будет отмечено внимательным
наблюдателем, вооруженным
телескопом. Он найдет много шаровых
скоплений в нашем северном летнем
Млечном Пути, но мало — в зимнем,
когда высоко в небе стоит Капелла.
Наш наблюдатель вскоре придет к
заключению, что шаровые скопления
почему-то предпочитают одну
половину Млечного Пути. Создается
впечатление, что особенно любима ими
область вокруг Стрельца, где на
площади, покрывающей едва 2% всего
неба, расположена треть всех
известных шаровых скоплений.
Рассеянные скопления и диффузные
туманности распределены вдоль Млечного
Пути более равномерно.
ФОТОГРАФИИ МЛЕЧНОГО ПУТИ
Чисто визуальные наблюдения и
измерения играют в настоящее время
в исследовании Млечного Пути
весьма малую роль. В начале текущего
столетия стал широко применяться
фотографический метод, а позже к
нему добавились методы
фотоэлектрических и радиоисследований. При
ознакомлении новичков с
достопримечательностями и красотами
Млечного Пути ничто не может заменить
фотографии, сделанные с помощью
современных фотографических
телескопов.
Начнем с составной карты южной
части Млечного Пути, показанной на
рис. 3. Она была составлена путем
подгонки, вырезания и склеивания
ряда черно-белых отпечатков с
фотографических негативов, полученных
с помощью 8-дюймовой камеры
Шмидта (со светосилой //1) обсерватории
Маунт-Стромло, Австралия.
Верхняя фотография охватывает
половину Млечного Пути от звездных
облаков в Щите и Стрельце слева до
«Угольного мешка» и Южного
Креста. Нижняя фотография ведет нас
от «Угольного мешка» в туманности
Киля направо к Большому Псу
и Единорогу; яркая звезда в нижнем
правом углу — Сириус.
Несмотря на мелкий масштаб, на
составной карте ясно выявляется ряд
важных особенностей, о которых мы
уже говорили. В некоторых местах
разрешающая способность
недостаточна, чтобы выделить отдельные
Знакомство с Млечным Путем
27
звезды, но в целом мы находим здесь
прямое подтверждение звездной
природы Млечного Пути. Изменение
внешнего вида, которое мы замечаем,
рассматривая составную фотографию,
вызвано не атмосферными помехами
или различием времени экспозиции,
а большей частью является
результатом действительного изменения
яркости вдоль Млечного Пути.
Млечный Путь в Стрельце гораздо более
впечатляющ, чем вблизи
Сириуса.
Мелкомасштабные фотографии,
использованные для изготовления
составной карты, были сняты через
специальные красные фильтры на
фотографической эмульсии,
чувствительной к красному свету. Это было
сделано для того, чтобы показать
не только звезды южной части
Млечного Пути, но и имеющиеся там
газовые туманности. Такие туманности
интенсивно излучают в красном свете
в линии водорода На и отчетливо
видны, если использовать
соответствующие комбинации цветных
фильтров и фотографической эмульсии.
Одна из самых больших и ярких
туманностей видна на нижнем снимке
рис. 3 слева от звезды Сириус.
Называется она туманностью Гама, по
имени Колина Гама, который в
начале своей астрономической карьеры
одним из первых занялся
фотографированием южной части Млечного
Пути широкоугольной камерой с
фильтрами. Он первым из астрономов
обратил внимание на эту
великолепную туманность.
Когда мы обращаемся к
детальному изучению Млечного Пути, нам
необходимы больший масштаб и
большая проницающая способность, чем
те, которые дают наши
короткофокусные камеры с малыми диаметрами
объектива. Вот здесь-то и выходят
на арену телескопы Шмидта с
диаметром объектива 24 дюйма и более,
а также большие рефлекторы. На
фронтисписе и рис. 13 изображена
известная туманность вблизи т] Киля,
поистине самая замечательная
диффузная туманность Млечного Пути,
но, увы, невидимая в наших
северных широтах. Рис. 13 показывает
туманность и окружающую ее
область, сфотографированные
телескопом Кертиса — Шмидта
Мичиганского университета на Межамериканской
обсерватории Черро-Тололо в Чили.
На фронтисписе помещена в
увеличенном виде фотография небольшой
части туманности; здесь нас
поражает грандиозный размах вихрей
межзвездного газа и запутанный
темный узор, налагающийся на эти
вихри.
Фотографии, приведенные в
книге, показывают главным образом
бросающиеся в глаза богатые звездами
области непосредственно в полосе
Млечного Пути. Картина выглядит
менее эффектной, если рассматривать
фотографии участков, находящихся
на некотором расстоянии от
галактического круга. Если сравнивать
фотографии различных звездных полей,
полученные с помощью одного и того
же телескопа и с одной и той же
экспозицией, то мы заметим, что
среднее число звезд на единицу
площади неба вблизи полосы Млечного
Пути или в ней больше, чем в поле на
некотором расстоянии от нее. Чем
больше телескоп и чем
продолжительнее экспозиция, тем более
разительным становится этот контраст
между числом звезд на участках,
близких к галактическому кругу и
удаленных от него. Уже само это
наблюдение подсказывает, что види-
28
Глава 1
мое явление Млечного Пути
характеризуется большой глубиной и что
наше Солнце расположено вблизи
центральной плоскости обширной,
сильно сплюснутой звездной системы.
МОДЕЛЬ МЛЕЧНОГО ПУТИ
Если бы мы писали детективный
роман, то мы бы постарались сначала
изложить все имеющиеся
свидетельские показания, а затем запрятать
разгадку куда-либо на
неразрезанные страницы в конец книги. Наша
история не так проста. Данные не
всегда достаточно полны, и поэтому
мы весьма далеки от разгадки тайны
Млечного Пути. В этих условиях мы
с одинаковым успехом можем выдать
наши «секреты» в самом начале.
Чтобы облегчить чтение, построим
модель системы Млечного Пути. То,
что мы описали на предыдущих
страницах, может послужить основой для
такой модели.
Как визуальные, так и
фотографические звездные подсчеты
показали, что самые слабые звезды
сравнительно сильнее концентрируются к
полосе Млечного Пути. Поскольку
в среднем слабые звезды являются
более далекими, мы имеем здесь
прямое доказательство того, что
Млечный Путь обрисовывает сплюснутую
систему звезд. Млечный Путь имеет
большую глубину: некоторые звезды
находятся на расстоянии сотен, а
другие — на расстоянии тысяч парсек от
Солнца [1 парсек (пс) = 3,26
светового года « 30 триллионов
километров]. Поскольку Млечный Путь
кажется нам лентой, опоясывающей
небо и делящей его на две почти
равные части, Солнце должно быть
расположено вблизи центральной
плоскости системы. Находится ли оно
где-то вблизи центра системы? В
течение многих веков астрономы
полагали, что это именно так, но если
вы внимательно прочли предыдущие
страницы, то могли бы заметить
указания на то, что Солнце расположено
далеко от центра Галактики. Одной
из самых замечательных
особенностей Млечного Пути, видимых
невооруженным глазом, является то, что
его половина с центром в звездных
облаках Стрельца шире и ярче, чем
в Орионе, Тельце и Возничем. Это
означает, что центр Галактики лежит,
по-видимому, в направлении
Стрельца.
Имеются многочисленные
доказательства того, что центр Галактики
расположен в направлении созвездия
Стрельца. Шаровые звездные
скопления характеризуются ярко
выраженной концентрацией к области
Стрельца. Шепли показал, что
шаровые скопления относятся к числу
самых далеких наблюдаемых
галактических объектов; неравномерность
их распределения является
серьезным доказательством существования
далекого центра в Стрельце.
Концентрация в направлении Стрельца
выявляется также у многих типов
объектов, которые можно наблюдать
на больших расстояниях от Солнца:
новые звезды, далекие переменные
звезды и планетарные туманности.
Другими доказательствами являются
вращение Галактики,
предполагающее существование удаленного
центра вращения в направлении облаков
в созвездии Стрельца, и, наконец,
наиболее интенсивное
радиоизлучение, исходящее точно из этой части
неба.
До сих пор мы не привели
никаких данных о приблизительных
размерах Млечного Пути. Об этом мы
Знакомство с Млечным Путем
29
расскажем в последующих главах,
но описание нашей модели мы можем
закончить и сейчас. Астрономы
единодушно считают, что центр
Млечного Пути лежит где-то на расстоя-
Рис. 14. Схематическая моделъГ алактики.
Внутри показанных на рисунке границ
сосредоточено подавляющее большинство
звезд Млечного Пути. Общий диаметр
нии между 8000 и 11 000 пс от
Солнца; наилучшим значением этой
величины является 10 000 пс.
Схематически модель Млечного
Пути изображена на рис. 14.
Конечно, никакой резко выраженной
границы нашей звездной системы не
существует. Сплошная линия на схеме
проведена через точки, где
пространственная плотность звезд не
превышает нескольких процентов этого
значения, характерного для
окрестностей Солнца. Но в последующих
главах мы время от времени будем
встречаться с особыми звездами за
пределами этих границ — звездами,
которые, безусловно, еще
принадлежат системе Млечного Пути.
Одна из основных проблем
исследования Млечного Пути —
получение данных о расположении звезд,
газа и пыли вблизи центральной
плоскости. Полвека назад была
высказана догадка, что наша звездная
система представляет собой,
по-видимому, спиральную галактику, а
Галактики в центральной плоскости
составляет около 30 000 пс. Солнце
расположено вблизи центральной плоскости
на расстоянии 10 000 пс от центра.
сейчас это твердо установленный
факт. Ниже мы увидим, что вблизи
нашего Солнца существует система
спиральных ветвей,
накладывающаяся на сравнительно равномерный
конгломерат ничем не примечательных
звезд. Спиральные ветви можно точно
и легко проследить, если
схематически изобразить положение бело-
голубых сверхгигантов и областей
наибольшей плотности межзвездного
газа и пыли.
А как обстоит дело с движениями
в системе Млечного Пути? Эта
звездная система, по всей вероятности,
вращается с колоссальной
скоростью вокруг своего центра. Это
и неудивительно, поскольку система
не могла бы оставаться такой
уплощенной, если бы отсутствовало
вращение в главной плоскости симмет-
Пентр
Галактики
30 000 пс
Вид сбоку
10 000 пс
Вид с полюса Галактики
30
Глава 1
Рис. 15. Большая спиральная туманность
Андромеды. Спиральная галактика в
Андромеде очень похожа на системуМлечного
Пути. На фотографии видны также два ее
спутника —эллиптические галактики. (По
фотографии, полученной на 48-дюймовой
камере Шмидта Паломарской
обсерватории.)
рии. Скорость вращения очень
велика; Солнце участвует в этом
вращении, двигаясь со скоростью примерно
250 км/с. Этого достаточно, чтобы
разогнать наших читателей до такой
скорости, которая позволила бы им
пробиться в область фантазии сквозь
главы, излагающие основные факты.
ТЕРМИНЫ
И ОСНОВНЫЕ ПОНЯТИЯ
Каждая наука вырабатывает свой
собственный специальный язык,
полезный и необходимый для общения,
но часто непонятный
непосвященным. Чтобы внести ясность, мы
сначала кратко расскажем в этом
разделе о некоторых терминах и
понятиях, которые должны знать все
собирающиеся изучать Млечный
Путь, прежде чем они начнут
изыскания в этой области.
Млечный Путь и Галактика.
Физическое явление, которое мы видим
Знакомство с Млечным Путем
31
Рис. 16. Спиральная галактика М 101 в
созвездии Большой Медведицы. Фотография
получена на 200-дюймовом рефлекторе
Хэйла. (Фотография обсерватории Хэйла.)
на небе, обычно называется полосой
Млечного Пути, или просто Млечным
Путем. Он простирается по небу
почти по большому кругу и
обрисовывает центральную плоскость системы
Млечного Пути, схематически
показанную на рис. 14. Система Млечного
Пути, состоящая примерно из
100 млрд. звезд и содержащая
межзвездный газ и пыль, является
звездной системой, к которой
принадлежит и Солнце — рядовая звезда.
В наблюдаемой области
Вселенной имеются миллионы других
звездных систем, похожих на нашу, и мы
называем их галактиками. Другими
словами, система Млечного Пути
представляет собой лишь одну из
многих галактик, и мы можем
считать ее нашей собственной
Галактикой. Многие галактики, включая
нашу собственную, обладают
спиральной структурой; о них говорят, что
это — спиральные галактики в
отличие от галактик более аморфной
формы — эллиптических и неправильных.
Для всех наблюдателей, кроме
немногих, располагающих очень
большими телескопами, спиральные
галактики выглядят как туманности,
32
Глава 1
Рис. 17. Большое Магелланово Облако.
Галактика — спутник Млечного Пути.
(Фотография получена с телескопом
Арма — Дансинк — Гарвард
Бойденской обсерватории.)
причем визуально различить их
спиральную структуру нельзя. По этой
причине спиральные галактики
часто называют спиральными
туманностями (название, которое устарело
и неправильно), а другие типы
соответственно эллиптическими и
неправильными туманностями; обладатели
Знакомство с Млечным Путем
зз
небольших телескопов любят
показывать своим друзьям туманность
Андромеды, которая на самом деле
является спиральной галактикой
(рис. 15). К истинным туманностям
Рис. 18. Небесная сфера. Рисунок помогает
наглядно представить себе сферические
координаты: прямое восхождение и
относятся лишь газовые туманности,
подобные туманностям в Орионе и
Киле, либо пылевые туманности,
например туманность, связанная со
звездным скоплением Плеяды, или
южный «Угольный мешок».
Первый каталог звездных
скоплений, туманностей и галактик был
составлен полтора века назад
французским астрономом Шарлем Мессье,
и большинство ярких объектов до сих
пор в основном обозначается
номерами по каталогу Мессье. Например,
«Мессье 31» (М 31) — туманность
Андромеды (спиральная галактика), а
«Мессье 42»— туманность Ориона.
Астрономам часто приходится
обращаться к более обширным каталогам
скоплений туманностей и галактик,
составленным Дрейером: «Новому
общему каталогу» (NGC) и «Допол-
Северньш
полюс мира
склонение. Прямое восхождение
изображенной на нем звезды составляет примерно
75°(5^), а склонение +40°.
нительному каталогу» (1С); тогда
М 31 соответствует обозначение
«NGG 224». Для наших целей, как
правило, достаточно номера по
каталогу Мессье.
Магеллановы Облака. Наша
система Млечного Пути связана в
пространстве с двумя меньшими
звездными системами — Большим и
Малым Магеллановыми Облаками
(рис. 17). В книге Шепли
«Галактики» *), одной из Гарвардской серии
книг по астрономии, подробно рас-
*) Имеется русский перевод: Шепли,
Галактики, Гостехиздат, М. —Л., 1948.—
Прим. ред.
Южный
полюс мира
34
Глава 1
сказывается об этих ближайших
соседних галактиках,
сопровождающих нашу Галактику, как два
спутника сопровождают планету.
Галактические широта и долгота.
Чтобы зафиксировать на небе ПОЛО-
Рис. 19. Галактические широта и долгота.
Изображенная на рисунке звезда имеет
галактическую долготу I = 100° и
жение звезд и других небесных
объектов, введем воображаемую небесную
сферу очень большого радиуса,
концентричную с Землей (рис. 18).
Продолженная ось вращения Земли
пересекает нашу воображаемую сферу
в двух точках, называемых северным
и южным небесными полюсами или
полюсами мира. Северный полюс
мира будет прямо над головой
наблюдателя, стоящего на Северном
полюсе Земли. Проведем теперь большой
круг посередине между двумя
полюсами и назовем его небесным
экватором. После этого нанесем на
небесный экватор точку весеннего
равноденствия, в которой Солнце
пересекает экватор в начале весны в нашем
северном полушарии. Положение
любой звезды или другого небесного
галактическую широту Ъ = -\-20°
(приближенно)] ее прямое восхождение
около 20^ и склонение примерно -\-70°.
объекта можно теперь определить
его координатами: прямым
восхождением и склонением. Склонение,
выраженное в градусах, показывает,
как далеко находится объект на
небесной сфере к северу или к югу
от небесного экватора; прямое
восхождение измеряет расстояние
объекта (вдоль небесного экватора в часах,
минутах и секундах; 1 час = 15°)
к востоку от точки весеннего
равноденствия. Поскольку положения
небесных полюсов, экватора и точки
весеннего равноденствия медленно
Северный
полюс
Галактики
Северный
полюс мира
Точка
весеннего
равноденствия
Галактический'
экватор
Южный
полюс мира
Знакомство с Млечным Путем
35
и непрерывно меняются, прямое
восхождение и склонение данного
объекта не остаются постоянными, и мы
относим все прямые восхождения
и склонения к выбранной эпохе,
например к 1900, 1950 или 2000 гг.
Экваториальная система
координат является основной для
определения положения объектов, но для
изучения Млечного Пути мы часто
предпочитаем пользоваться
специальной системой, лучше
приспособленной для этой работы. Мы
отметили, что полоса Млечного Пути
приближенно совпадает с большим
кругом на небесной сфере. Для целей
исследования проведем большой круг
на небесной сфере по полосе
Млечного Пути, как мы ее видим, и
назовем этот круг галактическим
экватором (рис. 19). Точки, отстоящие на
90° от галактического экватора по
обе стороны от него, называются
северным и южным полюсами
Галактики. Положение любого
объекта на небе можно тогда определить
его галактической широтой,
измеренной в градусах к северу или югу
от галактического экватора, и его
галактической долготой, измеренной
в восточном направлении вдоль
галактического экватора. Началом
отсчета, или нулем галактической
долготы, по международному
соглашению принята точка на галактическом
экваторе, соответствующая
направлению на центр Галактики.
Галактический экватор наклонен по
отношению к небесному экватору
примерно на 62°. Координаты центра
Галактики для эпохи 1950,0
следующие: 17h42m37s (прямое
восхождение), —28°57' (склонение).
Координаты северного полюса Галактики на
эпоху 1950,0 равны: 12h49m02s (прямое
восхождение), +27°23' (склонение).
ТЕЛЕСКОПЫ
И ВСПОМОГАТЕЛЬНОЕ
ОБОРУДОВАНИЕ
Основными инструментами
астрономов являются телескопы
различных типов. Для исследований
Млечного Пути необходимы самые лучшие
и наиболее мощные телескопы.
Полезно будет напомнить читателю об
основном различии между
рефракторами (телескопы с линзами) и
рефлекторами (телескопы с
параболическими зеркалами). Для
фотографирования Млечного Пути наиболее
пригодными оказались рефракторы
с несколькими линзами, особенно те,
которые позволяют получать снимки
больших площадей неба на одной
фотографии с наилучшей четкостью;
эти фотографические рефракторы
часто называют камерами, хотя их
апертуры (диаметры главных линз)
могут достигать 15—20 дюймов.
Наибольшими из применяемых сейчас
телескопов являются рефлекторы,
в которых свет собирается
тщательно отшлифованным и
отполированным параболическим зеркалом,
покрытым тончайшим слоем алюминия.
Эти инструменты — наши самые
мощные собиратели света, но их
недостатком является сравнительно
малая площадь четко
сфокусированного изображения.
Создание телескопа типа
Шмидта (рис. 24) оказалось подлинным
благодеянием для исследователей
Млечного Пути. Этот телескоп
состоит из главного сферического
зеркала и коррекционных линз,
установленных вблизи центра кривизны
зеркала. Эта комбинация позволяет
прекрасно фокусировать
значительный участок неба при большой све-
36
Глава 1
Рис. 20. Обсерватория Стюарда на Китт-
Лик в Аризоне. Справа — купол
90-дюймового рефлектора, слева—купол
36-дюймового рефлектора. Первый
оптический пульсар был открыт с помощью
специального электронного оборудования,
установленного на 36-дюймовом
рефлекторе. (Фотография Аризонского
университета.)
тосиле крупного главного зеркала.
Модификации таких телескопов,
например камеры Вейкера — Шмидта,
являются развитием основного
принципа, предложенного Шмидтом
(Гамбург) в 1929 г. Наиболее известен
из этих телескопов 48-дюймовый
телескоп Шмидта Паломарской
обсерватории (рис. 25), который
использовался для фотографирования в си-
них и красных лучах всей области
неба, видимой с горы Пал омар в
южной Калифорнии. Атлас, называемый
«National Geographic — Palomar Sky
Survey», содержит 1000 фотографий
в синих лучах и 1000 фотографий
в красных лучах. Каждая
фотография охватывает область неба 6° X 6°.
Ни одна библиотека обсерватории
не может считаться полной, если
в ней нет комплекта этого атласа,
предпочтительно на стеклянных
пластинках.
Новым типом телескопа, очень
важным для исследования Млечного
Пути, является радиотелескоп. В
своей простейшей форме он подобен
параболическому рефлектору
оптической астрономии, увеличенному до
размеров, необходимых для
радиоисследований Млечного Пути. К
числу самых крупных радиотелескопов,
расположенных в северном
полушарии и используемых для
исследования Галактики, относятся
100-метровый полноповоротный
параболический радиотелескоп вблизи Бонна
Знакомство с Млечным Путем
37
Рис. 21. 90-дюймовый рефлектор в Аризоне. (Фотография Аризонского
обсерватории Стюарда на Китт-Пик университета.)
38
Глава 1
Рис. 22. Куполы 150-дюймового рефлектора
и 24136-дюймового телескопа Кертиса —
Шмидта Мичиганского университета на
Межамериканской обсерватории в Черро-
Тололо (Чили). (Фотография авторов.)
Знакомство с Млечным Путем
39
Рис. 23. 158-дюймовый рефлектор Мэйолла
Национальной обсерватории Китт-Пик в
Аризоне. (Фотография обсерватории
Китт-Пик.)
40
Глава 1
Рис. 24. Телескоп Арма — Дансинк —
Гарвард системы Бейкера — Шмидта
Бойденской обсерватории. (Фотография
журнала «The Friend», Блумфонтейн,
Южная Африка.)
(ФРГ) и прецизионные 42-метровый
и 90-метровый радиотелескопы
Национальной радиоастрономической
обсерватории в Грин-Бэнке (шт.
Западная Виргиния) (рис. 26 и 27).
В южных широтах уже долгие годы
основные исследования ведутся на
прецизионном 63-метровом телескопе
в Парксе (Новый Южный Уэльс,
Австралия).
В последующих главах мы
опишем несколько наиболее полезных
вспомогательных инструментов,
чаще всего используемых
исследователями Млечного Пути, а сейчас
бегло упомянем о некоторых из них.
Успех прямого фотографирования
Млечного Пути целиком зависит от
качества имеющихся
фотографических эмульсий (чувствительность,
зернистость и цветочувствительность)
и от характеристик специальных
цветных фильтров, применяемых в
каждом отдельном случае. Для
изучения спектров отдельных звезд или
звездных полей нам требуется
вспомогательное спектрографическое
оборудование. Основной инструмент —
это либо сравнительно небольшой
спектрограф, установленный в
ньютоновском или кассегреновском фокусе
большого рефлектора, либо — для
Знакомство с Млечным Путем
41
Рис. 25. 48-дюймовая камера Шмидта
обсерватории Маунт-Паломар, которая
использовалась при составлении
Лаломарского атласа неба.
42
Глава 1
Рис. 26. Радиотелескопы Национальной
радиоастрономической обсерватории в Грин-
Бэнке (Западная Виргиния). Три телескопа
справа представляют собой
интерферометр, служащий для точного
определения координат радиоисточников.
На переднем плане слева — 90-метровый
радиотелескоп на азимутальной установке,
поворачивающейся только по высоте, который
был очень эффективно использован для
исследований на длине волны 21 см (см. гл. 8
и 10). В настоящее время покрыт куполом,
прозрачным для радиоволн. На заднем
плане виден 42-метровый радиотелескоп
(см. рис. 27). (С разрешения Национальной
радиоастрономической обсерватории.)
получения спектра с наибольшей
возможной дисперсией — спектрограф
кудэ. Фотографирование спектров
сопровождается автоматической
фотоэлектрической регистрацией. Для
усиления фотографических
изображений служит метод электронного
преобразования. Точность при
измерении блеска и цвета звезд в
основном обеспечивается
фотоэлектрическим фотометром. Основные
стандарты устанавливаются
фотоэлектрическим методом, а затем они
служат для распространения измерений
на многие звезды уже с помощью
фотографических пластинок.
Фотографические и особенно фотоэлек-
Знакомство с Млечным Путем
43
Рис. 27. 140-футовый полноповоротный
радиотелескоп Национальной
радиоастрономической обсерватории в
Грин-Бэнке (шт. Западная Виргиния).
(С разрешения Национальной
радиоастрономической обсерватории.)
44
Глава 1
трические и спектральные
исследования проводятся за пределами
традиционных фиолетовой, синей,
зеленой, желтой, оранжевой, красной
областей спектра. Исследования
Млечного Пути с космических
аппаратов производятся и за пределами
ближней ультрафиолетовой
области — в лучах более коротких длин
волн вплоть до рентгеновских. В
последние годы достигнуты большие
успехи в исследованиях
инфракрасной части спектра. Эти успехи
настолько велики, что практически
заполнен существовавший до недавнего
времени разрыв между ближней
инфракрасной областью и областью
радиоволн.
Достижения в разработке и
усовершенствовании инструментов
способствуют дальнейшему развитию
исследований Галактики. Наши
современные большие рефлекторы часто
имеют главные зеркала с
отражающей поверхностью, несколько
отклоняющейся от традиционной
параболической формы. Если их
использовать в сочетании со специально
сконструированными вторичными
зеркалами, то такие кассегреновские
комбинации обеспечивают широкие поля
хорошего качества на фотографиях.
Одна фотография может с почти
абсолютной точностью воспроизводить
области неба диаметром около 1°и более.
Исследования Млечного Пути,
как и вся астрономия, да и вообще
вся современная наука, получают
огромный выигрыш от развития
автоматики и электронной
вычислительной техники. Теперь вполне
осуществимы такие гигантские
мероприятия, как измерение блеска, цвета
и собственных движений сотен тысяч
звезд.
Исследователи Млечного Пути
должны уделять большое внимание
своим основным инструментам и
методам, добиваясь наиболее полного
и эффективного их использования.
Качество наших исследований
целиком зависит от точности и
правильного применения инструментов.
ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ
Глаза — это наш первый оптический
инструмент. Небо простирается перед
нашими взорами, и потому
астрономия — скорее наблюдательная, чем
экспериментальная наука. Но глаза
слабы, и мы не можем надолго
запечатлеть увиденное, поэтому мы
строим телескопы, которые могут
собирать больше света; фотографические
камеры, запечатлевающие
изображения; призмы и спектрографы,
разлагающие свет в спектр; фотометры,
более чувствительные, чем глаза, и
позволяющие точно измерить блеск
и цвет звезд.
Наши глаза чувствительны
только к той части спектра, которая
занимает область от
сине-фиолетового до красного цвета. На рис. 28
Видимая
область
показаны все диапазоны длин волн,
которые можно обнаруживать и
исследовать современными приборами,
собирающими и регистрирующими
свет. Видимый свет представляет
собой лишь один из наблюдаемых видов
электромагнитного излучения.
Каждая электромагнитная волна
характеризуется длиной или частотой
колебаний. Длины волн видимого,
ультрафиолетового и инфракрасного
излучений измеряются в ангстремах.
Один ангстрем (1 А) равен одной
стомиллионной сантиметра (10~8 см).
Но длину радиоволн удобнее
измерять не в миллиметрах, а в
сантиметрах или даже в километрах!
Астрономы, работающие в радио-
и инфракрасном диапазонах спек-
у-ЛуЧИ
1 10
о
Длина волны, А
1000 10 000 100 000
Оптическое окно
0,01 0,1
Длина волны, см
10 100
Радио окно
Рис. 28. Спектр электромагнитного
излучения от у-лучей до длинных радиоволн.
На нижней полосе незаштрихо ванные
области — радио- и оптическое «окна»
прозрачности атмосферы] области
атмосферного поглощения заштрихованы.
Верхняя полоса — диапазон излучений,
который можно зарегистрировать на
космической ракете или искусственном
спутнике, поднявшемся над земной
атмосферой. Поглощение водородом и в некоторой
степени гелием ослабляет свет далеких
звезд в ультрафиолетовой области далеко
за пределом, обусловленным земной
атмосферой. Однако заметьте, что у-лучи,
большая часть рентгеновских лучей и
излучение в других областях спектра
наблюдаются без особых помех. Показан
узкий диапазон волн, к которым чувствителен
глаз. (Из книги Л. Аллера «Атомы, звезды
и туманности», изд-во «Мир», М., 1976.)
46
Глава 2
тра, часто предпочитают
пользоваться частотой излучения, а не длиной
волны. Поскольку длина волны Я,
умноженная на частоту v, равна
скорости света с, то
v = c/X.
Частота, равная 1 колебанию в
секунду, называется герцем (Гц) в честь
великого немецкого физика Генриха
Герца. Радиоастрономы измеряют
частоты в мегагерцах (МГц): 1 МГц =
= 1 000 000 Гц.
На рис. 28 изображены
диапазоны длин волн всех видов излучения,
которые мы можем в настоящее
время наблюдать. За фиолетовым, или
коротковолновым, концом области
синих лучей идут невидимые
ультрафиолетовые лучи, затем
рентгеновские и гамма-лучи; за красным
концом видимой области спектра —
близкие инфракрасные тепловые лучи,
а за ними — далекие инфракрасные
лучи и область микроволнового
радиоизлучения. Излучение за
пределами видимой области спектра
можно изучать с помощью
фотографической пластинки или специальных
приемных устройств, например
фотоэлемента для сине-фиолетового
диапазона. Мы используем специальные
элементы, чувствительные к
инфракрасному излучению, болометры и
термопары для инфракрасных лучей
и радиотелескопы для радиоволн.
Искусственные спутники Земли
выносят инструменты за пределы
земной атмосферы. Спутники особенно
способствовали расширению наших
знаний о далеком ультрафиолетовом
излучении и рентгеновских лучах,
приходящих от звезд и туманностей
нашей Галактики.
БЛЕСК ЗВЕЗД
Один из первых вопросов, на которые
нам хочется ответить, «Сколько звезд
на небе?». Но даже если мы и смогли
бы ответить на этот простой вопрос,
мы сразу же захотели бы узнать,
каково число звезд разных звездных
величин. И сразу же мы
сталкиваемся с одной из самых трудных
проблем современной астрономии: как
точно измерить количество света,
доходящее до нас от каждой звезды.
Поскольку человеческий глаз был
первым инструментом, примененным
для наблюдений звезд, нам нужно
в первую очередь разобраться в
простых правилах, которыми мы
руководствуемся при визуальной оценке
блеска. Наши определения различий
яркости двух источников света всегда
носят скорее относительный, чем
абсолютный характер. Две слабые
звезды могут казаться значительно
различающимися по блеску, но две
яркие звезды, различающиеся между
собой на ту же самую абсолютную
величину, будут выглядеть почти
одинаковыми, так как в последнем
случае различие составляет лишь
незначительную долю полного
возбуждающего воздействия на глаз.
Другими словами, глаз оценивает
отношение блесков, а не абсолютную
разность.
Звезды, видимые невооруженным
глазом, были впервые разбиты на
классы по их блеску Гиппархом.
Позже было решено, что его шесть
«звездных величин» должны быть
выбраны так, чтобы стандартная звезда
первой звездной величины (1ш)
(средняя из 20 самых ярких звезд неба)
давала бы в 100 раз больше света,
чем звезда шестой звездной величины
(6т), находящаяся на пределе зре-
Данные наблюдений
47
ния. Поскольку нас интересует
отношение блеска, мы определяем
различие в 1т как отношение, равное
корню пятой степени из 100, т. е. 2,512.
Различие в 2т соответствует
отношению блеска 2,5122 = 6,31, в Зт —
отношению 2,5123 = 15,85, в 4Ш —
отношению 2,5124 = 39,82 и в 5т —
отношению 2,5125 = 100.
Пожалуй, следует остановиться
на минуту и посмотреть, насколько
мощной может быть геометрическая
прогрессия такого рода. Звезда 6т
излучает в 100 раз меньше света,
чем звезды 1ш; звезда 11т излучает
в 10 000 раз меньше света, чем
звезда 1т. С помощью 200-дюймового
телескопа можно регистрировать и
измерять звезды 23ш. Такая звезда
дает в 2,51222, или в 630 000 000 раз
меньше света, чем звезды 1т.
Обратите внимание на то, что у самых
слабых звезд самые большие
звездные величины! Мы начинаем отсчет
с нулевой звездной величины
(звезды, подобные Веге или Капелле);
но такая звезда, как Сириус, которая
ярче Беги, тогда имеет
отрицательную звездную величину, в данном
случае — 1,5т.
ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКАЯ
ФОТОМЕТРИЯ
Инструменты, используемые для
точного измерения блеска и цвета звезд,
называются фотометрами.
Наилучшим из фотометров, предназначенных
для того, чтобы по чувствительности
и точности превзойти человеческий
глаз, является фотоэлектрический
фотометр. Это — инструмент самой
высокой точности, сравнительно
простой в работе. Свет звезды попадает
в очень чувствительную
фотоэлектрическую трубку, или на
фотоэлемент, и выбивает электроны, которые
создают очень слабый ток. Сила
тока прямо пропорциональна
интенсивности света, падающего на
фотоэлемент. Электроны, выбиваемые
падающим светом звезды, ускоряются
электрическим полем фотоэлемента
и ударяются о вторую
чувствительную поверхность, из которой каждый
первичный электрон может выбить
два или больше электронов. Этот
процесс называется
фотоумножением, а электронные трубки —
фотоумножителями. Обычно
используется фотоумножитель IP 21. В
большинстве современных
фотоумножителей, применяемых в астрономии,
происходит не менее девятр1
последовательных стадий фотоумножения,
и таким образом достигается
усиление порядка 1 000 000 раз.
Полученный ток проходит через усилитель
и, в более старых инструментах,
регистрируется колебаниями пера,
движущегося по рулону бумаги. На
рис. 29 схематически показана запись
фотоэлектрического фотометра. У
современных инструментов подобная
регистрация отсутствует, и усиленные
токи регистрируются численно в
форме, удобной для последующей
обработки на ЭВМ.
В трубке фотоумножителя
постоянно существуют электрические токи
теплового происхождения, даже
когда на фоточувствительную
поверхность никакого света и не падает.
В качестве меры фототока,
производимого светом звезды, мы берем
разность между отсчетами на записи,
когда свет звезды падает на
фоточувствительную поверхность и когда он
отсутствует. Измерения «нулевого»,
или «темнового», тока производятся
через определенные промежутки
времени в течение всего периода наблю-
48
Глава 2
дений, как показано на рис. 29.
Шкала отношений блеска, или
звездных величин, устанавливается
непосредственно при регистрации и
стандартные звезды наблюдаются
регулярно для двух целей: для отнесения
звездных величин к согласованному
нуль-пункту и для устранения эффек-
Рис. 29. Схема фотоэлектрического
фотометрирования. Фотоэлектрический
фотометр обычно снабжен одним или
большим числом фильтров. На этом
схематическом рисунке звезду сначала
наблюдают в голубых лучах (гол.), потом
в желтых (желт.), затем наблюдения
повторяют. После того как проведены
наблюдения звезды, наблюдается (также
тов изменяющегося атмосферного
поглощения.
В наблюдения включается также
так называемый «отсчет от фона неба»
(рис. 29). Хотя небо кажется черным,
фон неба имеет легко измеримую
яркость, входящую составной частью
при регистрации. Большая часть
излучения фона неба устраняется
из измерений при наблюдениях
звезды через диафрагму малого диаметра,
установленную в фокальной
плоскости телескопа, но крошечный
участок неба всегда «ухитряется»
проникнуть через диафрагму вместе со
звездой. Чтобы исключить фон неба,
мы последовательно берем два
отсчета: один — для звезды вместе с
излучением фона и второй — для участка
неба близ звезды, но без нее;
разность этих отсчетов дает излучение
самой звезды. При попытках
измерить слабые звезды в полосе
Млечного Пути возникают особые
проблемы, так как нелегко получить
отсчеты от соседних участков неба,
свободных от звезд.
в обоих цветах) область неба, где нет
видимых здвезд. Затем следуют наблюдения
второй звезды и повторяется полный цикл
наблюдений первой звезды. По кривым можно
получить отношение блеска двух звезд
(равное разности звездных величин) в
голубых (гол.) и желтых (желт.) лучах.
Первая звезда в голубом свете ярче, чем
в желтом, вторая — наоборот.
Одним из преимуществ
фотоэлектрического фотометра является то,
что его показания меняются прямо
пропорционально количеству света,
полученного от звезды: увеличение
вдвое количества света, попадающего
в инструмент, дает двойное
отклонение самописца. Точность
фотоэлектрических измерений может быть
очень высокой: блеск любой звезды
определяется с точностью до 0,002—
0,003 звездной величины.
Современные фотоэлектрические методы были
первоначально разработаны Стеббин-
сом и Уитфордом в Висконсинском
университете и на обсерватории Ма-
унт-Вилсон. Фотоэлектрические
фотометры являются сейчас
стандартным оборудованием практически всех
Гол.
гш_
Нулевой отсчет
Желт.
Гол/
•Желт.
Желт.
Гол.
Гол.
Желт.
Нулевой отсчет
Звезда 1 Небо Звезда 2 Звезда 1
Данные наблюдений
49
обсерваторий северного и южного
полушарий.
Бауму (обсерватории Маунт-Вил-
сон и Паломар) первому удалось
фотоэлектрически измерить блеск
звезды 23?п с помощью 200-дюймового
телескопа Хэйла. Для этого
потребовалась специальная подготовка и
специальная методика
фотоэлектрических измерений, несколько
отличающаяся от только что описанной
нами. Поскольку звезда слишком
слаба, чтобы наблюдатель мог
увидеть ее в телескоп, приходится
прибегать к особым методам наведения
инструмента. Сначала
фотографируется выбранный участок, а затем
с помощью измерительного
прибора определяется положение
слабой звезды относительно соседней
яркой. Фотометр устанавливается на
специальной раме, прикрепленной
к телескопу. Точные линейные
шкалы позволяют перемещать фотометр
совершенно определенным образом
в стороны или вверх и вниз.
Сначала более яркая из двух звезд
центрируется на диафрагму, а затем
фотометр передвигается точно на
величину, полученную по измерениям,
сделанным фотографически. Теперь
на диафрагму центрируется слабая
звезда, и ее звездная величина может
быть определена обычным методом.
Для таких очень слабых звезд мы
не измеряем мгновенный
электрический ток, генерированный их светом,
а подсчитываем полное число
световых квантов, или фотонов,
зарегистрированных за период от
нескольких минут до нескольких часов, и
сравниваем его с числом фотонов,
полученных в течение такого же
промежутка времени от несколько более
яркой звезды известного блеска.
ЦВЕТА ЗВЕЗД
Цветовые характеристики системы
звездных величин определяются
диапазоном длин волн, регистрируемых
приемником, будь то фотоэлемент
или фотографическая пластинка, и
полосой пропускания используемых
фильтров. Одной из широко
используемых в настоящее время систем
звездных величин является
стандартная система UBVRI,
впервые предложенная и разработанная
Г. Л. Джонсоном. В этой системе
ультрафиолетовые звездные
величины (U) получаются, если поместить
специальный ультрафиолетовый
фильтр на пути света от звезды к
фотоумножителю. Этот фильтр имеет
максимальную пропускающую
способность на длине волны 0,35
микрона (1 мкм = 0,001 мм), причем
диапазон пропускаемых волн имеет
ширину 0,07 мкм. Чтобы получить
синие звездные величины (#), мы
используем стандартный фильтр с
максимальной пропускающей
способностью у длины волны 0,43 мкм
с полосой пропускания шириной,
близкой к 0,10 мкм; для визуальны?,
величин (V) центр полосы
пропускания находится у 0,55 мкм, а ширина
полосы составляет 0,08 мкм. Для
инфракрасной области используются
две стандартные величины: R (у
0,7 мкм) и / (у 0,9 мкм). Система
UBVRI была принята
Международным астрономическим союзом в
качестве стандарта. Специально
выбранные звезды определяют нуль-
пункт, от которого отсчитываются
звездные величины в каждом
установленном цвете, а измеренные
величины всех других звезд
сопоставляются с этими стандартами.
50
Глава 2
Цвет каждой звезды
характеризуется ее показателем цвета.
Например, один из показателей цвета
звезды определяется как разность между
синей (В) и визуальной (V)
звездными величинами звезды;
записывается он В — V. Подобным же
образом можно определить и другие
показатели цвета любой звезды: U — В,
V — R и R — I.
Свет звезд настолько сильно
поглощается земной атмосферой в
области длин волн короче 0,3 мкм, что
нет никакой возможности
использовать для этой области стандартную
систему, по крайней мере для
исследований, ведущихся с обсерваторий,
расположенных на поверхности
Земли. Положение меняется при
наблюдениях с искусственных спутников.
В настоящее время ведутся широкие
исследования с орбитальных
обсерваторий, расположенных на
спутниках. В наши дни представляется,
что даже с космических обсерваторий
мы имеем еще довольно мало
возможностей для проведения исследований
на длинах волн короче 0,09 мкм,
главным образом из-за
«галактического тумана», образованного
атомами нейтрального водорода
межзвездного газа, которые поглощают
большую часть далекого
ультрафиолетового излучения за так
называемым пределом Лаймана.
ФОТОМЕТРИЯ
В ИНФРАКРАСНОЙ ОБЛАСТИ
В последние 10 лет весьма активно
развивается фотометрия в
инфракрасной области. Пионерские
исследования здесь принадлежат
Джонсону и Лоу (Аризонский
университет), а также Беклину, Нойгебауэру,
Лейтону и др. (Калифорнийский
технологический институт и
обсерватория Хэйла). Стандартные
фотоумножители, чувствительные к синим
лучам, можно использовать в диапазоне
между далекой ультрафиолетовой
(0,32 мкм) и визуальной (0,6 мкм)
областями спектра, но их
чувствительность быстро падает при
переходе к более длинным волнам. Для
работы в близкой инфракрасной
области очень хороши фотоэлементы с
катодами из окиси цезия с серебром;
они великолепно приспособлены
к диапазону от 0,6 до 1,2 мкм. Эти
фотоэлементы, чувствительные к
близкой инфракрасной области,
используются с тем же электронным
оборудованием, что и
фотоумножители IP 21, причем для ликвидации
излишнего фонового шума
необходимо лишь охлаждение
углекислотой. В промежуточной инфракрасной
области (от 1 до 4 мкм) наиболее
эффективны фотоэлементы из
сульфида свинца, которые необходимо
охлаждать до температуры жидкого
азота. Земная атмосфера весьма
интенсивно поглощает в диапазоне длин
волн от 1 до 4 мкм, особенно вблизи
1,8 и 2,8 мкм, но вблизи 1,3, 2,2
и 3,4 мкм имеются «окна»
прозрачности. Для получения наилучших
результатов необходимо проводить
наблюдения в сухой местности с
вершин гор высотой 2700 м и
больше, чтобы над инструментом
находилось минимальное количество паров
воды.
Наблюдения в диапазоне больших
длин волн требуют совершенно
иного типа приемников излучения.
С большим успехом Лоу применял
германиевый болометр, работающий
при температуре жидкого гелия.
Таким методом удается регистрировать
Данные наблюдений
51
излучение с длиной волны от 4 до
22 мкм, но наблюдениям мешает
поглощение атмосферы и
неравномерное свечение ночного неба.
Наихудшие результаты получаются в
области вблизи 6,5 мкм, а у 5,0 и 10,2 мкм
имеются сравнительно прозрачные
окна, используемые для измерений.
От большей части атмосферного
поглощения можно избавиться,
производя наблюдения с самолетов,
поднимающихся на высоту 12—15 км.
Пробел между оптическими и
радиоволнами был наконец-то заполнен,
когда Лоу удалось произвести
болометрические измерения на длине
волны 1 мм!
СТАНДАРТЫ
БЛЕСКА И ЦВЕТА
Первая основная задача
фотометриста-астронома, измеряющего
звездные величины и показатели цвета
звезд,— установление на небе
широкой и всеобъемлющей сети
стандартных звезд, для которых определены
звездные величины и цвета, причем
эти звезды должны быть равномерно
распределены по небу как в южном,
так и в северном полушарии.
Введение такой сети требует точных
измерений с помощью вполне
определенных систем фильтров и
фотоэлементов с постоянными свойствами.
Необходимо также, чтобы наблюдатель
уделял очень большое внимание
проблеме атмосферного поглощения,
влияние которого должно быть
устранено прежде, чем будут установлены
окончательные значения звездных
величин и показателей цвета. Гарольд
Джонсон, ныне работающий в
университете Мехико, произвел
подобные измерения для системы цветов
UBV, которая им же была
предложена. Составленные им и его
сотрудниками списки содержат данные о
нескольких сотнях звезд, многие из
которых находятся в южном
полушарии неба. Подготовлены также
дополнительные списки, содержащие
результаты измерений в красном (R)
цвете и в различных участках
инфракрасной области спектра (/ и др.)-
Эти списки являются основой всей
современной фотометрии. Они почти
полностью заменили более старые
фотографические стандарты, в
частности широко известный Северный
Полярный Ряд, введенный в начале
нашего столетия.
Астроном, желающий получить
фотоэлектрические стандарты любого
участка неба или же
намеревающийся измерить величины UBV
определенной звезды, может взять в
качестве эталона ближайшие стандартные
звезды из списка Джонсона.
Результат измерений выразится в том, что
астроном получит надежные
значения звездной величины V и
показателей цвета В — V и U — В.
Следующий шаг (или шаги) будет
зависеть от характера тех исследований,
которыми занимается астроном. Если
он исследует переменную звезду, то
он может установить колебания ее
блеска, измеряя в разное время
звездную величину В и показатели
цвета В — V ж U — В относительно
звезды, которая, как предполагают,
не меняет блеска. Он может также
путем сравнения со стандартными
звездами определить звездные
величины и показатели цвета сотен звезд
особого класса, скажем белых
карликов. Поскольку, как мы уже
отмечали, у современных
фотоэлектрических фотометров показания прямо
пропорциональны количеству
упавшего на них света, измерение разно-
52
Глава 2
стей звездных величин и
показателей цвета звезд, заметно
различающихся по блеску, является простым
делом.
Перед нами встает совершенно
иная проблема, когда мы хотим
измерить звездные величины и показатели
цвета нескольких сотен звезд на
небольшом участке неба. Такая
проблема может, например, возникнуть
либо при изучении рассеянных или
шаровых скоплений, либо при
измерении звездных величин и
показателей цвета всех бело-голубых звезд
в полосе Млечного Пути. Сначала
мы устанавливаем стандартную
последовательность звездных величин
и цветов, скажем, для 30 звезд,
включающую известные
фотоэлектрические стандарты.
Последовательность вполне может включать звезды
в диапазоне визуальных звездных
величин V от 8 до 18т и с
разнообразными показателями цвета В — V
и U — В. Затем мы прибегаем к
фотографической интерполяции,
используя в качестве стандартов
фотоэлектрическую последовательность,
чтобы определить V, В — V, U — В
для всех интересующих нас звезд.
Для этого фотографируют изучаемую
область неба в лучах U, В, V,
подбирая соответствующие комбинации
цветных фильтров и фотографических
эмульсий. Фотоэлектрические
значения U выбранных стандартных
звезд последовательности, которые
все вышли на фотографии, снятой
в лучах С/, используются как
стандарты для измерения звездных
величин U других интересующих нас
звезд. Аналогичным образом мы
измеряем велргчины В и V.
Фотографические измерения могут целиком
производиться в лаборатории с помощью
фотографического денситометра —
инструмента, измеряющего размеры
и плотность фотографических
изображений звезд. Как правило, мы
пользуемся линейной интерполяцией.
Совершенно очевидно, что наиболее
эффективно можно проводить такие
измерения с помощью современных
автоматических устройств и ЭВМ.
На рис. 30 довольно отчетливо видны
наиболее заметные фотографические
эффекты цвета. Фотографическая
пластинка экспонировалась дважды:
в ультрафиолетовых лучах (U) и
в голубых лучах (В). Голубые звезды
легко отличимы от красных.
Крупным недостатком системы
UBV и аналогичных систем является
то, что полосы пропускания
фильтров довольно широки, часто
слишком широки для детального
исследования физических свойств звезд и
межзвездной среды. В 50-х годах
Стрёмгрен и Кроуфорд, работавшие
тогда на Йеркской обсерватории,
предложили подходящие системы
фотометрии с промежуточной и узкой
полосами пропускания. Ниже
приводятся характеристики
разработанной ими системы uvby:
и
V
Ъ
У
Центральная длина
волны,
мкм
0,35
0,41
0,47
0,55
Ширина
полосы
пропускания
фильтра,
мкм
0,038
0,020
0,020
0,020
Области
Ультрафиолетовая
Фиолетовая
Голубая
Желтая
Фильтр и представляет собой
обычный ультрафиолетовый стеклянный
фильтр, но фильтры v, Ь, у с узкой
полосой пропускания — это
специально разработанные
интерференционные фильтры. Стрёмгрен, Кроу-
Данные наблюдений
53
форд и Перри установили
стандартные звездные величины и, у, 6, у
для большого числа стандартных
звезд, аналогично системе UBV.
В настоящее время
интерференционные фильтры для системы vby имеют
малые размеры, 5x5 см, и делать
большие фильтры, скажем 20 X
X 20 см, пока не научились, поэтому
мы не можем прибегнуть к
фотографической интерполяции для
измерения большого числа звезд. Однако,
возможно, недалеко уже то время,
когда удастся проводить массовое
определение звездных величин и
цветов звезд в системе uvby по
фотографиям. Шройер уже разработал
опытную серию желатиновых фильтров
для целей фотографии, которые
вполне подходят для фотоэлектрической
системы uvby.
Один из недостатков
промежуточной системы uvby по сравнению с
широкополосной системой UBV состоит
в том, что на данном телескопе в
системе uvby нельзя наблюдать такие
же слабые звезды, как в системе
UBV. Предельная звездная величина
для системы uvby примерно на 2,5Ш
величины ярче, чем для системы
UBV. Еще более серьезно эта
недостаточная проницающая способность
проявляется при переходе к
узкополосной фотометрии, в которой полосы
пр опускания интер фер енци онных
фильтров часто сужаются до 0,003—
0,005 мкм, в результате чего теряются
еще 2,5т по сравнению с
фотометрической системой UBV.
На небе имеется большое число
вторичных последовательностей. Ряд
обсерваторий США, Нидерландов,
Швеции, Советского Союза,
Великобритании и Южной Африки потратил
много времени и сил для
установления стандартов в избранных
площадках Каптейна. Около 70 лет назад
Каптейн (Нидерланды) наметил сеть
из 206 центров, равномерно
распределенных по всему небу, для
обеспечения фотографических
стандартных звездных величин. Он призвал
всех астрономов сконцентрировать
усилия на получении полных данных
о цветах, собственных движенияхг
лучевых скоростях и спектральных
классах звезд в избранных
площадках в надежде установить на основе
этих данных характерные свойства
Галактики.
Зачем нужно измерять звездные
величины и цвета многих тысяч,
звезд? Для ближайших звезд
показатель цвета непосредственно
характеризует температуру звезды.
Совершенно очевидно, что бело-голубые
звезды с температурой поверхности
25 000 К излучают в голубых лучах
гораздо интенсивнее, чем красные
звезды с температурой поверхности
3000 К (температура звезд
измеряется по шкале Кельвина, нуль-пункт
которой — абсолютный нуль —
соответствует —273 °С). Для более
далеких звезд существен другой фактор.
Свет таких звезд заметно краснеет
из-за воздействия космической пылиг
находящейся между звездами и
нашим Солнцем. Этому эффекту
особенно подвержены далекие звезды
в полосе Млечного Пути. Опираясь
на вид спектра звезды (о котором
подробно говорится ниже в данной
главе), мы часто можем сказать,
каков был ее показатель цвета до
того, как свет звезды подвергся
межзвездному покраснению; эта
величина называется истинным
показателем цвета. Если мы знаем истинный
показатель цвета, то, сравнивая его
с наблюдаемым, мы можем
определить степень покраснения, вызван-
54 Глава 2
Данные наблюдений
55
ного космической пылью. Таким
образом, мы получаем полезные
сведения о поглощении света космической
пылью в системе Млечного Пути.
Во всех исследованиях межзвездного
поглощения важную роль играют
измерения показателей цвета.
РАССТОЯНИЯ И ПАРАЛЛАКСЫ
Когда мы видим на небе звезды,
сильно отличающиеся друг от друга
по блеску, нам, конечно, интересно,
в какой мере это различие
обусловлено истинным различием яркостей
и в какой мере оно вызвано тем, что
звезды находятся от нас на разных
расстояниях. Если свет на своем пути
к нам не поглощается, то блеск
меняется обратно пропорционально
квадрату расстояния от источника.
Когда нам кажется, что две звезды,
обладающие в действительности
одинаковой светимостью, различаются
на 5?п (т. е. отношение их блеска
составляет 100 : 1), то это значит,
что более слабая звезда находится
Рис. 30. Фотографический эффект цвета.
Пластинка экспонировалась дважды: через
ультрафиолетовый фильтр (U) и через
стандартный голубой (В). Чтобы
изображения звезд выглядели более отчетливо,
мы воспроизводим здесь негатив. Звезда,
помеченная КО, — красная: ее изображение
В интенсивнее изображения U. Для голубой
звезды, помеченной В05 II, наблюдается
обратная картина. Остальные звезды
перечислены в порядке перехода ко все более
поздним классам: ВЗ II, В9, АО, АО V,
F0, GO. Фотография сделана на
40-дюймовом рефлекторе обсерватории
Сайдинг-Спринг в Австралии. Область
справа внизу — избранная площадка
Каптейна № Ш (SA 193) (см. стр. 79).
в 10 раз дальше от нас, чем яркая.
Как можно определить расстояния
до звезд?
Основной метод астронома для
определения расстояния до звезды
в общем тот же самый, которым
пользуется геодезист при
определении ширины реки. Геодезист
тщательно отмеряет базис нужной ему
длины на одном берегу реки. С обоих
концов этого базиса он измеряет
углы, под которыми видно дерево
или какой-либо другой заметный
предмет на противоположном берегу.
Таким образом получается
треугольник, в котором известны сторона
и два прилежащих к ней угла; тогда
можно найти все его элементы, как
мы хорошо знаем из геометрии
средней школы. Подобным же образом
астроном должен выбрать тщательно
измеренный базис и с обоих его
концов с большой точностью
измерить углы, под которыми он видит
звезду. Земля слишком мала, чтобы
можно было выбрать достаточно
длинный базис, необходимый для
измерения огромных расстояний до
звезд. Но Земля движется вокруг
Солнца по очень большому эллипсу
(почти окружности) (рис. 31). Если
мы подождем шесть месяцев после
одного измерения, то, не затрачивая
никаких усилий, переместимся на
299 000 000 км — на двойное
расстояние от Земли до Солнца. С обоих
концов этого базиса астроном
наблюдает ряд звезд и устанавливает, что
по крайней мере смещение
ближайших звезд по отношению к базису,
или, точнее, по отношению к фону
более далеких звезд, оказывается
измеримым.
Индикатором расстояния для
астронома служит смещение
видимого положения звезд. По определению
56
Глава 2
в качестве базиса выбирается
астрономическая единица (а. е.) — среднее
расстояние Земли от Солнца
(149 600 000 км), а угловое
смещение, которое соответствует этому
базису на расстоянии звезды,
называется параллаксом звезды. Иначе
можно определить параллакс как
угол, под которым со звезды видно
среднее расстояние от Земли до
Солнца. Заметим, что полное смещение
2 а.е.
-^ ^-
Рис. 31. Параллакс звезды. Когда
наблюдатель переместится вместе с Землей
за полгода из положения Е± в положение Е2
на земной орбите на расстояние 2 а. е.,
близкая звезда сместится по отношению
звезды равно удвоенному
параллаксу, поскольку расстояние между
двумя крайними положениями Земли,
из которых измеряется параллакс,
равно двум астрономическим
единицам.
Расстояние до звезды нетрудно
вычислить по ее параллаксу. Чтобы
это сделать, мы вводим новую
единицу расстояния, названную
составным словом парсек (пс). Звезда,
находящаяся на расстоянии одного
парсека, имеет тгараллакс, равный одной
секунде дуги. Расстояние в парсеках
равно обратной величине параллакса
в секундах дуги, или d = Пр.
1 пс = 206 265 а. е.=
= 206 265 X 150 000 000 км =
= 30 940 000 000 000 км.
Вместо парсека мы иногда будем
пользоваться более наглядной
единицей — световым годом. Световой
год — это расстояние, которое свет
проходит за один год. Поскольку
скорость света составляет 300 000 км/с,
а в году 31 600 000 с, то
1 световой год = 9 480 000 000 000 км.
Таким образом, 1 пс ~ 3,26
светового года.
к оолее далеким звездам с направления
E2S' (параллельного E-^S) к E2S. Этот
угол (2р) равен углу S при звезде,
противолежащему отрезку 2 а. е., т. е.
равен удвоенному параллаксу звезды.
Ближайшая звезда имеет
параллакс, равный 0,75", т. е. находится
на расстоянии 4,3 светового года;
свету требуется 4,3 года, чтобы дойти
до нас от нашей ближайшей соседки.
Мы можем также сказать, что эта
звезда находится на расстоянии от
нас 1,3 пс.
Определение параллакса даже
одной звезды является очень
трудным делом, требующим большого
количества времени. Нужны
фотографии, полученные с помощью
длиннофокусного фотографического
телескопа, чтобы на пластинке был
большой масштаб. Нужно сделать
несколько снимков через
шестимесячные интервалы для отделения
эффекта собственного движения звезды
(которое на пластинке представляет
Данные наблюдений
57
собой смещение с постоянной
скоростью по прямой) от эффекта
параллакса, циклически повторяющегося
каждый год. Если звезда, параллакс
которой измеряется, гораздо ярче
близлежащих звезд на пластинке,
то следует применить какой-то метод
ослабления ее света, так как
невозможно точно измерить относительные
положения фотографических
изображений, сильно отличающихся по
размерам и плотности.
Современный фотографический
метод измерения звездных
параллаксов был развит около 70 лет назад
Шлезингером, работавшим на
40-дюймовом рефракторе Йеркской
обсерватории. Из многих миллионов звезд
фотографические параллаксы
измерены у нескольких тысяч;
современные каталоги параллаксов включают
около 8000 звезд, параллаксы
которых измерены достаточно надежно;
в настоящее время ежегодно
измеряют лишь по 60—80
тригонометрических параллаксов. Работая с
величайшей тщательностью, астроном не
может измерить параллакс звезды
с ошибкой меньше 0,004", а нередко
ошибки еще больше. Таким образом,
измеренный тригонометрический
параллакс звезды, находящейся на
расстоянии всего 50 пс, может иметь
значение от 0,016 до 0,024", т. е.
ошибка измерения расстояния
весьма велика. Однако есть надежда на
повышение точности таких
измерений. Ван Альтена (Иеркская
обсерватория) разрабатывает новый метод
измерения и обработки данных,
который, как он надеется, уменьшит
ошибку на 50%. Высокоточные
тригонометрические параллаксы
получаются лишь для сравнительно
близких звезд, и на практике астрономы,
определяющие параллаксы, мудро
ограничиваются звездами,
находящимися не дальше 20 пс от Солнца.
К счастью, на таком расстоянии
имеется вполне достаточно
разнообразных звезд.
В прошлом многие обсерватории
принимали участие в измерении
тригонометрических параллаксов. К
числу зачинателей этого дела, до сих
пор активно работающих в области
измерения параллаксов, можно
отнести обсерватории США: Йеркскую,
Аллегени, Мак-Кормик, Спрул и ван
Флек, а также Королевскую
Гринвичскую обсерваторию и
Королевскую обсерваторию на мысе Доброй
Надежды. Все они по традиции
сконцентрировали усилия на
определении параллаксов звезд ярче 10™,
иногда 12ш. В настоящее время к
этому списку можно добавить еще
несколько обсерваторий. Самым
знаменитым телескопом, на котором
сейчас ведутся измерения параллаксов,
является 61-дюймовый рефлектор
Морской обсерватории США во Флаг-
стаффе (штат Аризона). Этот
изумительно точный астрометрический
рефлектор был создан главным образом
для определения тригонометрических
параллаксов звезд от 12 до 17™.
«Продукция» телескопа составляет
40 точных тригонометрических
параллаксов в год. Работы по
определению параллаксов ведутся также на
36-дюймовом рефракторе Ликской
обсерватории и большом рефракторе
Пулковской обсерватории в СССР.
Лейтен попытался измерить
параллаксы очень слабых звезд,
преимущественно голубых, с помощью
телескопа Шмидта Паломарской
обсерватории.
Астроном, определяющий парал-
58
Глава 2
лаксы, часто сожалеет, что он не
может перенестись на Юпитер,
диаметр орбиты которого равен 10 а. е.,
или на Плутон, что дало бы ему
базис 75 а. е. Но и земной астроном
может с оптимизмом смотреть в
далекое будущее, так как уже недалеко
то время, когда космические
аппараты смогут доставлять
непосредственно или передавать по системе
телеметрии из глубин космоса
данные о параллактических смещениях,
соответствующих расстоянию 5 а. е.
или более от Солнца! Такие
исследования представляют собой
одно из самых важных направлений
космических исследований
будущего.
Все параллаксы, определенные
фотографически, измеряются по
отношению к среднему положению звезд
фона на фотографической пластинке,
причем звезда, параллакс которой
нас интересует, должна находиться
около центра пластинки. Для
перевода относительного параллакса
в истинный обычно вводится
небольшая систематическая поправка.
Величина этой поправки, однако, не
является чем-то твердо
установленным. В будущем чрезвычайно
желательна тщательная проверка этих
поправок. Целесообразно попытаться
использовать в качестве опорных
объектов с нулевым параллаксом
одну или несколько слабых
галактик, находящихся на расстоянии
миллионов парсек и поэтому,
конечно, не показывающих никакого
измеримого собственного
параллактического смещения.
Прежде чем отправиться в
глубины пространства, посмотрим, какие
результаты могут быть получены из
непосредственных измерений
параллаксов.
АБСОЛЮТНЫЕ
ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ
Если мы знаем расстояние до звезды
и ее видимый блеск, то можно найти
ее истинный блеск. Тогда мы можем
сравнить истинный блеск каждой
звезды с блеском нашего Солнца,
взятым в качестве стандарта, и найти
так называемую светимость звезды.
Либо мы можем представить себе, что
все звезды находятся на одном и том
же расстоянии, и вычислить по
наблюдаемой видимой звездной
величине и известному истинному
расстоянию, какой была бы звездная
величина звезды, если бы она
находилась на этом выбранном стандартном
расстоянии. Эту звездную величину
мы называем абсолютной звездной
величиной звезды. В качестве такого
стандартного расстояния уже давно
по международному соглашению
было выбрано расстояние 10 пс.
Абсолютная звездная величина М
вычисляется по формуле
М = т + Б — 5 lg d,
где т — видимая звездная величина,
a d — расстояние в парсеках *). Аль-
таир, измеренный параллакс
которого 0,2", имеет видимую звездную
*) Это уравнение легко выведет
самостоятельно тот, кто знаком с логарифмами
и помнит, как мы определяли звездные
величины. Пусть I — видимый блеск звезды,
a L — светимость. Тогда
I (стандартное расстояние)2
L (истинное расстояние)2
Логарифмируя, получим
0,4 (М — яг) = 2 — 2 lg d,
откуда
М = т-\-Ъ — 5 lg d.
Данные наблюдений
59
величину т = 0,9. Поскольку
расстояние до него составляет 1/0,2" =
= 5 пс, то абсолютная звездная
величина
ЛГ = 0,9 + 5 — 5-(0,70) =+2,4™.
Когда мы мысленно поместим все
звезды на стандартное расстояние
10 пс, то увидим, что они так же
разнообразны по своей абсолютной
звездной величине, как и по видимой.
Значения абсолютных звездных
величин заключены в пределах от +18
до —10т. Вообразив, что Солнце
находится на этом же стандартном
расстоянии, мы найдем, что его
абсолютная звездная величина лежит
вблизи середины этого интервала и
¦составляет + 4,7т, т. е. если бы его
поместили на расстоянии 10 пс, то
оно было бы неприметной звездой
звездной величины примерно 5Ш.
Если сравнить любую другую звезду
с Солнцем, выбранным в качестве
стандарта,— так сказать,
стандартной свечи, — то мы получим так
называемую относительную
светимость звезды. Некоторые из самых
ярких звезд ярче Солнца на 14—
15т; они испускают в 2,51215 =
= 1 000 000 раз больше энергии, чем
Солнце. С другой стороны,
наиболее слабые по абсолютной величине
из известных звезд примерно на 14т
слабее Солнца; иными словами, такая
звезда излучает в 300 000 раз слабее
Солнца. Поэтому отношение свети-
мостей самых ярких и самых слабых
звезд достигает по крайней мере ста
миллиардов! Этот диапазон светимо-
стей тем более поразителен, что
соответствующее отношение масс меньше
10 000, и, по-видимому, немногим
больше 1000. Когда существуют
такие колоссальные различия одной
звезды от другой, невозможно
угадать, является ли данная звезда
слабой из-за низкой светимости или
потому, что она очень далека от нас.
В среднем более слабые звезды будут
более далекими, но мы не можем
сказать что-либо определенное о
расстоянии какой-нибудь отдельной
звезды, если не знаем ее абсолютной
звездной величины.
СПЕКТРАЛЬНАЯ
КЛАССИФИКАЦИЯ
В работе астронома очень важную
роль играют спектральные приборы.
Все мощные телескопы снабжены
спектрографами различной
конструкции, а большие призмы, которые
можно помещать перед объективами
фотографических телескопов
(объективные призмы), являются
стандартным оборудованием в нескольких
обсерваториях (рис. 32). На рис. 33
приведена фотография, которую
можно получить с помощью таких
объективных призм. Если слегка смещать
изображения звезд под прямым углом
к направлению дисперсии, то
спектры звезд, за редкими исключениями,
будут выглядеть полосками,
пересеченными темными линиями, так
называемыми линиями поглощения. Даже
самый беглый взгляд показывает, что
не все спектры похожи друг на друга.
Некоторые линии водорода,
называемые балъмеровскими, в одних
спектрах сильные, в других — слабые,
а в спектрах ряда звезд отсутствуют
совершенно. Иногда присутствуют
линии железа и других металлов,
а примечательной особенностью
некоторых спектров являются
молекулярные полосы. Эти различия привлекли
внимание астрономов конца XIX в.,
когда они начали изучать различные
спектральные характеристики. Веко-
60 Глава 2
Данные наблюдений
6i
ре стало ясно, что звезды можно
подразделить на весьма небольшое
число спектральных классов, плавно
переходящих друг в друга.
В течение долгого времени широко
применялась классификация,
разработанная в Гарвардской
обсерватории Кэннон, Мори и Флеминг под
руководством Пикеринга.
Результатом работ Кэннон явился «Каталог
Генри Дрэпера», содержащий
спектральные характеристики 225 320
звезд северного и южного
полушарий неба и включающий практически
все звезды до предела между 8 и 9™.
«Продолжение Каталога Генри
Дрэпера», оконченное Мэйолл после
смерти Кэннон, распространяет
спектральную классификацию на звезды до 11ш
в избранных областях неба.
Спектральные классы сначала
обозначались латинскими буквами в
алфавитном порядке, но по «закону
естественного отбора» спектральная
последовательность свелась к следующей:
О, В, A, F, G, К, М. В дополнение
к этим основным классам введены
классы W, R, N, С, S,
насчитывающие небольшое число необычных
звезд, а некоторые отдельные звезды,
«стремящиеся к известности»,
получили приставку рее, что значит
«особенные» (пекулярные). Последова -
тельность спектральных классов от
О до М поразительным образом
является и последовательностью
цветов. Звезды классов О и В, такие,
как Ригель и другие звезды в
Орионе,— голубые; звезды класса А, по-
Рис. 32. Установка объективной призмы.
Доктор Миллер (видно его отражение)
устанавливает шестиградусную
объективную призму на коррекционную
пластинку телескопа Кертиса — Шмидта.
добные Сириусу и Денебу,— белые;
Процион и Капелла, относящиеся
к классам F и G, выглядят желтыми;
наконец, прекрасными примерами
оранжевых и красных звезд
спектральных классов К и М служат
Арктур, Альдебаран, Антарес и Бе-
тельгейзе.
Решающим фактором,
определяющим место звезды в спектральной
классификации Генри Дрэпера,
является температура ее поверхности
или, точнее, степень ионизации в ее
атмосфере. Кэннон сочла
необходимым разделить звезды спектрального
класса В на 10 подклассов, причем
звезды подклассов ВО — В2 — самые
горячие, а звезды В8 и В9 — самые
холодные; звезды подкласса В9 не
очень сильно отличаются от звезд
подкласса АО. В своем основном
каталоге Кэннон не проводила
различия между звездами ВО высокой
светимости, нормальными звездами
этого подкласса и звездами ВО
низкой светимости, но примечания в
конце каталога показывают, что она
знала о существовании некоторых
различий, свидетельствующих о
влиянии эффекта абсолютной звездной
величины. В громоздкой и совсем
оставленной ныне классификации
Мори звезды подразделялись по двум
признакам, где наряду со
светимостью фигурирует температурная
(цветовая) последовательность. Другим
усложняющим фактором является
химический состав. Различия
химического состава звездных атмосфер
приводят к незначительным изменениям
спектров. Показателем необычного
химического состава атмосферы
звезды в первой системе спектральной
классификации служило ослабление
линий металлов в спектрах звезд
данного класса. Пока мы оставим
62
Глава 2
Рис. 33. Примеры спектральной
классификации. Типичные спектральные
классы и классы светимости указаны для
10 звезд области южного неба с прямым
восхождением 8tl24m и склонением —18°41'
(1950,0). Снимок сделан на телескопе
К ер тиса — Шмидта Мичиганского
университета (рис. 32), установленном в
настоящее время на Межамериканской
обсерватории в Черро-Тололо. Пластинка
была выбрана доктором Д. Дж. Мак-
Коннеллом (астрономический факультет
Мичиганского университета),
отождествившим имеющиеся на ней
спектры следующим образом: 1 — КЗ III;
2 — F2 IV; 3 — А1 IV; 4 — А9 IV; 5 —
КО III; 6 — B2IV; 7 — М2 III; 8 —
В9 IV; 9 — F6 V; 10 — G2 V. (Фотография
обсерватории Мичиганского университета.)
в стороне эффекты светимости и
химического состава и сосредоточим
внимание на основных
характеристиках спектральных классов:
температурной или цветовой
последовательности.
Звезды класса О — самые
горячие, температура поверхности
некоторых из них доходит до 100 000 К.
Их спектры легко распознать по
определенным характерным линиям,
излучаемым ионизованными атомами
(атомами, потерявшими один или
более внешних электронов), и по
продолжению спектра в далекую
ультрафиолетовую область. По
спектру и температуре на звезды класса О
Даяние наблюдений
63
похожи звезды, названные звездами последовательности к классу А, ли-
Волъфа — Райе (W), но в их спект- нии гелия пропадают, а линии водо-
рах имеются яркие линии — линии рода усиливаются. Линии кальция
излучения. Эти линии излучения воз- и других металлов (например, желе-
никают большей частью в результате за и магния) постепенно усиливают-
оч>
оом
ГчОО
«*> *-+-*
XII
092-АО У
Hef 4144
4200
HY4340
Hel4387
Hel 4471
091
B2Z
B5Z
B8Z
B9E
AOZ
> * о
Ш 14
HD 46202
HD37129
HD 36936
HD 36865
HD36998
у UMa
Рис. 34а. Спектры звезд главной
последовательности классов от ВО до М5.
Четыре фотографии, взятые из «Атласа
звездных спектров, полученных с помощью
дифракционных решеток низкой дисперсии»
Абта, Мейнела, Моргана и Тэпскотта
Интенсивность линий водорода
увеличивается со спектральным классом и достигает
максимума у звезд АО V. Линии Hel имеют
резкий максимум в спектрах звезд В2 V,
после чего их интенсивность постепенно
(Национальная обсерватория Китт-Пик,
1968 г.). Это негативы, на которых темные
линии поглощения видны как светлые,
поэтому спектральные особенности более
отчетливы, чем на обычных фотографиях.
Подпись под каждой фотографией взята из
«Атласа».
уменьшается. Звездная линия Call К
впервые используется для классификации
спектров В8; ее интенсивность быстро
увеличивается у последующих классов.
расширения внешних оболочек звезд.
Спектры звезд класса В, голубых
по цвету и имеющих температуру
поверхности порядка 15 000—30000 К,
характеризуются линиями
поглощения гелия и водорода. В спектрах
некоторых звезд класса В есть также
линии излучения. По мере того как
мы приближаемся по спектральной
ся в спектрах звезд классов F и G.
Солнце является типичной звездой
класса G. В спектрах класса К
очень сильными становятся линии
кальция и появляются полосы
молекулярных соединений. Звезды
класса М — красные, с температурой
поверхности ниже 3000 К; в их
спектрах видны полосы поглощения окиси
64
Глава 2
A0Y-F5Y
л», 4 « •«._ ^ ¦• 4.
I О I 1«л x Ц I
AOY UMa
A3Y ComaT183
A7Y ComaT60
POY ComaT109
F2Y 78 U Ma
P5Y 45 Boo
db 2S?°S ex m •
00 ^w«5 м *- S-
и*»,.1 ч I *"
2
<?4б. Отношение Call К к Нб быстро сильнее. Полоса G впервые появляется как
изменяется со спектральными классами, постоянная деталь в спектре звезд класса?2*
а линии нейтральных металлов становятся
F5Y-K2Y
«Щ $ I
ss i&i oi ?
F5 Y 45 Boo
F8Y *Vir
GOY 0Com
G2Y l6CygA
G8Y 61 и Ma
KOY »Dra
K2 Y HD109011
Mm Sfe « w
»4 8* ¦* "»
2
o»*-
<?4<s. Интенсивность линий водорода Интенсивность полосы G растет к
понижается, а интенсивность линий поздним подклассам G, после чего внешний
нейтральных металлов увеличивается. вид полосы меняется.
Данные наблюдений
65
титана. Буквами R, N и S обозначен
ряд холодных звезд (параллельный
ряду К — М), в спектрах которых
заметны другие молекулярные
соединения.
Абсолютные звездные величины
звезд большинства спектральных
M5Y
34г. Внешний вид полосы G меняется, и
интенсивность линии Cal 4226 А быстро
увеличивается по мере перехода к более
поздним классам. Полосы TiO появляются
в спектре класса МО, и их интенсивность
увеличивается с понижением температуры.
классов изменяются в широких
пределах. Капелла, например, имеет
спектр, весьма сходный со спектром
Солнца, но ее абсолютная звездная
величина составляет -)-0,4™, т. е.
Капелла на 4—5т (или примерно в
100 раз) ярче Солнца. Температуры
этих двух тел почти одинаковы,
однако другие физические условия
совершенно различны. Звезда-гигант,
подобная Капелле, имеет гораздо
более протяженную и менее плотную
атмосферу, чем звезда-карлик, какой
является наше Солнце. Это различие
в плотности и давлении приводит
к тому, что одни линии сильнее
в спектрах гигантов, а другие —
в спектрах карликов. Адаме и Коль-
плоттер (обсерватория Маунт-Вилсон)
в 1914 г. первыми изучили спектры
известных гигантов и карликов одно-
Barnard's
О о
i= р
Полоса поглощения MgH с центром у
4780 А отчетливо видна у карликов
позднего класса К; у карликов класса М она
блендирует полосу поглощения TiO вблизи
4761 А. Полоса MgH представляет собой
важный показатель светимости.
го и того же спектрального класса.
Как только были обнаружены
эффекты светимости, стало возможным
отнести все звезды одного и того же
спектрального класса либо к ветви
гигантов, либо к ветви карликов,
особенно звезды спектральных
классов от F до М. Работе Адамса и Коль-
шюттера предшествовало
исследование Мори, которая открыла первый
критерий абсолютных звездных
величин. Она обнаружила, что имеются
звезды с необычайно тонкими и
глубокими спектральными линиями; Мо-
K2Y-M5Y
K2Y HD109011
K5Y 6icygA
K7Y 6icygB
M2Y HD95735
66
Глава 2
ри обозначила эти звезды буквой «с».
Например, звезда сВЗ является
звездой класса ВЗ с резкими линиями.
Рис. 35. Эффекты светимости в спектрах
звезд класса В1. Изображены негативы.
(Воспроизведено из Атласа звездных
спектров)} Моргана и Кинана, Йеркская
обсерватория. Чикагский университет.)
Линии ОН по соседству с линией Ну
очень сильны в спектре ? Персея. Эти линии
слабее в спектре р Большого Пса — звезды
более низкой светимости, чем сверхгиганты,
и еще слабее в спектре звезды главной
Герцшпрунг показал, что эта
особенность указывает на высокую
светимость.
В системе классификации Генри
Дрэпера Кэннон обозначала буквой
«с» звезды с тонкими спектральными
линиями, отмечая тем самым
наиболее интересные сверхгиганты.
Казалось, что при малой дисперсии,
применявшейся в классификации Генри
Дрэпера, большего сделать было
невозможно. Однако Б. Линдблад и его
сотрудники в Стокгольме и Уппсале
последовательности^ Ориона. Спектральный
класс В1 определяется следующими
критериями: линия SiHI 4552 сильнее
линии SilV 4089; хорошо заметна бленда
вблизи Х4070. Присутствует двойная
деталь Х4640—4650, причем интенсивность
обеих компонент примерно одинакова.
Отношение интенсивно стей следующих
компонент меняется со светимостью:
N11 3995:НеТ 4009, Hel 4121: Hel 4144r
Hel 4144:011 4416, Hel 4387: Oil 4416.
обнаружили, что в спектрах слабых
звезд, полученных с очень низкой
дисперсией, имеются некоторые
особенности, указывающие на
светимость звезды. Они разработали метод,
позволяющий производить деление
на гиганты и карлики звезд одного
и того же спектрального класса.
В каталогах спектров,
опубликованных уже после ^Каталога Генри
?Рег
(5 СМ*
n 0и
Effects at ВI
TU Ws of (Ж in the *eia>borhood of H* are
vm stoma in the specftom of the supemiftut % Ryr.
lhw are weaker w\ A Cflo.- a s*wr vwewU- (шпГег
Wn the brj^Mist superaWs - and ate weaker stiU
in the mom sequence star ^ Ononis •
z^: 5 "XX oo О
i/ | \ I ill i V
i Oo
Bl I
Bl ж
Bl Y
"ft* spc*al tyt a< Bl is Mined b^ the {eNowind: SlIH4552
is strainer than 5iE40W;the blend neat X 4070 is weN"
maxV«d jthe <Ы>1е feature atX4G40-50 is present and the.
two components are of appwiTMteta the same intensity,
the following ratios vatv^ with \uminositu : Nil 3995 :
Hel 4009 , Hel 441 : Hel 4144 , Hel 4W4 : 01 4416, aral
• Hel 4367:01 4416.
Easfotrv
Process
Данные наблюдений
67
Дрэпера», особенно в каталогах 20-х
—30-х годов, подготовленных
обсерваториями Гамбург — Бергедорф,
Потсдам и Мак-Кормик, произведено
разделение на гиганты и карлики.
Однако даже и в наши дни на
первом месте стоит «Каталог Генри
Дрэпера», большая ценность которого
заключается в его однородности и
полноте.
Современное направление
спектральной классификации
характеризуется использованием призм с
довольно большим углом преломления,
чтобы получить, таким образом,
звездные спектры, в которых можно
различать весьма мелкие детали (рис. 33).
Применяя высокую дисперсию, мы
получаем большую разрешающую
способность в спектрах, но
невозможно получить спектры очень
слабых звезд с высокой дисперсией,
и, кроме того, в богатых звездами
областях Млечного Пути нам мешает
наложение спектров друг на друга.
Однако увеличившаяся точность
классификации компенсирует во многих
случаях потерю в проницающей
способности.
Морган, Кинан и Келлман (Йерк-
ская обсерватория) разработали
двумерную систему классификации.
Морган изучал всю спектральную
последовательность с целью найти
«естественные группы», чтобы
использовать их для зондирования
галактической системы. Эти естественные
группы характеризуются узкими
диапазонами светимости и легко
распознаваемыми критериями в спектрах
низкой дисперсии. Последний
вариант «Атласа звездных спектров»
(Моргана и Кинана), сокращенно
называемый астрономами «Атласом
МК», является очень ценным
пособием для всех работ по точной
спектральной классификации.
Различаются шесть классов светимости (рис. 36):
1а — самые яркие
звезды-сверхгиганты, lb — менее яркие звезды-
сверхгиганты, II — яркие
звезды-гиганты, III — нормальные
звезды-гиганты, IV — звезды-субгиганты, V—
звезды-карлики.
В последующих главах мы
увидим, что «Атлас МК» и положенная
в его основу система классификации
спектр — светимость оказались
бесценными для изучения Млечного
Пути. Они создали основу для
спектральной классификации абсолютных
звездных величин, осуществленной
Морганом в сотрудничестве с
обсерваторией Уорнер — Суэзи. Наши
современные представления о
спиральной структуре Млечного Пути
были в основном получены в
результате исследований, потребовавших
самого широкого применения
системы спектральной классификации
Моргана — Кинана. Мы до сих пор не
уверены в точных абсолютных
звездных величинах, которые должны
соответствовать каждому классу
светимости, особенно для самых ярких
по светимости звезд, но успех этой
системы уже настолько велик, что
она вытеснила все более ранние
исследования.
В последние годы астрономы так
глубоко занялись проблемами
спектральной классификации, что было
сделано несколько независимых
попыток исправить основную систему
Генри Дрэпера. В этих новых
подходах к классификации спектр —
светимость классификационными
параметрами служат полные
интенсивности некоторых спектральных
линий, например линий серии Баль-
мера, а также распределение яркости
в непрерывном спектре. Можно найти
О ВО АО FO GO КО МО
О ВО
FO GO
Спектральный класс
Данные наблюдений
69
интенсивности линий методом
фотоэлектрической фотометрии с
промежуточными и узкими полосами.
Например, методом Стрёмгрена, Кроу-
форда и Грэма измеряется
интенсивность одной из линий серии Баль-
мера нейтрального водорода, Н(3,
с помощью двух фильтров: одного
с шириной полосы пропускания
0,003 мкм и другого с шириной
полосы 0,015 мкм. Первый фильтр
позволяет измерить только полную
интенсивность линии поглощения
Нр, а второй — также и
интенсивность довольно значительного
участка сравнительно отчетливого
непрерывного спектра. Разность этих двух
интенсивностей, по-видимому,
больше всего зависит от светимости
звезды, по крайней мере для звезд
классов В и А. Критерий Шалонжа,
состоящий в уменьшении
интенсивности вблизи предела серии Баль-
мера (у 3650 А), к которому
сходятся многие линии серии, измеряется
в системе uvby Стрёмгрена с
помощью фотоэлектрической
фотометрии с промежуточными полосами.
Фильтр и устанавливается вблизи
бальмеровского предела, фильтр v —
на несколько больших длинах волн
за этим пределом. Показатель цвета
и — v характеризует фотоэлектриче-
Рис. 36. Классы светимости. В системе
классификации, которую впервые
разработали Морган, Кинан и Келлман,
подразделяются как спектральные классы,
так и классы светимости. На рисунке по
вертикали отложены приближенные
визуальные абсолютные звездные величины
для звезд различных спектральных классов
и классов светимости (отмечены римскими
цифрами), (По неопубликованному
рисунку Мэтьюса.)
ски полную интенсивность линий
Бальмера вблизи предела.
В последние годы в спектральной
классификации все большее
внимание уделяется ультрафиолетовому
диапазону. В 1968 г. к «Атласу МК»
прибавился «Атлас спектров,
полученных с помощью дифракционной
решетки низкой дисперсии» Абта
(обсерватория Китт-Пик), Мейнела (Ари-
зонский университет) и Моргана и
Тэпскотта (Йеркская обсерватория).
Спектры, полученные с помощью
спектрографа, снабженного
дифракционной решеткой и
чувствительного к ультрафиолетовым лучам почти
до так называемого предела
Бальмера, обеспечивают получение гораздо
большего числа критериев, чем
имеется в «Атласе МК». На рис. 34 и 37
приведены образцы спектров из
«Атласа» 1968 г. Точная классификация
спектр — светимость производится
путем сопоставления спектра данной
звезды с общей последовательностью
«Атласа».
За последние 20 лет достигнуты
значительные успехи в спектральной
классификации в инфракрасном
диапазоне. В северном полушарии
наиболее активно работают в этой
области Нассау, Мак-Куски, Бланко и их
сотрудники в обсерватории Уорнер—
Суэзи. Аналогичные исследования
как в северном, так и в южном
полушариях широко проводили Энице,
Аро и Вестерлунд. Из красных звезд
наряду со звездами класса М
наиболее часто встречаются углеродные
звезды, а также звезды класса S.
Используя ближнюю инфракрасную
область спектра, Кинан различает
звезды класса М по молекулярным
полосам окиси титана и окиси
ванадия и звезды класса S по полосам
окиси циркония. Углеродные звез-
70
Глава 2
B0Ia-A2la
«^ НИ H"*EVl
иг ^Х^Х
ОО- Гч
•«••¦ во
пп м
BOIa
Blla
B2Ia
B5Ia
B8Ia
AOIa
A2Ia
5? Г S
€0ri
KCas
X20ri
7jCMa
?0ri
HR1040
aCyg
Рис. 37. Спектры горячих сверхгигантов.
На этих спектрах, взятых из «Атласа»
Абта и др., хорошо видны очень резкие
и узкие линии поглощения, наблюдающиеся
в спектрах большинства ярких
сверхгигантов) негатив.
Линии водорода слабее, чем в спектрах
ды — теперь их чаще всего
обозначают буквой С — прежде
именовались звездами классов R и N.
Звезды класса С имеют в спектре
характерные полосы молекул углерода и
циана (CN).
СОБСТВЕННЫЕ ДВИЖЕНИЯ
В 1718 г. Галлей сравнивал свои
наблюдения положений Арктура и
Сириуса с их положениями,
приведенными в каталоге Птолемея, и
обнаружил, что эти звезды заметно
сместились. Так называемые
«неподвижные» звезды вовсе не
неподвижны, а непрерывно меняют свое
положение на небе. На рис. 38
показано смещение звезды с наи-
звезд других классов светимости. Линии
Hel М471 и 4026 А имеют чрезвычайно
плоский максимум. Линии Oil достигают
максимальной интенсивности в спектрах
звезд класса В1. Линии Fell начинают
выделяться в спектрах звезд класса А
большим известным годичным
собственным движением. Эта звезда,
названная «звездой Барнарда» по
имени открывшего ее астронома,
движется со скоростью 10" в год и
проходит по небу расстояние, равное
диаметру Луны, меньше чем за два
столетия. Если совместить две
фотографии, полученные с промежутком
примерно 1 год, как это сделано на
рис. 38, то легко заметить смещение
звезды.
Большинство звезд движется
гораздо медленнее, и чтобы
обнаружить их собственное движение,
требуется большой промежуток
времени. Точные определения положения
звезды на небе осуществляются с
помощью меридианного круга; по высо-
Данные наблюдений
71
те, на которой звезда пересекает
меридиан в данной обсерватории, мы
определяем ее склонение, а точно
регистрируя время прохождения
через меридиан, мы получаем прямое
ния, то 50 или 100 лет позволят это
сделать.
Эффективной предельной
звездной величиной при визуальных
наблюдениях на меридианных кругах
Рис. 38. Быстро движущаяся звезда. Две
фотографии звезды Барнарда,
полученные с промежутком в 11 месяцев
на 24-дюймовом рефракторе обсерватории
Спрул. При изготовлении комбинированного
отпечатка вторая пластинка была слегка
смещена по отношению к первой.
Стрелка отмечает два изображения, для
которых смещение отлично от смещения
других звезд. Мы заключаем, что эта
звезда заметно изменила свое положение
за 11 месяцев.
восхождение. Годичные собственные
движения звезды по склонению и
прямому восхождению получаются
делением полных смещений по
склонению и прямому восхождению на
число лет, прошедших между
измерениями двух положений.
Собственные движения обычно измеряются
в секундах дуги в год. Полное
смещение увеличивается прямо
пропорционально времени, так что если 10
или 20 лет недостаточно для
обнаружения заметного изменения положе-
является примерно 9т. Чтобы
измерить собственные движения более
слабых звезд, мы обращаемся к
фотографии. Предположим, что у нас
имеются две фотографии одной и той
же области неба, полученные с
помощью одного и того же телескопа
с промежутком 20 или 40 лет. Если
масштаб пластинок достаточно велик,
то мы сумеем измерить
относительное положение звезд с точностью
до 0,01". По различию двух
положений можно вывести собственное дви-
72
Глава 2
жение, если на пластинке имеется
достаточное число звезд, собственные
движения которых измерены
меридианным кругом.
Сейчас точно известны
собственные движения всех ярких звезд
и большого числа слабых. В течение
многих лет в каталогах,
составленных под руководством Льюиса и
Бенджамина Боссов на обсерватории
Дадлей (Олбани) и Г. Р. Морганом
на Морской обсерватории США,
главное место занимали исследования
положений и собственных движений
звезд; но эти каталоги сейчас
заменяются другими, более точными.
Смитсонианская астрофизическая
обсерватория опубликовала обширный
каталог, содержащий собственные
движения 260 000 звезд.
Собственные движения фотографически
определены на Королевской
обсерватории на мысе Доброй Надежды, на
обсерваториях Йельской и Мак-Кор-
мик и на различных немецких
обсерваториях, работавших по программе
Астрономического общества. Одним
из самых важных достижений
является повторное определение положений
звезд, приведенных в каталогах
Астрономического общества,
предпринятое немецкими обсерваториями под
руководством Хекманна, Фрикке и
Дикфосса. Теперь «Каталог AGK3»
содержит собственные движения
180 000 звезд со звездными
величинами от 8 до 12т, причем средние
случайные ошибки не превышают
+ 0,008" в год.
При составлении надежных
каталогов собственных движений одной
из основных забот астрономов
является установление опорной
системы, неподвижно фиксированной в
пространстве с наивысшей
достижимой точностью. Все измеренные
собственные движения относительны,
причем опорной системой являются
либо слабые, и потому
предположительно далекие, звезды, либо
астероиды, движение которых можно
предсказать на основе небесной
механики. Однако имеется много
осложняющих обстоятельств; например,
вращение системы Млечного Пути
вокруг центра в Стрельце вызывает
систематические движения даже
самых далеких звезд нашей Галактики.
В последние годы было
предпринято много попыток ввести более
совершенную опорную
фундаментальную систему для определения
положений и собственных движений звезд.
Согласно Фрикке (Гейдельберг),
который является одним из ведущих
специалистов в этой области, самые
лучшие из опубликованных
собственных движений звезд 11ш имеют
теперь случайные ошибки около
+0,008" в год и систематические
ошибки +0,004" в год. В течение
ближайшего десятилетия удастся
вдвое уменьшить обе эти ошибки,
и тогда мы быстро достигнем
наилучших возможных результатов.
В 40-х годах были предприняты
попытки измерить положения и
собственные движения по отношению
к объектам, находящимся за
пределами нашей Галактики,— слабым и
далеким галактикам. Райт на Лик-
ской обсерватории в конце 40-х годов
начал осуществлять эту программу.
Фотографии первой эпохи были
сделаны в начале 50-х годов с помощью
Ликского 20-дюймового астрографа
Росса большей частью Шейном и
Виртаненом. Первые же фотографии
второй эпохи начинают сниматься
сейчас, спустя 20—25 лет.
Измерения собственных движений слабых
звезд, в основном между 15 и 17ш,
Данные наблюдений
73
производятся Василевскисом и Кле-
молой. Поскольку минимальные
расстояния до опорных галактик
составляют примерно 100 млн. пс, их
собственные движения ни при каких
обстоятельствах не могут достичь
0,00001" в год; таким образом,
опорную систему слабых галактик можно
считать неподвижной и стабильной
со значительно меньшей
погрешностью, чем достигнутая ныне
точность измерения собственных
движений слабых звезд, составляющая
0,001" в год. Независимые
параллельные измерения, которые вскоре
должны дать результат,
предприняты А. Н. Дейчем и его сотрудниками
в Пулковской обсерватории (СССР).
При этих пулковских работах на
фотографических пластинках
фиксировались яркие галактики,
находящиеся на расстоянии От 2 млн. до
100 млн. пс. Опорными пунктами
безусловной стабильности являются
видимые детали в спиральных и
эллиптических галактиках. Как это
часто бывает, южному полушарию
неба сначала уделялось меньше
внимания, чем северному. Однако Йель-
ская и Колумбийская обсерватории
основали в Аргентине станцию,
оборудованную телескопом, весьма
сходным с Ликским 20-дюймовым
астрографом Росса. Сейчас снимаются
фотографии первой эпохи, и можно
ожидать, что через 25 лет будут
получены многие новые точные
собственные движения южных звезд.
В начале 70-х годов был
разработан новый метод измерения
фундаментальных пложений звезд и их
собственных движений.
Радиоастрономы усовершенствовали и
применили метод определения координат
источников радиоизлучения, дающий
очень высокую точность. С помощью
трех или более подвижных
радиотелескопов, объединенных в одну
систему, исследователи измеряют
склонение источников
радиоизлучения с точностью до +0,01" без
привязки к оптическим стандартам.
Разность прямых восхождений
нескольких источников радиоизлучения
также можно измерить сравнительно
точно, несмотря на то, что сами эти
источники могут располагаться на
больших расстояниях друг от друга.
Поскольку исследователи знают
прямые восхождения нескольких
источников радиоизлучения,
отождествленных с оптическими объектами,
они могут вывести опорный нуль-
пункт прямых восхождений всех
источников радиоизлучения. Уже
проведены радио- и оптические
измерения примерно 100 источников
радиоизлучения, которые удалось
отождествить с оптическими объектами
и которые представляют собой либо
радиозвезды (Алголь и (3 Лиры —
радиозвезды!), либо радиогалактики.
Фундаментальная опорная система
будущего для определения
положений и собственных движений звезд
скорее всего будет представлять
собой систему, основанную как на
оптических, так и на радиоданных.
Для звезды с известным
расстоянием d (в парсеках) по ее
собственному движению в секундах дуги
в год (обозначаемому греческой
буквой \i) можно найти линейную
скорость V в километрах в секунду.
Для этого служит простая формула:
7 = 4,74 iid.
Звезда с собственным движением jx =
= 0,1" в год, находящаяся на
расстоянии d = 50 пс от Солнца, будет
иметь линейную скорость
собственного движения V = 23,7 км/с. Линей-
74
Глава 2
ные скорости звезд заключены в
пределах от нескольких км/с до 100 км/с;
они редко превышают это значение.
Средняя скорость составляет
примерно 20 км/с. Поскольку
наблюдения показывают, что средние
линейные скорости примерно одинаковы
у близких и далеких звезд,
собственные движения могут служить
довольно хорошим критерием
расстояния. Близкие звезды имеют в
среднем значительно большие
собственные движения в секундах дуги в год,
чем более далекие. Мы можем быть
уверены в том, что звезда,
выделяющаяся на фоне соседних своим
большим собственным движением, скорее
всего сравнительно близка к нам
ж должна быть включена в
программу измерения тригонометрических
параллаксов. Например, программа
для 61-дюймового рефлектора
Морокой обсерватории США почти
полностью посвящена звездам,
собственные движения которых составляют
0,2я в год и более.
Чтобы выбрать быстро
движущиеся звезды для последующих прямых
измерений параллаксов, астроном
пользуется методом, известным под
названием «блинкования». Две
фотографии одного и того же участка
неба, полученные с промежутком
в несколько лет, устанавливаются
таким образом, чтобы сначала первая,
а затем вторая были видны в окуляр
блинк-микроскопа. Если чередование
фотографий происходит достаточно
быстро, то общий рисунок звезд
кажется неподвижным, но звезды
с большим угловым движением будут
казаться прыгающими на пластинке.
Таким образом, эти звезды,
являющиеся, по всей вероятности, нашими
ближайшими соседями, могут быть
выделены из общей массы звезд.
В гл. 3 мы увидим, как полезен
выбор этих ближайших соседей, и
установим, насколько заселена или,
скорее, насколько пустынна
окружающая нас область пространства.
ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ
Рассматривая собственные движения,
мы имеем в виду лишь угловые
смещения звезд в проекции на небесную
сферу. Собственные движения
ничего не говорят нам о скоростях звезд
по лучу зрения. При движении звезд
в пространстве одни должны
приближаться к нам, а другие — удаляться.
Чтобы измерить скорости по лучу
зрения, или лучевые скорости, мы
снова обращаемся к спектру, который
позволяет получить значения
лучевых скоростей в километрах в секун-
ДУ •
Поскольку свет имеет волновую
природу, то неудивительно, что он
обладает некоторыми свойствами
звука. Все мы замечали, как меняется
высота тона автомобильного гудка,
когда автомобиль проезжает мимо.
Если звезда движется по
направлению к нам, то длина волны
испускаемого ею света укорачивается и линии
поглощения в ее спектре смещаются
к фиолетовому концу. Если же
звезда движется от нас, то линии
смещаются к красному концу спектра.
Изменение длины волны
пропорционально скорости звезды
относительно наблюдателя. Эта зависимость,
называемая эффектом Доплера,
выражается простым уравнением:
% — Xq _ v
Х0 ~~ с '
где X — наблюдаемая длина волны
линии в спектре звезды, Х0 —
лабораторная стандартная длина волны
Данные наблюдений
75
той же линии, v — скорость по лучу
зрения, или лучевая скорость,
звезды, ас — скорость света (300 000 км/с).
Как мы измеряем изменение
длины волны данной звезды? На рис. 39
Рис. 39. Эффект лучевых скоростей в
спектре Кастора. Светлые полосы в середине,
пересеченные темными линиями, — два
•спектра одной и той же компоненты
Кастора, полученные в разное время. Яркие
линии по обеим сторонам — спектр
сравнения, сфотографированный
одновременно со спектром звезды в качестве
эталона.
воспроизведены два спектра
Кастора, по обеим сторонам которых
сфотографированы стандартные
лабораторные спектры. Рассматривая
фотографию, легко увидеть смещение,
вызванное лучевой скоростью. На
смещение спектральных линий влияет
как движение Земли, так и движение
самой звезды. Конечно, эффекты,
возникающие вследствие движения
Земли по орбите и вращения вокруг оси,
можно вычислить и исключить.
Лучевые скорости звезд, даваемые в
каталогах, всегда исправлены на
движение Земли и «приведены к Солнцу».
При измерениях лучевых
скоростей иногда возникает трудность,
связанная с тем, что у многих звезд
обнаружено периодическое
изменение скоростей. У звезды может
оказаться спутник, часто невидимый,
и обе звезды обращаются вокруг друг
друга под влиянием взаимного
притяжения. Такие двойные, или
спектрально-двойные, звезды очень
интересны сами по себе, и по ним мы
получаем данные о массах звезд, но эти
звезды значительно затормозили
определение лучевых скоростей многих
слабых звезд. Чтобы определить,
какая часть наблюдаемой скорости
связана с орбитальным движением и ка-
Каждая компонента двойной звезды Кастор
также является спектрально-двойной
звездой. Верхний из спектров звезды
показывает смещение линий,
соответствующее скорости удаления от нас 38 км/с,
нижний — смещение, соответствующее
приближению к нам со скоростью 51 км/с.
(Фотография Ликской обсерватории.)
кая — со скоростью всей системы
в целом, нужно иметь достаточное
число спектрограмм. Оба спектра
Кастора, приведенные на рис. 39,
свидетельствуют о том, что
компонента, спектры которой приведены,
сама является спектрально-двойной.
Большую часть ранних
определений лучевых скоростей провели Кэмп-
белл, Райт и Мур (Ликская
обсерватория) с помощью 36-дюймового
рефлектора и трехпризменного
спектрографа Миллса. Ликский «Каталог
лучевых скоростей» охватывает
почти все звезды обоих полушарий,
видимые невооруженным глазом.
Измерениями лучевых скоростей
слабых звезд занимается несколько
обсерваторий. Для детального
исследования Галактики нам нужно знать
много лучевых скоростей, и встает
колоссальная задача их определения.
Помимо ведущих американских
обсерваторий, активную деятельность
по измерениям лучевых скоростей
в северном полушарии развернули
также канадские, французские и со-
76
Глава 2
ветские обсерватории, причем особо
следует отметить Астрофизическую
обсерваторию Доминион в
Британской Колумбии (Канада). В южном
полушарии измерения лучевых
скоростей особенно интенсивно ведутся
в Южной Африке на обсерваториях
мыса Доброй Надежды и Радклифф-
ской, а также на обсерваторииМаунт-
Стромло в Австралии. Время от
времени составляются каталоги лучевых
скоростей, объединяющие все
имеющиеся данные. В 1953 г. Р. Уилсон
(обсерватории Маунт-Вилсон и Пало-
мар, ныне обсерватория Хэйла)
выпустил такой каталог, содержащий
данные о 15 107 звездах. Еще один
каталог был составлен Ивенсом
(Техасский университет), а сейчас
Абт (Национальная обсерватория
Китт-Пик) готовит новый
каталог.
Современное усовершенствование
инструментов ускоряет исследования
спектров слабых звезд.
Полуавтоматические методы измерения
спектрограмм с помощью новейших
вычислительных машин позволяют изучать
слабые звезды и измерять их
лучевые скорости с высокой точностью.
Для сходных с Солнцем ярких звезд
мы теперь можем получать лучевые
скорости со случайными и
систематическими ошибками порядка + 1 км/с
или меньше. По мере перехода к
более слабым звездам или при
измерениях лучевых скоростей звезд с
несколькими резкими линиями в их
спектрах, например звезд
спектральных классов А и В, точность
уменьшается в 2—3 раза, но ни одна
уважающая себя обсерватория,
занимающаяся измерениями лучевых
скоростей, не станет публиковать
каталогов с вероятными ошибками,
превышающими ±5 км/с.
Любой звездный спектрограф
состоит из четырех основных частей.
Изображение звезды фокусируется
телескопом на узкую щель. Для
фокусирования изображения щели
на устройство, разлагающее свет в
спектр, используется линзовый или
зеркальный коллиматор. В качестве
упомянутого устройства теперь
обычно устанавливается точная линейная
дифракционная решетка.
Получающийся же спектр фотографируется
камерой (теперь это нередко
светосильная камера Шмидта).,1
Установив телескоп на горе с отличным
качеством изображения, мы получаем
небольшие изображения звезд в
фокальной плоскости, так что даже
узкая щель будет пропускать
большую часть света звезды.
Дифракционная решетка разлагает свет в
спектр с минимальными потерями,
а высококачественная камера точно
его регистрирует. Зеркала теперь
обычно покрывают алюминием, а не
серебром, что обеспечивает
постоянную высокую отражательную
способность даже в ультрафиолетовой
области; камера, фотографирующая
спектр, имеет либо хорошо
отражающие зеркала, либо линзы из
прозрачного оптического стекла с
просветленными поверхностями. Фирмы,
выпускающие фотографические
материалы, и в первую очередь «Истмен
Кодак Компани», традиционно
обеспечивают астрономов
высокочувствительными эмульсиями, способными
регистрировать спектры звезд в
любом диапазоне длин волн. На
Национальной обсерватории Китт-Пик
светосильный ультрафиолетовый
спектрограф, установленный на
36-дюймовом рефлекторе, способен
регистрировать спектр звезды звездной
величины 1т с дисперсией 63 А/мм за
Данные наблюдений
11
6 мин. Для звезды llw оказывается
возможным за 3 часа получить спектр
достаточно хорошего качества,
пригодный для измерений.
Сейчас имеются специальные
электронно-оптические
преобразователи, усиливающие изображение в 10
и более раз перед тем, как оно будет
окончательно зарегистрировано.
Такое оборудование становится
стандартным и почти повсеместно
используется для измерения лучевых
скоростей. Некоторые потери в
точности более чем компенсируются
выигрышем во времени при
использовании электронно-оптических
преобразователей. Гигантский 200-дюймовый
рефлектор с электронно-оптическим
преобразователем позволяет получать
спектры с дисперсией 128 А/мм для
звезд 18т, если экспозиция
составляет 5 ч. Новые цифровые
измерительные машины позволяют
увеличивать точность измерения лучевых
скоростей по спектрограммам. При
этом задача наблюдателя, ведущего
измерения пластинки, упрощается,
и скорость регистрации роста.
Традиционным способом
получения спектра, подходящего для
измерения лучевых скоростей, всегда
была фотография. Для будущего
многообещающими являются
фотоэлектрические методы. Один из них,
предложенный Гриффином (Кембридж,
Англия), заключается в том, что на маску
тщательно наносятся основные
спектральные линии звезды, а затем маска
медленно сдвигается до такого
положения, когда достигается
минимальный отсчет, и при этом линии
поглощения спектра совпадают с линиями
на маске. Это позволяет мгновенно
измерить лучевую скорость звезды
непосредственно у телескопа. Гриф-
фин пользовался маской с 234
прорезями, повторявшими линии
поглощения в спектре Арктура. Он считает,
что с помощью кембриджского 37-
дюймового рефлектора можно
измерить лучевые скорости звезд класса К
(спектры которых сходны со
спектром Арктура) до 9т с ошибками
±2 км/с. Метод Гриффина допускает
различные видоизменения.
Несколько похож на него метод быстрого
сканирования малых участков спектра.
До сих пор мы имели дело лишь
с измерениями лучевых скоростей
отдельно взятых звезд. Кроме
спектра каждой звезды, мы впечатываем
на фотографии спектр сравнения,
полученный от источника света,
установленного около щели
спектрографа. Таким образом получаются
необходимые опорные линии, сравнение
с которыми позволяет измерить
смещения линий в спектре звезды. Если
бы мы могли по одной фотографии
получить лучевые скорости
значительного числа звезд, то это помогло
бы ускорить определение лучевых
скоростей слабых звезд. Было
сделано множество попыток определить
лучевые скорости большого числа
звезд на пластинках, полученных
с объективной призмой, которая дает
возможность одновременно
регистрировать спектры многих звезд.
Наиболее трудной проблемой является
установление какой-либо опорной точки
для измерения смещения
спектральной линии, вызванного лучевой
скоростью. Один из методов,
разработанный Пикерингом и
усовершенствованный Боком и Мак-Каски
(Гарвардская обсерватория), заключался
в использовании жидкого
поглощающего фильтра — сосуда,
наполненного раствором хлористого неодима
и помещаемого перед
фотографической пластинкой. В каждом спектре
78
Глава 2
возникает полоса молекулярного
поглощения, очень похожая на линию
поглощения звезды, которая служит
требующимся опорным
нуль-пунктом для измерения лучевых
скоростей. В настоящее время метод
поглощения еще не дал результатов
нужной точности, но в дальнейшем
он может быть усовершенствован.
Хорошие результаты были получены
Ференбахом на обсерватории
Верхний Прованс и на Европейской
южной обсерватории (в Чили),
применившим поворот объективной призмы
на 180° несколько раз в течение
экспозиции. На пластинке возникают
два изображения каждой звезды:
одно с фиолетовым концом спектра
слева, а другое — справа. Расстояние
между двумя изображениями одной
и той же спектральной линии звезды
можно использовать для
определения смещения линии, связанного
с лучевой скоростью звезды. Метод
Ференбаха уже дает полезные
сведения о лучевых скоростях слабых
звезд.
СОТРУДНИЧЕСТВО
В ИССЛЕДОВАНИЯХ
В астрономии глубоко укоренилась
традиция сотрудничества в
исследованиях. Причин этому несколько.
Во-первых, число
астрономов-исследователей в мире невелико (едва ли
больше двух с половиной тысяч),
а работы так много, что для
достижения общих целей требуются
совместные усилия. Во-вторых, все мы
имеем дело с одной и той же
Вселенной, и если мы хотим избежать
дублирования работ, то необходимы
взаимные консультации ученых,
ведущих исследования в одной и той
же области. В-третьих, трудно
сочетать результаты различных
наблюдателей, если только не принять мер
к тому, чтобы наблюдения
проводились на сравнимой основе. Например,
при измерениях звездных величин
и цветов мы предпочитаем, чтобы все
наблюдатели приняли общие
стандарты и пользовались точно
определенными цветными фильтрами,
которые позволяют переходить от одной
цветовой системы к другой; при
изучении собственных движений
целесообразно приводить все движения
к единой фундаментальной системе
положений и движений.
В-четвертых, телескопы и вспомогательное
оборудование часто так дороги, что
одно какое-либо учреждение или
государство (особенно небольшие
страны) не может позволить себе иметь
все необходимые инструменты, и
большое значение приобретает
совместное владение и управление ими.
Организованные совместные
исследования строения системы
Млечного Пути и движений в нем начались
во второй половине XIX в.
Наиболее известными примерами такого
сотрудничества были «Астрографи-
ческий каталог» *) — попытка
сфотографировать все небо по зонам
склонения, причем каждая
участвовавшая обсерватория несла
ответственность за измерения положений
звезд в своей зоне, и «Каталог
Астрономического общества» **) —
предприятие в основном немецкое,—
давший точные положения большого
числа звезд методами меридианной
астрометрии. Наиболее плодотворным
примером международного
сотрудничества было осуществление так на-
*) Astrographic Catalogue.—
Прим.ред.
**) Astronomische Gessellschaft
Catalogue.— Прим.ред.
Данные наблюдений
79
зываемого «Плана избранных
площадок», предложенного в 1904 г.
Каптейном (Гронинген,
Нидерланды). План Каптейна воодушевил
астрономический мир, и мы имеем
теперь для многих звезд в избранных
площадках точные положения,
собственные движения, лучевые
скорости, звездные величины,
спектральные классы и показатели цвета.
В 1918 г. возникла потребность
в широкой международной
организации, охватывающей всех
астрономов, и в результате был организован
Международный астрономический
союз. MAC — под таким
сокращенным названием эта организация
известна всему астрономическому миру
— собрался на свой первый
официальный съезд в 1922 г. в Риме;
с тех пор съезды созываются каждые
три или четыре года, с одним лишь
большим перерывом, вызванным
второй мировой войной. Основная
задача MAC — создание с помощью 50
своих постоянных комиссий
возможностей для международного контакта
исследователей всего мира,
работающих в одной и той же области. MAC
был инициатором многих планов
сотрудничества; он обобщает
результаты выполнения старых программ,
подобных упомянутым выше. По мере
необходимости MAC при поддержке
ЮНЕСКО созывает конференции
ограниченного числа специалистов.
Такие симпозиумы обычно
проводятся по инициативе одной из
комиссий MAC, присутствуют на них 100—
200 специалистов в данной области
(в том числе много молодых
исследователей), а все материалы
публикуются в трудах симпозиума.
Комиссия № 33 MAC по строению и
динамике Галактики явилась
инициатором нескольких подобных
симпозиумов. Кроме того, комиссия № 33
организовала несколько
симпозиумов по смежным проблемам;
например, один из них был посвящен
межзвездной среде и газодинамике.
Характерной особенностью этих
симпозиумов является их поистине
международный характер.
Недавно возникла новая форма
сотрудничества: астрономы
нескольких обсерваторий совместно
пользуются общим оборудованием. За
последнее десятилетие создано
несколько национальных обсерваторий.
В Соединенных Штатах
организованы две национальные обсерватории:
Китт-Пик с центром в Тусоне
(Аризона) и радиоастрономическая
обсерватория в Грин-Бэнке (Западная
Виргиния) с центром в Шарлотсвилле
(Виргиния). Это два крупнейших
астрономических учреждения:
первое — в области оптической
астрономии, второе — в области
радиоастрономии.
На Национальной обсерватории
Китт-Пик 60% рабочего времени
телескопов предназначено для гостей
из других обсерваторий и лишь
остальные 40% резервируются для
исследований, проводимых штатными
сотрудниками. На обсерватории
работает свыше полудесятка
телескопов с диаметрами объективов от 16
до 158 дюймов (рис. 23). Эти
телескопы снабжены прекрасным
вспомогательным оборудованием:
спектрографами, фотометрами, поляриметрами,
детекторами инфракрасного
излучения и т. д. На Национальной
обсерватории Китт-Пик имеется большая
установка для исследований Солнца.
С этой обсерваторией тесно связана
Межамериканская обсерватория в
Черро-Тололо, Чили (рис. 22) с
оборудованием, сходным с оборудова-
80
Глава 2
нием Китт-Пик, и со 158-дюймовым
рефлектором. Преимущественный
доступ к этим инструментам имеют
чилийские и другие
латиноамериканские астрономы. Все эти установки
построены на средства
Американского национального научного фонда,
который также оплачивает и
эксплуатацию обсерватории.
Национальный научный фонд
субсидирует Национальную
радиоастрономическую обсерваторию в Грин-
Бэнке (рис. 26 и 27). Ее главными
инструментами являются прекрасный
высокоточный 42-метровый
полноповоротный радиотелескоп и
90-метровый меридианный радиотелескоп,
достаточно точный для исследований
на длине волны 11 см. Имеются
также небольшая по размерам система
небольших подвижных антенн и
различные инструменты для
специальных целей. Вскоре начнет работать
очень большая система антенн для
интерферометрии с высокой
разрешающей способностью в
радиодиапазоне. Она строится в высокогорной
местности в Нью-Мексико.
Астрономы Нидерландов, Швеции,
ФРГ, Франции и Бельгии
объединили свои усилия, чтобы создать
Европейскую южную обсерваторию. Она
была построена в Чили пятью
объединившимися странами и ими же
обслуживается. Самым крупным
инструментом, строящимся для этой
обсерватории, является 140-дюймо-
бый рефлектор. Австралия и Англия
совместно установили 150-дюймовый
рефлектор на горе Сайдинг-Спринг
в Новом Южном Уэльсе, Австралия;
там уже работает английский
телескоп Шмидта.
Аналогичное сотрудничество
обсерваторий осуществляется во
многих частях света. В США астрономы
Калифорнийского университета в
Беркли, Санта-Крусе, Ла-Холле и
Лос-Анджелесе совместно работают
на Ликской обсерватории (гора
Гамильтон). Самым крупным
телескопом там является 120-дюймовый
рефлектор. Университеты, имеющие
астрономические отделения с большим
числом сотрудников, но находящиеся
в климатических зонах, не
подходящих для астрономических
наблюдений, часто устанавливают свои самые
большие инструменты в подходящих
районах, в том числе и за пределами
своей страны. Лейденская
обсерватория уже давно имеет южную
станцию в Хартебеестпоортдаме в
Трансваале, Южная Африка, англичане
также построили обсерватории в
Южной Африке, а Уппсальская
обсерватория (Швеция) установила
телескоп Шмидта в Австралии на
обсерватории Маунт-Стромло. В
области радиоастрономии особенно
способствуют международному
сотрудничеству два крупных национальных
учреждения. На 100-метровом
радиотелескопе Института им. Макса
Планка, находящемся вблизи Бонна (ФРГ),
работает много астрономов из других
стран. К работе на радиотелескопе
в Вестерборке (Нидерланды),
представляющем собой систему из 12
связанных друг с другом антенн,
размещенных на протяжении 1,5 км,
также привлекаются
радиоастрономы из многих государств. В
Советском Союзе осуществляется много
совместных работ, в частности на
недавно построенной обсерватории
на Кавказе с 6-метровым
рефлектором в качестве главного инструмента.
Не удивительно, что астрономы
много путешествуют и оказываются
прекрасными посланцами
международной доброй воли!
3
БЛИЖАЙШИЕ СОСЕДИ
СОЛНЦА;
ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ
Какое место занимает Солнце среди
звезд? Очень ли оно яркое, тусклое
или в среднем такое же, как другие
звезды? Как исследователей
Млечного Пути нас интересуют ответы на
эти вопросы не столько ради самого
Солнца, сколько ради желания знать,
какие существуют разновидности
звезд, в какой пропорции
встречаются различные типы звезд в
некотором объеме пространства и похож
ли этот объем пространства на
другие области Млечного Пути.
САМЫЕ ЯРКИЕ И САМЫЕ
БЛИЗКИЕ ЗВЕЗДЫ
Сначала рассмотрим два списка
звезд. Первый список (табл. 1)
содержит яркие звезды, имеющие
собственные имена, а также несколько
ярких южных звезд, которые не
видны из северных широт. Цвета их
самые различные: голубой (Ригель
и Спика), желтый (Капелла),
оранжевый (Арктур), красный (Бетель-
гейзе и Антарес). Для всех этих
звезд параллаксы и расстояния
известны, но для более далеких они
ненадежны: их тригонометрические
параллаксы по порядку величины
равны неизбежным ошибкам
измерений.
На рис. 40 показано, как
распределены самые яркие звезды по
спектральным классам и абсолютным
звездным величинам. На рис. 40
присутствуют звезды всех спектральных
классов, но 11 звезд из 20 относятся
к очень горячим звездам классов В
и А. Все 20 звезд, кроме одной,
обладают большей светимостью, чем
Солнце, визуальная абсолютная
звездная величина которого +4,8т.
Так, Ригель сверкает как 52 000
солнц, а пять других звезд в 1000 и
более раз ярче Солнца.
Больше всего по спектру и
светимости на Солнце похожа наша
ближайшая соседка а Центавра, самая
яркая компонента визуально-двойной
звезды. Она отстоит от нас лишь на
1,33 пс. По-видимому, самая далекая
звезда из приведенных в табл. 1 —
это Денеб, находящийся на
расстоянии примерно 450 пс, слишком
большом для точного измерения
параллакса. Расстояния до Ригеля, Бетель-
гейзе и р Южного Креста также
трудно измеримы. Если мы рассмотрим
объем пространства, которое
необходимо исследовать, прежде чем мы
достигнем такой звезды, как Денеб,
то увидим, что он примерно в
(450/1,33)у, или в 40 000 000 раз,
больше объема, который нам
пришлось бы исследовать, чтобы
обнаружить звезду а Центавра. У берега
можно руками поймать мелкую
рыбешку, но если мы хотим
загарпунить кита, нам придется уплыть
далеко в море! Зарождается
подозрение, что такие далекие звезды, как
голубые сверхгиганты Ригель и
Денеб, должны быть очень редкими
объектами в пространстве по
сравнению с нашим Солнцем и
подобными ему звездами.
Звезда класса М Бетельгейзе
также очень яркая, но она ближе к
Солнцу, чем Ригель. Поскольку
поверхность ее сравнительно холодна,
звезда должна быть огромных размеров,
чтобы излучать так много света.
82
Глава 3
Таблица 1
Двадцать самых ярких звезд
№
п/п
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
Название
Сириус
Канопус
а Центавра
Вега
Арктур
Ригель
Капелла
Процион
Ахернар
Р Центавра
Альтаир
Бетельгейзе
Альдебаран
Спика
Антарес,
Поллукс
Фомальгаут
|3 Южного Креста
Денеб
Регул
Визуальная
видимая
абсолютная
звездная
величина V
-1,47
—0,73
0,33
0,04
0,06
0,08
0,09
0,34
0,47
0,59
0,77
0,80
0,86
0,96
1,08
1,15
1,16
1,24
1,26
1,36
Спектральный класс и
класс
светимости
А1 V
FOlb
G2V
A0V
К2Шр
В81а
G8III + F
F5IV
B5IV
Bill
A7V
M2Iab
К5Ш
B1V
Ml lb
кош
A3V
B0,5IV
A2Ia
B7 V
Параллакс
0,375,/
0,018
0,751
0,123
0,090
0,072
0,288
0,023
0,016
0,198
0,048
0,021
0,019
0,093
0,144
0,039
Визуальная
абсолютная
звездная
величина
My
+l,4m
-3,0
+4,7
+0,5
-0,2
—7
—0,6
+2,6
-2,7
-3,4
+2,3
—5
-0,7
-2,4
-2,5
+1,0
+2,0
—5
—7
-0,7
Расстояние, пс
2,7
56
1,33
8,1
11,1
250
13,7
3,5
44
62
5,1
150
20,8
48
53
10,8
6,9
175
450
25,8
Визуальная
светимость
(Солнце = 1)
23
130
1,1
52
100
52 000
145
7,6
1000
1900
10
8 300
160
760
830
33
13
8 300
52 000
160
Примечание
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
Примечания
1 Сириус имеет спутник — белый карлик,
7 = 8,5™.
2 а Центавра представляет собой тройную
систему. У самой яркой звезды имеется
спутник, 7 = 1,5т, спектральный класс Кб.
Третьим членом системы является Прокси-
ма Центавра, 7 = 10>7т, класс M5eV.
3 Тригонометрический параллакс Ригеля
измерить нельзя; указанные значения My,
расстояния и светимости —
приблизительные. Ригель — спектрально-двойная звезда
и имеет спутник — также двойную звезду,
7=7,6ти7 = 7,6т, спектральный класс В5.
4 Капелла — тройная система со
спутниками: 7 = 10,0т, класс Ml, 7 = 13,7т, класс
М5; сама Капелла — спектрально-двойная
звезда.
5 Процион — спектрально-двойная звезда,
входящая в состав тройной системы. Она
включает близкий спутник, 7 = 13,5ти
более далекий спутник, 7=12,2^. Близкий
спутник — белый карлик спектрального
класса F.
6|3 Центавра — спектрально-двойная
звезда; имеет слабый спутник, 7 = 8,7т.
7 Бетельгейзе — полуправильная
переменная спектрально-двойная звезда. Ее
тригонометрический параллакс измерить нельзя;
приведенные значения My, расстояния и
светимости — приблизительные.
8 Альдебаран имеет спутник,
спектральный класс dM2, 7 = 13,5m.
9 Спика — переменная
спектрально-двойная звезда.
10 Антарес — полуправильная переменная
звезда. Имеет карликовый спутник,
спектральный класс B4V, 7 = 5Ш.
11 Тригонометрический параллакс Денеба
измерить нельзя; приведенные значения Муу
расстояния и светимости — лишь
приблизительные.
12 Регул имеет спутник, спектральный
класс dKl, 7 = 7,9m, и, возможно, два
более слабых спутника.
Ближайшие соседи Солнца; звездные населения 83
Замечания
1. а Южного
ярких звезд не
ставляет собой
двойную звезду,
характеристики:
класс В1 IV, и
звезды слишком
ченными в наш
Креста в числе 20 самых
указана, поскольку пред-
великолепную визуально-
компоненты которой имеют
V = 1,58т, спектральный
7 = 2,09™, класс ВЗп (обе
слабы, чтобы быть вклю-
список).
Продолжение табл. 1
2. Все данные табл. 1 взяты из Йельского
«Каталога ярких звезд», изд. 3-е, 1964 г.
3. При вычислениях визуальных свети-
мостей визуальная абсолютная звездная
величина Солнца принималась равной
+4,8т, а его визуальная видимая звездная
величина — 26,8т.
Бетельгейзе и Антарес относятся
к очень небольшому числу звезд,
диаметры которых могут быть
измерены с помощью инструмента,
называемого интерферометром. Было
найдено, что диаметр Бетельгейзе
примерно в 600 раз больше диаметра
Солнца, а диаметр Антареса лишь
немногим меньше диаметра
Бетельгейзе. Поперечник звезды так велик,
что вся орбита Марса помещается
внутри нее, и звезду с полным
правом можно называть гигантом!
Бетельгейзе является переменной
звездой и, по-видимому, меняет также
размеры с неправильным периодом.
Обратимся теперь к списку
ближайших звезд, приведенному в табл.2.
В него включены все известные
звезды, расстояние до которых не
превышает 5 пс. Мы видим, что
четыре самые яркие звезды этого
списка: Сириус, Альтаир, Процион
и а Центавра, есть также в табл. 1.
Эти звезды ярко сияют на небе
потому, что они близки к нам, а не
из-за своей исключительной
светимости. Остальные звезды табл. 2
гораздо слабее и по видимой и по
абсолютной звездным величинам.
На рис. 41 показано, как эти звезды
распределяются по спектральным
классам и абсолютным величинам.
Наш первый список полон, но
у нас нет уверенности, что и второй
список полон. Ко второму списку
за последние 20 лет было добавлено
несколько звезд, а в нем самом
произошла некоторая перестановка в
результате более точного определения
параллаксов. Нет сомнения, что в
будущем список еще пополнится.
Параллаксы многих слабых звезд с
большими собственными движениями
еще не измерены, и, конечно, со
временем выяснится, что число наших
слабых соседей еще больше, однако
полагают, что ненамного. По средней
скорости звезд около Солнца можно
вычислить среднюю плотность
вещества в нашей области пространства.
Эта величина, составляющая
немного больше 1/10 массы Солнца в кубе
с ребром в 1 пс, очень близка к
средней плотности вещества, найденной
для сферы радиусом 5 пс при
разумных предположениях о массах
близких звезд и учете межзвездных газа
и пыли.
Между типами звезд в наших
двух списках имеется весьма
существенное различие. Первый список
почти целиком состоит из
звезд-гигантов и сверхгигантов всех
спектральных классов от В до М. Второй
список включает звезды-карлики,
или, как мы предпочитаем их
называть, звезды «главной
последовательности». На рис. 41 мы видим ярко
выраженную тенденцию звезд
располагаться примерно по диагонали,
т. е. чем краснее звезда, тем она
84
Глава 3
-7,0й
-6,0
-5,0 \-
-4,0
| -3,0
s
=;
CD
CD
3 -2,0 U
8 0 I-
Ю
cd
cc;
cd
5+1,0
CO
5 +2,0
+3,0 |-
+4,0
+5,0
\-
\-
\-
\-
—
\-
y-
—] 1 1 [ 1 1
• • Денеб
Ригель
•в Южного Креста •
Бетельгейзе
• в Центавра
• Канопус
• Ахернар
Спика Антарес
• Регул Капелла • • Альдебаран
•
Арктур
• Вега
• Поллукс
• Сириус
ф Фомальгаут
• Альтаир
• Процион
• а Центавра
1 1 1 1 1 1
-\
-\
А
-|
-
-
во
АО
F0 G0
Спектральный класс
КО
Рис. 40. Двадцать самых ярких звезд.
Диаграмма основана на данных табл. 1
и показывает распределение звезд по
визуальным абсолютным звездным величинам
и спектральным классам. (По данным
Йелъского «Каталога ярких звезд».)
Ближайшие соседи Солнца; звездные населения 85
Таблица 2
Звезды, находящиеся от нас не дальше 5 пс *)
п/п
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
Номер
по ван
де
Кампу
1
2
3
4
3
4
5
6
6
7
7
8
9
10
11
12
13
13
14
15
15
16
16
17
17
18
19
20
21
22
23
23
24
24
25
26
27
28
29
Название
Солнце
а Центавра А
а Центавра В
а Центавра С
Звезда Барнарда**)
Вольф 359
BD + 360 2147**)
Сириус А
Сириус В
Лейтен 726-8А
Лейтен 726-8В
Росс 154
Росс 248
8 Эридана
Лейтен 789-6
Росс 128
61 Лебедя А
61 Лебедя В
8 Индейца
Процион А
Процион В
S 2398 А
2 2398 В
BD +43° 44 А
BD +43° 44 В
CD -36° 15693
т Кита
BD +5° 1668
CD-39° 14192
Звезда Каптейна
Крюгер 60 А
Крюгер 60 В
Росс 614 А
Росс 614 В
BD-120 4523
Звезда ван Маанена
Вольф 424 А
Вольф 424 В
G158-27
CD -37° 15492
Визуальная
видимая
звездная
величина
—26,8™
од
1,5
11,0
9,5
13,5
7,5
-1,5
8,3
12,5
13,0
10,6
12,2
3,7
12,2
11,1
5,2
6,0
4,7
0,3
10,8
8,9
9,7
8,1
11,0
7,4
3,5
9,8
6,7
8,8
9,7
11,2
11,3
14,8
10,0
12,4
12,6
12,6
13,8
8,6
Спектральный
класс
G2
G2
Кб
М5е
М5
М8е
М2
А1
DA
Мбе
Мбе
М5е
Мбе
К2
Мб
М5
К5
К7
КЗ
F5
М4
М5
Ml
Мб
М2
G8
М4
Ml
МО
М4
Мб
М5е
М5
DG
Мбе
Мбе
М
МЗ
Параллакс
0,760"
0,760
0,760
0,552
0,431
0,402
0,377
0,377
0,365
0,365
0,345
0,317
0,305
0,302
0,301
0,292
0,292
0,291
0,287
0,287
0,284
0,284
0,282
0,282
0,279
0,273
0,266
0,260
0,256
0,254
0,254
0,249
0,249
0,249
0,234
0,229
0,229
0,226
0,225
Визуальная
абсолютная
звездная
величина
4,8™
4,5
5,9
15,4
13,2
16,7
10,5
1,4
11,2
15,3
15,8
13,3
14,7
6,1
14,6
13,5
7,5
8,3
7,0
2,6
13,1
11,2
12,0
10,4
13,13
9,6
5,7
11,9
8,8
10,8
11,7
13,2
13,3
16,8
12,0
14,2
14,4
14,4
15,5
10,4
Визуальная
светимость
1,0™
1,3
0,36
0,00006
0,00044**)
0,00002
0,0052**)
23,0
0,0028
0,00006
0,00004
0,0004
0,00011
0,30
0,00012
0,00033
0,083**)
0,040
0,13
7,6
0,0005
0,0028
0,0013
0,0058
0,00040
0,012
0,44
0,0014**)
0,025
0,0040
0,0017
0,00044
0,0004
0,00002
0,0013
0,00017
0,00014
0,00014
0,00005
0,00058
стояние,
ПС
1,32
1,32
1,32
1,81
2,32
2,49
2,65
2,65
2,74
2,74
2,90
3,15
3,28
3,31
3,32
3,42
3,42
3,44
3,48
3,48
3,52
3,52
3,55
3,58
3,66
3,76
3,85
3,91
3,94
3,94
4,02
4,02
4,02
4,27
4,37
4,37
4,42
4,44
86
Глава 3
Продолжение табл. 2
Ко
п/п
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
Номер
по ван
де
Кампу
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
39
39
40
41
42
42
43
44
45
45
Название
BD+500 1723
CD— 46° 11540
CD-49° 13515
CD -44° 11909
Лейтен 1159—16
BD+15° 2620
BD+68° 946
L145-141
BD—15° 6290
40 Эридана A
40 Эридана В
40 Эридана С
BD+200 2465
Альтаир
70 Змееносца А
70 Змееносца В
АС+79° 3888
BD+430 4305
Штейн 2051 А
Штейн 2051 В
Визуальная
видимая
звездная
величина
6,6™
9,4
8,7
11,2
12,3
8,5
9,1
11,4
10,2
4,4
9,5
11,2
9,4
0,8
4,2
6,0
11,0
10,1
11,1
12,4
Спектральный
класс
К7
М4
МЗ
М5
М8
М2
М3,5
М5
КО
DA
М4е
М4,5
А7
К1
Кб
М4
М5е
М5
DC
Параллакс
0,217"
0,216
0,214
0,213
0,212
0,208
0,207
0,206
0,206
0,205
0,205
0,205
0,202
0,196
0,195
0,195
0,194
0,193
0,192
0,192
Визуальная
абсолютная
звездная
величина
8,3™
11,1
10,4
12,8
13,9
10,1
10,7
12,6
11,8
6,0
11,2
12,8
10,9
2,3
5,7
7,5
12,4
11,5
12,5
13,8
Визуальная
светимость
0,040™
0,0030
0,0058
0,00063
0,00023
0,0076
0,0044**)
0,0008
0,0016
0,33
0,0027
0,00063
0,0036**)
10,0
0,44
0,083
0,0009
0,0021**)
0,0008
0,0003
стояние,
ПС
4,61
4,63
4,67
4,69
4,72
4,81
4,83
4,85
4,85
4,88
4,88
4,88
4,95
5,10
5,13
5,13
5,15
5,18
5,21
5,21
Примечание: D — белый карлик; DA — белый карлик спектрального класса А.
*) По данным ван де Кампа: „Annual Review of Astronomy and Astrophysics"
9, 104-105, табл. 1 (1971).
**) Имеет невидимый спутник.
слабее. Эта диагональ называется
главной последовательностью. Нет ни
одной звезды спектрального класса
К или М, которая имела бы такую
же абсолютную звездную величину,
как наше Солнце. Рассматривая
рис. 40 и 41, мы видим, что звезды
классов К и М либо ярче, либо
значительно слабее Солнца. Ясно видно
разделение на звезды-гиганты и
карлики. Среди близких к нам звезд
(табл. 2) мы не находим ярких звезд
классов В, G и К или гигантов
класса М. Эти объекты выделяются среди
звезд, видимых невооруженным
глазом, благодаря их высокой
светимости; в действительности же они
чрезвычайно редки в пространстве, а те,
которые мы видим, находятся
далеко за пределами нашей сферы
радиусом 5 не.
В табл. 2 чаще всего
встречаются слабые красные карлики
класса М. Эти звезды составляют почти
2/3 списка наших соседей, а их
светимости заключены в пределах от
0,01 до 1/60 000 светимости Солнца.
Ван де Камп указывает, что самая
Ближайшие соседи Сол
слабая известная звезда, блеск
которой в 10 раз меньше блеска самой
слабой звезды нашего списка,
находится за пределами выбранной нами
сферы радиусом 5 пс; это — звезда
ван Бисбрука, BD +40° 4048,
абсолютная визуальная звездная
величина которой около Mv = +18,6m; она
принадлежит к спектральному
классу М5, имеет визуальную светимость
в 300 000 раз меньше светимости
Солнца и находится от Солнца на
расстоянии около 6 пс. Вполне
разумно предположить, что наш
список будет пополняться с конца.
Многие карлики класса М
являются вспыхивающими звездами. Хотя
обычно их светимость очень низка,
жногда они могут на короткое время
становиться ярче на 2т и более;
вспышки некоторых из них
повторялись многократно. Не меньше
пяти звезд табл. 2 являются
вспыхивающими. В их спектрах
наблюдаются яркие линии; эта особенность
обозначается буквой «е», помещаемой
после спектрального класса.
Следует отметить, что список
ближайших 44 звезд (включая
Солнце) — это на самом деле список
44 кратных систем: 11 из этих 44
звезд — двойные, а две — тройные.
Кроме того, у 7 звезд спутники еще
не удалось увидеть. Эти невидимые
спутники обнаружены по
возмущениям в собственных движениях
видимых звезд. Их массы близки к
массам планет нашей Солнечной
системы и составляют по порядку
величины несколько сотых массы Солнца,
а самая большая планета, Юпитер,
обладает массой, равной 0,001 массы
Солнца. Липпинкотт показала, что
спутник звезды Росс 614 А имеет
очень малую массу, равную 1/12
массы Солнца. Лейтен обнаружил
двойка; звездные населения 87
ную звезду, масса каждой
компоненты которой еще меньше и вряд
ли достигает 1/25 массы Солнца.
Разрыв между звездами и планетами,
по-видимому, начинает сужаться!
В нашем списке ближайших
соседей имеются шесть бело-голубых
звезд очень низкой светимости,
представителей класса белых карликов.
Эти звезды составляют
интереснейшую группу наших соседей; самый
известный из них спутник Сириуса.
Еще два также являются
спутниками ярких звезд, а остальные два —
одиночные звезды. Когда был открыт
спутник Сириуса, то его высокая
температура в сочетании с низкой
светимостью свидетельствовала о том,
что перед нами необычный, и, быть
может, весьма редкий объект.
Раньше никто не предполагал, что могут
существовать звезды с массами, лишь
немного меньшими массы Солнца,
и с радиусами, едва превышающими
радиус Земли. В недавно
опубликованном списке звезд, расположенных
в радиусе не более 20 пс от Солнца,
Глизе приводит 49 белых карликов.
Исследования Лейтена и других
показали, что белые карлики столь же
распространены, как звезды типа
Солнца. Всего Лейтен отождествил
около 3000 «надежно установленных,
вероятных и возможных» белых
карликов, которые он называет
«звездами, самыми легкими для
отождествления и самыми трудными для
наблюдения». Критерием для их
отождествления являются большие
собственные движения и показатель цвета,
сравнимый с показателем цвета
звезды класса В или А, свет которой
не подвергся поглощению.
Видимая звездная величина
большинства известных белых карликов
равна 14т. Больше чем для поло-
88
Глава 3
l,Om
2,0
3,0
4,0
5,0
cd
X
i 6,0
s
<=г
CD
CD
«
g 7,0
=i
Г)
CD
CO
§ 8,0
X
H
2
=;
8 9,0
cd
cd
110,0
cd
>"5
"
11,0
12,0
13,0
14,0
15,0
16,0
k
—
—
Г
•
XX
L_
Сириус
1
A
•Альтаир
I
г
• Процион
L
A
•
f
а Центавра
© Солнце
•
A
•
• . #
L
•
• •
Ф
~! 1
—I
—
-j
-J
-4
-J
•
•
• —\
•-•»
•
• •• J
% -\
•
s- 1
*» i
•
• 1
Ф 1
8
• • "1
• 1
j Li
A0
F0 GO K0
Спектральный класс
МО
Ближайшие соседи Солнца; звездные населения 89
вины открытых белых карликов
удалось определить спектры и
параллаксы, так как звезды можно
нанести на диаграмму спектр —
абсолютная звездная величина. Они
образуют ветвь, не совсем параллельную
главной последовательности, причем
их абсолютные величины Mv
заключены в пределах от +10 до +15т,
т. е. их светимости заключены в
пределах от 0,01 до 0,0001 светимости
Солнца. Для надежно установленных
белых карликов показатель цвета
В — V колеблется от —0,1 до +0,6Ш.
Их размеры заключены в пределах
от диаметра Меркурия до диаметра
Урана, т. е. между 1/3 и 4
диаметрами Земли. Лейтен подсчитал, что
5% всех звезд, по-видимому,
относятся к белым карликам.
ДИАГРАММА
ГЕРЦШПРУНГА - РЕССЕЛЛА
Рассмотрение самых ярких и самых
близких звезд дало нам ясное
представление о том, какие типы звезд
существуют вообще. Рис. 40 и 41
иллюстрируют зависимость между
абсолютными звездными величинами и
спектральными классами самых
ярких и самых близких звезд.
Графическое изображение этих
зависимостей называется диаграммой Герц-
шпрунга — Ресселла по имени двух
крупнейших астрономов нашего
времени.
Рис. 41. Ближайшие звезды. Диаграмма
основана на данных табл. 2 и показывает
распределение звезд по визуальным
абсолютным звездным величинам
и спектральным классам. Нанесены лишь два
белых карлика (крестики) спектрального
класса A (DA). (По данным ван де Кампа.)
На рис. 42 схематически
изображена диаграмма с главной
последовательностью и ветвями гигантов.
Эта диаграмма охватывает звезды,
относящиеся в широком смысле слова
к соседям Солнца; их называют
населением I. Известно, что такие звезды
характерны для звездного населения
рукавов спиральных галактик;
большинство этих разновидностей
встречается также в пространстве между
спиральными рукавами. Население II7
для которого диаграмма спектр —
светимость имеет совершенно иной
вид, характерно для внешней
короны и внутренних частей галактик,
где нет следов спиральной
структуры, а особенно для эллиптических
галактик. Деление звезд на
население I и население II чрезвычайно
важно при выяснении взаимосвязи
спектральных характеристик и
особенностей движения; не менее
существенно это деление и при
рассмотрении вопроса о происхождении звезд,
их возможной эволюции и конечной
судьбе. Мы замечаем, что население I
включает очень яркие звезды
класса В, сверхгиганты всех
спектральных классов, звезды главной
последовательности и белые карлики.
На рис. 42 представлен также
новый тип звезд — субкарлики. Это
большей частью карлики населения II,
атмосферы которых состоят почти
из чистого водорода с необычно
малым содержанием более тяжелых
элементов (металлов). Субкарлики
относятся к звездам, которые,
по-видимому, большей частью образовались
на самых ранних стадиях
космической эволюции.
Диаграмма указывает только
средние значения абсолютных звездных
величин звезд. Относительно
среднего значения абсолютных звездных
90
Глава 3
10 000
юоо
0,01
0,001
o.oooi h
[— Белые карлики
_L
10
12
,14
16
ВО АО FO G0 КО МО
Спектральный класс
Ближайшие соседи Солнца; звездные населения 91
величин существует определенный
разброс, но в целом звезды
достаточно хорошо подчиняются правилам,
установленным по большинству из
них.
ДВИЖЕНИЕ СОЛНЦА
Имеются несомненные свидетельства
того, что Солнце движется со
скоростью 18—20 км/с по отношению
к звездам, находящимся от него не
дальше 100 пс. Для этого
достаточно рассмотреть движения звезд,
видимых невооруженным глазом. На
рис. 43 небесная сфера изображена
в такой проекции, что равные
площадки оказываются равными на
рисунке, причем небо разбито на 94
такие площадки. Для всех этих
площадок были получены средние
значения известных лучевых скоростей
звезд, видимых невооруженным
глазом. Всего были использованы
лучевые скорости 2149 звезд, т. е. на
каждую площадку в среднем
приходится от 20 до 25 звезд.
Если бы Солнце находилось в
состоянии покоя, а звезды двигались
хаотично, то, грубо говоря, числа
звезд с отрицательными и
положительными скоростями были бы
равны, и результирующее среднее в
каждой площадке было бы близким
к нулю. Рис. 43 показывает, что это
Рис. 42. Диаграмма Герцшпрунга —
Ресселла для звезд в окрестностях Солнца.
По вертикали нанесены справа
визуальные абсолютные звездные величины.,
слева — визуальные светимости] по
горизонтали отложены спектральные
классы. Подобная диаграмма была впервые
построена Ресселлом в 1913 г. (Из книги
Л. Аллера «Атомы, звезды и туманности»,
изд-во «Мир», М., 1976.)
не так. Звезды вблизи кружка в
верхней левой части рисунка имеют
среднюю лучевую скорость —20 км/с;
те же из них, которые располагаются
вблизи звездочки в нижней правой
части рисунка, обладают средней
скоростью около +20 км/с.
Поскольку отрицательная скорость означает
приближение к нам, то при
наблюдении с Солнца казалось бы, что все
звезды в одной части неба будут
двигаться к нам, а в
противоположной— от нас.
По отношению к звездам,
видимым невооруженным глазом, Солнце
движется со скоростью 20 км/с в
направлении точки в созвездии
Геркулеса, находящейся недалеко от
яркой звезды Беги (из созвездия
Лиры). Точка, обозначенная
кружком на рис. 43, называется апексом
движения Солнца, а звездочкой —
антиапексом.
Двигаясь со скоростью 20 км/с,
Солнце пройдет в течение года
(состоящего примерно из 31 600 000 с)
около 630 000 000 км, или 4,2 а. е.
Наша Земля непрерывно движется
вместе с Солнцем с той же самой
скоростью. Через 25 лет мы
удалимся больше чем на 100 а. е. от
современного положения. По мере
продвижения мы можем вести
наблюдения звезд и измерять их среднее
смещение.
Посмотрим, как влияет движение
Солнца на собственные движения
звезд. На рис. 44 изображена
небесная сфера в той же проекции, что
и на рис. 43, но на этот раз мы
решили исследовать собственные
движения 726 звезд класса А видимой
звездной величины 5Ш. В
зависимости от своего положения на небе они
разбиты на 42 группы, и для каждой
группы определено среднее собствен-
92
Глава 3
Рис. 43. Движение Солнца по лучевым обсерватории. Положение апекса движения
скоростям. Средние значения лучевых Солнца отмечено кружком вблизи области
скоростей 2149 звезд, видимых невооруженным наибольшей отрицательной средней лучевой
глазом, которые были измерены на Ликской скорости.
Рис. 44. Определение движения Солнца по собственных движений 726 звезд класса А
собственным движениям звезд. Стрелками видимой величины 5т.
указаны средние направления и величины
Ближайшие соседи Солнца; звездные населения 93
ное движение, характеризующееся
на рисунке длиной стрелки и ее
направлением.
Вы видите, что большинство
стрелок направлено от солнечного апекса
в сторону антиапекса. Кажется, что
по отношению к Солнцу звезды
движутся в направлении антиапекса,
а на самом деле Солнце движется
в противоположном направлении по
отношению к звездам спектрального
класса А.
Поскольку собственные
движения — это угловые смещения в
проекции на небесную сферу, они
должны быть наибольшими вдоль круга,
перпендикулярного направлению
нашего движения. На рис. 44 они
должны быть самыми большими
вдоль проекции круга,
расположенного посередине между апексом и
антиапексом, и это наблюдается на
самом деле. Среднее из этих
максимальных смещений составляет около
0,040" в год для звезд класса А
на рис. 44, т. е. для звезд класса А
-звездной величины 5т.
СРЕДНИЕ ПАРАЛЛАКСЫ
Мы можем предположить, что
движение Солнца по отношению к
звездам класса А видимой звездной
величины 5Ш, определенное по лучевым
скоростям, сходно с движением по
отношению к выбранной группе
ярких звезд (рис. 43), т. е. Солнце
движется со скоростью около 20 км/с
по направлению к окрестностям
Беги. Отсюда можно сделать вывод,
что на среднем расстоянии до звезд
класса А звездной величины 5т
скорость 20 км/с соответствует среднему
собственному движению 0,040" в год.
Делая это сопоставление, мы не
должны забывать о важном
различии между лучевыми скоростями и
собственными движениями. Лучевые
скорости не зависят от расстояний
до звезд. Пока звезда достаточно
ярка, чтобы можно было
сфотографировать ее спектр, ее лучевую
скорость можно определить независимо
от того, близка ли она или очень
далека. Собственное движение,
наоборот, изменяется с расстоянием,
уменьшаясь по мере увеличения
расстояния. Поэтому влияние движения
Солнца на собственные движения
будет зависеть от среднего
расстояния исследуемой группы звезд. Это
влияние в среднем собственном
движении будет значительнее для
близких звезд. Теперь вы видите,
почему мы выбрали собственные
движения группы звезд класса А одной
и той же видимой звездной
величины. В отличие от звезд более
поздних классов звезды класса А не
подразделяются на гиганты и карлики,
так что все звезды класса А звездной
величины 5т будут находиться от
нас примерно на одинаковом
расстоянии. Каково же это среднее
расстояние?
По определению параллаксом
звезды называется угловое
смещение, соответствующее 1 а. е. на
расстоянии звезды. Мы имеем угловое
смещение, равное 0,040" в год, что
соответствует 20 км/с, или 4,2 а. е.
в год, на среднем расстоянии до
группы звезд. Средний параллакс для
наших звезд класса А поэтому равен
0,040" : 4,2 = 0,0095", а среднее
расстояние до них составляет
примерно 105 пс.
Это расстояние уже значительно
превышает предельные расстояния,
для которых можно определять
надежные тригонометрические
параллаксы. Следует помнить, что это лишь
94
Глава 3
среднее расстояние и что оно может
содержать значительную ошибку для
отдельной звезды класса А. Но это—
надежное среднее значение, и мы
можем сделать еще один шаг вперед,
вычислив по нему соответствующую
среднюю абсолютную звездную
величину для наших звезд класса А.
По формуле
М = т+Ь — 5 lg d
для звезды с видимой звездной
величиной т = 5,5 находящейся на
расстоянии d = 105 пс, мы получаем
М = +0,4 как среднюю
абсолютную звездную величину наших звезд
класса А. В разобранном нами
примере средняя звезда класса А
приблизительно в 60 раз ярче
Солнца.
Анализируя лучевые скорости и
собственные движения звезд
класса А звездной величины 5™, мы
фактически решаем две большие
проблемы. Во-первых, по лучевым
скоростям этих звезд мы можем
выявить эффекты стандартного
движения Солнца по отношению к таким
объектам, а также установить
направление движения Солнца
относительно звезд класса А, анализируя
их собственные движения. Во-вторых,
из всех этих данных мы можем
вывести средний параллакс или среднее
расстояние звезд класса А видимой
звездной величины 5т, а затем и
среднюю абсолютную звездную
величину исследуемых звезд.
Наш метод измерения средних
параллаксов может быть применен
к любой группе звезд с известными
собственными движениями при
условии, что эти звезды равномерно
распределены по небу. Его можно
применять к группам звезд со средним
собственным движением порядка
0,010" в год, которые в четыре раза
дальше от нас, чем звезды класса А
в нашем примере. Нам легко
получить лучевые скорости для
достаточного числа звезд любой отдельной
группы, чтобы мы могли проверить,
согласуется ли движение Солнца со
значениями, найденными по другим
группам звезд. Если получены
согласующиеся значения, то мы можем
немедленно вычислить средний
параллакс, среднее расстояние и среднюю
абсолютную звездную величину.
Однако наш метод не даст правильных
результатов, если выбранная
группа звезд обладает присущими ей
особыми систематическими двр1же-
ниями.
Метод средних параллаксов имеет
одно большое преимущество по
сравнению с основным
тригонометрическим методом: полное смещение, по
которому находится средний
параллакс, увеличивается со временем.
Чем больше промежуток времени
между измерениями, тем точнее мы
сможем получить значения
собственных движений и, таким образом,
найти более надежные средние
параллаксы. Если звезды так далеки, что
нам не удастся получить измеримого
эффекта за 10 лет, то придется
подождать, скажем, 50 лет. Метод
тригонометрических параллаксов не
позволяет определять расстояния,
превышающие 50 пс, но методом средних
параллаксов мы можем получить все
еще достаточно точные данные для
средних расстояний до 400 пс и более
от Солнца. Исследование средних
параллаксов продолжает играть
важную роль для расширения нашей
основной шкалы расстояний.
Первоначально наиболее обширные и
важные работы в этой области были
проведены А. Н. и Эммой Высоцкими.
Ближайшие соседи Солнца; звездные населения 95
ФУНКЦИИ СВЕТИМОСТИ
Сравнение списков самых ярких и
самых близких звезд показывает, что
по каждому из них в отдельности мы
не можем получить полного
представления о числе и типах звезд.
В нашей маленькой области
пространства радиусом 5 пс мы знаем
почти всех наших соседей. В этих
окрестностях совершенно
отсутствуют яркие звезды класса В и
красные гиганты, наиболее заметные
среди самых ярких звезд. Если мы
проникнем в пространство достаточно
далеко, чтобы в этот объем попало
по крайней мере несколько таких
звезд, то захватим настолько
большой объем пространства, что нам
не удастся получить полных данных
о количестве содержащихся в нем
звезд.
Однако астроном хочет знать,
сколько звезд данной абсолютной
звездной величины и данного
спектрального класса в среднем имеется
в данном объеме пространства. В его
власти подсчитать число звезд до
данной предельной звездной
величины, однако одних только подсчетов
недостаточно. Но астроном не желает
видеть небо таким, как оно
представляется дикарям: выпуклым
сводом с зажигающимися на нем яркими
огоньками. Необходимо добавить
третье измерение, чтобы можно было
видеть, как звезды распределены в
пространстве. Астроном, конечно,
хотел бы составить полную таблицу
абсолютных звездных величин всех
звезд для типичного объема
пространства в Млечном Пути, по
крайней мере для той области системы,
в которой расположено Солнце.
Такую таблицу, содержащую число
звезд на единицу объема для
последовательных интервалов абсолютных
звездных величин, астрономы
называют функцией светимости.
Ясно, что проблема определения
функции светимости должна
решаться постепенно. Мы можем построить
общую функцию светимости, изучив
сначала отдельные зависимости для
разных спектральных классов, а
затем объединив их в правильных
пропорциях, чтобы получить полную
картину. Естественно, очень
интересно узнать, одинаковы ли в разных
частях Млечного Пути доли звезд
различных спектральных классов.
Но по звездам с известными
спектрами мы в принципе получим данные
о светилах, более ярких, чем Солнце,
а мы уже знаем, что большинства
звезд слабее Солнца и что одна
только массовая спектральная
классификация не поможет нам решить
задачу. Рассмотрим сначала слабую часть
функции светимости, затем ее яркую
часть, после чего объединим их.
Собственные движения являются
мощным орудием для отбора
ближайших звезд, тригонометрические
параллаксы которых доступны
измерениям. Звезда, находящаяся на
расстоянии 4 пс и движущаяся со
скоростью 20 км/с перпендикулярно
лучу зрения, будет обладать
наблюдаемым собственным движением
около 1" в год; примерно такое же-
собственное движение наблюдалось
бы у звезды, находящейся на
расстоянии 6 пс и движущейся со
скоростью 30 км/с. Поскольку
линейные скорости звезд заключены в
пределах между 5 и 50 км/с (в
большинстве случаев между 20 и 30 км/с),
мы можем ожидать, что большая
часть звезд с собственными
движениями порядка 1" в год будет иметь
измеримые тригонометрические па-
96
Глава 3
раллаксы. Естественно, что
астрономы, занимающиеся определениями
параллаксов, концентрируют свои
усилия на тех звездах, у которых
можно ожидать измеримые
тригонометрические параллаксы.
Поэтому неудивительно, что такие
параллаксы известны для значительной
группы звезд из числа обладающих
большими собственными движениями.
Группа эта достаточно велика, чтобы
можно было применить
статистические методы введения поправок,
учитывающих звезды, не вошедшие
в список, и чтобы превратить данные
«переписи» в полные и
представительные. Слабая часть общей
функции светимости известна сейчас
довольно хорошо из анализа
имеющихся данных о тригонометрических
параллаксах звезд с собственными
движениями, превышающими 0,2" в год.
Наиболее полное исследование
слабой части функции светимости было
проведено в последние годы
Лейтеном (Миннесотский
университет) .
Тригонометрические параллаксы
не в состоянии нам помочь, когда
мы пытаемся получить функцию
светимости для звезд с абсолютными
звездными величинами, как у нашего
Солнца, и более ярких. Для
подобных звезд мы обращаемся к
исследованиям собственных движений и
лучевых скоростей, а также к
точному определению спектральных
классов и светимостей. К счастью,
нет необходимости целиком
опираться на данные, полученные на основе
средних параллаксов, для звезд, к
которым неприменим
тригонометрический метод. Определение
спектрального класса и светимости теперь
возможно для всех звезд, для которых
с объективной призмой удается
получить спектры с не слишком малой
дисперсией. Тщательное изучение
спектров позволяет оценить абсолютную
звездную величину любой звезды с
ошибкой, не превышающей половины
звездной величины. Другими
словами, мы можем провести достаточно
точную перепись звезд и объединить
результаты, чтобы получить
функцию распределения по абсолютным
звездным величинам (функцию
светимости) на единицу объема для всех
звезд всех спектральных классов,
взятых вместе. Полученная в
результате общая функция светимости
приведена на рис. 45.
Комбинируя результаты
различных методов, мы можем получить
надежные данные о распределении
звезд по абсолютным звездным
величинам в окрестностях Солнца. За
первыми исследованиями Каптейна
последовали обширные работы Сирса
и ван Рейна. В 1932 г. ван Рейн и
Швассманн впервые применили
метод, которым мы определяем по
крайней мере яркую часть общей
функции светимости для звезд
последовательных сравнительно
небольших интервалов спектральных
классов.
Яркая часть общей функции
светимости была детально исследована
на обсерватории Уорнер — Суэзи.
Работа Мак-Каски и его сотрудников
явилась не только очень ценной
проверкой функции светимости для
области в непосредственных
окрестностях Солнца, но и дала также
полезные сведения об изменении формы
этой функции для областей,
отстоящих от Солнца на 500 пс в
галактической плоскости. Мак-Каски находит
несколько большее число звезд с
абсолютными величинами от —1 до
+ 1Ш, чем это показано на рис. 45,
Ближайшие соседи Солнца; звездные населения 97
но в целом первоначальные
результаты ван Рейна и Швассманна почти
не нуждаются в уточнении. В
галактической плоскости имеют место
колебания порядка 30% в относитель-
Рис. 45. Функция светимости. По
вертикальной оси отложены числа звезд
в кубе с ребром 1000 световых лет, по
ных частотах встречаемости звезд
различных абсолютных величин.
Кривая, изображенная на рис. 45,—
это своего рода комбинация двух
функций светимости: одной,
полученной по собственным движениям,
и другой, найденной комбинацией
отдельных функций светимости для
каждого спектрального класса.
Кривая представляет число звезд в кубе,
сторона которого равна 1000
световых лет (около 300 пс).
Если рассматривать
распределение по абсолютным звездным
величинам на некотором расстоянии от
галактической плоскости, то можно
обнаружить заметные
систематические колебания функции светимости
Количество наиболее ярких по
абсолютной величине звезд, например
горизонтальной оси — фотографические
абсолютные звездные величины. (По данным
ван Рейна, Мак-Каски, Койпера иЛейтена.)
классов В и А, уменьшается
относительно гораздо быстрее, чем
количество звезд-карликов классов G
и К, а форма функции светимости на
расстоянии нескольких сотен парсек
по обе стороны от галактической
плоскости заметно отличается от
кривой на рис. 45. При этом основное
различие состоит в отчетливо
выраженном дефиците звезд больших
абсолютных величин на расстоянии
нескольких сотен парсек по обе
стороны от галактической плоскости по
сравнению с их числом в самой
галактической плоскости.
-2
2 4 6 8 10 12 14
Фотографическая абсолютная звездная величина
16т
98
Глава 3
В дополнение к рис. 42 мы
приводим в табл. 3 средние значения
визуальных абсолютных звездных
величин и разброс относительно этих
средних значений (дисперсию) для
звезд каждой спектральной группы.
Приведенные в табл. 3 значения
характерны для объема пространства
в той части Галактики, где
расположено наше Солнце. Значения для
звезд главной последовательности
(класс светимости V) спектральных
классов G5 и более ранних, для
субгигантов (класс светимости IV) и для
обычных гигантов (класс
светимости III) приводятся по Мак-Каски.
Мы добавили значения для звезд
главной последовательности классов
К5 V и М5 V.
Таблица 3
Средние визуальные абсолютные звездные
величины и разброс относительно этих
значений для различных спектральных
групп
Спектральная группа
В5
В8 —АО
А1 — А5
А7 — F5
F8 V —G2 V
G5V
К5 V
М5 V
F8 III — КЗ III
F8 IV — КЗ IV
К5Ш —М5Ш
Средняя
визуальная
абсолютная
звездная
величина
-1,0
+0,2
+1,6
+2,8
+4,5
+5,0
+7,2
+12,3
+0,9
+3,2
0,0
Разброс
относительно
среднего
значения
±0,5
±0,5
±0,4
±0,5
±0,4
±0,3
±0,3
±0,3
±0,8
±0,8
±0,6
Яркая часть функции светимости
наиболее важна для изучения
распределения звезд в пространстве. Однако
основную часть звездного населения
составляют карлики. Их светимости
равны или меньше светимости
Солнца, так что требуется много более
слабых звезд, чтобы вместе они
светили так же ярко, как гиганты. Но их
массы не слишком сильно отличаются
от массы Солнца, и эти
слабосветящиеся тела в основном определяют
поле тяготения системы и движения
в ней.
НАСЕЛЕНИЯ I и II
Назовем разнообразные объекты
вблизи Солнца со знакомым нам
распределением по абсолютным звездным
величинам населением I. Тогда мы
найдем, что объекты, расположенные
на больших расстояниях от Солнца,
особенно в области Стрельца,
обладают совершенно иным
распределением. Назовем их, следуя Бааде,
населением П. Население I,
отличающееся обилием очень ярких
объектов, характерно, вероятно, для
внешних областей нашей и других
галактик, а население II преобладает
в центральных ядрах галактик,
подобных нашей, и в разреженной внешней
короне нашей Галактики.
Интересно, что исторически
представление о двух главных типах
населения первоначально возникло
не в результате изучения нашей
Галактики, а на основе проведенных
Бааде исследований ближайшей к
нам большой галактики М 31 —
знаменитой спиральной галактики
Андромеды. Галактика М 31 так далека
от нас (она находится на расстоянии
650 000 пс), что нет надежды
наблюдать в ней слабые по абсолютной
величине звезды. Даже с помощью
такого мощного телескопа, как 200-
Ближайшие соседи Солнца; звездные населения 99
дюймовый рефлектор Хэйла Пало-
марской обсерватории, нельзя
зарегистрировать звезды с М = —I772,
т. е. звезды, в 200 раз более яркие,
чем Солнце. Бааде, однако, полагал,
что в галактике М 31 будет
сравнительно легко обнаружить звезды с
абсолютной звездной величиной М =
= _3Ш, а тем более с М = —Ът
и более яркие. Такие звезды
отчетливо видны во внешних частях М 31,
где преобладает спиральная
структура, но Бааде не удалось
сфотографировать в обычных голубых лучах
какие-либо отдельные звезды в
центральных областях М 31. Однако с
помощью фотографических пластинок,
чувствительных к красным лучам,
он разрешил на звезды ядро
галактики М 31 и соседнюю с ней
эллиптическую галактику NGC 205. При
этом самыми яркими оказались
красные звезды с визуальной абсолютной
звездной величиной между —3,5 и
—4Ш и с показателем цвета порядка
1т и больше.
Из этих наблюдений Бааде
заключил, что звезды, образующие ядро
М 31 (население II), сильно
отличаются от звезд, обнаруженных во
внешних спиральных областях
(население I). Различие между этими двумя
типами населения довольно велико:
самые яркие звезды населения I —
голубые и имеют абсолютную
звездную величину от —7 до —9m, а
самые яркие звезды населения II —
красные с абсолютной звездной
величиной не больше —Зт. Кроме того,
население I характеризуется обилием
межзвездного газа и пыли, которые
либо совсем отсутствуют, либо
присутствуют в ничтожных количествах
в населении П.
Разделение звезд на два типа
населения представляет собой
важный шаг в понимании нашей и
других галактик. Нам придется
неоднократно обращаться к этому делению,
потому что оно имеет огромное
значение не только для изучения
структуры галактик, но и чрезвычайно
важно для теорий образования и
развития звезд.
В нашей книге для простоты
изложения мы будем большей частью
говорить о двух основных типах
населения. Однако следует
предупредить читателя, что представление о
двух совершенно различных типах
звезд является сильно упрощенным.
Правда, оно, по-видимому,
подтверждается результатами исследования
спиральных галактик, но здесь мы
всегда имеем дело со звездами,
которые по абсолютной звездной величине
по крайней мере на 5т ярче нашего
Солнца; даже лучшие инструменты
не позволяют нам наблюдать
обычные звезды средней абсолютной
величины. Авторы, а также ряд их коллег
предпочитают говорить по меньшей
мере о трех основных типах
населения: население I, создающее
основные выделяющиеся особенности
спиралей, обычные звезды, впервые
названные так Оортом, которые
заполняют более или менее бесструктурные
области между спиральными
рукавами, и население II, характерное
для ядер галактик и в некоторой
степени проникающее во внутренние
районы внешних областей.
Возможно, более правильным
является деление на шесть следующих
основных типов населения:
Крайнее население I включает
объекты, явно предпочитающие
спиральные ветви. Сюда мы относим
межзвездный газ и космическую пыльг
сконцентрированные в спиральных
рукавах и обеспечивающие «строи-
100
Глава 3
тельный материал», из которого
образуются звезды. Звезды крайнего
населения I по космическим масштабам
очень молоды: их возраст с момента
образования из межзвездных газа
и пыли составляет самое большее
20—50 млн. лет, менее 1/5 одного
оборота Галактики, т. е. менее 1/5
космического года. Возраст некоторых
звезд населения I меньше 1 000 000
лет, а встречаются и такие, которые
находятся в процессе образования
или лишь недавно стали звездами.
Объекты населения I находятся на
расстоянии не более нескольких
сотен парсек от центральной плоскости
Галактики. Область их
существования ограничена тонким
галактическим слоем: кольцом с внутренним
радиусом 5000 пс, внешним
радиусом 15 000 пс и толщиной около
500 пс.
Звезды крайнего населения I
Бстречаются обычно в областях, где
много межзвездных газа и пыли. Для
таких областей с населением I
характерно присутствие эмиссионных
туманностей (гл. 8); эти туманности
можно обнаружить и исследовать
оптическими и радиометодами.
Области нейтрального атомарного
водорода (области HI) выявляются по
испускаемому ими радиоизлучению
на длине волны 21 см. Твердые
космические частицы обнаруживаются
в темных туманностях (гл. 9), часто
вместе с межзвездными молекулами;
их можно обнаружить по эффектам
покраснения света, идущего от
далеких звезд.
Крайнее население I охватывает
следующие типы звезд:
1) звезды спектральных классов
от О до В2, как отдельные, так и
связанные в скоплениях или в
ассоциациях;
2) сверхгиганты поздних
спектральных классов, особенно цефеиды
с периодами колебаний блеска,
превышающими 10—13 сут;
3) звезды типа Вольфа — Райе;
4) эмиссионные звезды класса В;
5) переменные звезды типа Т
Тельца;
6) некоторые инфракрасные
объекты.
Звезды обычного населения I в
общем несколько старше; их возраст
с момента образования, возможно,
достигает 2—3 космических лет. Эти
звезды достаточно стары для того,
чтобы успеть удалиться от места
своего рождения в спиральных
рукавах и покинуть структуры, к
которым они первоначально
принадлежали. Их чаще всего находят вблизи
центральной плоскости Галактики.
К обычному населению I относятся
следующие типы звезд.
1. Звезды подклассов от ВЗ до В8
и нормальные звезды класса А.
Рассеянные скопления с ярчайшими
звездами этих же спектральных классов
(лишенные звезд классов О — В2).
Эти скопления не слишком хорошо
следуют наблюдаемой спиральной
картине и обычно не связаны с
межзвездным газом.
2. Звезды спектральных
классов от А до F с сильными линиями
металлов,
3. Менее яркие красные
сверхгиганты.
Следующими идут звезды
населения диска или обычные звезды О
орта. Их космический возраст
составляет от 1 до 5 млрд. лет, т. е. 5—25
космических лет. Наше Солнце
представляет собой одну из обычных звезд.
Этот тип населения включает
множество малозаметных звезд,
находящихся большей частью в преде-
Ближайшие соседи Солнца; звездные населения 101
лах 1000 пс от центральной
плоскости в галактическом поясе с
внутренним радиусом 5000 пс и внешним
радиусом 15 000 пс, центр которого
совпадает с центром Галактики. К
населению диска относятся:
1) обычные гиганты классов от G
до К (класс светимости III);
2) звезды главной
последовательности классов от G до К (класс
светимости V);
3) долгопериодические
переменные звезды с периодами,
превышающими 250 сут;
4) полуправильные переменные
звезды;
5) большинство планетарных
туманностей;
6) новые звезды (под вопросом);
7) старые рассеянные скопления.
К звездам промежуточного
населения II относятся объекты,
обладающие большим разбросом по
скоростям и находящиеся на расстоянии
свыше 1000 пс по обе стороны от
центральной плоскости Галактики.
Звезды населения I и обычные звезды
обращаются вокруг центра
Галактики почти по круговым орбитам,
тогда как звезды промежуточного
населения II — по весьма вытянутым
орбитам. Возможно, что многие из
этих звезд возникли на расстояниях
от центра Галактики, не
превышающих 5000 пс. К этому классу, по-
видимому, относится большинство
старых звезд (возраст которых
составляет от 50 до 80 космических
лет). Промежуточное население II
включает следующие разновидности
звезд:
1) звезды с большими скоростями;
2) звезды со слабыми линиями;
3) долгопериодические
переменные звезды с периодами,
заключенными между 50 и 250 сут;
4) цефеиды типа W Девы;
5) переменные типа RR Лиры;
6) белые карлики;
7) самые старые известные
рассеянные скопления.
К звездам населения
галактической короны относятся объекты,
возникшие на ранних стадиях
эволюции Галактики, которая в то время
была, по всей вероятности,
значительно менее плоской, чем в наши:
дни. Тогда, по-видимому,
образовалось еще мало элементов тяжелее
водорода и гелия. К этому типу
населения в основном относят
следующие звезды:
1) субкарлики;
2) шаровые скопления короны;
3) звезды типа RR Лиры;
4) звезды с крайне слабыми
линиями;
5) звезды с самыми большими
скоростями.
К звездам населения ядра
относятся такие объекты, о которых мы
знаем меньше всего. Присутствие в
ядрах многих спиральных галактик
очень сильных линий натрия Dr
впервые замеченных Спинрадом, а
также открытых Морганом и Мэйол-
лом чрезвычайно интенсивных полос
молекул циана (CN), дает нам
основание предполагать, что в области
ядра нашей и других спиральных
галактик находится огромное
количество звезд-карликов класса М. Ниже
мы приводим перечень звезд,
которые обычно относят к населению
ядра, но с самого начала следует
сделать оговорку, что из-за
ограниченных наблюдательных
возможностей подобная классификация
весьма ненадежна:
1) звезды типа RR Лиры;
2) шаровые звездные скопления,
сравнительно богатые металлами;
102
Глава 3
3) планетарные туманности;
4) огромное число звезд-карликов
класса М;
5) звезды-гиганты классов G и М
с сильными полосами циана;
6) инфракрасные объекты.
Мы обращаем внимание читателя
на то, что переменные звезды типа
RR Лиры в какой-то мере относятся
как к промежуточному населению II,
так и к населениям короны и ядра.
Очевидно, в скором времени
появится новая классификация!
Постепенный переход от двух
типов населения Бааде к шести типам,
по нашему мнению, хорошо
согласуется со взглядами, высказанными
примерно в 1950 г. советскими
астрономами, в первую очередь П. П. Па-
ренаго и Б. В. Кукаркиным. Они
с самого начала утверждали, что
существует непрерывная
последовательность звезд, которые можно
сгруппировать в отдельные подсистемы
Галактики в зависимости от их
физических характеристик и движений.
Эти астрономы уже тогда энергично
отстаивали деление минимум на три
основные подсистемы: плоскую,
промежуточную и сферическую.
4
ДВИЖУЩИЕСЯ
И РАССЕЯННЫЕ
СКОПЛЕНИЯ
В ясную ночь мы замечаем, что
звезды на небе не везде расположены
беспорядочно, а есть несколько мест,
где они тесно сгущаются и как бы
связаны друг с другом. Плеяды,
или Семь Сестер, Ясли, или
скопление Улей, Гиады в Тельце, двойное
скопление h и % Персея — все они
известны с древности. К этим
скоплениям, видимым невооруженным
глазом, наблюдения в телескоп
добавили много других. Существуют две
разновидности звездных скоплений:
рассеянные и шаровые. В этой главе
мы рассмотрим лишь рассеянные
скопления.
ДВИЖУЩИЕСЯ СКОПЛЕНИЯ
Звезды в рассеянном скоплении
находятся близко друг к другу, и это
не просто случайное расположение.
В реальном скоплении,
существующем длительное время, все звезды
должны иметь общее движение.
Поэтому они должны двигаться в
пространстве по параллельным
траекториям с одинаковыми скоростями.
Если скопление занимает на небе
большую площадь, как, например,
Гиады, и расположено достаточно
близко к нам, чтобы можно было
измерить собственные движения
входящих в него звезд, то стрелки,
показывающие направление движения
отдельных звезд скопления, как бы
сойдутся в одной точке небесной
сферы. Рассеянные скопления,
расположенные достаточно близко к нам,
чтобы можно было измерить их
собственное движение, мы обычно
называем движущимися скоплениями.
Гиады являются примером движущегося
скопления.
Первым обнаружил пересечение
в одной точке направлений движения
членов Гиад Льюис Босс при
подготовке «Общего каталога»
собственных движений звезд (1914 г.).
Собственные движения членов этого
скопления велики, и поэтому можно
отделить звезды скопления от звезд
фона (рис. 46). Поскольку
расстояние измеримо, обрисовывается общий
вид скопления и удается определить
типы входящих в него звезд и
выяснить, как близко они расположены
друг к другу. В 1952 г. ван Бюрен
опубликовал результаты детального
исследования скопления Гиады. Он
нашел, что это скопление является
плоской системой, малая ось которой
перпендикулярна плоскости
Галактики и составляет около 2/3
большой оси, лежащей в этой плоскости.
Скопление это очень близко к нам —
оно находится на расстоянии около
40 пс от Солнца, и список ван Бюре-
на насчитывает примерно 350 звезд
в качестве возможных членов
скопления, от самых ярких до звезд
более слабых, чем наше Солнце.
Звезды группируются к центру
скопления, хотя и несколько
беспорядочным образом. Большинство
членов скопления — звезды классов G
и К главной последовательности.
Самыми голубыми в скоплении
являются звезды спектрального класса А2,
и в нем имеется несколько гигантов
классов G и К. В центре скопления
средняя звездная плотность по
меньшей мере в три раза превышает сред-
104
Глава 4
&-
Л
^
-*ф
^
/
J*
>
-*•
.*•
^»
-«г»
%
у
**
>**
*-•
•
-*•
-*
S
^
-*-•
-#
^#
-*
**
>*•
ъ
-ьъ
V
^^
-*•
•
-•
>
>*•
Ж
я
- ~
?•-**
^^
-*-
/*-
^
1Г«
^*г-#
i
¦*•
^г+
^^
^2.
^*
^^
32°
30
2В
26
24
22
20
18
16
14
12
10
5h20m
5h0(F
4h40nn
4h20m
4h00nn
3h40m
Pwc. ^5. i/a диаграмме показано схождение
к радианту собственных движений звезд
скопления Гиады. Отмечены все звезды
скопления ярче звездной величины 9т.
Размеры кружков пропорциональны
звездным величинам звезд. Стрелки
показывают смещение звезо в результате
собственных движений за 18 000 лет.
Видно, что звезды обладают общим
движением в пространстве. (Рисунок ван
Бюрена, проводившего исследования на
Лейденской обсерватории.)
Движущиеся и рассеянные скопления
105
нюю плотность в окрестностях
Солнца.
В последние годы движущееся
скопление Гиады явилось объектом
многочисленных исследований.
Тщательно изучались цвета и блеск
выявленных звезд скопления, и было
опубликовано много дополнений к
списку ван Бюрена. Самые
последние фундаментальные исследования
Гиад были произведены ван Альте-
ной, который объединил свои
последние результаты с работами Гикласа
и сотрудников Ловелловской
обсерватории, а также Лейтена (Минне-
сотский университет). Ван Алтена
считает, что его исследования
выявили 93% звезд в центральной части
скбпления. При этом на диаграмме
Герцшпрунга — Ресселла звезды
отчетливо ложатся на главную
последовательность; существует также
параллельная ей ветвь субкарликов.
Теперь у нас имеется надежный
список членов скопления Гиады в
пределах видимых звездных величин
от 8 до 18т, абсолютные визуальные
величины которых колеблются от +5
до +15777. Эгген и Гринстейн
обнаружили 15 белых карликов —
вероятных членов движущегося
скопления Гиад.
Другим движущимся скоплением,
играющим все более важную роль
в исследованиях Галактики,
является скопление Скорпиона —
Центавра. Это движущаяся группа особенно
богатая звездами класса В. К
скоплению относятся многие звезды,
образующие на небе великолепную
дугу Скорпиона, а также большинство
бело-голубых звезд Змееносца.
Южную половину этого огромного
движущегося потока нельзя наблюдать
из северных широт, но южные
наблюдатели видят его во всей красе.
Поток представляется им
изолированной группой бело-голубых звезд
в Центавре вблизи галактической
широты +Ю°. Каптейн первым
обратил внимание на этот поток в 1918 г.,
и с тех пор он стал объектом
многочисленных исследований. Выявление
его членов шло медленно. В
последние годы Гаррисон исследовал
северную часть скопления, а Глэспи
завершил анализ его южной части.
Представляется, что значительное
число звезд класса А и некоторые
звезды класса F имеют такие же
собственные движения, как и легко
различимые звезды класса В.
Движущиеся скопления
занимают весьма важное место в астрономии,
потому что по ним можно получить
точную фундаментальную
информацию об абсолютных звездных
величинах выявленных членов. Делается
это весьма просто. Если нанести на
небесную сферу собственные
движения звезд — предполагаемых членов
скоплений,— то, как мы уже знаем,
все векторы собственных движений
будут направлены в одну точку неба
— точку схождения. Эта точка
схождения отмечает направление, в
котором движется поток, для
наблюдателя, находящегося на Солнце или
на Земле. Здесь мы имеем прямую
параллель с метеорным дождем,
когда кажется, что все метеоры вылетают
из одной точки неба, называемой
радиантом.
Для каждого отдельного члена
движущегося скопления типа Гиад
мы можем помимо собственного
движения определить лучевую скорость
(в километрах в секунду). Зная
расстояние каждой звезды от точки
схождения в градусах, мы можем
вычислить по наблюдаемым лучевым
скоростям общую скорость потока в кило-
106
Глава 4
метрах в секунду. Собственные
движения к точке схождения в секундах
дуги в год нам известны. Для каждой
звезды легко найти линейную
скорость в километрах в секунду,
соответствующую собственному
движению, поскольку мы знаем общее
движение потока и положение точки
схождения. Таким образом, для
каждой звезды мы имеем как измеренное
собственное движение в секундах
дуги в год, так и соответствующую
ему вычисленную линейную скорость
в километрах в секунду. По этим
данным мы можем найти расстояние
до звезды. Этот результат в высшей
степени важен, потому что позволяет
определить расстояния до всех звезд
движущегося скопления, у которого
надежно известна точка схождения.
Именно такими являются Гиады и
скопление Скорпиона — Центавра.
Огромная важность движущихся
скоплений для астронома состоит в
том, что для входящих в них звезд
можно найти точные расстояния и
абсолютные звездные величины. В гл. 3
мы видели, что метод
тригонометрических параллаксов позволяет
превосходно определять расстояния от
Солнца и Земли до объектов,
находящихся не дальше 20 пс, но с
увеличением расстояния получаемые
значения становятся все менее
надежными. Движущееся скопление
Гиады, отстоящее от Солнца в среднем
на 40 пс, позволяет надежно
определить расстояния до звезд уже за
пределами досягаемости метода
тригонометрических параллаксов, а
скопление Скорпиона — Центавра
находится значительно дальше 200 пс.
Особенно важно отметить, что с
помощью движущегося скопления
Скорпиона — Центавра можно точно
определить расстояния и абсолютные
звездные величины звезд классов В и А.
Такие звезды очень малочисленны
в сфере радиусом 20 пс с центром
в Солнце.
СИСТЕМА
РАССЕЯННЫХ СКОПЛЕНИЙ
Общее число движущихся скоплений
невелико, поскольку почти все
рассеянные скопления находятся так
далеко от нас, что не удается
измерить их собственные движения.
Несмотря на отсутствие видимых
движений, мы можем многое узнать и о
более далеких рассеянных
скоплениях. Одни из них богаты звездами,
а другие выглядят лишь легкими
сгущениями на небе. Существует
около 400 скоплений, которые с полным
правом можно отнести к числу
рассеянных; пожалуй, наиболее
известным из них является скопление
Плеяды (рис. 47). Рассеянные
скопления находятся преимущественно в
полосе Млечного Пути или вблизи
нее. По-видимому, число скоплений
в нашей Галактике сильно
превышает четыреста, но далекие незаметны
на богатом звездами фоне Млечного
Пути. Кроме того, подавляющее
большинство их скрыто от нас
межзвездной пылью, концентрирующейся к
галактической плоскости. Дальнейшее
выявление рассеянных скоплений
продолжает оставаться одной из
основных задач, стоящих перед
астрономами.
О расстояниях и физических
характеристиках рассеянных
скоплений многое стало известно в
результате проведенной классификации
входящих в них звезд по спектральным
классам. Первые важные
исследования в этой области были выполнены
Трюмплером и Шепли в конце 20-х го-
Движущиеся и рассеянные скопления
107
Рис. 47. Звездное скопление Плеяды.
Звезды скопления погружены в газовую
туманность. (По фотографии Барнарда.)
дов. Итоги своей работы Трюмплер
подвел в 1930 г. в статье,
опубликованной в «Бюллетене Ликской
обсерватории» и ставшей ныне
классической. Как Трюмплер, так и Шепли
подчеркнули поразительное различие
спектральных классов звезд
некоторых хорошо изученных скоплений.
Они высказали предположение, впо-
108
Глава 4
следствии оказавшееся весьма
важным, что эти различия могут иметь
большое значение для проблемы
эволюции звезд. Исследование Трюмп-
лера явилось первым
доказательством существования межзвездного
поглощения света в низких
галактических широтах. Следует отметить, что
закон межзвездного покраснения
света впервые был установлен в
результате работ Трюмплера о
распределении энергии в непрерывном спектре
ряда далеких звезд, свет которых
на пути к нам испытывает сильное
поглощение.
В 30-х годах стало ясно, что много
ценных данных можно получить,
изучая диаграммы Герцшпрунга — Рес-
селла для рассеянных скоплений.
Имеется несколько методов
построения диаграммы Герцшпрунга — Рес-
селла. В первом случае по горизонтали
откладывается спектральный класс,
а по вертикали — видимые или
абсолютные звездные величины. Во
втором случае вместо спектрального
класса откладывается измеренный
показатель цвета каждой звезды
скопления. Теперь, когда стало
возможно фотоэлектрическим способом
быстро и точно измерять показатели цвета
слабых звезд, второй метод получил
большее распространение.
На рис. 48 показана составная
диаграмма Герцшпрунга — Рессел-
ла, на которой нанесены основные
ветви диаграммы показатель цвета —
звездная величина для некоторых из
наиболее изученных скоплений. На
диаграмме по вертикали отложены
абсолютные визуальные звездные
величины Mv, а по горизонтали —
показатель цвета В — V (разность
между голубой В и визуальной V
звездными величинами). На этой
диаграмме наше Солнце было бы
расположено в точке В — V = +0,6ту
Mv = -f 5т. Рассматривая эту
диаграмму, мы видим, что скопление
Гиады находится примерно в ее
середине и что это скопление и Ясли
довольно похожи друг на друга, так
как в них нет голубых звезд и звезд
с абсолютной звездной величиной
Mv = 0, т. е. звезд, в 100 раз более
ярких, чем Солнце. Другими
словами, в этих скоплениях имеется
несколько слабых гигантов, но
отсутствуют голубые гиганты и, конечно,
сверхгиганты. Обратимся теперь к
скоплениям, расположенным в левой
верхней части рис. 48. Здесь мы
встречаем некоторые известные
звездные скопления: Плеяды и двойное
скопление h и % Персея. Скопление
Плеяды характеризуется крутой
голубой ветвью, причем некоторые
звезды достигают М-о = —2,5Ш , т. е.
они в 1000 раз ярче Солнца.
Скопление h и % Персея резко отличается
от остальных, так как включает
голубые сверхгиганты и несколько
красных сверхгигантов с Mv = —6m,
в 25 000 раз более ярких, чем Солнце!
Перейдя к нижней половине
диаграммы, мы находим несколько
малозаметных скоплений, подобных М 67,
в котором самая голубая звезда едва
ли голубее или ярче Солнца.
Диаграммы, подобные
изображенной на рис. 48, интересны для
астрономов по двум причинам. Первая
из них заключается в том, что
содержащиеся в них сведения помогают
определять расстояния до далеких
рассеянных скоплений; вторая же
связана с тем, что из подобных
диаграмм можно многое узнать о путях
эволюции звезд. В данной главе мы
в основном займемся первой из этих
проблем, отложив рассмотрение
эволюции звезд до гл. 11.
Движущиеся и рассеянные скопления
109
-8Ш
-6
-4
-2
0
л2
+4
+6
+ 8
-
-
-
1 1 1 Г"
^^~± h и х Персея
F
\|
V
-. Плеяды
\ Гиады
V\ Гиады ^^ г-
\\ Г\Л Яш п. —i ^"i //
\лЛ ГУ 752/У
\л\ (( NGC 752 //
N^V^Z^^y/ М67
1 1 I L_
1
+ // хЧ
V4
1
1 1
J
А
А
А
\
-0,4
0,4 0,8 1,2
Показатель цвета, В - V
1,0
2,0"'
Рис. 48. Диаграмма Герцшпрунга —
Ресселла для семи рассеянных звездных
скоплений: Ъ. и % Персея, NGG 2362, Плеяды,
Гиады, Ясли, NGG 752 иМ 67, составленная
Гарольдом Джонсоном и Сэндейджем.
Главные последовательности скоплений
сходятся в своих слабых частях,
но в верхних областях главной
последовательности и в ветвях гигантов и
сверхгигантов имеются большие различия.
110
Глава 4
За исключением не более
полудюжины самых близких скоплений,
расстояния до остальных нескольких
сотен рассеянных скоплений
слишком велики, чтобы их можно было
измерить тригонометрически или
методом движущихся скоплений. Но,
комбинируя фотографический и
фотоэлектрический методы, можно найти
цвета и звездные величины очень
слабых звезд рассеянных скоплений.
Теперь диаграммы показатель
цвета — звездная величина получены
для более чем ста рассеянных
скоплений. Для каждого скопления строится
диаграмма, на которую наносятся
наблюдаемые показатели цвета (В —
— У, как на рис. 48) и видимые
звездные величины У или голубые
звездные величины В каждой звезды.
Затем можно провести через все
точки плавную кривую и попытаться
определить, какой кривой на рис. 48
она соответствует. Обычно нетрудно
установить, подобно ли изучаемое
скопление Плеядам, h и % Персея,
Гиадам или Яслям либо же оно
представляет экстремальный случай
М 67. Если сколько-нибудь заметное
межзвездное поглощение отсутствует,
можно непосредственно и довольно
просто определить расстояния до
скопления: для этого нужно лишь
сравнить значения Mv на рис. 48 и
соответствующие наблюдаемые значения
У для одних и тех же величин В — У.
Чтобы проверить правильность
полученного расстояния, нужно
попытаться, если это возможно,
определить спектральные классы по
крайней мере самых ярких звезд
скопления в системе Моргана — Кинана.
По этим спектральным классам и
классам светимости легко проверить
абсолютные звездные величины Mv
отдельных ярких звезд и, таким
образом,— расстояния. Несколько точно
определенных спектральных
классов и классов светимости могут
оказать неоценимую помощь при
разрешении сложных проблем, часта
возникающих на практике.
Межзвездное поглощение света и
сопровождающее его покраснение,
которое влияет на наблюдаемый
показатель цвета В — У, значительно
усложняют дело, но при некотором
старании проблему определения
расстояний можно все же решить
сравнительно легко. Проще всего найти
расстояние, когда известны
спектральные классы и классы светимости
нескольких самых ярких звезд
скопления. По спектральным данным
можно предсказать для каждой звезды
истинное значение В — У и
определить покраснение, найдя разность
между истинным и наблюдаемым
показателями цвета В — У для той же
самой звезды; эта разность
называется избытком цвета Е (В — У). Зная
рассеивающие и поглощающие
свойства межзвездной среды (гл. 9), мы
выводим коэффициент, на который
нужно умножить избыток цвета,
чтобы получить соответствующее полное
визуальное поглощение; для
избытков цвета Е (В — У) коэффициент
равен примерно 3. Умножение на
этот коэффициент дает полное
фотовизуальное поглощение в
пространстве между звездой скопления и
Солнцем и Землей. Если обозначить это
поглощение Av, то Av = 3 Е (В —
— У), и зависимость между
вышеприведенными величинами
выразится простой формулой:
Mv = V + b — 5 lg d — Av.
В этой формуле мы знаем все
величины, кроме d — расстояния до
скопления.
Движущиеся и рассеянные скопления
ш
Подавляющее большинство
изученных к настоящему времени
рассеянных скоплений находится на
расстоянии не более 3000 пс от Солнца,
а почти все остальные скопления,
расстояния до которых известны,
находятся не дальше 5000 пс от
Солнца. Практически все скопления
находятся в пределах менее 200 пс от
галактической плоскости. В нашей
дискообразной системе Млечного Пути
рассеянные скопления встречаются,
по-видимому, наиболее часто в
тонком слое вблизи центральной
плоскости, где, как мы увидим в
следующих главах, преобладает
спиральная структура. Распределение
рассеянных скоплений совершенно
отлично от распределения шаровых
скоплений (гл. 5), населяющих
центральные области Галактики, а также
обнаруживаемых на больших
расстояниях от галактической
плоскости. Шаровые скопления, вероятно,
избегают внешних областей тонкого
диска спиральной структуры.
Рассеянные скопления большей частью
принадлежат к населению I, а
шаровые — к населению П.
Очевидно, что мы должны более
детально изучить распределение в
пространстве известных рассеянных
скоплений, для которых ненадежно
определены расстояния. К прямому
решению этой задачи ведет
измерение цветов и звездных величин. В
основном здесь следует применять
фотоэлектрический метод, но он может,
а часто и должен дополняться
фотографическими наблюдениями.
Фотоэлектрические наблюдения дают
ограниченное число точных стандартов
цветов и звездных величин. Обычно
для фотоэлектрических исследований
мы выбираем разреженные внешние
области скопления. С помощью так
называемой «фотографической
интерполяции» мы можем определить цвета
и звездные величины сотни или более
звезд, измерив их звездные
величины по фотографиям в двух или
трех цветах и сравнив со
стандартными звездами.
Применяются несколько методов
подобных исследований. Один из
лучших — метод, разработанный В. Бек-
кером (Базель). Беккер измеряет
звездные величины в трех тщательно
выбранных интервалах длин волн,
а затем учитывает влияние
межзвездного покраснения на наблюдаемые
цвета звезд. Метод В. Беккера
обрисовал детальную картину системы
рассеянных скоплений.
Для исследования скоплений очень
часто применялась широкополосная
фотометрия в системе UBV, а сейчас
для изучения движущихся и
рассеянных скоплений все больше
используется промежуточная и
узкополосная фотометрия. Становится все
более и более ясно, что точность
фотоэлектрических методов выше методов
классификации по спектру и
светимости. Не все скопления имеют один
и тот же возраст, и химический состав
атмосфер звезд, входящих в
скопление, значительно меняется от одного
скопления к другому. Проблемы
эволюции мы будем рассматривать в
последующих главах, но здесь следует
отметить, что астрономы, в
частности Гарольд Джонсон, получили
фундаментальную опорную линию —
начальную главную
последовательность, очень близкую к главной
последовательности, изображенной на рис.
42. Эта опорная линия является
основной для звезд со средним химическим
составом, которые, образовавшись из
межзвездной среды, вступили на
главную последовательность. Звезда, про-
112
Глава 4
шедшая стадию сжатия из
межзвездного вещества и вступившая на
главную последовательность, черпает
свою энергию излучения главным
образом из непрерывно идущей
реакции превращения ядер водорода в
ядра гелия. Основным проявлением
эволюции, связанным с истощением
в звезде внутренних запасов
водородного ядерного топлива, является
перемещение звезды к верхнему
правому углу рис. 48. Звезды самой
высокой светимости, расположенные
в верхнем левом углу рис. 48,
быстрее всех исчерпают свои запасы
водорода и, как показывают расчеты, за
сравнительно короткое время
передвинутся на диаграмме вправо. Чем
ниже лежит звезда на главной
последовательности, тем медленнее она
тратит свои запасы водорода.
Очевидно, что скопления, в которые все
еще входят бело-голубые звезды очень
высокой светимости (в верхнем левом
углу рис. 48), относятся к самым
молодым; у более же старых
скоплений главная последовательность
обрублена, а в верхнем правом углу
их диаграмм Герцшпрунга — Рессел-
ла находится несколько сильно про-
эволюционировавших красных
гигантов.
АССОЦИАЦИИ И АГРЕГАТЫ
Кроме скоплений, в которых звезды
тесно связаны, имеются отдельные
группы звезд, называемые звездными
ассоциациями и агрегатами, члены
которых связаны друг с другом
слабее. В течение многих лет астрономам
известно несколько очень
протяженных движущихся скоплений
(например, скопление звезд класса В в
созвездиях Скорпиона — Центавра),
выявленных по общему
пространственному движению входящих в них
членов. Советский астроном В. А. Ам-
барцумян впервые показал, что
существует значительное число
рассеянных групп звезд, называемых
ассоциациями, большинство из которых
слишком далеки, чтобы была заметна
параллельность направлений
собственных движений входящих в них
звезд. Такие группы часто состоят
из очень ярких и, по-видимому, очень
молодых звезд класса О и ранних
подклассов В. Взаимное
гравитационное притяжение между звездами
слишком слабо и не в состоянии
постоянно удерживать их вместе, но
звезды ассоциаций существуют
недостаточно долго для того, чтобы их
могли оторвать от ассоциаций
приливные силы Млечного Пути или
чтобы они могли вырваться из-за
индивидуальных движений.
Изучением этих ассоциаций первоначально
занимались Амбарцумян (Бюракан-
ская обсерватория, СССР) и Морган
(Йеркская обсерватория). Известная
область Ориона с ее светлыми и
темными туманностями и изобилием
звезд классов О и В включает
несколько ассоциаций, что заставило
Моргана назвать ее агрегатом.
Каждый астроном-любитель
знаком с прекрасной туманностью
Ориона и связанной с нею группой звезд —
Трапецией. Туманность представляет
собой огромное облако
ионизованного водорода, которое светится под
действием ультрафиолетового
излучения горячих звезд Трапеции. В той
же области неба находится слегка
вытянутая группа чрезвычайно
разбросанных звезд классов О и В,
занимающая гораздо больший объем
пространства, чем Трапеция.
Радионаблюдения Менона (Агассизская
станция Гарвардской обсерватории)
Движущиеся и рассеянные скопления
из
Рис. 49. Туманность «Конская голова» в
Орионе (к югу от звезды ? Ориона),
сфотографированная в красных
и других показывают, что в этой
области расположено огромное
облако нейтрального водорода диаметром
около 100 пс и общей массой от
50 000 до 100 000 масс Солнца;
знаменитая туманность Ориона, полная
масса которой не превышает 1000
солнечных масс,— лишь маленькое
пятнышко ионизованного водорода в
этом колоссальном комплексе.
Установлено, что с комплексом Ориона
связано много сильных источников
инфракрасного излучения,
свидетельствующих, по-видимому, об образо-
лучах на 200-дюймовом
рефлекторе Хэйла.
вании протозвезд. Внутри комплекса
имеется несколько хорошо известных
газовых и пылевых образований,
среди которых туманность «Конская
голова», прекрасно видимая на
фотографии, полученной с помощью 200-
дюймового рефлектора Хэйла (рис.
49). Одной из наиболее
поразительных особенностей является слабая
туманная арка, впервые
сфотографированная Барнардом. Эта арка
состоит из светящегося ионизованного
водорода и, по-видимому,
образовалась на краю колоссального облака
114
Глава 4
Рис. 50. Расширяющаяся ассоциация. На за ближайшие 500 000 лет. Движения
рисунке изображена ассоциация t, Персея] в этой группе изучал Блаау. {С разрешения
стрелками указаны направления движений журнала «Scientific American».)
звезд и расстояния, которые они пройдут
расширяющегося нейтрального газа,
возможно, в результате
взаимодействия ударной волны, возникшей при
столкновении этого расширяющегося
облака (по мнению Менона,
расширение происходит со скоростью
около 10 км/с) с окружающей
межзвездной материей. Проводя обширные
исследования области Ориона,
советский астроном П. П. Паренаго
обнаружил свидетельства вращения всей
системы звезд и туманностей.
Радионаблюдения Менона подтверждают
это вращение. Таким образом, мы
видим, что область Ориона — это
своеобразный колоссальныймежзвезд-
ный «кипящий котел», заполненный
в основном нейтральным водородом.
Часть водорода, вероятно,
сконденсировалась в сравнительно молодые
звезды, ионизующие окружающий
газ и вызывающие его свечение.
Межзвездная пыль обильно вкраплена
во весь этот комплекс.
Замечательное открытие было
сделано Блаау. Он установил, что
некоторые ассоциации расширяются. По
17 звездам вблизи ? Персея,
находящимся друг от друга не дальше
30 пс, он нашел, что собственные
движения и лучевые скорости указывают
на расширение ассоциации со
средней скоростью 12 км/с (рис. 50).
Расширяясь с этой скоростью,
группа достигла бы своих современных
размеров за 1 300 000 лет — очень
быстро в астрономических
масштабах; очевидно, что именно таков по
порядку величины возраст всей
системы. Хотя на первый взгляд нас
Движущиеся и рассеянные скопления
115
может поразить краткость этого
времени, все же, поразмыслив, мы
получаем полное удовлетворение,
поскольку расчетный возраст самых
горячих звезд классов О и В этой
ассоциации, вероятно, того же самого
порядка величины. Все это наводит
на мысль, что немногим более
миллиона лет назад произошел какой-то
взрыв, во время которого
образовались звезды, выброшенные затем в
пространство.
Таким же методом Блаау и
Морган изучили другие ассоциации. Для
группы примерно в 30 звезд вблизи
звезды 10 Ящерицы класса О они
находят скорость расширения около
8 км/с, откуда вероятный возраст
получается равным 4 200 000 лет.
Согласно Блаау, имеются
свидетельства того, что движущееся
скопление Скорпиона — Центавра является
медленно расширяющейся
ассоциацией со скоростью расширения лишь
0,7 км/с. Отсюда вероятный возраст
ассоциации 70 000 000 лет, что
подтверждается отсутствием в скоплении
Скорпиона — Центавра чрезвычайно
ярких, очень горячих и поэтому очень
молодых звезд классов О и В; в его
состав входят более
«уравновешенные» и старые звезды класса В.
Наиболее эффектное расширение
Блаау и Морган наблюдали в
агрегате Ориона. Три звезды: АЕ
Возничего, \i Голубя и 53 Овна,
движутся от центра агрегата Ориона
со скоростью, превышающей 100 км/с
(рис. 51). Это, пожалуй, самые
горячие и самые быстрые «пули»,
выстреленные в пространство мощным
взрывом в Орионе, который,
вероятно, произошел около 2 500 000 лет
назад.
В ассоциациях и агрегатах
встречаются не только звезды классов О
и В. Ассоциации, открытые В. А. Ам-
барцумяном и названные им Т-ассо-
циациями, в изобилии содержат
переменные звезды типа Т Тельца. Эти
неправильные переменные звезды
обычно обнаруживаются
преимущественно на краях сильно
поглощающих областей. Это, вероятно, очень
молодые звезды малой массы, и их
можно обнаружить либо по
переменности их блеска, либо по ярким
линиям в спектрах. Звезды типа
Т Тельца встречаются группами: одни
— вблизи О — В-ассоциаций,
другие самостоятельно,— но всегда в
областях неба, где много
космической пыли. Кроме советских
астрономов, поисками и изучением Т-
ассоциаций занимались Аро
(обсерватория Тонанцинтла, Мексика) и
Хербиг (Ликская обсерватория).
Советский астроном П. Н. Холопов-
составил каталог основных Т-ассо-
циаций и одним из первых показал,
что переменные звезды типа Т
Тельца встречаются большей частью на
краях темных туманностей.
Туманность Ориона с окружающей
ее областью является Т-ассоциацией.
Кроме многих эмиссионных
объектов, открытых в туманности Ориона
и вблизи нее, там в изобилии
имеются неправильные переменные
звезды, особенно в областях темных
туманностей. Первоначально многие
астрономы всерьез принимали
гипотезу, по которой эта переменность
вызывается изменением толщины
поглощающих облаков, проходящих
перед такими звездами. П. П. Па-
ренаго опроверг эту гипотезу.
Присутствие эмиссионных линий в
спектрах многих переменных звезд,
несмотря на их довольно слабые
абсолютные звездные величины,
свидетельствует о том, что причина пере-
116
Глава 4
Рис. 51. Звезды, «убегающие)) из Ориона.
Звезды АЕ Возничего, \х Голубя и 53 Овна —
быстро движущиеся звезды. Если их пути
продолжить назад, то они пересекутся
в созвездии Ориона. Предполагают, что они
возникли в яркой О-ассоциации и были
выброшены из нее. (Схема Блаау и Моргана;
с разрешения журнала «Scientific American».)
Движущиеся и рассеянные скопления
117
менности и эмиссионных
особенностей связана либо с атмосферой
звезды, либо, возможно, с ее
взаимодействием с окружающей космической
пылью и межзвездным газом. В. А.
Амбарцумян считает, что
переменные звезды типа Т Тельца —
молодые звезды, возникшие совсем
недавно из окружающей пыли и
газовых облаков, но переменность и
эмиссионные линии в их спектрах
объясняются внутренними
возмущениями в этих молодых звездах, а не
взаимодействием между звездами и
межзвездными облаками. По
мнению Аро и Хербига, это
предположение подтверждается
существованием интенсивного
ультрафиолетового излучения в спектрах
большинства объектов. Хербиг располагает
несколькими фотографиями, на
которых имеются свидетельства того, что
мы действительно наблюдаем звезды
в процессе их образования. К
переменным типа Т Тельца можно отнести
звезду FU Ориона. Она вышла на
космическую сцену практически без
объявления: Хербиг обнаружил, что
в 1936 г. ее блеск внезапно возрос
на 6—7™. Недавно Аро открыл в
Лебеде переменную звезду, блеск
которой в 1969 г. возрос по меньшей мере
на 6т. Вероятно, звезды типа Т
Тельца эволюционируют очень
быстро. По оценкам Кухи эти звезды
теряют свою массу со скоростью около
одной массы Солнца за 1,5 млн. лет.
5
ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ
И ШАРОВЫЕ СКОПЛЕНИЯ
В предыдущих главах мы постепенно
продвигались из области,
непосредственно окружающей Солнце, в
другие районы наглей Галактики и
достигли весьма далеких скоплений;
некоторые из них находятся на
расстоянии 5000 пс от Солнца и Земли.
Однако мы охватили лишь очень
небольшую часть всей Галактики.
Исследование спектральных классов
и светимостей, а также определение
точных цветов и звездных величин
слабых звезд позволили многое узнать
о свойствах близких к нам областей
Галактики, но величественная
картина всей звездной системы еще не
предстала перед нами. Те небесные
«эталонные лампы», которые мы
рассматривали до сих пор, недоступны
для наблюдений на достаточно
больших расстояниях, и это мешает
получить общую картину. Если мы хотим
проникнуть в центральные области
Галактики и за пределы Млечного
Пути, то должны найти новые
«эталонные лампы». Такими эталонами
являются пульсирующие звезды,
прежде всего долгопериодические
цефеиды и звезды типа RR Лиры. Они
представляют собой те эталоны,
которые позволяют измерять расстояния
до шаровых скоплений. Контуры
системы шаровых скоплений в свою
очередь дают нам первые надежные
сведения об очертаниях Галактики
в целом.
ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ
Среди звезд, меняющих свой блеск,
имеются такие, переменность
которых объясняется изменением их
размеров: эти звезды то расширяются,
то сжимаются. Волны плотности,
распространяющиеся наружу,
попадая в нижние слои атмосферы,
заставляют ее сначала расшириться,
а затем сжаться. Во время
последовательных расширений и сжатий
блеск звезды меняется. Период
колебаний блеска заключен в пределах
от 80 мин до 100 сут, но каждая
звезда имеет свой собственный,
характерный для нее период, который у
большинства звезд остается почти
постоянным (меняется очень
незначительно). Самая яркая звезда этого
типа — б Цефея, по имени которой
все такие звезды получили название
цефеид. Звезду б Цефея легко найти
на небе, и если ее внимательно
наблюдать в течение одной-двух недель,
то можно заметить, что она меняет
свой блеск в пределах видимых
звездных величин от 3 до 4Ш совершенно
правильным образом, с периодом,
составляющим 5 сут 9 ч. На рис. 52
приведена кривая изменения блеска;
по горизонтальной оси отложено
время, а по вертикальной — звездные
величины. Эта кривая показывает,
что б Цефея быстро достигает
максимального блеска, а ослабление
блеска происходит более медленно.
Вновь и вновь, без всяких
изменений, повторяется эта картина
изменений блеска.
Вместе с изменением светимости
изменяется и цвет звезды: ослабевая,
она становится краснее. С помощью
спектрографа установлено, что
лучевая скорость звезды меняется с таким
же периодом, как и блеск. Это
изменение лучевой скорости, как полага-
Пульсирующие звезды и шаровые скопления 119
ют, является результатом
периодического разбухания и сжатия звезды,
т. е. истинной пульсации.
Наибольшая скорость приближения обычно
достигается в максимуме блеска, а
наибольшая скорость удаления — в
минимуме блеска. Впервые теорию
пульсаций выдвинул Шепли, чтобы
называть их звездами типа RR Лиры
по их самому яркому представителю»
Выделив звезды типа RR Лиры
в одну группу, а пульсирующие
звезды с более продолжительным
периодом — в другую, мы находим,
что хотя в обе эти группы входят
пульсирующие звезды, они разли-
8 10 12
Время, сутки
Рис. 52. Кривая блеска б Цефея. Рисунок
иллюстрирует изменения видимой звездной
14
16
18
величины. Период изменения блеска
составляет 5 сут 9 ч.
ооъяснить поведение этой звезды и
других цефеид. Эта теория была
разработана Эддингтоном, а
впоследствии М. Шварцшильд показал, что
кроме стоячих волн в недрах звезды
у ее поверхности возникают бегущие
волны.
Наблюдаемые периоды изменения
блеска цефеид заключены в широких
пределах, но некоторые периоды
встречаются наиболее часто. Многие
цефеиды имеют период, равный
примерно неделе или несколько больше.
Однако имеются слабые звезды,
меняющие свой блеск с более коротким
периодом — около полусуток (рис.
53). Короткопериодические цефеиды
часто называют «переменными типа
скоплений», потому что Бейли
(Гарвардская обсерватория) впервые
обнаружил, что они в больших
количествах встречаются в шаровых
звездных скоплениях. Мы предпочитаем
чаются в некоторых важных
отношениях. Долгопериодические, или
классические, цефеиды встречаются
главным образом в низких
галактических широтах и являются медленно
движущимися объектами; их
собственные движения и средние лучевые
скорости малы. В то же время звезды
типа RR Лиры движутся быстро и
разбросаны по всему небу, они не
концентрируются к плоскости
Млечного Пути. Это признак того, что
мы имеем дело с объектами разного
типа, различающимися, вероятно, по
своему происхождению и возрасту;
мы не должны считать их членами
единой однородной группы.
Звезды типа RR Лиры
принадлежат к населению П. Они относятся
к объектам, населяющим
разреженную внешнюю корону Галактики
и ее центральное ядро, но
избегающим центральный диск и области
120
Глава 5
спиральной структуры.
Наблюдаемые долгопериодические цефеиды
безусловно принадлежат к населению I.
Здесь, однако, следует быть
осторожным, так как существуют
долгопериодические переменные звезды,
кривая блеска которых мало отличается
относится к 1910 г., когда Ливитт
(Гарвардская обсерватория)
изучала переменные звезды в Малом
Магеллановом Облаке. Их периоды
оказались в пределах от нескольких
суток до более 100 сут. Ливитт
обнаружила очень важную зависимость
Ш 7,0тЬ
CQ
Время, часы
Рис. 53. Кривая блеска RR Лиры. Период изменения блеска, выражающиеся в
этой быстро переменной звезды составляет небольшом периодическом изменении
0,567 сут = 13,6 ч. Блеск изменяется на формы кривой блеска. (По данным
1,1т. Звезда показывает вторичные Валъравена, Лейденская обсерватория.)
от кривой блеска классических
цефеид, но они обладают другой средней
абсолютной звездной величиной и по
своим характеристикам относятся к
объектам населения II.
За последние 60 лет
пульсирующие переменные звезды сыграли
важную, хотя и довольно
противоречивую роль в драме, посвященной
познанию формы и размеров царства
галактик. Первый акт этой драмы
между периодом и средним блеском:
чем больше период, тем более яркой
в среднем оказывается звезда.
Герцшпрунг, а позднее Шепли
нашли, что эта зависимость является
характерным свойством таких звезд.
Поскольку толщина Малого
Магелланова Облака мала по сравнению
с расстоянием до него, можно
считать, что все его звезды находятся
от нас примерно на одинаковом рас-
Пульсирующие звезды и шаровые скопления
121
стоянии и зависимость между
периодами и видимыми звездными
величинами в действительности является
зависимостью между периодом и
абсолютной звездной величиной.
Трудность заключается в том, чтобы найти
постоянную величину, или модуль
расстояния, которую нужно вычесть
из всех видимых звездных величин
для превращения их в абсолютные
звездные величины.
Если бы мы знали абсолютную
звездную величину одной цефеиды
с известным периодом, то мы могли бы
воспользоваться этим для
определения нуль-пункта кривой период —
светимость, а затем по кривой найти
абсолютную звездную величину
любой цефеиды, изменение блеска
которой можно наблюдать. К
сожалению, ближайшие цефеиды нашей
Галактики слишком далеки от нас, так
что невозможно точно измерить их
тригонометрические параллаксы.
Поэтому необходимо определять их
средние параллаксы на основе собственных
движений по методу, описанному
в гл. 3. Но собственные движения
этих звезд малы, а распределение
их по небу неоднородно. Оба
фактора делают не совсем надежными
определения параллакса, но
совершенно ясно, что даже самые яркие
цефеиды очень далеки от нас и
обладают высокой светимостью.
Иначе обстоит дело с
переменными типа RR Лиры. Поскольку
линейные скорости велики, их
особенно удобно использовать для
определения средних параллаксов.
Средняя лучевая скорость долгопериоди-
ческой цефеиды обычно не превышает
20 км/с, но для звезд типа RR Лиры
скорости порядка 100 км/с не
являются исключительными. Большие
линейные скорости переменных типа RR
Лиры приводят к тому, что средние
собственные движения этих звезд
звездной величины 10™ и ярче
велики. При одной и той же видимой
звездной величине собственные
движения переменных типа RR Лиры
значительно больше, чем у долго-
периодических цефеид. Большие
собственные движения позволяют
довольно точно определить средние
параллаксы переменных типа RR
Лиры.
Первоначально средняя
абсолютная звездная величина переменных
типа RR Лиры и в фотографической
и в визуальной шкале получалась
близкой к М = 0,0, но давно уже
было заподозрено, что это число на
0,5т больше истинного значения
и что среднее значение абсолютной
звездной величины заключено между
Mv = +0,5ши Mv = + 0,7m.
Большинство астрономов принимают
теперь Mv = +0,6™ в качестве
подходящего значения средней величины.
Точное среднее значение очень
важно, поскольку, как мы увидим ниже,
принятое значение средней
абсолютной звездной величины переменных
типа RR Лиры является основой для
определения расстояний до шаровых
скоплений и центра Галактики.
До конца 40-х годов считалось,
что существует единая кривая
период — светимость для переменных типа
RR Лиры и классических долгоперио-
дических цефеид. Нуль-пункт шкалы
абсолютных звездных величин был
найден в предположении, что
видимая звездная величина, полученная
экстраполяцией наблюдаемой кривой
от периодов 2 сут к периодам порядка
1 сут, должна соответствовать
абсолютной звездной величине
переменных типа RR Лиры, т. е. значению
Mv = +0,6m или несколько слабее.
122
Глава 5
Справедливость этого вызывала
некоторые сомнения в связи с тем, что
Шепли и его сотрудникам не удалось
открыть ни одной переменной типа
RR Лиры в Магеллановых Облаках,
но лишь немногие астрономы были
Рис. 54. Зависимость период — светимость.
Точная форма зависимости период —
¦светимость еще не известна, но есть
серьезные основания полагать, что кривая
готовы по одному этому
отрицательному результату сделать вывод о
невозможности описанной выше
экстраполяции кривой период —
светимость. Следует заметить, что мало
кто из астрономов обратил внимание
на статью Минёра (Франция),
опубликованную в 1944 г., который на
основе изучения движений нашел
свидетельства того, что значение Mv
от 0,0 до +0,Зт представляет собой
хорошую среднюю абсолютную
звездную величину переменных типа
RR Лиры, причем для принятого
нуль-пункта долгопериодических
цефеид он рекомендовал поправку
-1,5т.
Вопрос приобрел особую остроту
примерно в 1950 г., когда Бааде
не удалось обнаружить переменные
типа RR Лиры в спиральной
галактике в Андромеде. Еще за 25 лет
до этого Хаббл открыл в ней большое
для классических цефеид проходит примерно
на 1,5т выше, чем кривая для цефеид
населения II.
число обычных долгопериодических
цефеид, и на основании принятой
в то время зависимости период —
светимость было определено
расстояние до этой спиральной галактики.
Если бы первоначальная оценка
расстояния до галактики в Андромеде
М 31 была правильной, то можно
было ожидать, что доступным
наблюдениям окажется множество
переменных типа RR Лиры с видимой
звездной величиной около т = 22; эта
величина значительно превышает
предельную звездную величину,
доступную 200-дюймовому рефлектору Хэй-
ла. Вопреки ожиданиям, Бааде не
обнаружил переменных типа RR Ли-
в
О 10
Период, сутки
100
Пульсирующие звезды и шаровые скопления 123
ры и отсюда сделал правильный
вывод, что нуль-пункт зависимости
период — светимость для долгопе-
риодических цефеид требует
поправки на величину, примерно равную
предложенной Минёром. Больше
того, он установил, что те долгоперио-
дические цефеиды, которые
наблюдаются в шаровых скоплениях,
сильно отличаются от большинства цефеид
нашей Галактики и галактики в
Андромеде. Долгопериодические цефеиды
шаровых скоплений относятся к
населению II (как и переменные типа
RR Лиры), а обычные
долгопериодические цефеиды, подобные б Цефея
и звездам, обнаруженным в
галактике в Андромеде, принадлежат к
населению I. Мы имеем теперь дело
с двумя зависимостями период —
светимость: одной — для населения I
ж другой — для населения II;
относительное смещение этих двух
кривых в нуль-пункте составляет
примерно 1,5т, причем объекты
населения I являются более яркими
{рис. 54).
Сделаем одно заключительное
замечание: поправка 1,5т довольно
велика; она означает удвоение шкалы
расстояний и диаметров для всех
объектов, расстояние до которых было
определено с помощью старой
ошибочной кривой. Другими словами,
если принять поправку 1,5т, то
расстояния до галактик, найденные до
1950 г., оказываются в два раза
меньше истинных. Расстояния же
внутри нашей собственной Галактрши
не нуждаются в пересмотре лишь
благодаря тому, что они были
определены по переменным типа RR
Лиры, принятые абсолютные звездные
величины которых не потребовали
сколько-нибудь значительных
поправок.
ШАРОВЫЕ СКОПЛЕНИЯ
Богатое рассеянное скопление может
содержать самое большее две-три
тысячи звезд, а шаровое скопление
включает до 100 000 звезд (рис. 55—
57). К настоящему времени известно
120 шаровых скоплений, и мы
полагаем, что в отличие от рассеянных
скоплений число неоткрытых еще
шаровых скоплений не превышает
100. Шаровые скопления встречаются
на всех галактических широтах, и
поэтому они не так часто затмеваются
поглощающей материей, как
рассеянные, а суммарный блеск этих
объектов делает их заметными на больших
расстояниях. Они не «растворяются»
в звездном фоне, как это происходит
с далекими рассеянными
скоплениями.
Распределение шаровых
скоплений по галактическим долготам
поразительно; оно отчетливо
свидетельствует об эксцентрическом
положении Солнца в Галактике. Все
шаровые скопления, за исключением
нескольких, находятся в одной
половине неба, а треть известных
скоплений обнаружена в области созвездия
Стрельца, покрывающей только 2%
неба (рис. 58). Шаровые скопления
образуют огромную самостоятельную
систему, концентрирующуюся к
Млечному Пути, но обладающую
сферической формой.
До классических исследований,
выполненных Шепли в 1916—1919 гг.,
не существовало никаких оценок
расстояний до шаровых скоплений.
Изучая переменные типа RR Лиры,
открытые Бейли и другими, Шепли
впервые точно оценил расстояния
до этих далеких объектов. С
помощью 60- и 100-дюймовых
рефлекторов обсерватории Маунт-Вилсон
124
Глава 5
Рис. 55. Шаровое скопление М 92.
Фотография получена с экспозицией 85 мин
на 61-дюймовом астро метрическом
рефлекторе Морской обсерватории США
во Флагстаффе (Аризона). (Фотография
Морской обсерватории США.)
Шепли достаточно часто
фотографировал большое число переменных
звезд, чтобы получить точные
кривые блеска и, следовательно,
определить расстояния до всех шаровых
скоплений, содержащих изученные
переменные типа скоплений.
Для шаровых скоплений,
лишенных переменных звезд, оценка
расстояний производилась по звездным
величинам самых ярких звезд. Шепли
Пульсирующие звезды и шаровые скопления 125
Рис. 56. Южное шаровое скопление
47 Тукана. Фотография получена с
экспозицией 60 мин на 40-дюймовом
рефлекторе Боллера и Чивенса обсерватории
Сайдинг-Спринг Австралийского
национального университета. (Фотография
обсерватории Маунт-Стромло.)
заметил, что ярчайшие звезды
шаровых скоплений в отличие от
ярчайших звезд в окрестностях Солнца
являются не бело-голубыми
гигантами, а красными гигантами с
абсолютной звездной величиной около
—Зш, гораздо более яркими, чем
типичные красные гиганты,
обнаруженные вблизи Солнца.
Грубые оценки расстояний до
самых слабых и самых далеких скоп-
126
Глава 5
Рис. 57. Южное шаровое скопление
со Центавра. Фотография получена с
экспозицией 60 мин с помощью телескопа
Арма — Дансинк — Гарвард системы
Бейкера — Шмидта Бойденской
обсерватории в Южной Африке. Обратите
внимание на пго, что скопление заметно
сплюснуто; это свидетельствует о его
вращении. (Фотография Гарвардской
обсерватории.)
Рис. 58. Направление на центр Галактики.
Кружками отмечены положения шаровых
скоплений в этой области Млечного Пути.
Треть всех иа,вестных> шаровых скоплений
видна на этой фотографии, охватывающей
лишь 2% площади неба. (Фотография
Гарвардской обсерватории.)
Пульсирующие звезды и шаровые скопления 127
128
Глава 5
лений основывались на их видимых
диаметрах и видимых интегральных
звездных величинах. И тут Шепли
ступил на скользкую почву,
поскольку был вынужден сделать
предположение, что все шаровые скопления
являются идентичными объектами
и что видимые различия обусловлены
лишь одной переменной —
расстоянием от нас.
В настоящее время переменные
типа скоплений обнаружены почти
в 1/3 шаровых скоплений. Хогг
составила список, включающий 1100
известных переменных. Еще для 20
скоплений грубые оценки расстояний
были сделаны по самым ярким
звездам. Чтобы определить расстояние
от Солнца до данного шарового
скопления, нужно знать не только
видимую звездную величину переменных
типа RR Лиры в скоплении, но и
межзвездное поглощение между
Солнцем и скоплением. Последнее
находится из пространственного
покраснения. Мэйолл определил
интегральные спектральные классы ряда
шаровых скоплений; они заключены в
диапазоне между А5 и G5, причем
большинство из них лежит между F8
и G5. Благодаря узким пределам
интегральных спектров можно
достаточно надежно найти истинный
показатель цвета шарового скопления,
а разность истинного и наблюдаемого
показателей цвета дает
пространственное покраснение света на пути от
скопления к Солнцу. Умножая этот
избыток цвета на соответствующий
коэффициент, мы получим полное
межзвездное поглощение света и
сможем внести поправку в расстояние
на эффекты поглощения. Стеббинс
и Уитфорд измерили показатели цвета
68 шаровых скоплений. Найденные
полные абсолютные звездные
величины шаровых скоплении с
известными переменными типа RR Лиры
заключены между —5 и —8т. Это
слишком широкие пределы, чтобы
быть твердо уверенным в
расстояниях, полученных только по
интегральным видимым величинам.
Система известных шаровых
скоплений в нашей Галактике имеет
примерно сферическую форму с центром,
расположенным на расстоянии
10 000 пс от Солнца в направлении
созвездия Стрельца. У нас есть все
основания полагать, что эта система
концентрична с галактической
системой звезд, пыли и туманностей.
ХАРАКТЕРИСТИКИ НАСЕЛЕНИЯ
ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ
Шепли первым отметил, что типы
звезд, входящих в состав шаровых
скоплений, в нескольких отношениях
отличаются от типов звезд,
характерных для ближайших окрестностей
Солнца. Самые яркие из соседей
Солнца — красные звезды, и они
примерно на Зт ярче самых ярких
бело-голубых звезд скопления.
Шепли не удалось наблюдать звезды
слабее абсолютной звездной величины
+ 1Ш, т. е. значительно более яркие,
чем наше Солнце.
200-дюймовый телескоп Хэйла Па-
ломарской обсерватории позволяет
проводить более широкое изучение
цветов и звездных величин звезд
низкой светимости, таких, как напк?
Солнце, в ближайших шаровых
скоплениях. Тщательному исследованию
подвергались скопления М 92 (Арп,
Баум и Сэндейдж), М 3 (Сэндейдж
и Г. Джонсон) и М 13 (Баум и др.),
Основные стандартные
последовательности звездных величин обычно
устанавливались фотоэлектрическим
Пульсирующие звезды и шаровые скопления
129
методом. Некоторые из звезд
стандартной последовательности 23т
настолько слабы, что их не удается
наблюдать визуально в окуляр
телескопа, хотя их положение можно
измерить на фотографической
пластинке. Навести на них телескоп
можно, зная их положение
относительно более ярких звезд. Для самых
слабых звезд необходимы длительные
измерения и их самих и фона неба,
чтобы получить отсчет фотометра,
исправленный на фон неба.
После того как
фотоэлектрическим методом установлена
основная стандартная последовательность
звездных величин, проводится
интерполяция блеска других звезд
фотографическим способом. В скоплениях
М 3 и М 92 было измерено примерно
по 1100 звезд. Цвета можно
определить при помощи фотоэлектрического
фотометра с голубым и желтым
фильтрами, а также по фотографиям,
сделанным с соответствующими
фильтрами на пластинках, чувствительных
к голубым и желтым лучам.
Принимая, что средняя
абсолютная звездная величина звезд типа
RR Лиры равна примерно +0,6™,
мы находим, что модуль расстояния
для ближайших скоплений
составляет около 14™. Это значит, что
разность т — М равна +14™ или +15™.
Отсюда звезда, у которой т = 20,
имеет абсолютную звездную
величину +6™, подобно нашему Солнцу;
наблюдения звезд 20т и слабее дают
значительный участок главной
последовательности, ограниченный
звездами той же светимости, что и Солнце.
На рис. 59 представлена типичная
диаграмма показатель цвета —
звездная величина для шарового
скопления. Это скопление М 3, или
NGC 5272, было изучено Г.
Джонсоном и Сэндейджем. По
вертикальной оси отложена видимая
визуальная звездная величина V, а по
горизонтальной — показатель цвета В —
— V. Следует отметить, что самые
яркие звезды — красные и имеют
визуальную видимую звездную
величину несколько ярче V = 13™, а
самые слабые звезды, измеренные
Джонсоном и Сэндейджем, имеют
значение У, близкое к 21™. Обратите
внимание на несколько характерных
особенностей этой диаграммы.
Прежде всего мы видим, что между V
от 19 до 21™ звезды располагаются
вдоль четко выраженной главной
последовательности. У большинства
рассеянных скоплений главная
последовательность продолжалась бы вверх
и влево, тогда как на диаграмме
для М 3 при V = 19™ имеется точка
поворота. Звезды шарового
скопления совершенно отчетливо
отклоняются от главной последовательности
вправо, а на участке от V = 18,5™
до примерно V = 15™ наблюдается
почти вертикальный отрезок,
соответствующий В — V = +0,7™.
Обратим ваше внимание на две другие
особенности диаграммы для звезд
ярче V = 16™. Во-первых, это
цепочка ярких звезд, которые
обрисовывают последовательность,
направленную к верхнему правому углу,
причем, как уже отмечалось, значения V
у самых ярких звезд немного меньше
13™. Все эти яркие звезды —
совершенно красные, их значения В — V
колеблются от 1,2 до 1,7™; это ветвь
красных гигантов. Звезды,
расположенные на вертикальной ветви у В —
— V = 0,7™, называются
субгигантами. Во-вторых, наблюдается ярко
выраженная горизонтальная ветвь
у \ = 15,7™. Она тянется от В — V =
= -0,1™ до В - V = +0,6,™ но
130
Глава 5
J2m
14 h
16
13h
20
. t 1 1 1 1 1 1
h
1 Горизонтальная ^•А'фй'-
1 ветвь :>."'• "
Г v#*
.'. -4:?'
¦л**--' vf3№.
- •. -ж-
1 * • i:;:?353?:
1 Главная последовательность >~ ' :'/.'/.'.• '
1
1 1 1 L 1 1 1 1
—' ' 1 1 ».—1
, ; * -*— Ветвь красных гигантов 1
"м« 1
"*—Ветвь субгигантов 1
|
j
¦ i < »—*
-0,4
0,4
0,3
1,2
]АГ
В~У
Рис. 59. Наблюдаемая зависимость
показатель цвета — звездная величина для
шарового скопления М 3. Составлена
Джонсоном и Сэндейджем. По
вертикальной оси отложена визуальная
видимая звездная величина V, по
горизонтальной оси — показатель цвета
В — V. Прямоугольник — пробел,
соответствующий звездам типа RR Лиры.
Стрелками указаны детали, отмеченные
в тексте. (С разрешения журнала
«Astrophysical Journal».)
в этой последовательности имеется
пробел между В — V = +0,2ти5—
— V = +0,4™. Здесь следует
упомянуть, что именно в этом пробеле
мы находим в М 3 около 200
переменных типа RR Лиры! Таким обр аз ом у
переменные типа RR Лиры являются,
по-видимому, характерной
особенностью горизонтальной ветви. В
настоящее время звезды горизонтальной
ветви с постоянным блеском, т. е.
звезды, расположенные по обе
стороны пробела, заселенного звездами
типа RR Лиры, широко изучаются
астрофизиками с помощью самых
мощных спектрографов. Физика имен-
Пульсирующие звезды и шаровые скопления
Ш
но этих звезд поможет нам ответить
на вопрос, почему в середине
горизонтальной ветви имеется отрезок со
множеством переменных типа RR
Лиры. Возможно, это свидетельствует
о том, что ядерная эволюция в
недрах этих звезд подошла к
критической стадии. По всей вероятности,
звезды горизонтальной ветви и их
«родственники»— переменные типа
RR Лиры — представляют собой
объекты, проэволюционировавшие от
стадии красных гигантов после почти
полного истощения запасов их
водородного ядерного топлива.
У большинства шаровых
скоплений диаграмма показатель цвета —
звездная величина сходна с
диаграммой М 3. Основные различия
связаны с положением точки поворота
от главной последовательности и с
толщиной ветви субгигантов,
соединяющей горизонтальную ветвь с
ветвью гигантов. Пробел,
соответствующий звездам RR Лиры, иногда
несколько смещен в красную или
голубую сторону по сравнению с
диаграммой для М 3.
Существуют два основных метода
для определения расстояния до
шарового скопления и для калибровки
вертикальной шкалы видимых
визуальных звездных величин V по
визуальной абсолютной звездной
величине Mv. Первый из них состоит
в том, что для переменных типа
RR Лиры принимают Mv = +0,6Ш;
второй заключается в сравнении
главной последовательности с
начальной главной последовательностью,
полученной по звездам в
окрестностях Солнца и рассеянным
скоплениям. Оба метода имеют свои слабые
и сильные стороны, но в целом
модули расстояний, полученные
таким образом, находятся в согласии.
В разных шаровых скоплениях:
число переменных типа RR Лиры
весьма различно. В М 3 их больше,
чем в любом другом скоплении,
но существуют, вероятно, скопления,
в которых этих звезд нет вообще.
Однако где бы ни находились
переменные типа RR Лиры, в том месте
диаграммы цвет — звездная
величина, где они располагаются,
отсутствуют звезды с постоянным блеском.
Отсюда следует, что пробел на
диаграмме представляет собой стадию
неустойчивости в эволюции звезд
шарового скопления.
Шаровые скопления — это самые
старые среди известных объектов
нашей Галактики. Точка поворота от
главной последовательности
указывает на возможный возраст
скопления. Этот возраст колеблется от
5-Ю9 до 2-Ю10 лет. Сам вид шаровых
скоплений свидетельствует о том, что
они «много повидали на своем веку».
Ни оптически, ни с помощью
радиоастрономических методов в шаровых
скоплениях не удается обнаружить
сколько-нибудь значительных
количеств свободного газа или пыли.
По-видимому, процесс образования
звезд прекратился в них давным-
давно.
Первые исследования функций
светимости шаровых скоплений были
проведены Шепли около 50 лет назад.
Однако в дальнейшем этой
проблемой никто серьезно не занимался,
пока Сэндейдж не изучил функцию
светимости скопления М 3.
Поскольку на фотографических пластинках,
снятых Сэндейджем,
регистрировались звезды до +22,5Ш, а модуль
расстояния этого скопления около
15т, он наблюдал звезды с
абсолютной звездной величиной от —3
до +7Ш. По пластинкам, получен-
132
Глава 5
ным с разным временем экспозиции,
Сэндейдж подсчитал число звезд
различных звездных величин в
пределах 8' от центра скопления. Функция
светимости Сэндейджа для
скопления М 3, основанная на данных
Рис. 60. Функция светимости для скопления
М 3 (сплошная линия). Сэндейдж
подсчитал число звезд в последовательных
интервалах фотографических абсолютных
звездных величин в шаровом скоплении М 3.
На рисунке приведена найденная им
о 44 000 звезд, приводится на рис. 60,
где для сравнения показана функция
светимости ван Рейна для
окрестностей Солнца.
Очень ясно выражен пик у
абсолютной звездной величины 0т. Он
вызван присутствием около 200
переменных типа скоплений и другими
звездами с показателем цвета +0,4т.
Спад кривой после М = +5,5т
Сэндейдж считает безусловно реальным,
хотя наклон кривой за этой точкой
определен ненадежно.
По числу звезд каждой
абсолютной звездной величины можно
вычислить вклад звезд данной величины
в полное излучение скопления.
Суммирование всех полученных таким
образом значений дает М = —8,09ш,
что находится в хорошем согласии
с интегральной абсолютной звездной
функция светимости (сплошная линия)
и функция ван Рейна (штриховая линия)
(рис. 45), построенная для окрестностей
Солнца. (С разрешения журнала
«Astronomical Journal».)
величиной, найденной Кристи.
Большая доля, 90% света скопления,
испускается звездами ярче
абсолютной величины 4т, т. е. более ярких,
чем Солнце, хотя общее число звезд,
подобных Солнцу и более слабых,
очень велико.
Поскольку сейчас невозможно
регистрировать звезды с абсолютной
звездной величиной ниже М = +7W,
Сэндейдж использует функцию
светимости ван Рейна для оценки полного
числа звезд всех светимостей в
скоплении, и по этому числу он
оценивает полную массу скопления, которая
ГО 000
1000
-2 0 2 4 G 8 10 12 14'
Фотографическая абсолютная звездная величина, М
Пульсирующие звезды и шаровые скопления 133
равна 1,4-105 масс Солнца. На основе
динамической теории Уилсон и Коф-
фин нашли, что общая масса М 92
составляет 3,3 -105 солнечных масс.
Учитывая, что светимость скопления М 3
превышает светимость М 92,
динамическая масса М 3 должна достигать
5,6 -105 масс Солнца, что в 4 раза
больше приведенного выше
значения. Реально ли это расхождение,
пока не ясно. Если динамическое
значение массы правильно, то это
значит, что доля слабых звезд в
шаровых скоплениях гораздо больше, чем
в окрестностях Солнца.
СИСТЕМА ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ
Несмотря на то что средние
абсолютные звездные величины переменных
типа RR Лиры определены
ненадежно, эти объекты продолжают оста-
25
20
Z, кпс
-10
ь
k
l-
h
г-
»
•
—Солн
_J ¦
i 1 1 Г"
• •
•
•
•
•
t • : •
• • •• *~—
• ..•.--••^
' Центр Галактики
де°-Г-.оо_о 1
• • ф^^^^-*—____
•
•
•
• »
•
•
•
I 1 1 L_
Г~
•
•
L_
! 1—
b^il_^—
^^^^
_i i_
-1
А
-1
— ч
—
J
Ohio
15 20
X, кпс
25
30
35
40
Рис. 61, Распределение шаровых скоплений.
Схема показывает распределение шаровых
скоплений с известными расстояниями
в проекции на плоскость, проходящую через
Солнце и центр Галактики перпендикулярно
к центральной галактической плоскости.
Указаны положения Солнца и центра
Галактики. По вертикали отложено
расстояние z скопления от галактической
плоскости в килопарсеках (1 кпс = 1000 пс).
По горизонтали величина х измеряется
в тех же единицах. (Схема составлена
Лрпом и опубликована в книге «Строение
Галактики»; с разрешения издательства
Чикагского университета.)
134
Глава 5
ъаться самыми лучшими «эталонными
лампами» для определения
расстояний до шаровых скоплений. В
настоящее время имеются хорошие
фотоэлектрические измерения до предела
блеска, соответствующего
горизонтальной ветви, для почти 25
шаровых скоплений; для них можно найти
достаточно надежные расстояния,
которые в дальнейшем можно
исправить на межзвездное поглощение
света. Несколько лет назад Арп собрал
все эти оценки и составил таблицу
расстояний до 21 шарового
скопления. Скопление М 3, о котором мы
довольно подробно говорили в
предыдущем разделе, входит в их число
и по оценке Арпа имеет истинный
модуль расстояния 15,13т, что
соответствует расстоянию 10 600 пс.
Расстояния же до скоплений, для
которых нет надежных фотометрических
данных о переменных звездах, можно
приближенно оценить на основе
средних абсолютных звездных величин
25 самых ярких звезд. Еще полвека
назад Шепли в своих исследованиях
жспользовал этот критерий. По Арпу,
средняя абсолютная звездная
величина 25 самых ярких звезд равна
Mv = —0,8W. Таким образом можно
установить расстояния еще до ряда
шаровых скоплений. В прошлом
использовались и другие критерии,
например интегральный блеск и
видимый диаметр скопления, но они
оказались слишком ненадежными.
На рис. 61 изображена
составленная Арпом диаграмма
распределения в нашей Галактике шаровых
скоплений, расстояния до которых
известны. Диаграмма представляет
собой разрез в плоскости,
проходящей через Солнце и центр Галактики
перпендикулярно центральной
галактической плоскости. На диаграмме
отмечены положения Солнца и центра
Галактики. Солнце находится,
по-видимому, на расстоянии 10 000 пс
от центра Галактики. Наклонными
линиями, исходящими на диаграмме
из Солнца, обозначен сектор, в
пределах которого большинство
шаровых скоплений скрыто от нас из-за
межзвездного поглощения света
вблизи центральной плоскости. Шаровые
скопления можно разделить на две
группы. Для одной группы четко
проявляется тенденция скучиваться
к центру нашей Галактики, другая
находится вдали от галактической
плоскости. Обращает на себя
внимание тот факт, что интегральные
спектры шаровых скоплений обеих групп
свидетельствуют о значительном
различии в химическом составе между
центральной и периферической
группами скоплений. Спектры последних
в целом бедны металлами, а в
спектрах скоплений, сосредоточенных
вблизи центра Галактики,
наблюдаются хорошо заметные линии
металлов.
6
ВРАЩАЮЩАЯСЯ
ГАЛАКТИКА
До сих пор мы говорили только
о проблемах, связанных со строением
Млечного Пути. Теперь мы
обратимся к рассмотрению движений
звезд и сил, управляющих этими
движениями; мы увидим, что можно
узнать о динамике системы, изучая
общие закономерности собственных
движений и лучевых скоростей звезд
и звездных скоплений.
Мы установили, что система
Млечного Пути имеет форму сильно
сплюснутого диска, окруженного весьма
разреженной, более или менее
сферической короной. Характерные
спиральные рукава, обрисованные
звездами классов О и В, яркими и
темными туманностями, лежат в
центральной плоскости Галактики или
очень близко от нее. В центре диска
находится очень плотное ядро,
состоящее, по-видимому, главным образом
из старых звезд. Солнце, вероятно,
находится на расстоянии 10 000 пс
от этого плотного центрального ядра
и на расстоянии всего лишь 30 пс
от центральной плоскости.
Уже давно должно было стать
очевидным, что плоская форма нашей
Галактики указывает на ее быстрое
симметричное вращение вокруг оси,
перпендикулярной центральной
плоскости, но лишь в 1926—1927 гг.
исследованиями Линдблада и Оорта
вращение Галактики было впервые
окончательно доказано. В первом
разделе этой главы мы представим
свидетельства того, что Солнце и
подавляющее большинство звезд в его
окрестностях движутся вокруг
центра Галактики по примерно круговым
орбитам со скоростями порядка
250 км/с. Многие общие
закономерности, наблюдаемые в движениях
звезд вблизи Солнца и на
расстояниях до нескольких тысяч парсек
от него, можно понять, исходя из
представлений о вращении
Галактики.
ДВИЖЕНИЕ СОЛНЦА ВОКРУГ
ЦЕНТРА ГАЛАКТИКИ
Очень плоская форма подсистемы
звезд классов О и В и даже
подсистемы звезд, подобных нашему
Солнцу, указывает, что эти
подсистемы Галактики находятся в
быстром вращении. Совершенно иначе
обстоит дело с шаровыми
скоплениями, которые образуют разреженную
и приближающуюся к сферической
подсистему, окружающую плоскую
основную составляющую системы
Млечного Пути. Внутри подсистемы
почти сферической формы возможны
случайные крупномасштабные
движения, но вращения ее как единого
целого, вероятно, не существует. Тем
самым в среднем шаровые скопления
определяют систему, находящуюся
более или менее в состоянии покоя
по отношению к центру Галактики.
Изучая наблюдаемые лучевые
скорости шаровых скоплений, мы
сможем получить сведения о движении
Солнца относительно этих скоплений,
и отсюда — о движении Солнца
относительно центра Галактики.
Лучевые скорости определены для
70 шаровых скоплений.
Большинство этих лучевых скоростей была
измерено Мэйоллом (Ликская
обсерватория); его основной список содер-
136
Глава 6
Рис. 62. Спектр шарового скопления М 15.
На фотографии в средней частей изображен
спектр скопления, вверху и внизу — спектры
сравнения (см. рис. 39). Редко встречаются
такие резкие линии поглощения, как
изображенные здесь. (Фотография Кинмана,
с разрешения Ликской обсерватории.)
жит 50 значений. Лучевые скорости
еще 20 шаровых скоплений, большей
частью южных, были получены Кин-
маном (Радклиффская обсерватория,
Южная Африка). По Мэйоллу,
лучевые скорости заключены в пределах
от +291 до —360 км/с. Значения
Кинмана содержатся в более узком
диапазоне. Линии в спектрах
шаровых скоплений — широкие и
размытые (рис. 62), что усложняет точные
измерения лучевых скоростей. Если
мы предположим, что система
шаровых скоплений в целом имеет в
лучшем случае лишь незначительную
остаточную скорость вращения по
отношению к центру Галактики, то
мы сможем найти среднюю скорость
Солнца по отношению к системе
шаровых скоплений по их наблюдаемым
лучевым скоростям. Такие
исследования, вероятно, дадут нижний
предел круговой скорости движения
Солнца вокруг центра Галактики.
Для точного определения движения
Солнца относительно системы
шаровых скоплений нам нужно опираться
на значительное число таких
скоплений в направлении галактических
долгот I = 90° и I = 270°; лучевые
скорости этих скоплений выявили бы
полный эффект движения Солнца
(примерно в направлении
галактической долготы I = 90°). К сожалению,
как мы видим на рис. 61, шаровые
скопления, если смотреть на них
с Солнца, сосредоточены в одном
полушарии, и большинство из них
наблюдается в общем в направлении
центра Галактики вблизи
галактической долготы I = 0°.
Несмотря на эти препятствия,
Мэйоллу и Кинману удалось
получить скорость Солнца относительно
системы шаровых скоплений.
Максимальное значение этой круговой
скорости, направленной к точке в
галактической плоскости с долготой около
90°, составляет 200 км/с. Значения,
полученные Мэйоллом, несколько
превышают найденные Кинманом.
Однако, как много лет назад указал Мэй-
олл, значение скорости Солнца
относительно центра Галактики, равное
200 км/с, является минимальным, так
как не исключено, что система
шаровых скоплений, обладающая
некоторой сплюснутостью, может иметь
остаточное вращение со скоростью
50 км/с. В общем можно принять, что
движение Солнца по отношению
к системе шаровых скоплений
происходит со скоростью около 200 км/с.
Вращающаяся Галактика
137
Свидетельства того, что круговая
скорость Солнца и его соседей
превышает 200 км/с, были получены
после измерения лучевых скоростей
в соседних галактиках главным
образом на Ликской обсерватории и
обсерватории Хэйла. Вместе с Большим
и Малым Магеллановыми
Облаками, спиральными галактиками
в созвездиях Андромеды и
Треугольника, а также с десятком меньших
галактик наша Галактика образует
своего рода местную сверхсистему.
Если принять, что скорость
движения Солнца относительно центра
Галактики в направлении
галактической долготы 90° составляет 250—
270 км/с, то средние относительные
скорости всех галактик,
принадлежащих к Местной системе, оказываются
меньше 50 км/с.
В соответствии с рекомендацией
Международного астрономического
союза исследователи Млечного Пути
принимают в последние годы, что
наиболее вероятное значение
круговой скорости Солнца относительно
центра Галактики составляет 250 км/с.
Это значение отлично вписывается
в общую схему всех констант нашей
Галактики.
Из содержания данной и
предыдущей глав может показаться, что
астрономы достигли согласия
относительно значений, принятых для двух
основных констант нашей Галактики:
10 000 пс для расстояния Солнца от
центра Галактики и 250 км/с для
круговой скорости Солнца по
отношению к центру Галактики. Но это
не так. Вокруг обеих «констант» идут
жаркие споры специалистов. В
последние годы общепринятое
значение средней абсолютной звездной
величины звезд типа RR Лиры Mv =
= +0,6m неоднократно подвергалось
сомнению. Особенно далеко зашел
Клюбе, стремясь показать, что
средняя абсолютная звездная величина
этих звезд может быть слабее на 0,5т
или даже на 1™. Однако
исследования переменных типа RR Лиры,
проведенные Грэхемом в Большом
Магеллановом Облаке, подтверждают
среднее значение Mv = +0,6™ и
показывают, что разброс вокруг этого
среднего значения невелик и вряд ли
превышает ±0,2т. Предложенное
Клюбе значение расстояния Солнца
от центра Галактики 7000 пс пока
не принято большинством
исследователей Галактики. В то же время
уменьшение общепризнанного
значения на 15% (с 10 000 до 8500 пс)
представляется весьма вероятным.
Нашим читателям все время следует
помнить, что большинство
приведенных расстояний в системе Млечного
Пути содержат ошибку ±10%, а для
шкалы внегалактических расстояний
ошибки еще больше. Но закончим
мы этот раздел оптимистически: никто
пока не усомнился в том, что Солнце
обращается вокруг центра Галактики
по почти круговой орбите.
БЫСТРЫЕ ЗВЕЗДЫ
Большинство звезд в окрестностях
Солнца движется по отношению к
нему со скоростями, не превышающими
30 км/с, но у некоторых звезд
скорости гораздо выше. Мы обычно
называем звезды, движущиеся по
отношению к Солнцу со скоростями
больше 60 км/с, быстрыми звездами.
Ромэн опубликовала каталог 600
таких звезд. На рис. 63 изображена
диаграмма распределения скоростей
быстрых звезд на расстоянии до 20 пс
от Солнца в проекции на плоскость
системы Млечного Пути. Практиче-
138
Глава 6
ски все звезды без исключения
движутся к половине Млечного Пути,
заключенной между галактическими
долготами I = 180° и I = 360° (от
Возничего через Орион к Килю
Рис. 63. Асимметрия в звездных движениях.
На рисунке изображено распределение в
галактической плоскости направлений
скоростей близких звезд, значения которых
превышают 60 км/с. Указаны галактические
и Стрельцу — Скорпиону). Нет ни
одной быстрой звезды, которая бы
двигалась к области созвездия
Лебедя в Млечном Пути (I = 90°). Если
мы определим среднее движение
звезд, представленных на рис. 63,
относительно Солнца, то окажется,
что это движение направлено к
галактической долготе I = 270°. Апекс
движения Солнца относительно быстрых
звезд совпадает с найденным по
лучевым скоростям шаровых скоплений.
90°
долготы этих направлений. На диаграмме
нет ни одной звезды, движущейся в
направлении между галактическими
долготами I = 30° и I = 150°; центр этого
сектора «избегания» лежит у I = 90°.
Переменные типа RR Лиры
являются самой известной группой
быстрых звезд; определенная по ним
долгота апекса движения Солнца
близка к I = 90°, а их средняя
скорость относительно Солнца
составляет 130 км/с. Эти звезды образуют
Вращающаяся Галактика
139
не вполне сферическую, несколько
сплюснутую подсистему; они сильно
концентрируются к ядру Галактики.
Наблюдаемая сплюснутость
подсистемы звезд типа RR Лиры указы-
Рис. 64. Асимметрия и вращение
Галактики. Солнце и большинство
окружающих нас звезд движутся вокруг
центра Галактики примерно по круговым
орбитам со скоростями около 250 км/с.
Звезда, которая двигалась бы по вытянутой
галактической орбите, подобной
изображенной на рисунке, имела бы скорость
лишь 120 км/с в точке, где орбита
приближается к Солнцу. Эта звезда,
наблюдаемая с Солнца и Земли, имела бы
вает на существование остаточного
вращения всей подсистемы в целом,
происходящего со значительно
меньшей скоростью, чем вращение
Солнца; наблюдаемая степень сплюснуто-
«болъшую» скорость 130 км/с, направленную
в сторону, противоположную общему
вращению Галактики. Если бы по
отношению к Земле и Солнцу звезда
двигалась со скоростью 100 км/с в
направлении галактического вращения, то
ее скорость относительно центра
Галактики составляла бы 350 км/с, и звезда,
по всей вероятности, покинула бы нашу
звездную систему.
140
Глава 6
сти соответствует вращению всей
системы звезд типа RR Лиры со
скоростью 250 — 130 = 120 км/с по
отношению к центру Галактики. Чисто
случайные движения звезд типа
RR Лиры (найденные после введения
поправок, учитывающих движение
подсистемы) оказываются весьма
быстрыми: со скоростью порядка
100 км/с.
Впервые поразительные
характеристики движения быстрых звезд
тщательно изучили Оорт и Стрёмберг
в 1924—1926 гг. Одно из наиболее
обширных исследований звезд этого
типа опубликовал в 1940 г. Мичайка,
которому в то время удалось
составить список 555 звезд со скоростями,
превышающими 63 км/с. Среди одних
классов звезд содержится
значительно больший процент быстрых звезд,
чем среди других. Практически
отсутствуют быстрые звезды спектрального
класса В, но довольно часто
встречаются быстрые звезды класса М:
19% всех звезд класса М слабее
V = 1т являются быстрыми.
Основоположник теории
галактического вращения Бертил Линдблад
развил эту теорию специально для
объяснения наблюдающейся
асимметрии в движениях быстрых звезд. Он
полагал, что система Млечного Пути
состоит из ряда концентрических
подсистем, каждая из которых
характеризуется собственной степенью
сплюснутости и скоростью вращения
относительно центра Галактики. Даже
в наши дни этот подход сохранил
в значительной степени свою
правомерность и широко использован
в ранних работах советских
астрономов Б. В. Кукаркина и П. П. Паре-
наго. Согласно этой концепции,
Солнце и все звезды, движущиеся по
отношению к нему с малыми скоростями
(меньше 20 или 30 км/с), вращаются
вокруг центра Галактики со
скоростью около 250 км/с. Переменные
типа RR Лиры, обладающие
средней скоростью относительно Солнца
130 км/с и движущиеся в
противоположном ему направлении, на самом
деле являются медленными звездами,,
средняя скорость вращения которых
вокруг центра Галактики не
превышает 250 — 130 = 120 км/с (рис. 64).
Но читатель может спросить,
почему отсутствуют действительно
быстрые звезды, движущиеся
относительно Солнца со скоростью 100 км/с
в направлении с галактической
долготой I = 90°? Причина в том, что
такие звезды имели бы скорости
относительно галактического центра
порядка 350 км/с, а Галактика,
по-видимому, не может удержать столь
быстрые звезды. Скорость
относительно центра Галактики,
превышающая 310—320 км/с, уже достаточна,,
чтобы позволить звезде свободно
покинуть Галактику или же по
крайней мере оказаться на очень
вытянутой орбите.
ДВИЖЕНИЕ СОЛНЦА
И ЗВЕЗДНЫЕ ПОТОКИ
Вернемся теперь ненадолго к
рассмотрению движений обычных звезд
всех спектральных классов и свети-
мостей, расположенных
сравнительно близко к Солнцу. В гл. 3 мы
видели, что Солнце движется со
скоростью 18—20 км/с по направлению
к апексу в созвездии Геркулеса.
Этот результат получен как среднее*
значение относительно близких звезд.
Обнаружено, что скорость Солнца
различна относительно звезд разных
классов. Еще в 1910 г. Кэмпбелл-
(Ликская обсерватория) высказалг
Вращающаяся Галактика
141
предположение, что определяемая
скорость движения Солнца зависит
от спектрального класса
используемых звезд. Он установил, что
скорость движения Солнца,
определяемая по звездам класса В, довольно
мала, но она увеличивается при
переходе от класса А через F к классам G
и К, а скорость, определяемая по
ярким звездам класса М, приближается
к среднему значению относительно
звезд класса В. Последующие работы
показали, что существует четко
выраженная зависимость скорости
движения Солнца от светимости
используемых звезд; например, скорость,
найденная по звездам-карликам
класса М, гораздо больше, чем по
гигантам того же класса.
Исследования Высоцких
(Виргинский университет) показали, что и
положение апекса и величина скорости
движения Солнца довольно явно
зависят от спектрального класса и
средней видимой звездной величины звезд,
по которым определяется движение.
Апекс, найденный по звездам
классов А и F, расположен в более низких
галактических широтах, чем апекс,
найденный по звездам других
классов. Различие в положении апекса
и значении скорости Солнца частично
объясняется, вероятно, эффектом
движущихся скоплений, но главным
образом оно вызвано неодинаковой
примесью быстрых звезд и местными
отклонениями от истинно кругового
галактического вращения.
Переходим теперь к звездным
потокам. На протяжении всего XIX в.
астрономы находились в блаженном
неведении относительно каких-либо
закономерностей в движении звезд,
кроме тех, которые являются
отражением движения Солнца. Затем
в 1904 г. Каптейн (Нидерланды)
объявил об открытии двух звездных
потоков. Благодаря этому открытию
ученые впервые осознали, что
движения звезд не являются совершенно
случайными, а подчиняются каким-то
общим законам.
Каптейн изучал собственные
движения ярких звезд неба. Он
разбил небесную сферу на ряд площадок,
в каждой из которых подсчитал число
звезд, движущихся в строго
определенных направлениях. Нанеся
собственные движения звезд на карту
или на небесную сферу, он сразу
увидел, сколько звезд движется в
пределах 15° по направлению к
северному полюсу неба, сколько движется
в пределах 15° к северо-западу и т. д.
На рис. 65 изображена диаграмма
наблюдаемого распределения
направлений в общепринятом виде. В
избранном участке неба в каждом
направлении проводится стрелка,
длина которой пропорциональна числу
звезд, движущихся в данном
направлении. Соединив концы этих стрелок
прямыми линиями, мы получим ясное
представление о распределении
направлений собственных движений
в данном участке неба.
Если бы звезды двигались
совершенно случайно, а Солнце не
обладало бы собственным движением, то
линии, соединяющие точки
диаграммы, образовали бы окружность.
Движение Солнца вытянуло бы эту
окружность в фигуру, напоминающую
эллипс, большая ось которого
указывала бы направление,
противоположное апексу движения Солнца. Для
областей вблизи апекса и
антиапекса фигура была бы почти
круговой, а наибольшая сплюснутость
наблюдалась бы на небесной сфере
посередине между апексом и аити-
апексом. Но в действительности ниче-
142
Глава 6
о°
270° <* /С <. 90°
Антиапекс
III
180°
Рис. 65. Типичная диаграмма звездных
потоков. Диаграмма иллюстрирует
распределение направлений собственных
движений, измеренных Смартом, для
небольшой области неба; сплошная линия
указывает направление на антиапекс.
Штриховые линии I и II показывают
направления двух звездных потоков в этой
области неба.
го подобного мы не обнаруживаем.
Кривые около апекса и антиапекса
вовсе не окружности, и простых
фигур, по форме напоминающих
эллипс, не наблюдается. Получающиеся
фигуры имеют характерную
двухлопастную форму. Обычно для звезд
данного участка наблюдаются два
предпочтительных направления. На
рис. 65 они отмечены цифрами I и П.
Вскоре стало ясно, что эти
эффекты потоков не чисто местные. Для
каждого участка мы можем выделить
два предпочтительных направления,
а если нанести эти направления на
небесную сферу, то все они довольно
согласно укажут две точки на ней.
Эти точки Каптейн назвал видимыми
вертексами своих двух звездных
потоков. Если бы наблюдаемая в
каждом участке тенденция к
образованию потоков носила случайный
характер, то мы бы не обнаружили
никаких закономерностей в
распределении этих стрелок на небесной сфере.
Существование для каждого потока
явно выраженной точки схождения
является прекрасным
доказательством того, что все звезды на небе
в своем движении оказывают
предпочтение либо потоку I, либо
потоку П.
Введенные Каптейном звездные
потоки напоминают эффект
схождения для звезд движущихся
скоплений, например Гиад. В случае
движущихся скоплений было найденог
что векторы собственных движений
всех его членов пересекаются точно
в одной точке. Звезды,
принадлежащие к одному из потоков Каптейна,
характеризуются скорее лишь
тенденцией двигаться параллельно
общему движению потока, а не
перпендикулярно к нему, в то же время как бы
стремясь сохранить свое «право»
значительно отклоняться от
направления потока, вместо того чтобы
подчиниться «дисциплине», существующей
в скоплениях типа Гиад.
Нетрудно внести поправку,
учитывающую эффект движения Солнца у
и вычислить положение вертексову
которое наблюдалось бы со звезды,
покоящейся относительно среднега
положения всех ее соседей. Каптейн
показал, что истинные вертексы
звездных потоков, найденные после
введения поправки, учитывающей
движение Солнца, лежат в
противоположных точках неба: один в созвездии
Щита, а второй в созвездии Ориона.
Вращающаяся Галактика
143
Не было ничего неожиданного
в том, что истинные вертексы
находятся на расстоянии 180° друг от
друга на небе, так как, внеся
поправку, учитывающую местное
движение Солнца, мы автоматически
уравновесили движения в потоках.
Удивительным и весьма важным
оказалось другое: линия истинных
вертексов лежит точно в плоскости
Млечного Пути, причем мы, между
прочим, замечаем, что один вертекс
находится на небе недалеко от
направления на центр Галактики.
Объяснить это явление смогли не
сразу, но уже во времена открытия Кап-
тейна стало понятно, что оно
послужит важным ключом к
окончательному решению загадки Млечного
Пути.
Последующие исследования Эд-
дингтона и Карла Шварцшильда,
а позднее и многих других
астрономов, особенно Высоцких
(обсерватория Мак-Кормик), подтвердили и
развили работу Каптейна. Шварцшильд
показал, что нет необходимости во
введении понятий двух особых
звездных потоков. Он указал, что линия
истинных вертексов отмечает
направление, по которому звезды
предпочитают двигаться. Шварцшильд
нашел метод для представления
разброса, или дисперсии, скоростей
вдоль направления истинных
вертексов и в двух взаимно
перпендикулярных направлениях, лежащих под
прямым углом к линии истинных
вертексов. Этот разброс несколько
меньше (0,6—0,7 его значения вдоль
линии вертексов) для направления
в плоскости Галактики,
перпендикулярного линии истинных вертексов,
и еще меньше для направления,
перпендикулярного плоскости
Галактики.
Линдбладу первому из астрономов
удалось доказать, что нарисованная
Шварцшильдом картина звездных
потоков является естественным
следствием вращения нашей Галактики.
Большинство звезд движется по
почти круговым орбитам вокруг центра
Галактики. Эти слегка овальные
орбиты, лежащие в галактической
плоскости или немного наклоненные
к ней, создают наблюдаемые
отклонения от истинного кругового
движения. Линдбладу удалось показать,
что эти отклонения приводят к томуг
что в среднем несколько больший
разброс движений должен быть у звезд
в направлении на центр или от него,
чем в перпендикулярном
направлении.
Согласно простейшей теории
вращающейся Галактики, линия
истинных вертексов должна проходить
точно через центр Галактики. Однако
в действительности это не так:
вертекс нескольких групп звезд отстоит
на целых 15° от направления на центр.
Объяснение этого наблюдаемого
отклонения, по-видимому, связано с
неравномерным распределением звезд
вблизи галактической плоскости.
Наша Галактика имеет спиральные
рукава, и можно ожидать, что между
ними плотность звезд и газа довольно
низкая. В самих спиральных
рукавах существуют сгущения многих
видов, от огромных звездных
облаков и агрегатов до обширных
ассоциаций. Мы живем в части
Галактики, состояние которой далеко не
соответствует хорошо перемешанному
состоянию, описываемому
простейшей формой теории вращающейся
Галактики. В будущем отклонение
вертексов, возможно, послужит
ключом к разгадке сложной зависимости,
которая должна связывать местные
144
Глава 6
колебания в распределении
пространственных плотностей звезд и их
скоростей.
ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИКИ
После того как Линдблад объяснил
наблюдаемую асимметрию в
движениях звезд, Оорт нашел новое
подтверждение общего вращения
Галактики, изучая лучевые скорости и
собственные движения звезд,
находящихся на расстояниях от 300 до 3000 пс
от Солнца. Оорт считал весьма
маловероятным, что Галактика вращается
как твердое колесо. Если бы она
вращалась таким образом, то звезды
сохраняли бы свои относительные
положения, и вращение можно было
бы заметить только из других
галактик. Поскольку значительная часть
общей массы Галактики, вероятно,
сконцентрирована вблизи ее ядра,
можно ожидать, что движения звезд
в Галактике подобны движению
планет вокруг Солнца. Венера движется
быстрее Земли, а Земля в свою
очередь обгоняет Марс; аналогично
этому можно было бы ожидать, что
звезды, расположенные ближе к
центру Галактики, будут быстрее
завершать свой оборот, чем более далекие.
Мы могли бы усомниться в
справедливости этого заключения для нашей
Галактики, так как круговая
скорость обращения звезд вокруг центра
Галактики (табл. 4) меняется по иному
закону, чем у планет Солнечной
системы. Однако табл. 4 и в самом
деле показывает, что звезды, самые
близкие к центру Галактики,
обращаются вокруг него быстрее, чем
более далекие. Возьмем для примера
круговую скорость объекта,
находящегося на расстоянии 20 000 пс от
центра Галактики. Если бы
Галактика вращалась подобно колесу, то
круговая скорость на расстоянии
20 000 пс была бы в два раза больше
скорости вращения вблизи Солнца,
т. е. составляла бы 500 км/с. Однако
в табл. 4 расстоянию 20 000 пс
соответствует скорость 193 км/с. Таким
образом, более далекие части
Галактики относительно медленнее
совершают полный оборот вокруг центра
Галактики, чем более близкие.
Таблица 4
Модель Шмидта круговых скоростей
в Галактике
Расстояние от центра, пс
1000
2 500
5 000
7 500
10 000
12 500
15 000
17 500
20 000
Круговая скорость,
км/с
200
190
227
250
250
235
218
205
193
Поскольку все наши наблюдения
производятся с Земли, движущейся
вместе с Солнцем, посмотрим, какие
эффекты в лучевых скоростях мог бы
заметить наблюдатель, находящийся
на Солнце. Такой наблюдатель, как
показал Оорт, обнаружил бы, что
одни далекие звезды догоняют нас,
а другие — отстают от нас. Оорт
установил, что для наблюдателя
лучевые скорости дважды меняют свои
знаки по мере обращения светила
по галактической орбите. На рис. 66
показано, как это происходит. Слева
стрелками схематически показано,
как уменьшается скорость вращения
с увеличением расстояния от центра
Галактики. Справа изображена об-
Вращающаяся Галактика
145
ласть вокруг Солнца, причем
исключен эффект солнечного движения,
и стрелки соответствуют скоростям,
наблюдаемым с Солнца. Этот
рисунок характеризует эффект
дифференциального галактического вращения.
Рис. 66. Эффекты галактического вращения
в лучевых скоростях. Слева — возможные
изменения скорости вращения с расстоянием
от центра Галактики. Справа — область
вокруг Солнца в более крупном масштабе.
Теперь стрелки представляют скорости,
жительными лучевыми скоростями,
а вдоль другой диагонали они должны
иметь в среднем отрицательные
лучевые скорости, что соответствует
приближению. В результате если мы
графически изобразим зависимость сред-
наблюдаемые с Солнца. Изображены
компоненты этих скоростей по лучу зрения,
которые показывают изменение
галактического вращения с галактической долготой
(см. текст).
Компоненты этих скоростей вдоль
радиусов, проходящих через Солнце,
и будут характеризовать влияние
дифференциального вращения
Галактики на лучевые скорости.
В четырех точках окружности не
должно наблюдаться никакого
приближения или удаления звезд
вследствие галактического вращения, и
наблюдаемый эффект вращения на
лучевые скорости здесь равен нулю.
Это направления на центр Галактики
и от него и перпендикулярные
направления. Посередине между этими
точками одна диагональ показывает
направление, по которому звезды в
среднем удаляются, т. е. обладают поло-
них наблюдаемых лучевых
скоростей от галактической долготы, то
получим кривую с двойной волной,
имеющую два максимума и два
минимума для полного круга долгот.
Важно отметить, что влияние
галактического вращения на лучевые
скорости, наблюдаемое из окрестностей
Солнца, будет наибольшим для самых
далеких звезд. Оорт показал, что для
расстояний до 2000 пс эффект будет
увеличиваться почти прямо
пропорционально расстоянию от Солнца.
Возможно, представит интерес
простое математическое выражение,
описывающее влияние галактического
вращения на лучевые скорости, в фор-
146
Глава 6
ме, впервые данной Оортом. Если
этот эффект обозначить через V,
среднее расстояние до рассматриваемых
звезд — через г, галактическую
долготу звезды — через Z, то мы
получим:
V = rA sin 21.
Эту формулу легко проверить с
помощью рис. 66. Коэффициенте в
формуле обычно называют «постоянной
Оорта»; эта постоянная равна
максимальному значению V на
стандартном расстоянии. Принятое
значение постоянной Оорта А составляет
15 км/с на 1000 пс. При изучении
эффекта галактического вращения
наиболее полезными оказались
далекие объекты высокой светимости,
подобные звездам классов О и В,
рассеянным скоплениям,
эмиссионным туманностям и долгопериоди-
ческим цефеидам.
В последнее десятилетие стал
возможен новый подход к изучению
вращения Галактики. Теперь мы можем
достаточно надежно оценить
расстояние до любой наблюдаемой нами
отдельной звезды класса О или В.
Делается это путем сопоставления
абсолютной звездной величины
звезды, найденной по диаграмме спектр—
светимость, с ее наблюдаемой
видимой звездной величиной и
показателем цвета. Если мы измерим лучевую
скорость звезды, то в нашем
распоряжении окажутся две основные
характеристики звезды: лучевая скорость
и расстояние от Солнца. В лучевую
скорость звезды необходимо ввести
небольшую поправку (на
стандартную скорость движения Солнца
20 км/с), чтобы найти ее скорость по
отношению к стандартной области
вблизи Солнца, движущейся по
круговой орбите вокруг центра
Галактики со скоростью 250 км/с. Если
принять, что далекая звезда класса
О или В движется вокруг центра
Галактики по почти круговой орбите,
то по ее наблюдаемой лучевой
скорости можно определить круговую
скорость движения вокруг центра
Галактики. Описанный нами метод
был впервые разработан Каммом
в 30-х годах, но его применение стало
возможно лишь в последние годы
с появлением современных методов
определения спектров и светимостей.
В будущем приведенные в табл. 4
значения круговых скоростей будут
уточняться, поскольку надежно
определяются расстояния и лучевые
скорости все большего числа далеких
звезд классов О и В (а также
цефеид).
Теория галактического вращения
Оорта предсказывает, что вращение
Галактики должно отражаться и в
собственных движениях звезд,
причем этот эффект достигает максимума
там, где влияние на лучевые скорости
равно нулю. Однако мы измеряем
собственные движения в секундах
дуги в год, а не в километрах в
секунду. Если в каком-то направлении
в галактической плоскости мы будем
наблюдать в два раза более далекую
звезду, то линейное смещение
удвоится, а наблюдаемое угловое смещение
останется таким же, как для близких
звезд. До расстояния 2000 пс эффект
в собственных движениях должен
меняться лишь с галактической
долготой звезд, а не с их
расстоянием.
К сожалению, очень трудно
обнаружить и измерить эффекты
галактического вращения в собственных
движениях. Величины, получаемые из
анализа собственных движений, малы,
порядка нескольких тысячных секун-
Вращающаяся Галактика
147
ды дуги в год. Их знаки и
измеренные значения недостаточно точны
из-за возможных систематических
ошибок в основной системе
собственных движений, и мы недостаточно
хорошо знаем постоянные прецессии
и нутации, чтобы надежно
проанализировать множество данных о
собственных движениях. Клюбе
проанализировал первые наблюдения
собственных движений, полученных по
Ликскому обзору, в котором эти
собственные движения привязаны к
неподвижной системе слабых галактик
(гл. 2). Результаты Клюбе,
по-видимому, подтверждают найденное им
меньшее значение расстояния от
Солнца до центра Галактики (7000 пс).
Кроме того, Клюбе находит
свидетельства того, что Солнце и близкие
к нему звезды систематически
движутся от центра Галактики со
скоростью 35 км/с (или более!). Если
это предположение подтвердится
последующими работами, то результат
будет иметь далеко идущие
последствия для исследования динамики
нашей Галактики.
Прежде чем перейти к другим
вопросам, кратко остановимся на
форме орбит, по которым звезды
движутся в Галактике. Движение Солнца
лишь слегка отличается от кругового
галактического вращения в его
окрестностях. Мы можем считать, что
Солнце движется по эллипсу с малым
эксцентриситетом и в то же время
совершает медленные колебания
перпендикулярно галактической
плоскости. Оно, по-видимому, всегда
остается в пределах 200 пс от
галактической плоскости и совершает два-три
колебания в перпендикулярном
направлении за 250 млн. лет, т. е. за
время полного оборота вокруг центра
Галактики.
Скорости движения Солнца и
большинства звезд населения I
отличаются от чисто круговой скорости
не более чем на 20 км/с, т. е. меньше
чем на 8%. Следовательно, их орбиты
лишь слегка отличаются от чисто
круговых, и такие звезды, вероятно,
находятся примерно на тех же
расстояниях от центра Галактики, что
и в момент своего образования.
Звезды классов О и В, цефеиды,
некоторые рассеянные скопления и
облака межзвездного газа движутся почти.
по круговым орбитам. Часть этих
объектов, особенно звезды классов
О и В, по-видимому, совсем молоды,
и ниже мы увидим, что их возможный
возраст составляет лишь малую долю
периода одного оборота вокруг
центра Галактики.
Звезды типа RR Лиры и другие
быстрые звезды, вероятно, движутся
по вытянутым орбитам, по форме
напоминающим эллипсы. Интересно,
насколько могли когда-то
приблизиться к центру Галактики такие
звезды? Мартин Шварцшильд (Прин-
стон) показал, что эти звезды,
несмотря на свои большие
собственные движения, никогда, по-видимому,
не подходили к центру Галактики
ближе, чем на половину расстояния от
Солнца до центра. Однако Ромэн,.
работая на Йеркской обсерваторииг
открыла несколько звезд класса F
со слабыми линиями, имеющих очень
вытянутые галактические орбиты.
Некоторые из них имеют скорости,
настолько сильно отличающиеся от
чисто круговых, что эти звезды,
должно быть, пришли из областей,
расположенных не дальше 2000 пс от
центра Галактики. Они, по-видимому,
являются наиболее яркими
примерами звезд, которые были выброшены
из самого сердца Галактики к нашим
148
Глава 6
отдаленным окраинам. Изучая
современное движение звезды, мы можем
многое узнать о ее прошлом.
Теория вращения Галактики
является большим шагом вперед в
понимании наблюдаемых
закономерностей звездных движений. Она дала
нам весьма разумные объяснения
явления звездных потоков и
быстрых звезд, а впоследствии привела
к открытию эффектов Оорта. Сейчас
эта теория оказывается
исключительно полезной для объяснения
наблюдений радиоизлучения нейтрального
водорода на волне 21 см (гл. 8 и 10).
Следует, однако, иметь в виду,
что картина плавно вращающейся
Галактики может в лучшем случае
быть лишь первым и очень грубым
приближением к истинному
пониманию нашей сложной галактической
системы. Наличие спиральных
рукавов, расширяющихся скоплений
и звездных потоков, неправильности
в распределении и движении звезд —
все это усложняет проблему. В то же
время эти явления могут оказаться
ключом к раскрытию прошлого и
будущего Галактики.
7
ЯДРО ГАЛАКТИКИ
До работ Шепли 1916—1919 гг. было
общепринято, что Солнце находится
недалеко от центра Галактики, что
по мере удаления от Солнца в любом
направлении звезд становится все
меньше и что диаметр всей системы
едва ли превышает 10 000 пс.
Огромная заслуга Шепли состоит в том, что
он показал, что Солнце и Земля
отнюдь не близки к центру
Галактики. Он привел убедительные
свидетельства существования
массивного ядра Галактики в направлении
звездных облаков в созвездии
Стрельца. По современным оценкам ядро
находится на расстоянии 10 000 пс
от Солнца. Кажущееся уменьшение
числа звезд во всех направлениях
от Солнца было позже объяснено
присутствием межзвездной поглощающей
среды, которая ослабляет свет
далеких звезд, вследствие чего они
кажутся более далекими, чем это есть
на самом деле. Наша Галактика
простирается за Солнце на расстояние
по крайней мере 5000 пс, и, таким
образом, общий диаметр
центрального диска Галактики составляет
2-15 000 = 30 000 пс. По принятым
оценкам полная масса Галактики
немного меньше 2-Ю11 масс Солнца,
а согласно модели М. Шмидта, точное
значение составляет 1,8 -1011 масс
Солнца. Около 5% полной массы
сосредоточено в области ядра
Галактики, а вся остальная масса,
по-видимому, довольно равномерно
распределена между сплюснутым диском,
внутренним по отношению к орбите
Солнца, и внешней сферической
короной Галактики. Ядро Галактики
представляет собой ее
гравитационный центр, управляющий движением
звезд в наших окрестностях. Сильная
концентрация массы в центре
Галактики определяет основные
характеристики ее вращения (табл. 4).
Совершенно ясно, что нам необходимо как
можно более детально изучить
область ядра Галактики.
В третьем издании этой книги,
вышедшем в 1957 г., мы посвятили
ядру Галактики лишь несколько
абзацев. Было ясно, что сам центр
скрыт от наших взоров плотным
поглощающим свет слоем.
Исследования в оптических лучах
периферийных объектов Галактики, в первую
очередь звезд типа RR Лиры, дали
довольно надежное значение
расстояния до центра Галактики, значение,,
которое к нашему удовольствию
подтвердилось результатами изучения
вращения Галактики. Плотный
поглощающий слой не позволяет
сфотографировать центр в обычном
голубом или видимом свете. Можно было
бы сделать некоторые предположения
о характерных особенностях
населения области ядра, которое,
по-видимому, большей частью состоит из
звезд населения II, но надежной
информации по этому вопросу не
было. В то время к нашим знаниям
о ядре уже много добавили
радиоастрономические исследования; был
обнаружен источник сильного
непрерывного радиоизлучения,
расположенный точно в той области, где,
согласно оптическим наблюдениям,
должен был находиться центр
Галактики. Были сделаны первые попытки:
150
Глава 7
проникнуть сквозь плотный
поглощающий слой, лежащий между
Солнцем и ядром Галактики, но никаких
определенных результатов они не
дали.
За последние два десятилетия
произошли значительные изменения.
Теперь область ядра можно
исследовать несколькими методами, в
первую очередь радиоастрономическим
и инфракрасным; можно полагать,
что исследования в рентгеновском
диапазоне в ближайшем будущем
дадут новые результаты. Не
исключено, что были зарегистрированы
гравитационные волны, исходящие
из области ядра; если эти
наблюдения подтвердятся, то это значит, что
ядро теряет массу с довольно
большой скоростью. В настоящее время
область ядра Галактики можно
наблюдать многими различными
способами.
Интерес к исследованию ядер
других галактик стимулировал
изучение ядра нашей собственной
Галактики. Нашла подтверждение идея
•советского астронома В. А. Амбар-
цумяна, что ядра галактик
представляют собой области, где происходят
мощные взрывные явления.
Некоторые из таких взрывов имеют
грандиозные масштабы и сопровождаются
выделением колоссального
количества энергии. Хотя поведение ядра
нашей Галактики, по-видимому,
довольно спокойное, в нем проявляются
эффекты прошлых и, возможно,
современных взрывов, изучение которых,
несомненно, позволит понять
подобные явления в более далеких
галактиках. Поэтому ядро нашей
Галактики заслуживает того, чтобы
специально посвятить ему отдельную
главу.
ОПТИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ
ОБЛАСТИ ЯДРА
Общая картина распределения
слабых звезд в полосе Млечного Пути
непосредственно подтверждает
гипотезу о том, что звездные облака
в Стрельце показывают направление
на центр Галактики. Фотографии,
сделанные с помощью паломарского
телескопа Шмидта, на которых видны
очень слабые звезды, свидетельствуют
о том, что нигде в полосе Млечного
Пути звезды не скучиваю гея в
больших количествах, чем в области
Стрельца. По многим причинам
поистине удивительно, что лишь после
работы Шепли астрономы начали
осознавать, что звездные облака в
Стрельце отмечают направление на центр
нашей Галактики. Эти облака
восхищают наблюдателей южного
полушария, которые видят их во всем
великолепии. Нигде Млечный Путь
не сверкает так ярко, как в Стрельце
и Скорпионе, и нигде больше не
кажется таким широким. Наблюдения
в телескоп только подтверждают наш
вывод о том, что облака в Стрельце
указывают направление на центр.
Эти факты известны давно, но никто
не взглянул на них
непредубежденным взглядом, пока Шепли не
отметил несколько простых обстоятельств.
К сожалению, еще мало известно
о звездном составе области ядра.
Оптические данные, не включающие
самого ядра (из-за галактического
поглощения света), очень неполны,
но в принципе они говорят о
присутствии в области ядра агломерата
старых звезд. Радиоастрономические
данные показывают, что в самом ядре
существует тонкий и весьма
турбулентный газовый диск, а также
группа источников радиоизлучения. Не-
Ядро Галактики
151
которые объекты центральной
области испускают сильное инфракрасное
излучение.
Самые прямые свидетельства того,
что в области ядра концентрируются
старые звезды населения II, были
получены в результате исследования
распределения звезд типа RR Лиры
вне шаровых скоплений. Вальтер
Бааде сфотографировал область на
расстоянии примерно 4° от
направления на центр Галактики, в которой
поглощение на удивление мало. Он
показал, что для этой области полное
фотографическое поглощение на
расстоянии 10 000 пс составляет лишь
немногим больше 2т. Выбор Бааде
был отличным. Последующие
исследования ван ден Берга показывают,
что поглощение в участке,
выбранном Бааде, составляет только 1,5т.
На этом участке, где мы,
по-видимому, глубже всего проникаем в
центральную область Галактики, Бааде
обнаружил среди слабых звезд
большое число переменных типа RR Лиры
и к своему удовольствию нашел
определенный максимум в числе этих
переменных при видимой звездной
величине т = 17,5. Этот максимум
значительно выше предела
пластинки, равного примерно т = 20. Внеся
поправки, учитывающие наилучшие
данные об общем фотографическом
поглощении, и приняв среднюю
абсолютную звездную величину равной
Мв = +0,5т, Арп находит, что
звезды типа RR Лиры встречаются
с максимальной частотой на
расстоянии 9500 пс от Солнца. Отметим, что
это значение очень близко к
значению расстояния между Солнцем
и центром системы шаровых
скоплений 10 000 пс. Значение расстояния
несколько больше первоначального
результата, полученного Бааде
и С. Гапошкиным, который помогал
Бааде при измерениях и анализе
исследований этих переменных звезд.
Поиск и исследования переменных
типа RR Лиры должны быть как
можно скорее проведены в других
сравнительно прозрачных областях
в Стрельце — Скорпионе. Такая
работа осуществляется сейчас под
руководством Плаута (астрономическая
лаборатория Каптейна, Нидерланды).
Первые результаты этих
исследований указывают на концентрацию
звезд типа RR Лиры на расстоянии,
меньшем, чем обычно принимается
для расстояния до центра Галактики,
8500 вместо 10 000 пс.
Многие типы звезд населения II
заметно концентрируются к центру
Галактики. В области Стрельца —
Скорпиона чаще, чем в других местах
Млечного Пути, встречаются долго-
периодические и полуправильные
переменные, а особенно — новые
звезды. Наблюдения в ближней
инфракрасной области спектра,
проведенные Нассау, ван Альбадой и Блан-
ко на обсерватории Уорнер — Суэзи,
а также Аро и его сотрудниками на
Мексиканской обсерватории в Тонан-
цинтла, показали, что у гигантов
позднего класса М (М5 и позже)
не обнаружено тенденции к скучи-
ванию, но что их число равномерно
увеличивается в направлении к
центру Галактики. Близкие результаты
были получены в южном полушарии
Генри и Эльске Смитами и Вестер-
лундом.
Другой группой объектов, весьма
интересных для рассматриваемых
проблем, являются планетарные
туманности. Планетарные туманности
представляют собой газовые оболочки
сравнительно небольших размеров,
в центре которых находится горячая,
152
Глава 7
по всей вероятности, старая звезда,
возможно бывшая новая.
Проведенные Минковским и Переком
исследования распределения планетарных
туманностей показали, что более слабые
объекты концентрируются в
основном в области Стрельца —
Скорпиона. В целом все звезды и связанные
с ними объекты с ярко выраженными
особенностями населения II в
необычно большом количестве
сосредоточены в области центра Галактики.
До сих пор нет единого мнения
о точном составе населения,
преобладающего в центральной области
нашего ближайшего соседа —
галактики в Андромеде, М 31. В 1957 г.
Морган и Мэйолл исследовали спектр
ядра М 31 и обнаружили в нем
сильные полосы циана, которые обычно
свидетельствуют о присутствии звезд-
карликов. После этого Спинрад и его
сотрудники (Калифорнийский
университет) проделали очень интересный
анализ спектров областей ядер нашей
Галактики и М 31. Большая
интенсивность линий D натрия в спектре
центра М 31 на первый взгляд
указывает на то, что там большинство
красных звезд класса М — это не
гиганты, а карлики. Однако более
вероятное объяснение состоит в том,
что звезды в центральных областях
нашей Галактики и М 31
представляют собой звезды особого класса,
спектры которых необычайно богаты
линиями металлов. Неудивительно,
пожалуй, если бы мы встретили
вблизи ядра звезды, состоящие в
основном не из водорода и гелия, а,
вероятно, образовавшиеся из
межзвездного газа, подвергшегося
ядерным превращениям на ранних
стадиях эволюции Галактики. Мы уже
отмечали, что взрывные явления
больших масштабов, вероятно,
характерны для ядер галактик, поэтому
с нашей стороны не будет слишком
смелым шагом предположить, что
вблизи центра Галактики в течение
очень длительного времени
продолжаются бурные ядерные реакции.
Различные данные указывают, что
в самом центре сравнительно меньше
газообразного водорода, чем в
областях, находящихся от него на
некотором расстоянии.
Мы должны ясно заявить, что
видимое большое звездное облако
в Стрельце скорее всего
представляет собой лишь край
обширного и плотного околоядерного
звездного облака. Еще в 1952 г. Бок
и ван Вейк показали, что в
направлении центра Галактики на
расстоянии 2000—3000 пс от Солнца имеется
большое количество поглощающего
свет вещества. Современные оценки,
основанные на инфракрасных
наблюдениях самого ядра, даютпрьближен-
ное значение для поглощения
видимого света между нами и центром
Галактики, близкое к 25—30ш. Это
означает, что в видимой части спектра
до нас доходит лишь примерно
1/1 000 000 000 000 доля света,
испускаемого ядром Галактики! Отсюда
следует, что вряд ли нам удастся
исследовать центр стандартными
методами астрономической фотографии.
РАДИОЦЕНТР
НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ
С того самого момента, когда было
обнаружено радиоизлучение,
приходящее к нам из далеких частей
Галактики, известно, что сильным
источником радиоволн является
центральная область Галактики. Еще в
пионерской статье середины 30-х годов
Ядро Галактики
153
Янский убедительно доказал, что
радиоизлучение приходит к нам от
общего направления на центр
Галактики. Центр Галактики является
заметной особенностью первых
радиокарт неба в непрерывном спектре,
опубликованных в 1944 г. Гротом
Рёбером, отметившим сильный
максимум в направлении облаков
в Стрельце. В 1951 г. Пиддингтон
и Миннет показали, что в Стрельце
находится мощный дискретный
источник радиоизлучения, который,
вероятно, указывает направление на
центр. Следуя им, мы назовем этот
источник Стрелец А. За прошедшие
годы было составлено много
радиокарт центральных областей нашей
Галактики. Одна из самых
известных, воспроизведенная на рис. 67,
показывает изофоты радиоизлучения
в непрерывном спектре на длине
волны 3,75 см по данным Даунса,
Максвелла и Микса. Центральная
область Галактики — это
конгломерат ряда отдельных источников,
для которых на рис. 67 указаны
галактические широта и долгота.
Считается, что самый сильный из всех
источников, названный Стрелец А,
указывает точное положение центра
Галактики. Помимо Стрельца А на
карте обозначены 7 других
источников.
Между свойствами Стрельца А
и этих 7 радиоисточников существует
интересное различие. Если мы будем
изучать распределение интенсивности
радиоизлучения в этих 7 источниках
на разных длинах волн, то найдем,
что все они в отличие от Стрельца А
сравнительно слабы на длинных
волнах. Уже одно это наводит на мысль,
что физические свойства 7
источников и Стрельца А весьма различны.
Анализ распределения
интенсивности 7 источников по длинам волн,
т. е. анализ их спектров, показывает,
что большинство этих объектов
излучает аналогично эффектным
эмиссионным туманностям, о которых будет
говориться в гл. 8; излучение этих
туманностей вызывается простым
процессом рекомбинации свободных
электронов и ядер водорода. Почему
мы не можем сфотографировать или
увидеть эти радиоисточники? Да
просто потому, что в визуальных лучах
они скрыты от наших взоров плотным
пылевым слоем, который на этих
длинах волн вызывает поглощение
от 25 до 30™. Однако непрерывный
спектр радиоизлучения от
Стрельца А весьма сходен с радиоспектрами
далеких внегалактических
радиоисточников и остатков сверхновых в
Галактике, таких, как Крабовидная
туманность. Такое излучение называют
синхротронным. Оно генерируется
лишь в сильных магнитных полях.
Источниками этого излучения
являются электроны, движущиеся с
очень большими скоростями по
винтовым траекториям вокруг
магнитных силовых линий. Радиоисточник
Стрелец А, отмечающий центр
Галактики, обладает всеми особенностями
объекта, подвергшегося сильному
взрыву.
Тонкая структура Стрельца А
в радиодиапазоне исследовалась Да-
унсом и Мартином, а также Эккер-
сом и Линден-Беллом. По-видимому,
этот источник состоит из двух
довольно больших источников:
Стрелец А восточный диаметром 150"
и Стрелец А западный диаметром 45",
а также третьего довольно
компактного источника диаметром лишь 10".
Размеры наименьшего из
зарегистрированных источников не
превышают 0,5 пс!
154
Глава 7
-G1.1 -0.1
- G0.9 + 0.1
.7 0.0 1
\ (Стрелец В)
|.5 0.0 J
О
G0.2 0.0
G0.0 0.0
(Стрелец А)
G0.6-0,1
Размер
диаграммы
направленности
17h43m 17h42m 17h41m17h40fr
Прямое восхождение 1950,0
7h39m
Рис. 67. Радиокарта области
галактического центра. Эта карта,
составленная Даунсом, Максвеллом и
Миксом, показывает распределение
источников радиоизлучения на длине
волны 3,75 см; получена с помощью
36-метровой Хайстэкской антенны
лаборатории Линкольна. Ширина
диаграммы антенны 4,2'. Контуры равной
яркости представляют антенные
температуры, прямо пропорциональные
интенсивности излучения в каждой точке.
Источник G 0.7 0.0 имеет галактическую
долготу 0,7° и галактическую широту
0,0°. (С разрешения журнала
«Astrophysical Journal».)
Ядро Галактики
155
Изучение непрерывного
радиоспектра — это лишь часть истории
изучения ядра Галактики. За
последние 20 лет центральные области
Галактики широко исследовались
также в радиолинии 21 см,
испускаемой нейтральным водородом. Эта
линия возникает при переходах атома
нейтрального водорода между
подуровнями сверхтонкой структуры,
энергия которых различается лишь
незначительно, и характеризуется
большой резкостью; покоящийся
нейтральный атом водорода
испускает излучение практически лишь
на одной длине волны. Если
излучающий атом водорода движется по
направлению к Земле либо от нее,
то длина волны будет несколько
короче или длиннее в соответствии с
обычным законом Доплера для лучевой
скорости. Если наблюдаемое
радиоизлучение данной интенсивности
несколько отклоняется от стандартной
длины волны, то мы знаем, что оно
возникает в облаке нейтрального
атомарного водорода, приближающемся
к наблюдателю или удаляющемся от
него с определенной скоростью.
Современные радиотелескопы отлично
оборудованы для исследования
лучевой скорости и интенсивности
излучения с длиной волны 21 см в любом
направлении на небе. Голландские
радиоастрономы, в частности Оорт
и Ругор, провели обширную работу
по изучению радиоизлучения с
длиной волны 21 см, исходящего из
области, включающей центр Галактики.
Наиболее поразительной деталью,
открытой ими на этой длине волны,
оказался расширяющийся спиральный
рукав, расположенный на расстоянии
около 3000 пс от центра Галактики
и движущийся наружу.
Нейтральный атомарный водород, интенсивно
излучающий на волне 21 см в
расширяющемся рукаве и находящийся
между Солнцем и Землей и центром
Галактики, приближается к нам со
скоростью около 50 км/с. Другую
часть рукава можно увидеть позади
центра. Она удаляется от нас со
скоростью 135 км/с. Не совсем ясно,
действительно ли эти две детали
составляют спиральный рукав или
кольцо, но очень многое говорит
о том, что эта деталь движется от
центра и первоначально была
выброшена из ядра нашей Галактики.
Приняв, что водород был выброшен
ядром, мы можем рассчитать, что взрыв
произошел 10—100 млн. лет назад,
т. е. сравнительно недавно по
космической шкале времени (от 0,04 до
0,4 космического года).
Одним из сильнейших аргументов
в пользу присутствия нейтрального
атомарного водорода между Солнцем
и Землей и центром Галактики
является линия поглощения с длиной
волны 21 см в радиоспектрах
большинства источников, изображенных
на рис. 67, включая и Стрелец А.
С центральной областью Галактики
связаны еще несколько важных
особенностей, обнаруживаемых на длине
волны 21 см. Одна из самых важных
из них — это быстро вращающийся
сплюснутый околоядерный диск,
состоящий из нейтрального атомарного
водорода, с внешним диаметром около
800 пс, который обращается вокруг
центра со скоростью более 200 км/с.
Кроме того, имеются свидетельства
в пользу существования мощных
выбросов нейтрального атомарного
водорода в направлениях от
центральной плоскости Галактики; такие
водородные облака можно наблюдать
в высоких галактических
широтах.
156
Глава 7
Некоторые области вблизи центра
Галактики оказались раем для
радиоастрономов, занимающихся поисками
новых линий молекул. В спектре
Стрельца А наблюдаются сильные
линии поглощения радикала ОН и
формальдегида Н2СО, лучевые
скорости которых дают еще одно
доказательство турбулентности газа в
центральной области Галактики. В самом
источнике Стрелец А, по-видимому,
нет никаких заслуживающих
внимания молекул; линии поглощения,
вероятно, образуются в облаках
между Землей и центром Галактики.
Представляется, что молекулы
предпочитают источник Стрелец В,
расположенный примерно в 40' к
северо-востоку от Стрельца А. На рис. 67
Стрелец А — мощный источник,
обозначенный GO.0 0.0, а Стрелец В —
G0.7 0.0 и G0.5 0.0.
Следует отметить, что и
наблюдения в рентгеновских лучах
начинают вносить свой вклад в изучение
ядра Галактики. Джиаккони, Гур-
ский, Брадт и др. обнаружили
несколько рентгеновских источников
в той части неба, где находится центр
Галактики. Вокруг Стрельца А
обнаружена обширная область
диаметром 2° с умеренным потоком
рентгеновского излучения, а также
источник инфракрасного излучения, о
которых мы расскажем ниже в данной
главе.
ИССЛЕДОВАНИЯ
В ИНФРАКРАСНОМ СВЕТЕ
В 1951 г. три советских астронома
А. А. Калиняк, В. И. Красовский
и В. Б. Никонов первыми проникли
сквозь космическую пыль и
наблюдали область ядра Галактики в
инфракрасных лучах. В 1959 г. Дюфэ
и Бертье во Франции открыли ряд
новых инфракрасных деталей. Новая
эра инфракрасных исследований
началась в 1968 г., когда Беклин и Нойге-
бауэр обнаружили, что инфракрасное
излучение из ядра Галактики
наблюдается на волне 2,2 мкм (22 000 А).
Самый интенсивный из
обнаруженных ими источников имеет диаметр
5', что на расстоянии центра
Галактики соответствует примерно 15 не.
В самом центре этого источника
находится маленький источник
диаметром лишь 15", т. е. меньше 1 пс.
Именно этот источник, по-видимому,
расположен вблизи Стрельца А. Эти
интенсивные источники выделяются
на обширном фоне инфракрасного
излучения. В ходе наблюдений был
обнаружен ряд других дискретных
источников.
Центральный источник
инфракрасного излучения подвергся довольно
детальному исследованию. Работы
Лоу, Клайнманна, Форбса и Омана
показали, что он имеет колоссальную
интенсивность на несколько более
длинных волнах — от 3 до 20 мкм.
Его интегральная светимость
эквивалентна светимости от одного до десяти
миллионов солнц, но самый
поразительный результат состоит в том, что
интенсивность источника на более
длинных волнах, особенно от 30 до
300 мкм, значительно выше, чем
можно было ожидать, исходя из
простой интерполяции результатов,
полученных при наблюдениях в
ближней инфракрасной области и на самых
коротких радиоволнах. Работа Рике
и Лоу принесла поразительный
результат: оказалось, что положение
источника радиоизлучения Стрелец А
очень мало отличается от положения
самого сильного источника
инфракрасного излучения. Стрелец А рас-
Ядро Галактики
157
положен примерно на 1,5" к востоку
от источника инфракрасного
излучения. На рис. 68 изображена
детальная карта области в центре Галактики,
составленная Рике и Лоу. Ширина
Рис. 68. Центр Галактики в инфракрасных
лучах с длиной волны 10,5 мкм. Эта карта,
составленная Рике и Лоу, охватывает лишь
очень малый участок неба, что видно при
сравнении вертикальной и горизонтальной
шкал со шкалами рис. 67. Участок ограничен
ближайшими окрестностями источника
диаграммы направленности их
радиотелескопа составляет около 5", и
построенная ими карта на длине волны
10,5 мкм имеет точность 2"!
Отождествление и измерение
источников инфракрасного излучения,
наблюдаемых в диапазоне между
самыми короткими радиоволнами и
обычной ближней инфракрасной
областью,— дело нелегкое. По всей
вероятности, было обнаружено еще
несколько источников инфракрасного
излучения. Ричард Кэппс составил
интересную современную карту
(рис. 69). На ней изображены вместе
главные источники радио- и
инфракрасного излучения. Особенность
Стрелец А. Ширина диаграммы
направленности при этих наблюдениях
составляла 5,5". Изображены контуры
одинаковой яркости. Видно не меньше
четырех источников. (С разрешения
журнала «Astrophysical Journal».)
этой карты — обширный источник
излучения на длине волны 100 мкм,
открытый и исследованный Хоффман-
ном, Фредериком и Эмери; он
представляет собой фон, на котором
наблюдаются более интенсивные
источники.
Ядра нашей Галактики и
галактики Андромеды, М 31, удивительно
похожи друг на друга. В
инфракрасных лучах у обеих галактик резко
очерчена область ядра. Удивительно
-28°59
00"
40'
§ 20"
30'
Размер
диаграммы
направленности
31s 29s 17h42™28s
Прямое восхождение 1950,0
158 Глава 7
-G 1.1-0.1
/о\ Ш
G0.9 + 0.1
G0.7 0.0
\&
-GO.5 0.0
Динамический центр_
Точечный источник;
-G0.2 0.0
.G0.1 0.0
-0°
.G0.0 0,0
(Стрелец А)
Микроволновое фоновое излучение/
Далекий источник инфракрасного излучения/
,G-0.6-0.1
17h46n
44m 4'^m
Прямое восхождение 1950.0
j_
17h40nl
Ядро Галактики
159
сходно также распределение
интенсивности на волне 2,2 мкм в пределах
40 пс от центра. Однако в М 31 нет
источника, подобного сильному
радиоисточнику Стрелец А. В 1970 г.
Рубин и Форд провели детальнейшее
сравнение двух галактик и
показали, что динамически и физически
обе они, включая и их ядра,
совершенно идентичны друг другу.
Например, резко очерченное ядро галактики
М 31 имеет диаметр около 2", т. е. 8 пс,
что сравнимо с размером
инфракрасного ядра нашей Галактики.
Возможно, что богатые металлом звезды-
гиганты Спинрада являются
источниками ближнего инфракрасного
излучения на волне 2,2 мкм,
обнаруженными Беклином и Нойгебауэром.
По поводу происхождения
сильного инфракрасного излучения,
исходящего из ядра Галактики, было
высказано много гипотез. Сходство
центральных областей нашей Галактики
и М 31 в ближней инфракрасной
области (на волне длиной 2,2 мкм), а также
спектральные свойства,
установленные Морганом, Мэйоллом и Спинра-
дом, свидетельствуют о важной роли
большого количества богатых метал-
Рис. 69. Источники инфракрасного и
радиоизлучения вблизи центра Галактики.
Эта карта, составленная Ричардом
Кэппсом, представляет собой продолжение
рис. 67. Вытянутый контур — результат
наблюдений Хоффманна, Фредерика и
Эмери на волне 100 мкм. Квадратами
отмечены положения двух вторичных
источников. Пунктирными окружностями
обозначены положения источников
инфракрасного излучения, наблюдавшихся
Беклином и Нойгебауэром на волне 2,2 мкм.
Источники, зарегистрированные Оманом и
Лоу, отмечены большими крестами. (С
разрешения Национальной обсерватории
Китт-Пик.)
лом звезд-гигантов. В настоящее
время самое простое и разумное
объяснение мощного инфракрасного
излучения, исходящего
непосредственно из ядра нашей Галактики,
принадлежит Лоу. Он считает, что
мы наблюдаем здесь комплекс
эмиссионных туманностей и горячих
звезд, окутанных плотным облаком
космической пыли. В этом случае
наблюдаемое нами инфракрасное
излучение испускается плотными
пылевыми облаками, а находящееся
глубоко внутри них раскаленное
вещество мы так и не видим.
Исследование центральных
областей Галактики только началось.
Сначала область центра Галактики
казалась большей частью недоступной
наблюдателю, теперь же она
подвергается исследованиям на многих
длинах волн. Долгое время казалось, что
оптическими средствами мы сможем
исследовать только периферийные
области центра. Однако новые
инфракрасные методы позволили
проникнуть сквозь космическую пыль и
увидеть истинное ядро центральной
области. Богатейший материал
предоставляют данные радионаблюдений. У нас
есть теперь надежные и подробные
карты источников непрерывного
излучения; исследования на волне 21 см
и в молекулярных линиях помогают
отделить то, что находится в центре,
от объектов, находящихся перед ним
и за ним. Было зарегистрировано
высокоэнергичное гамма-излучение,
идущее от полосы Млечного Пути
и показывающее широкий максимум
в направлении на центр Галактики.
Еще только начинают рассказывать
свою историю гравитационные волны.
Нет сомнения, что центр Галактики
стоит наблюдать!
8
МЕЖЗВЕЗДНЫЙ ГАЗ
ЭМИССИОННЫЕ ТУМАННОСТИ
Многие наши читатели, возможно,
видели в телескоп большую
туманность в созвездии Ориона. Мягкий
зеленоватый оттенок туманной массы,
постепенно слабеющий к ее краям,
разбросанные по ней неподвижные
тени, местами размытые, а кое-где
резко очерченные, мерцающие
подобно бриллиантам четыре близко
расположенные друг к другу звезды
Трапеции — все это создает картину
поразительной красоты (рис. 70). Ни
один телескоп не смог разделить на
звезды эту сверкающую массу, а
спектральные данные показывают,
что это — туманное облако газа,
светящееся под действием излучения
его центральных звезд. Что же
вызывает свечение такой туманности?
В спектре туманности Ориона
имеются яркие линии, среди которых
преобладают линии водорода,
ионизованного кислорода и гелия.
Туманности, подобные туманности
Ориона,— не самосветящиеся. Почти
полвека назад Хаббл показал, что в
непосредственной близости от каждой
диффузной туманности, спектр
которой сходен со спектром туманности
Ориона, расположена очень горячая
звезда.
Физическая теория, объясняющая
причину свечения таких
туманностей, очень проста. Плотность и
давление в туманностях так малы, что
по нашим земным представлениям
любую из них можно считать ПОЛ-
Рис. 70. Туманность Ориона.
(Фотография сделана на рефлекторе
Кроссли Ликской обсерватории.)
ным вакуумом. В наших физических
лабораториях атом никогда не
остается в одиночестве на какой-то
промежуток времени: он либо
непрерывно сталкивается с другими атомами,
либо натыкается на стенки сосуда.
Если мы хотим наблюдать атомные
процессы в их величественной
простоте, то должны обратиться к
диффузным туманностям или облакам
межзвездного газа, где атомы
находятся в уединений достаточно долго,
не испытывая чрезмерного
беспокойства.
Атомы газа в туманностях
неторопливо бомбардируются излучением
погруженных в него звезд.
Единственными квантами света, которые
могут привести атом в возбужденное
состояние, являются кванты высокой
частоты, в избытке излучаемые бело-
голубыми звездами спектральных
классов О и В. Большинство квантов
низкой частоты свободно проходит
через газ, не возбуждая его или
вызывая лишь незначительное
возбуждение. Если квант очень высокой
частоты, т.е. коротковолновый,
столкнется с нейтральным атомом, то он
может передать атому достаточное
количество энергии, чтобы вызвать
отрыв электрона. Тогда атом
перестает быть электрически
нейтральным и приобретает положительный
заряд — становится ионом, а сам
этот процесс называется
фотоионизацией. Электрон приобретает
свободу и в одиночку отправляется
в путешествие по межзвездному
пространству.
Что подстерегает свободный
электрон? Обладая отрицательным заря-
162
Глава 8
©;
Рис. 71. Излучение линий серии Балъмера
диффузной туманностью. Окружности
представляют собой относительные
энергетические уровни электрона в атоме
водорода, причем 1 — наинизший
энергетический уровень, или уровень
Лаймана, 2 — уровень Балъмера, 3 —
уровень Пашена и т. д. Серии Балъмера и
Лаймана изображены стрелками,
представляющими соответственно
переходы с более высоких уровней на уровни
Балъмера и Лаймана. Стрелки А, В и С
указывают, каким образом электрон может
быть захвачен протоном, чтобы образовать
нейтральный атом на уровне Балъмера.
В случае А электрон захватывается
сразу на уровень Балъмера, и в результате
излучается квант б аль мер о веко го
континуума. В случаях В и С захват
происходит на 5-й уровень и сопровождается
излучением инфракрасного кванта в
континууме для 5-го уровня. В случае В
захват электрона сопровождается прямым
переходом на уровень Балъмера и излучением
в линии Ну. В случае С сначала происходит
переход с 5-го на 3-й уровень, а затем
переход на уровень Балъмера с излучением
линии Нос. Электрон в атоме водорода
остается на уровне Балъмера в течение
1/100 000 000 доли секунды, а затем
переселяется на наинизший уровень, или
уровень Лаймана.
Межзвездный газ
163
дом, электрон склонен к тому, чтобы
присоединиться к первому
попавшемуся положительному иону, но вскоре
обнаруживает, что таких ионов очень
мало. Наш положительный ион
испытывает такие же затруднения при
поисках свободного электрона,
который возвратил бы его в нейтральное
состояние. Ионизованный атом
может путешествовать по туманности
многие дни или месяцы, прежде чем
он встретит свободный электрон,
чтобы нейтрализовать свой заряд. В
межзвездных «лабораториях» физические
процессы протекают медленно и
лениво. Атом в недрах звезды или
в земных физических лабораториях
испытывает постоянные толчки и
удары. Атомы же в туманностях живут
в одиночестве в безмятежном
спокойствии, и им это нравится.
Иногда положительно
заряженный ион захватывает один из
свободных электронов. Допустим, что
захват произведен ионом водорода,
т.е. протоном. Согласно
современной атомной теории, атом
нейтрального водорода имеет лишь
ограниченное число разрешенных орбит,
по которым электрон может
двигаться вокруг протона (рис. 71). Каждая
такая орбита характеризуется
определенной энергией. Когда протон
захватывает электрон, последний
может оказаться на любой из
разрешенных орбит атома теперь
нейтрального водорода. Если
произойдет захват на самую близкую к ядру
орбиту — орбиту с наименьшей
энергией, то «представление» будет очень
кратковременным, практически
мгновенным. В результате такого
захвата будет испущен
ультрафиолетовый квант. Однако часто свободный
электрон захватывается на одну из
орбит с более высокой энергией.
Атом водорода может оставаться в
этом возбужденном состоянии лишь
небольшую долю секунды, а затем
немедленно следует серия переходов
захваченного электрона с одной
орбиты на другую все более низкой
энергии. В конце концов в
результате такого каскадного перехода
электрон оказывается на орбите с
наименьшей энергией, где и остается до
тех пор, пока следующий
ультрафиолетовый квант, попавшийся на
пути, не произведет новой серии
разрушений и воссоединений. Во время
этого каскадного процесса при
каждом переходе выделяется квант света.
Не исключено, что будет испущен
квант, соответствующий одному из
бальмеровских переходов, т.е.
переходу с более высокого
энергетического уровня на основной уровень
с квантовым числом п = 2. Линии
Бальмера в диффузных туманностях
возникают при таких внутренних
перестройках нейтрального атома,
которые происходят сразу после
захвата протоном свободного электрона.
Красивые и эффектные
эмиссионные туманности, подобные большой,
туманности в Орионе или известной:
туманности вблизи г] Киля,
представляют собой заметные сгущения
в разреженной среде межзвездного
газа, занимающего обширные
области пространства между звездами
в центральной плоскости Млечного
Пути или около нее, особенно в
спиральных рукавах. По различным
причинам эта газовая среда становится
доступной наблюдениям.
Современные фотографические и
спектрографические методы позволили
зарегистрировать слабые внешние области
больших туманностей и обнаружить
кое-где очень обширные и очень
слабые эмиссионные туманности, кото-
164 Глава 8
Межзвездный газ
165
рые прежде не были замечены.
Присутствие межзвездного газа можно
обнаружить также по некоторым
резким линиям поглощения,
наблюдаемым в спектрах далеких звезд.
Наконец, новые данные стала доставлять
нам радиоастрономия, а в самое
последнее время орбитальные
астрономические обсерватории. Интерес
к изучению эмиссионных
туманностей возрос благодаря открытию Ба-
аде, нашедшего, что спиральные
рукава далеких галактик вне системы
Млечного Пути легче всего
прослеживаются именно по этим объектам.
Если нам удастся найти эмиссионные
туманности в системе Млечного Пути
и определить их истинные
расстояния от Земли, то мы сможем
проследить спиральные рукава нашей
собственной Галактики.
СОДЕРЖАНИЕ
ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ
В ТУМАННОСТЯХ
Из нашего введения может
сложиться впечатление, что единственным
элементом, присутствующим в
межзвездном пространстве и в эмиссион-
Рис. 72. Туманность Ориона в инфракрасном
свете. Фотография ясно показывает
заметную концентрацию очень красных
звезд в области газовой туманности.
Сравнение с рис. 70 выявляет много
интересных особенностей. Резкие лучи,
отходящие от звезды, являются
следствием дифракции света на различных
опорах в трубе телескопа. Светлое кольцо
вокруг черного кружка возникает при
отражении света звезды от обратной
стороны фотографической пластинки.
(Увеличено с гипер сенсибилизированной
инфракрасной фотографии Аро, полученной
на телескопе Шмидта обсерватории
Тонанцинтла.)
ных туманностях, является водород,
однако это не так В значительном
количестве встречаются атомы
гелия, а по свойственным туманностям
спектральным линиям азота,
кислорода, неона и некоторых более
тяжелых элементов, находящихся в
различных стадиях ионизации, можно
сделать вывод о присутствии также
и других элементов. Первые оценки
относительного содержания
химических элементов в межзвездном
пространстве были сделаны Данхемомг
а впоследствии более точные данные
опубликовали Стрёмгрен и Ситон.
Сравнительно недавно были
проведены многочисленные определения
относительного содержания
химических элементов, выполненные
большей частью Аллером и его
сотрудниками, а также Д. Фолкнером и
Элен Диккель, Матисом и Г. М.
Джонсоном. Хотя туманности несколько
отличаются друг от друга, в среднем
можно сказать, что на каждые
10 000 атомов водорода приходится
1200 атомов гелия, 1—2 атома азота,
3—4 атома кислорода, 1 атом неона,
1 атом серы и меньшее число более
тяжелых атомов, например железа
и хлора. Химик-аналитик, исследуя
межзвездное пространство, пришел
бы к выводу, что межзвездный газ —
это в основном смесь атомов водорода
и гелия со следами примесей!
Сходное относительное
содержание химических элементов найдено
в эмиссионных туманностях
Большого Магелланова Облака и соседних
спиральных галактиках М 31 и М 33.
Интересно сравнить относительное
содержание элементов, находящихся
в звездах, в эмиссионных
туманностях и в межзвездном газе. В начале
1973 г. Спитцер, Мортон и их
сотрудники сообщили, что в межзвездном
166
Глава 8
Рис. 73. Спектры, полученные с
объективной призмой в области вблизи
туманности Ориона. Эта область
находится в нижнем правом углу рис. 70 и 72
(наклонена). Для получения этой
фотографии Аро (обсерватория
Тонанцинтла) использовал эмульсию,
чу ест вит е льну ю к красным лучам. Отметки
(сделанные Аро) указывают звезды с
балъмеровской линией излучения На.
пространстве тяжелые элементы —
магний, фосфор, хлор и марганец —
встречаются в 4—10 раз реже, чем
на Солнце. Эти результаты были
получены по наблюдениям,
выполненным на «Орбитальной
астрономической обсерватории-3»— знаменитом
спутнике «Коперник». Наблюдения
показывают, что тяжелые элементы
с большей вероятностью, чем легкие,
поглощаются космической пылью.
На Земле значительно меньше
водорода и гелия по сравнению
с другими элементами, чем на Солнце
и в межзвездном пространстве.
Причину этого понять легко. В то время,
когда формировалась Земля, легкий
водород и большинство атомов гелия
двигались достаточно быстро, чтобы
покинуть гравитационное поле про-
тоземли. Более тяжелые атомы не
могли преодолеть этого притяжения.
На Земле водород остался только
в составе молекул, которые были
достаточно тяжелы, чтобы
сохраниться в коре и атмосфере. Следы гелия
сохранились в верхних слоях земной
атмосферы.
ОПТИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ
ЭМИССИОННЫХ ТУМАННОСТЕЙ
В 1937 г. О. Струве и Элви соорудили
на обсерватории Мак-Дональд
(Техас) на склоне горы спектрограф, спо-
Межзвездный газ
167
собный зарегистрировать
спектральные линии очень слабых и обширных
эмиссионных туманностей, о
существовании которых ранее и не
подозревали. Позднее оказалось
возможным сфотографировать эти и другие
до того не известные туманности
с помощью высокочувствительных к
красным лучам эмульсий и
специальных цветных фильтров. Процесс
прямого фотографирования с фильтрами
в принципе очень прост. Прежние
попытки сфотографировать очень
слабые эмиссионные туманности
оказывались неудачными из-за того, что
яркий фон неба вуалировал
фотографические пластинки, прежде чем
такие туманности создавали на
эмульсии изображения, достаточные для
их обнаружения. Астрономы
рассуждали следующим образом: если бы им
удалось избавиться от влияния фона
неба, не ослабляя значительно свет
туманностей, то они могли бы тогда
делать продолжительные экспозиции
с чувствительными камерами и тем
самым регистрировать слабые
туманности. Следует помнить, что
туманности светятся в нескольких вполне
определенных спектральных линиях,
а вуаль на фотографиях
производится большей частью смешанным
светом всех длин волн, излучаемых
тысячами слабых звезд, и частично —
специфическим свечением ночного
неба. Правильным подбором цветных
фильтров с узкими полосами
пропускания можно задержать свет
звездного фона, кроме ничтожной его
доли, приходящейся на полосу
пропускания фильтров, а также
избавиться от большей части свечения
ночного неба; при этом свет одной
из линий излучения туманности
будет проходить почти без ослабления
(рис. 74). На практике такие
избирательные фотографии легче всего
получить в линии излученияо
водорода На с длиной волны 6563 А в
красной части спектра. Самым
эффективным фильтром является красный
фильтр фирмы Корнинг в
комбинации с каким-либо
интерференционным фильтром с узкой полосой
пропускания. В работах такого рода
до сих пор успешно применялся
фильтр, пропускающий около 90%
света туманности в линии На и
задерживающий почти все излучение
за пределами полосы шириной 50 А
с центром в На. С такими фильтрами
и самыми чувствительными к
красным лучам пластинками фирмы Ист-
мен-Кодак стали возможны
экспозиции продолжительностью до 4
часов на камерах с относительным
отверстием 1,5.
Поиски слабых протяженных
туманностей оказались настолько
плодотворными, что за последние
годы в этой работе приняло участие
много обсерваторий. В Советском
Союзе Г. А. Шайн и В. Ф. Газе на
Симеизской обсерватории в Крыму,
а также В. Г. Фесенков в Алма-Ате
впервые получили фотографии,
показывающие волокнистую структуру,
характерную для больших областей
в северной части Млечного Пути.
Во Франции в этом же направлении
работали Куртэ и Дюфэ, а в США
наилучшие фотографии были сняты
на Йеркской и Мак-Дональдской
обсерваториях впервые в 1952 г.
У. Морганом, Шарплессом и Остер-
броком и позднее Морганом, Стрём-
греном и Г. М. Джонсоном. Была
исследована также южная часть
Млечного Пути; первые такие
наблюдения этой половины Млечного
Пути, наиболее богатой
эмиссионными туманностями, были произведены
168
Глава 8
Рис. 74. Область туманности «Северная
Америка», составленная из двух фотографий.
Левая фотография сделана на пластинке,
чувствительной к красным лучам, и
показывает туманность почти целиком
в свете линии водорода На. Правая
фотография снята на эмульсии,
чувствительной к инфракрасным лучам,
и с фильтром, поглощающим свет линии
На. Следует отметить полное отсутствие
яркой туманности на правой фотографии.
Обратите внимание на то, что форма
«североамериканского континента»
образуется темной туманностью,
особенно в «Мексиканском заливе» и в
«Северной Атлантике». На левой
фотографии справа от туманности
«Северная Америка» видна известная
туманность «Пеликан». (Фотография
Дюфэ, обсерватория Верхний Прованс.)
Гамом в Австралии, Боком, Бестером
и Уэйдом, а также Коудом и Хоуком
на Бойденской станции в * Южной
Африке. Самый лучший из
имеющихся атласов южной части
Млечного Пути —«Атлас в лучах На
обсерватории Маунт-Стромло» —
представляет собой плод объединенных
усилий Роджерса, Кэмпбелла, Уай-
тоука, Бейли и Ханта. Атлас
охватывает полосу южного Млечного
Пути шириной 30°, тянущуюся от
Сириуса к звездному облаку в Щите
(рис. 3). До сих пор еще не
существует сравнимого с ним атласа для
северной части Млечного Пути. Вся
эта работа, выполненная со
сравнительно небольшими
широкоугольными камерами, дала в результате
довольно подробные карты областей
неба, в которых эмиссионные
туманности, в том числе и очень слабые,
занимают значительные площади на
небе.
Однако линейные масштабы
фотографий, полученных на небольших
патрульных камерах, слишком малы,
чтобы во всех деталях раскрыть
структуру каждой туманности, и
некоторые мелкие особенности остаются
необнаруженными. Поэтому для
изучения всех деталей структуры
применяются большие телескопы со
сравнительно малым относительным
отверстием (и, следовательно,
большой светосилой). Очень полезными
для составления карт северной и
Межзвездный газ
169
Рис. 75. Яркая веерообразная туманность
в Киле. Газовая туманность NGG 3581,
сфотографированная в красном свете с
помощью телескопа Арма — Дансинк —
Гарвард Бойденской обсерватории.
южной половин Млечного Пути
оказались 48-дюймовый телескоп
Шмидта Паломарской обсерватории и 32-
дюймовый телескоп Бейкера —
Шмидта Бойденской станции, известный
под названием телескопа Арма —
Дансинк — Гарвард. На
24-дюймовом телескопе Кертиса — Шмидта
Мичиганского университета,
установленном сейчас на Межамериканской
обсерватории Черро-Тололо в Чили,
и 20-дюймовом шведском телескопе
Шмидта на обсерватории Маунт-Стро-
мло в Австралии проделана
эффективная работа по фотографированию
южного полушария неба
широкоугольными камерами. К южному
арсеналу добавляются два телескопа
Шмидта с большой апертурой и один
широкоугольный рефлектор:
40-дюймовый телескоп Шмидта Европейской
южной обсерватории в Ла-Силла
(Чили), 48-дюймовый английский
телескоп Шмидта обсерватории Сайдинг-
Спринг и 100-дюймовый рефлектор
обсерватории Хэйла в Лас-Кампанас
в Чили.
Пока еще нет полного каталога
эмиссионных туманностей,
зарегистрированных во время работы на
телескопах Шмидта в южном
полушарии, но проведена большая работа
на основе Паломарского атласа.
Самый обширный каталог был
опубликован Б. Т. Линде во время ее
работы на обсерватории Стюарда. Ее
список содержит почти 1200
объектов и охватывает всю полосу
Млечного Пути, за исключением самого
южного квадранта (галактическая
долгота от 250 до 340°). Фотография,
170
Глава 8
полученная с помощью телескопа
Шмидта, покрывает площадь неба,
примерно в 100 раз большую, чем
полная Луна, и все же масштаб
фотографии достаточен для выявления
деталей структуры в волокнах
туманности.
Наконец, для полноты картины
мы обращаемся к большим
рефлекторам, которые раскрывают наиболее
выделяющиеся туманности во всем
их великолепии. Телескоп Хэйла
диаметром 200 дюймов и 100-дюймовый
телескоп Хукера обсерватории Пало-
мар и Маунт-Вилсон, а также 120-
дюймовый Ликский рефлектор
являются наилучшими из имеющихся в
северном полушарии телескопов для
фотографирования туманностей. В
южном же полушарии самые
крупные инструменты — 74-дюймовые
рефлекторы Радклиффской
обсерватории в Южной Африке и
обсерватории Маунт-Стромло в Австралии.
Сейчас строятся еще четыре
больших рефлектора. К исследованиям
северного полушария неба уже готов
158-дюймовый рефлектор Мэйолла
Национальной обсерватории Китт-
Пик. Для южного полушария
строятся три больших телескопа: 158-
дюймовый рефлектор
Межамериканской обсерватории Черро-Тололо в
Чили, 150-дюймовый
англо-австралийский рефлектор обсерватории
Сайдинг-Спринг в Австралии и 140-
дюймовый рефлектор Европейской
южной обсерватории в Чили. На
все эти инструменты мы возлагаем
большие надежды!
До сих пор оптические поиски
слабых протяженных эмиссионных
областей были сосредоточены
главным образом на объектах, светящихся
в красной линии водорода На. В
начале этой главы мы отметили, что
линия На возникает обычно при
захвате свободного электрона
отдельным протоном. Поскольку этот
процесс преобладает, наблюдаемая
линия На указывает на присутствие
ионизованных атомов водорода
(протонов), участвующих в процессе
рекомбинации. На профессиональном
языке астрофизиков сильно
ионизованные облака водорода называются
областями НИ. Этот термин был
впервые введен Стрёмгреном,
который показал, что области НИ
должны быть сосредоточены вокруг звезд
классов О и В, испускающих
мощное ультрафиолетовое излучение,
способное ионизовать окружающий
их межзвездный водород. Стрёмгреы
установил, что при средней
концентрации межзвездного водорода
порядка 1 атом водорода на 1 см3
ультрафиолетовое излучение звезды
класса ВО способно ионизовать весь
водород в сфере радиусом 30 пс
вокруг звезды. При такой же
концентрации водорода очень горячая
звезда класса О может произвести
полную ионизацию в пределах сферы
радиусом 200 пс, образовав
водородную эмиссионную туманность
поистине гигантских размеров. При
переходе к более холодным звездам
поток ультрафиолетового излучения
и связанная с ним ионизующая
способность быстро уменьшаются.
Звезда класса АО с еще сравнительно
высокой температурой поверхности
11 000 К, по-видимому, способна
вызвать ионизацию газа в сфере
радиусом лишь 0,3 пс, а более холодные
звезды вообще не в состоянии
заметно ионизовать водород. Не
удивительно поэтому, что вблизи почти каждой
области НИ можно найти звезду
Межзвездный газ
171
класса О или В или скопление таких
звезд, присутствие которых,
собственно, и вызывает излучение
туманности.
В действительности существуют
две разновидности областей
межзвездного водорода: области НИ и
области HI. Последние содержат в
основном водород в нейтральном
атомарном состоянии, а в областях НИ
большая часть атомов водорода
ионизована. В областях НИ поток
ионизующего ультрафиолетового
излучения соседних звезд сравнительно
велик, и электроны отрываются во
время ионизации с такими большими
скоростями, что температура
межзвездного газа достигает по порядку
величины 10 000 К. В областях HI
ионизация не играет большой роли,
ж в них нет процессов, при которых
межзвездные атомы могли бы достичь
высоких скоростей, свойственных
областям НИ. По вычислениям Спит-
цера и Саведова, скорости
межзвездных атомов в областях HI
соответствуют температуре 60 К по
абсолютной шкале, или почти —213° по
шкале Цельсия.
В последние годы делается все
больший упор на изучение лучевых
скоростей эмиссионных туманностей
и распределение лучевых скоростей
внутри них. Долгое время для
измерения лучевых скоростей
применялся стандартный оптический метод,
при котором использовались щелевые
спектры, полученные на больших
рефлекторах и рефракторах. Этим
методом Райт провел оригинальные
наблюдения на Ликской обсерватории.
По мере совершенствования
спектрографов стало возможно получать
данные о лучевых скоростях для
значительно более слабых областей
НИ. К числу самых замечательных
исследований в этой области,
сделанных в середине 60-х годов, относится
работа Дж. С. Миллера (Висконсин-
ский университет), который
пользовался чувствительным щелевым
спектрографом, установленным на 36-
дюймовом рефлекторе обсерватории
Китт-Пик. Он получил данные для
36 областей НИ большей частью
в северных районах Млечного Пути.
Эти данные о лучевых скоростях
играют важную роль в исследовании
спиральной структуры нашей
Галактики.
Оптические измерения слабых
областей НИ стали возможны
благодаря методу получения
интерференционной картины Фабри — Перо. Этот
метод был разработан для
исследований областей НИ главным образом
Куртэ и его сотрудниками — Крю-
вейе и Моннэ, а также супругами
Жоржеленами. Большая часть
работы была проделана во Франции на
обсерватории Верхний Прованс,
часть — на наблюдательной
станции в Южной Африке, а последние
наблюдения — на Европейской
южной обсерватории в Чили. Было
измерено свыше 4000 отдельных
лучевых скоростей, и теперь имеются
данные о лучевых скоростях для
200 областей НИ. Фотографические
методы, разработанные и
примененные французскими астрономами,
сейчас используются М. Смитом для
фотоэлектрических исследований на
обсерваториях Китт-Пик и Черро-
Тололо. Метод сканирования
позволяет наблюдателю получать
непосредственно у телескопа распределение
интенсивности в профиле
эмиссионной линии, что не только дает
среднюю лучевую скорость туманности,
172
Глава 8
Рис. 76а. Млечный Путь в Скорпионе в Туманности являются частью внутреннего
свете линии На. Схематическая карта, спирального рукава системы Млечного
приведенная на рис. 766, указывает Пути. (Снимок получен камерой Перкин—
положения основных газовых туманностей Цейсе Бойденской обсерватории.)
в этой области Млечного Пути.
Межзвездный газ
173
/И 31800
Север
О 318 00 а
300 00
о
зооооо
( 299 02 J
Рис. 766. Схематическая карта к рис. 76а.
Сплошными линиями отмечены основные
эмиссионные туманности, показанные на
рис. 76а; пунктирная линия дает внешнюю
границу различимой туманности. Числа
указывают положения деталей в старой
системе галактических координат; для
перехода к употребляемой ныне системе
галактических координат к данной
галактической долготе необходимо
прибавить 33°. Первые три цифры—
долгота, последние две — широта;
подчеркнуты отрицательные широты.
Часть спирального рукава Стрельца можно
проследить по диагонали от левого
верхнего к правому нижнему углу схемы.
Рис. 77. Млечный Путь в Скорпионе;
излучение линии На исключено. Фотография
охватывает точно ту же область Млечного
Пути, что и изображенная на рис. 76а,
но здесь использован фильтр Бэрда с узкой
полосой пропускания, поглощающий
практически все излучение в линии Нсг.
Эмиссионные туманности либо
отсутствуют, либо очень слабы. (Снимок
получен камерой Перкин—Цейсе Бойденской
обсерватории).
Межзвездный газ
175
Рис. 78. Туманность в Наугольнике. (С
фотографии Вестерлунда, полученной с
помощью телескопа Шмидта Уппсалъской
обсерватории.)
но также обеспечивает получение
данных о распределении лучевых
скоростей внутри наблюдаемой части
туманности. Средняя лучевая
скорость представляет собой очень
полезную кинематическую информацию
для изучения спиральной структуры
Галактики, а по распределению
лучевых скоростей мы можем многое
узнать о физических условиях,
создаваемых возбуждающей звездой
внутри туманности.
МЕЖЗВЕЗДНЫЕ ЛИНИИ
ПОГЛОЩЕНИЯ
Присутствие межзвездного газа
выдают не только характерные яркие
линии в спектрах эмиссионных
туманностей, но и некоторые резкие
и узкие линии поглощения,
найденные в спектрах многих далеких
звезд. Открытие таких линий
поглощения относится к 1904 г., когда
немецкий астроном Гартманн
показал, что линия поглощения К
ионизованного кальция (длина волны
3933 А) в спектре звезды б Ориона
ведет себя очень своеобразно. Звез-
176
Глава 8
да б Ориона — спектрально-двойная
голубая звезда класса ВО. Однако
Гартманн установил, что длина
волны линии К совсем не меняется
с периодом изменения блеска. Линии
водорода и гелия в спектре б
Ориона — широкие и размытые, а линия К
всегда остается резкой и четкой.
Гартманн назвал эту линию
«стационарной» линией кальция,
поскольку она не смещалась в спектре из-за
лучевой скорости в отличие от
других спектральных линий двойной
звезды.
С тех пор стационарные линии
кальция были открыты в спектрах
многих звезд ранних спектральных
классов. В 1919 г. Хегер и Райт
(Ликская обсерватория) обнаружили,
что в спектрах некоторых звезд
ранних классов кроме стационарной
линии кальция имеются также сильные
стационарные линии натрия. Во всех
случаях эти линии были резкими
и отчетливыми.
Предположение о межзвездном
происхождении этих линий
поглощения было впервые высказано Слай-
фером в 1909 г., но оно, к сожалению,
не привлекло должного внимания,
и в течение 15 последующих лет
взгляды Слайфера не были
общепринятыми. Сначала считали, что
стационарные линии образуются
непосредственно вблизи звезд, в
спектрах которых они обнаруживаются.
Исследования Пласкетта и Струве
доказали, что это объяснение
неправильно. В дальнейшем
теоретические работы, особенно
выполненные Эддингтоном и Росселандом,
привели к выводу, что стационарные
линии кальция, естественно,
наблюдались бы в тех случаях, если бы
в межзвездном пространстве
находился какой-нибудь газ. Все имевшиеся
свидетельства не оставляли
сомнений в межзвездном происхождении
стационарных линий, и с 1930 г. их
обычно называют межзвездными
линиями.
Адаме и Данхем (обсерватория
Маунт-Вилсон) нашли, что
межзвездные линии поглощения образуются
не только ионизованным кальцием
и нейтральным натрием, о которых
мы уже говорили, но и нейтральными
кальцием, калием и железом, а
также ионизованным титаном (рис. 79
и 80). Всего были надежно
отождествлены 15 резких межзвездных линий
поглощения. Данхем также
обнаружил в сине-фиолетовой части
спектра несколько резких межзвездных
линий, которые в течение некоторого
времени не удавалось отождествить.
Мак-Келлар (Канадская
астрофизическая обсерватория) доказала, что
эти линии возникают при переходах
между энергетическими уровнями в
простых молекулярных соединениях
углерода, азота и водорода. Г. Мюнч
опубликовал список, включающий
13 уверенно отождествленных линий
молекулярного происхождения.
Наконец, Меррилл (обсерватория
Маунт-Вилсон) получил данные о
существовании шести широких (до сих
пор еще не отождествленных)
межзвездных полос поглощения, самая
сильная из которых находится в
области 4430 А и имеет приближенную
ширину более 40 А. Как возникают
эти широкие полосы, остается еще
неизвестным. Было высказано
предположение, что их производят более
сложные молекулы или они
появляются на переходной стадии при
образовании твердых частиц, но пока
это лишь догадки.
Наблюдения в далекой
ультрафиолетовой области спектра полудю-
Межзвездный газ
177
Рис. 79. Кратные межзвездные линии.
Полученные Адамсом на обсерватории
Маунт-Вилсон спектры с высокой
дисперсией во многих случаях показывают
кратные межзвездные линии. Кратность
свидетельствует о существовании
отдельных межзвездных облаков, каждое
из которых движется со своей собственной
скоростью.
178
Глава 8
Х3957 СН+
I I
X3933 Call X3968 СаЯ
Рис. 80. Межзвездные линии ионизованного
кальция и ионизованной молекулы СН.
Отмеченные резкие линии представляют
собой межзвездные линии поглощения
(некоторые из них кратные), открытые
Адамсом. (Фотография обсерватории
Маунт-Вилсон.)
Межзвездный газ
179
жины звезд, выполненные на
спутнике «Коперник», принесли «урожай»
новых межзвездных линий
поглощения. Принстонская группа,
возглавляемая Спитцером и Мортоном,
отождествила линии углерода, азота,
кислорода, магния, кремния,
фосфора, серы (наблюдались четыре
стадии ионизации!), хлора, аргона,
марганца и железа, характерные для
разных стадий ионизации.
Наблюдается много линий поглощения,
принадлежащих молекулярному
водороду Н2. Эта молекула была впервые
обнаружена в 1970 г. Г. Каррутер-
сом на основании ракетных
наблюдений в ультрафиолетовой области.
В спектрах, полученных на спутнике
«Коперник», имеется много линий
поглощения Н2. Кроме того, найден
тяжелый водород, или дейтерий (D),
по линиям, по-видимому,
принадлежащим молекуле HD. Эти данные
свидетельствуют о необычайно
высоком содержании D относительно
Н: на каждое ядро D приходится
200 ядер Н, т. е. относительное
обилие дейтерия гораздо больше, чем
на Земле или в атмосфере Солнца.
Как возникают наблюдаемые
межзвездные линии поглощения?
Рассмотрим, например, межзвездную
линию К Call с длиной волны 3933 А.
Эта линия поглощения образуется
при поглощении кванта света с
такой длиной волны атомом
ионизованного кальция. Поскольку атомные
процессы в межзвездном
пространстве протекают довольно медленно,
мы можем считать, что
первоначально большинство атомов
ионизованного кальция, вероятно,
продолжительное время будет находиться
на низшем энергетическом уровне.
Затем, возможно, в эту область
случайно «забредет» излученный звездой
квант с длиной волны 3933 А ,
способный на время возбудить ион
кальция до более высокого
энергетического состояния. Атомная физика
утверждает, что ион кальция может
находиться в этом возбужденном сое-
тоянии примерно лишь 10~7 с, после
чего он возвращается в свое
первоначальное состояние с наиболее
низкой энергией. Таким образом,
энергия, которая была раньше
поглощена, высвобождается, но испущенный
квант на длине волны 3933 А уйдет
(рассеется) в направлении,
отличающемся от того, по которому пришел
возбуждающий квант. Если мы
изучаем спектр какой-либо звезды, а
между этой звездой и нами находится
ионизованный кальций, то ионы
межзвездного кальция поглотят и
рассеют многие кванты с длиной волны
3933 А, которые в противном случае
достигли бы нашего спектрографа;
так образуется темная линия в
спектре звезды.
Традиционный метод изучения
межзвездных линий поглощения
заключается в исследовании спектров
очень высокой дисперсии,
полученных с помощью спектрографов кудэ,
установленных на больших
рефлекторах. Наиболее активным
исследователем в этой области был Мюнч
(обсерватория Хэйла). Совместно с
Воганом он разработал
фотоэлектрическую систему Фабри — Перо с
высокой разрешающей способностью,
которая позволяет увидеть много
компонент в каждой линии межзвездного
поглощения. По-другому к этой
проблеме подошли Линде и Ливингс-
тон, использовавшие солнечный
телескоп Мак-Маса обсерватории Китт-
Пик для измерений с высокой
разрешающей способностью линий
межзвездного поглощения в спектрах
180
Глава 8
некоторых ярких звезд,
находящихся в пределах доступности для этого
инструмента.
Межзвездный газ обладает
заметной облачной структурой. До
1936 г. астрофизики предполагали,
что межзвездный газ равномерно
распределен тонким слоем вблизи
центральной плоскости Млечного
Пути. Однако в 1936 г. Биле,
работавший в то время на Канадской
астрофизической обсерватории,
обнаружил кратность некоторых линий
межзвездного поглощения в
спектрах ряда звезд, а это указывает,
что несколько облаков газа
вызывают образование этих линий.
Последующие исследования линии К
ионизованного кальция при более
высокой дисперсии были проведены Адам-
сом на обсерватории Маунт-Вилсоы.
Он показал, что более 30%
исследованных им звезд имеют двойные и
тройные межзвездные линии К в
спектре, а у четырех звезд были найдены
линии К с четырьмя компонентами.
Можно предполагать, что каждая
наблюдаемая компонента линии К
образована отдельным межзвездным
облаком. Разделение линии на
отдельные компоненты связано с доп-
леровским смещением, вызванным
различными лучевыми скоростями
отдельных облаков относительно
Солнца.
Впоследствии Мюнч обнаружил
много звезд с кратными
межзвездными линиями (рис. 81); в некоторых
спектрах видно до семи компонент,
каждая из которых указывает на
отдельное межзвездное облако,
причем все эти облака обладают
различной лучевой скоростью относительно
Солнца. Наблюдения Мюнча
являются самым убедительным
доказательством облачной структуры
межзвездной газовой среды. Отметим здесь,
что кратные межзвездные линии,
обнаруженные Мюнчем, встречаются
даже в спектрах некоторых звезд,
находящихся на значительных
расстояниях от галактической
плоскости; это заставляет предполагать, что
по крайней мере некоторые сгущения
межзвездного газа имеют
достаточные скорости перпендикулярно
плоскости Млечного Пути, чтобы уйти
от нее на значительные расстояния.
В гл. 11 мы увидим, что подавляющее
большинство открытых Мюнчем
межзвездных облаков находится вблизи
галактической плоскости и хорошо
укладывается в принятую спиральную
картину нашей Галактики.
Межзвездный газ принимает
участие в общем вращении Галактики.
Этот факт был установлен на основе
исследований Пласкетта и Пирса на
Канадской астрофизической
обсерватории. Вскоре после того как Оорт
нашел, что лучевые скорости
далеких звезд должны изменяться по
синусоидальной кривой с двумя
волнами в зависимости от галактической
долготы, Пласкетт и Пирс
предприняли измерения лучевых скоростей
нескольких сотен слабых, а потому
далеких звезд ранних классов и
успешно подтвердили теорию
галактического вращения. На многих
спектрограммах Пласкетта и Пирса
межзвездная линия К оказалась
измеримой. Когда лучевые скорости,
определенные по измерениям
межзвездной линии К, были нанесены на
график в зависимости от галактической
долготы звезд, результаты отчетливо
показали знакомые эффекты
галактического вращения. Поразительным
оказалось то, что амплитуда двойной
волны для звезд была примерно вдвое
больше амплитуды, найденной по
Межзвездный газ
181
Рис. 81. Межзвездные линии натрия.
Спектр звезды HD 12953 «Каталога Генри
Дрэпераъ, сфотографированный Мюнчем
со спектрографом кудэ 200-дюймового
телескопа Хэйла. Черная центральная
полоса представляет собой негативный
отпечаток звездного спектра, а светлые
линии на ней— две компоненты линии Dx
нейтрального натрия и две компоненты
линии D2, также принадлежащие
нейтральному натрию. Две компоненты
каждой линии появляются потому, что
между звездой и Солнцем существуют два
облака, вызывающих поглощение излучения
нейтрального натрия; одно из них,
линии К. На основании этих кривых
Пласкетт и Пирс пришли к
заключению, что межзвездная линия К для
данной звезды дает в среднем
лучевую скорость, соответствующую
точке, находящейся на полпути между
звездой и наблюдателем.
Более ранние измерения,
основанные на межзвездных линиях,
казалось, свидетельствовали о том, что
атомы межзвездного кальция
довольно равномерно распределены вблизи
галактической плоскости. Но в
связи с открытием кратности
межзвездных линий поглощения в спектрах
многих звезд от этой простой карти-
приближающееся к нам с лучевой скоростью
55 км/с, дает слабую (левую) компоненту
в каждой паре, а другое, приближающееся
к нам с лучевой скоростью 7 км/с, —
сильную (правую) компоненту в обеих парах.
Линии вверху и внизу представляют собой
спектры сравнения, впечатанные во время
экспозиции. Они являются линиями
излучения и потому кажутся черными на
негативном отпечатке. Звезда относится
к спектральному классу А1 и классу
светимости 1а; расстояние до нее оценено
в 2000 пс. На изображенном участке
спектра звезды нет звездных линий
поглощения.
ны пришлось отказаться. Мы
считаем теперь, что межзвездная газовая
среда состоит в основном из
сравнительно плоских слоев,
подразделяющихся на отдельные газовые облака и:
связанных между собой разреженным
галактическим веществом. Каждое
облако движется вокруг центра
Галактики по приблизительно
круговой орбите. В среднем истинная
скорость облака отличается от круговой
скорости галактического вращения
на ±8 км/с. За несколькими
исключениями, о которых мы скажем ниже,
облака, создающие наблюдаемые
межзвездные линии поглощения, распо-
182
Глава 8
ложены в том спиральном рукаве,
в котором находится наше Солнце.
Средние характеристики
отдельных межзвездных облаков можно
найти по компонентам линий
межзвездного поглощения в спектрах звезд,
находящихся на различных
расстояниях. В среднем вблизи
галактической плоскости луч зрения
пересекает 7—8 таких облаков на протяжении
1 кпс. Каждое облако имеет в
диаметре от 10 до 15 пс и массу,
по-видимому, эквивалентную нескольким
сотням масс Солнца.
РАДИОНАБЛЮДЕНИЯ
МЕЖЗВЕЗДНОГО ГАЗА
В последнее десятилетие важную
роль стали играть радиометоды
исследования эмиссионных туманностей.
Прежде всего радиоволны приносят
много новых сведений о физике
туманностей, а, кроме того, некоторые
из более удаленных эмиссионных
туманностей оказываются очень
удобными ориентирами для изучения
далеких деталей спиральной структуры
нашей Галактики. Такие
радиоисследования во многом дополняют
оптические наблюдения эмиссионных
туманностей. Одно из очень полезных
свойств радиоизлучения состоит в том,
что радиоволны проходят сквозь
облака космической пыли, почти не
поглощаясь. Многие эмиссионные
туманности, скрытые от наших глаз
из-за межзвездного поглощения
света, легко обнаруживаются и
наблюдаются радиометодами. Применение
радиометодов становится все более
важным. Мы получаем не только
доступ к далеким туманностям,
которые в противном случае так бы и
остались неизвестными, но и
возможность обнаружить и наблюдать
некоторые сравнительно близкие и
многие далекие эмиссионные
туманности, окутанные облаками
космической пыли. В последние годы
укрепляется наша уверенность в том, что
с протозвездами и другими очень
молодыми звездами связано
значительное количество межзвездного
газа. Так образуются эмиссионные
туманности, которые мы выше назвали
областями НИ. Однако подобные
молодые звездно-газовые
конфигурации часто погружены в протяженные
и плотные облака мелких твердых
частиц, не позволяющие нам
наблюдать объекты в обычных оптических
длинах волн. Радиоизлучение
беспрепятственно проходит сквозь
толщи межзвездной пыли, и молодые
группы или по крайней мере
входящий в них газ можно изучать с
помощью радиоволн. Заметим здесь,
что некоторые из этих окутанных
пылью эмиссионных туманностей
можно также часто обнаружить по
наблюдениям в далекой инфракрасной
области.
Самый старый из радиометодов
исследования эмиссионных
туманностей использует эффекты,
производимые при свободно-свободных
переходах. В областях НИ,
естественно, содержится много
ионизованного водорода. Пролет свободного
электрона вблизи положительно
заряженного ядра атома водорода,
протона, вызывает непрерывное
излучение в сантиметровом и дециметровом
диапазонах. Наблюдаемая
интенсивность излучения зависит от
концентрации протонов и электронов и от
скоростей, с которыми движутся
свободные электроны. Эти скорости,
конечно, определяются температурой
электронного газа. Такое
непрерывное излучение впервые наблюдалось
Межзвездный газ
183
радиоастрономами в начале 50-х
годов. К настоящему времени
составлены карты этого непрерывного
излучения для всей полосы Млечного
Пути, северной и южной (особенно
важными были работы Вестерхаута).
Другой радиометод изучения
ионизованного водорода, основанный
на так называемых альфа-переходах,
был впервые предложен советским
астрономом Н. С. Кардашевым. В
областях, богатых ионизованным
водородом, свободный электрон часто
захватывается протоном на один из
очень высоких энергетических
уровней нейтрального атома водорода.
После захвата, как мы уже
упоминали, электрон остается на этом
высоком уровне лишь малую долю
секунды, а затем каскадно
переходит на уровни с более низкой
энергией и в конце концов оказывается
на самом низком энергетическом
уровне атома водорода, уровне Лаймана.
Первые переходы в этом каскадном
процессе вполне могут произойти,
скажем, со 158-го на 15-й уровень
или со 110-го на 109-й уровень.
К счастью, многие такие переходы
с высоких уровней попадают в
диапазон длин волн и частот,
регистрируемых современной
радиоастрономической приемной аппаратурой.
И в каждом случае мы наблюдаем
очень резкую радиоэмиссионную
линию, для которой с большой
точностью известна длина волны,
испускаемой объектом, находящимся в
состоянии покоя. Любое смещение
наблюдаемой частоты от характерной
для состояния покоя можно
объяснить приближением к нам или
удалением от нас данного газового
облака. Таким образом, у нас не только
появляется орудие для обнаружения
областей НИ, но мы получаем также
возможность измерять лучевые
скорости участвующих в этом процессе
газовых облаков.
Весьма вероятно, что в
ионизованном состоянии находится
меньше 10% межзвездного газа
нашей Галактики. Водород,
по-видимому, в основном встречается в
нейтральной атомарной форме. Нам
очень повезло, что мы можем непо-
Рис. 82. Четыре фотографии
300-метрового радиотелескопа в Аресибо,
Пуэрто-Рико. На рис. 82,а показано, как
выгодно был использован рельеф местности
для установки неподвижного 300-метрового
зеркала с таким расчетом, чтобы оно
отражало радиоволны, идущие от небольших
участков неба, к приемникам в его фокусе.
Сложные устройства в фокусе изображены
на рис. 82,6. Видны различные приемные
устройства; каждое из них устанавливается
в соответствующее положение точного
фокуса для приема и регистрации
радиоизлучения в диапазоне, фиксируемом
данным устройством. Чтобы повысить
качество радиоприема на высоких
частотах (коротких волнах), само зеркало
выложено точно изготовленными панелями.
На рис. 82,в и г показано, как велись
работы по- покрытию зеркала в середине
1973 г. В то время, когда были сделаны эти
фотографии, уже почти половина зеркала
была покрыта точно изготовленными
панелями; работа была полностью
завершена в конце 1973 г. На рис. 82,6
обратите внимание на размеры кабины
с наблюдателем, который по подвесной
канатной дороге направляется к области
фокуса, а на рис. 82,в — на техника,
работающего на одной из панелей.
Фокусирующее устройство может
оставаться в одном положении примерно час;
контроль осуществляется электронной
вычислительной машиной. С новым зеркалом
радиотелескоп в Аресибо стал одним из
самых мощных инструментов для
исследования межзвездного газа, пульсаров
и остатков вспышек сверхновых звезд. (С
разрешения Национального
радиоастрономического и ионосферного
центра Корнелъского университета.)
184 Глава 8
186
Глава 8
средственно наблюдать этот весьма
обильный в космосе элемент,
регистрируя его излучение на волне 21 см.
Первые наблюдательные
свидетельства существования радиоизлучения
на волне 21 см были получены в
начале 1951 г., когда Юэн и Перселл
(Гарвард) обнаружили излучение на
длине волны около 21 см от
отдельных участков Млечного Пути. Это
открытие Юэн и Перселл сделали,
опираясь на предположение ван де
Хюлста о том, что такое излучение
должно быть наблюдаемо. Вскоре
после сообщения об этом открытии
другие радиоастрономы подтвердили
его и развернули более широкие
исследования. Усилия главным
образом голландских и австралийских
радиоастрономов, а в последнее
время — специалистов из США
позволили составить карту всего Млечного
Пути с высоким угловым
разрешением на длине волны 21 см.
В гл. 7 мы уже отмечали, что
линия с длиной волны 21 см возникает
при переходе атома нейтрального
водорода между подуровнями
сверхтонкой структуры основного
состояния. Небольшая часть нейтральных
атомов водорода в межзвездном
пространстве возбуждена до несколько
более высокого состояния, в основном
из-за столкновений. Атом довольно
долго остается в этом слегка
возбужденном состоянии, а затем
возвращается на самый низкий
энергетический уровень. Линия 21 см
возникает в результате этого перехода; как
правило, это очень резкая линия
спектра. Поскольку мы очень точно
знаем длину волны линии водорода,
испускаемой покоящимся объектом,
мы можем использовать смещение
линии в качестве точной меры
лучевой скорости облака нейтрального
атомарного водорода, создающего эту
линию. Самый простой метод
наблюдений состоит в том, что наводят
радиотелескоп на определенную
точку в плоскости Млечного Пути, а
затем производят медленное
сканирование по длине волны. Хороший
современный инструмент позволяет
получить профиль линии 21 см с
разрешением по лучевой скорости
2 км/с и менее.
В гл. 10 мы увидим, что линия
21 см нейтрального атомарного
водорода вооружает нас весьма мощным
методом для изучения спиральной
структуры нашей собственной
Галактики и других галактик. Теперь
представляется, что большая часть
регистрируемого радиотелескопами
излучения на волне 21 см возникает
в сравнительно холодных
межзвездных областях, где средняя
температура составляет около 120 К, или
—153° по привычной нам шкале
Цельсия. Однако это лишь средняя
температура. Позже мы увидим, что
в темных туманностях,
представляющих собой облака космической
пыли, могут преобладать значительно
более низкие температуры.
Выше в этой главе мы упомянули
о том, что первые молекулы в
межзвездном пространстве были
обнаружены в 30-х годах. Оптические
спектры с высокой дисперсией
показывают присутствие линий
поглощения, присущих простым
двухатомным молекулам, таким, как СН,
СН+ и CN. В начале 60-х годов
радиоастрономы развернули
широкий фронт исследований. Прежде
всего в 1963 г. были открыты
радиолинии радикала гидроксила ОН.
В 1968—1969 гг. были сделаны три
важных открытия: аммония (NH3),
паров воды (НоО) и формальдегида
Межзвездный газ
187
(Н2СО). В 1970 г. был открыт еще
ряд радиолиний, из которых
наиболее важна линия okhcpi углерода
(СО). К нашему удивлению,
оказалось, что в межзвездном
пространстве присутствуют некоторые очень
сложные молекулы, например
метиловый спирт (СН3ОН). Современный
список (на 1974 г.) межзвездных
молекул включает около 30
соединений. Следует отметить, что
большинство этих молекул обнаружено
в областях пространства, где
преобладает космическая пыль. Оказалось,
что излюбленными местами
пребывания молекулярного газа являются
туманность Ориона и связанный с нею
комплекс газа и пыли, газовые
облака вблизи центра нашей Галактики
и малые и крупные облака
космической пыли в пределах нескольких
сотен световых лет от Солнца.
Молекулы выявляются в самых
неожиданных местах Галактики в
вызывающих удивление концентрациях.
Некоторые из этих молекул —
органические, и в них входит до семи
атомов. Обычно встречаются окись
углерода, формальдегид и радикал
ОН. Молекулы часто
обнаруживаются в областях, связанных с сильными
источниками инфракрасного
излучения.
Наиболее распространенной в
межзвездном пространстве является,
пожалуй, молекула водорода Н2.
Теоретики предложили механизмы,
благодаря которым эта молекула очень
обильна в темных туманностях,
состоящих из космических пылинок,
и, возможно, в окутанных пылью
объектах, излучающих в далекой
инфракрасной области. Результаты,
полученные в Принстоне с помощью
спутника «Коперник», показывают,
что молекулярный водород
присутствует всюду, где в изобилии
встречается космическая пыль.
ГАЛАКТИЧЕСКИЕ
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ
Космические лучи — это
заряженные частицы, движущиеся в
Галактике с чудовищными скоростями. Это
главным образом ядра обычных
химических элементов, по-видимому,
возникающие в результате взрывов
сверхновых звезд, движение
которых по галактическим маршрутам
регулируется слабыми магнитными
полями, пронизывающими нашу
Галактику. Космические лучи — это
неотъемлемая часть межзвездной
среды, и в них заключена значительная
доля общей энергии Галактики.
Когда мы прослеживаем пути
космических лучей, регистрируя их с
помощью специальных толстослойных
фотографических эмульсий, мы
действительно регистрируем захват частицы,
дошедшей до нас из межзвездного
пространства. В наши дни
космические лучи — это единственные
известные частицы, пришедшие из-за
пределов Солнечной системы, с
которыми мы можем иметь прямой
контакт. По одной лишь этой причине
они заслуживают тщательного
исследования.
Космические лучи, которым
удалось достичь Земли, пройдя сквозь
толщу атмосферы, подверглись
воздействию магнитного поля Земли и
возможных межпланетных полей. Они
также испытали действие солнечного
ветра — потока частиц,
выбрасываемых в пространство солнечной
атмосферой. Космические лучи
были впервые зарегистрированы около
60 лет назад благодаря
ионизационным эффектам, которые они вызыва-
188
Глава 8
ют в ионизационных камерах.
Информацию о направлениях, по
которым приходят космические лучи,
можно получить, проследив
воздействие одной-единственной заряженной
частицы на цепочку
соответствующим образом установленных
ионизационных камер. Вскоре было
установлено, что земная атмосфера
Сильно влияет на все частицы, кроме тех,
которые обладают наибольшей
энергией, и что на Земле регистрируются
потоки вторичных космических
лучей —«атмосферные ливни»,—
возникающие в результате
взаимодействия космических частиц высоких
энергий с атомами верхних слоев
атмосферы.
Чтобы лучше изучить
космические лучи, исследователи совершали
восхождения высоко в горы Анд
и Гималаев, устанавливали
специальные обсерватории в Скалистых
горах (США) и других местах.
Счетчики частиц поднимали на баллонах
на высоту 30 км и более, спускали
в глубокие горные шахты
(например, в медных рудниках в Перу),
а также на дно глубоких
высокогорных озер. Эти исследования
позволили изучать свойства
заряженных частиц, входящих в состав
космических лучей. Легко были
отождествлены самые распространенные
компоненты: ядра атомов водорода,
протоны, и ядра атомов гелия, альфа-
частицы, состоящие из двух
протонов и двух нейтронов. Но вскоре
стало ясно, что присутствуют также
ядра более тяжелых элементов, в
частности ядра атомов железа с
атомным номером Z = 26.
В последние два десятилетия
исследованию космических лучей
значительно способствовали различные
достижения техники. К довольно
жалкому набору приборов первых
астрофизиков, занимавшихся
космическими лучами, добавились
толстослойные ядерные эмульсии,
разработанные для изучения заряженных
частиц в циклотронах и
синхротронах. Появилась также возможность
использовать искусственные
спутники Земли, чтобы вынести приборы,
регистрирующие космические лучи, за
пределы земной атмосферы и в
межпланетное пространство; хорошей
базой для будущих исследований
космических лучей может оказаться
Луна. Непрерывно совершенствуется
оборудование для регистрации
космических лучей. Счетчики
космических лучей все усложняются, и,
например, с помощью новых
методов «проявления следов» удалось
проследить пути частиц в
метеоритах, что позволило обнаружить в
космических лучах элементы
тяжелее железа. Самым тяжелым ядром из
ныне обнаруженных является ядро
с атомным номером Z = 106, т. е.
трансурановое ядро!
Где возникают космические
лучи — в нашем Солнце, в нашей
Галактике или за ее пределами? Ответ
на этот вопрос может быть дан
такой: небольшая их часть, причем
с наименьшими энергиями, имеет
солнечное происхождение, но главный
вклад вносят космические лучи,
приходящие из нашей Галактики и
обладающие высокими энергиями;
возможно, что некоторая доля
космических лучей — это посланцы
других галактик. В данной книге нас,
естественно, особенно интересуют
космические лучи, возникающие в
нашей Галактике. Сейчас считают, что
наиболее вероятным источником
космических лучей в Галактике
являются взрывы сверхновых.
Межзвездный газ
189
Для астрофизика, изучающего
Галактику, Солнце, по выражению
Мейера из Чикагского
университета, является надоедливой помехой.
Оно не только генерирует
космические лучи, особенно в моменты
вспышек, но, что самое главное,
несильный постоянный поток атомных ядер
с низкой энергией, испускаемый
Солнцем (солнечный ветер), возмущает
и изменяет поток космических
лучей, взаимодействующих с атомными
ядрами солнечного ветра. Не
удивительно, что астрофизик,
занимающийся космическими лучами, по
опыту считает лучшим временем для
наблюдения галактических и,
возможно, внегалактических лучей
периоды минимума солнечной активности,
т. е. периоды, когда число пятен на
Солнце минимально.
Земля и ее атмосфера еще больше
усложняют жизнь специалиста по
космическим лучам. Магнитное поле
Земли заставляет отклоняться
проникающие сквозь него
космические лучи от
первоначального направления. Магнитное поле
Земли воздействует на частицы
космических лучей в такой степени, что
становится очень трудно проследить
первоначальное направление до
входа в магнитосферу Земли всех
частиц, кроме тех, которые обладают
наибольшими энергиями. Кроме
того, взаимодействие частиц
космических лучей и газов верхних слоев
атмосферы создает вторичные
эффекты в виде ливней ионизованных
частиц. Магнитное поле Земли и ее
атмосфера — это надежный щит,
защищающий нас от космических
лучей! Огромную помощь в изучении
космических лучей до их вторжения
в атмосферу Земли и до воздействия
на них земного магнитного поля
оказывают искусственные спутники.
Чрезвычайно важная задача
будущего — проводить исследование на
космических аппаратах за пределами
внутренней области Солнечной
системы.
Как мы отмечали, главными
компонентами космических лучей
являются протоны и альфа-частицы. За
ними идут элементы с атомными
номерами Z = 30 и больше, особенно
группа железа. В табл. 5 приведены
наиболее распространенные
элементы с малыми атомными массами,
входящие в состав космических
лучей, по отношению к кремнию,
количество которого принято равным 1,0.
Для сравнения мы приводим данные
о космической распространенности
этих же элементов по Камерону,
который опирается главным образом
на их содержание в метеоритах. Из
этой таблицы можно сделать два
главных вывода. Во-первых, для
большинства элементов от углерода
до железа относительные количества
атомных ядер, составляющих
космические лучи, удивительно
соответствуют относительным количествам
тех же элементов в межзвездном
пространстве и метеоритах.
Во-вторых, в космических лучах
содержится избыток ядер легких элементов —
лития, бериллия и бора — по
сравнению с их распространенностью в
космическом пространстве.
Интересно отметить, что среди
частиц космических лучей
встречаются электроны и протоны. Нелегко
отделить истинные космические
электроны от электронов,
образовавшихся в солнечном ветре и в результате
вторичных эффектов в земной
атмосфере. Наблюдения с искусственных
спутников в периоды минимума
солнечной активности позволяют полу-
190
Глава 8
Таблица 5
Обилие химических элементов
в космических лучах
Химический
элемент
Литий
Бериллий
Бор
Углерод
Азот
Кислород
Неон
Натрий
Магний
Алюминий
Кремний
Аргон
Хром
Марганец
Железо
Атомный
номер
(Z)
3
4
5
6
7
8
10
11
12
13
14
18
24
25
26
Обилие
в
космических
лучах (по
Мейеру)
1,2
0,8
2
7
2
5
1
0,4
1,2
0,2
1
0,4
0,6
0,6
0,9
Обилие в
космическом
пространстве (по
Камерону)
0,000045
0,00007
0,00006
13
2,4
24
2,4
0,06
1
0,1
1
0,2
0,01
0,01
0,9
чить наилучшие данные о свободных
электронах в межзвездном и
межпланетном пространстве. Добавим
еще, что Фэн и его сотрудники во
время работы в Чикагском
университете обнаружили в космических
лучах ядра дейтерия (тяжелого
водорода D) и изотоп альфа-частицы Не3.
Содержание дейтерия составляет, по-
видимому, менее 10% количества Не3.
Маловероятно, чтобы эти
неустойчивые элементы возникли в результате
каких-либо мощных явлений,
возможно, генерирующих первичные
частицы космических лучей
высоких энергий. Можно почти
наверняка сказать, что они являются
побочным продуктом взаимодействия
первичных частиц космических
лучей и межзвездного газа. Вряд ли
они могли бы преодолеть
колоссальные расстояния между галактиками.
Все это наталкивает на мысль о
происхождении космических лучей в
пределах нашей Галактики.
В последние годы специалисты
по космическим лучам много спорили
о том, возникают ли космические
лучи в Галактике или вне ее. В целом
представляется, что одерживают верх
сторонники галактического
происхождения космических лучей.
Наибольшее внимание привлекла гипотеза,
выдвинутая советскими учеными
В. Л. Гинзбургом, В. Н. Сыроватским
и поддержанная И. С. Шкловским,
согласно которой космические лучи
возникают при взрывах сверхновых
звезд в Галактике. В галактиках,
подобных нашей, происходит 2—
3 взрыва сверхновых в столетие.
Энергия, освобождающаяся при
каждом таком взрыве, колоссальна, и тот
факт, что известные остатки
вспышек сверхновых, например Крабо-
видная туманность, являются
источниками синхротронного
радиоизлучения, указывает на присутствие
вокруг них крупномасштабных
магнитных полей. Ядра атомов,
выбрасываемые в космическое пространство
в качестве побочных продуктов
взрыва сверхновых звезд, ускоряются
этими магнитными полями, что
позволяет понять высокие энергии частиц
космических лучей. Модельные
расчеты Колгейта, Уайта и других
подтверждают, что зарегистрированные
высокие энергии вполне объяснимы
этим механизмом. В Галактике
постоянно происходят взрывы сверхновых
звезд. Этим и объясняется
присутствие тяжелых ядер и легких ядер,
подобных ядрам дейтерия и
изотопа Не3, которые, скорее всего, не
могли бы сохраниться в Галактике
больше нескольких миллионов лет.
Если бы космические лучи имели
в основном внегалактическое проис-
Межзвездный газ
191
Рис. 83. Крабовидная туманность в
Тельце (М 1). Фотография получена в
красном свете (На^ на 200-дюймовом
рефлекторе Хэйла. Туманность
представляет собой остаток вспышки
сверхновой звезды, которую наблюдали
китайские астрономы в 1054 г.
По-видимому, Крабовидная туманность
является непрерывно действующим
источником космических лучей. (С
разрешения обсерватории Хэйла.)
хождение, то в них не встречались
бы подобные частицы. Можно не
сомневаться в том, что космические
лучи в больших количествах не
могут приходить к нам от далеких
галактик, находящихся на расстояниях
нескольких миллиардов парсек.
Гипотеза сверхновых обеспечивает
постоянный приток частиц с примерно
требуемой энергией. Представляется
вполне разумным искать источник
космических лучей в самых
грандиозных явлениях, происходящих в на-
192
Глава 8
шей Галактике — взрывах
сверхновых.
В гипотезе о галактическом
происхождении космических лучей нас
в основном смущает то, что частицы
самой высокой энергии приходят к
нам со всех направлений. Если бы
они возникали в Галактике, то
следовало бы ожидать, что будет
преобладать поток частиц, исходящих
из полосы Млечного Пути. Сейчас
существует только подтверждение
изотропного распределения таких
высокоэнергичных частиц, которые
доходят до Земли, испытывая, скорее
всего, наименьшее отклонение от
первоначального пути. Однако спор
ни в коей мере нельзя считать
законченным. Предварительные
результаты анализа, проведенного Гротом
Рёбером, одним из
основоположников радиоастрономии, показывают,
что из полосы шириной 20°,
охватывающей Млечный Путь, исходит
значительно более плотный поток
космических лучей, чем из областей
сравнимой площади около полюсов
Галактики.
Результаты исследования
космических лучей позволили нам узнать
много нового и интересного об
относительном распределении
химических элементов и их
распространенности в межзвездном пространстве.
Космические лучи служат еще одним
доказательством существования в
Галактике крупномасштабных магнит-
Рис. 84. Часть туманности Гама.
Волокна, видимые на этой фотографии,
вероятно, возникли в результате взрыва
сверхновой звезды, происшедшего около
20 000 лет назад. Вся туманность Гама
видна на нижней части рис. 3, справа от
центра. (С фотографии, полученной на
телескопе Кертиса — Шмидта на
Межамериканской обсерватории Черро-
Тололо.)
Межзвездный газ 193
194
Глава 8
ных полей. Космические лучи
подобны скопищу маленьких биллиардных
шариков, которые пересекают
необъятные пространства между звездами
и во время своих бесконечных
странствий сталкиваются с межзвездным
веществом, неся при этом урон. Они
прибывают на Землю полные
впечатлений и готовы рассказать нам о
своих приключениях. Как любил
говорить Артур Комптон, один из
основоположников исследования
космических лучей, именно от нас зависит,
научимся ли мы читать их послания
из межзвездного пространства. В них
мы встречаем единственных
истинных посланцев далекого космоса.
На протяжении последних 50 лет
астрономы все больше внимания
уделяют межзвездному газу. В первом
издании этой книги (1941 г.) мы
могли посвятить межзвездному газу
краткую главу и при этом изложить
в ней весь материал, которым
располагала тогда наука. Но в каждом
последующем издании книги глава
о межзвездном газе становилась все
длиннее и длиннее. В этой главе мы
попытались изложить самые важные
факты о межзвездном газе и его
составе, но физические свойства газа
здесь почти не освещены. Некоторые
проблемы физики межзвездного газа
более полно рассмотрены в гл. 7
и 12 популярной монографии Л.
Адлера «Атомы, звезды и туманности»
(изд-во «Мир», М., 1976), входящей
в Гарвардскую серию книг по
астрономии, но недалеко то время, когда
о межзвездном газе и космической
пыли будет написана отдельная
книга этой серии!
9
ТЕМНЫЕ ТУМАННОСТИ
И МЕЖЗВЕЗДНАЯ ПЫЛЬ
В области нашей Галактики,
простирающейся на 2000 пс от Солнца и
Земли, 80—85% вещества содержится
в звездах и их остатках, а остальные
15—20% приходятся на долю
межзвездного газа и пыли. Согласно
лучшим современным оценкам, 99%
этого межзвездного вещества
является газообразным и лишь 1%
приходится на долю мельчайших твердых
частиц. В данной главе мы
рассмотрим, какие эффекты, вызываемые
межзвездными пылевыми частицами,
можно наблюдать, и увидим, как много
можно узнать об их составе,
приблизительных размерах и
распределении в космических облаках и за
их пределами. Облака космической
пыли проявляют себя различными
путями. Иногда они светятся как
слабые туманности, но чаще
выглядят как области, лишенные звезд,
сквозь которые могут быть видны
находящиеся за ними отдельные
звезды. Наконец, мы часто можем
обнаружить присутствие космической пыли
и оценить ее количество по эффектам
покраснения и поляризации света
очень далеких звезд.
ОТРАЖАТЕЛЬНЫЕ
ТУМАННОСТИ
До 1912 г. предполагалось, что все
яркие туманности должны иметь
спектры, сходные со спектром
туманности Ориона, т. е. спектры с яркими
линиями. Но уже в то время Слайфер
сообщил, что туманность,
связанная с Плеядами, обладает спектром
поглощения, очень похожим на
спектры самых ярких звезд скопления
Плеяды. Оказалось, что и другие
туманности проявляли себя
подобным же образом. Итак, существуют
два типа светлых туманностей: одни
имеют спектр с яркими линиями
(эмиссионный спектр; этот тип
туманностей был описан в предыдущей главе);
у других спектры пересечены
темными линиями (спектр поглощения),
подобно спектрам большинства звезд.
Хаббл показал, что эмиссионные
туманности обычно находятся вблизи
очень горячих звезд классов О, ВО
и В1, а туманности со спектрами
поглощения связаны с более
холодными звездами. Туманности второго-
типа называют отражательными
туманностями, так как они светятся
отраженным и рассеянным светом
звезд, делающим их видимыми. На
самом деле туманности — это
освещенные звездами космические
облака. Отражательные туманности
обычно не обладают никакими
эмиссионными особенностями, поскольку
освещающие их звезды не испускают
достаточно ультрафиолетового
излучения для того, чтобы вызвать свечение
туманности вследствие процессов
ионизации и рекомбинации.
Струве, Гринстейн и Хеньи очень
тщательно изучили физические
свойства отражательных туманностей. По
наблюдаемой поверхностной яркости
этих туманностей они нашли, что
входящие в них частицы являются
прекрасными отражателями. Пыль
межзвездного пространства не
назовешь ни серой, ни грязной.
Космические пылинки по своей
отражательной способности гораздо больша
196
Глава 9
похожи на мельчайшие градинки,
чем на пылинки. На языке
астрономов, космические частицы имеют
высокое альбедо, сравнимое с альбедо
снега, хотя, пожалуй, и несколько
меньшее. Указанная высокая
отражательная способность этих частиц
заставляет предполагать, что в
основном они не являются
металлическими. Вероятнее всего, это похожие
на льдинки мелкие зернышки,
состоящие из простых молекулярных
соединений легких элементов: углерода,
азота, кислорода и, конечно,
водорода. В космических облаках
отождествлены также силикаты; в общем
вокруг нас тучи песку!
Важные выводы о вероятных
размерах частиц можно сделать,
сравнивая цвета этих отражательных
туманностей с цветами освещающих
их звезд. Все мы наблюдали, что
свет заходящего Солнца сильно
краснеет, проходя через толщу
атмосферы, и что в свою очередь
рассеянный свет Солнца придает голубой
оттенок нашему небу. Различие
между цветом Солнца и голубым цветом
земного неба объясняется явлением,
носящим название рассеяния Рэлея.
Рассеяние света Солнца в земной
атмосфере производится частицами,
размеры которых значительно
меньше длины волны видимого света,
вероятно, большей частью
молекулами. Отражательные туманности
несколько голубее звезд, свет которых
они отражают, но различие в цвете
вовсе не так велико, как в случае
Солнца и дневного неба.
Наблюдаемое различие в цветах
отражательных туманностей и освещающих их
звезд позволяет заключить, что
рассеивающие частицы имеют радиусы
порядка 1/4 мкм.
ТЕМНЫЕ ТУМАННОСТИ
Находящееся в межзвездном
пространстве газо-пылевое облако не
будет видно как диффузная
туманность, если в нем или поблизости
от него нет яркой звезды.
Большинство облаков космической пыли не
светится, но они поглощают и
рассеивают свет находящихся за ними
звезд и поэтому выделяются как
темные участки на ярком фоне Млечного
Пути. Мы называем их темными
туманностями.
Темные туманности —
малозаметные объекты при визуальных
наблюдениях. Это — неинтересные области
без звезд или с гораздо меньшим
числом звезд, чем обычно, и
наблюдатель пропускает их, стремясь к
участкам, богатым звездами. Первым
астрономом, обратившим серьезное
внимание на проблемы, связанные
с пустотами в Млечном Пути, был
Вильям Гершель. Он также заметил,
что пустоты часто встречаются
вблизи ярких туманностей. Лишь спустя
столетие после наблюдений Гершеля
Барнарду и Вольфу на основе своих
фотографий Млечного Пути удалось
доказать, что многие пустоты
вызваны поглощающими облаками, а не
являются пустотами в Млечном Пути.
Мы приводим в нашей книге
несколько фотографий ярких
диффузных, эмиссионных и отражательных
туманностей. Многие неправильности
в распределении света в ярких
туманностях и связанные с ними
неравномерности в распределении слабых
звезд свидетельствуют о том, что
большинство ярких туманностей
служит фоном, на который
накладываются темные туманности различных
размеров, находящиеся между яркими
Рис. 85. Туманности М 8 и
«Трехразделъная». Две прекраснейшие
газовые туманности к северу от центра
Галактики: «Трехразделъная» — вверху, М 8
(большего размера) — внизу. Обратите
внимание на проецирующееся на них
темное вещество. (Фотография получена
с телескопом Шмидта Уппсолъской
обсерватории.)
198
Глава 9
Рис. 86. Эмиссионная туманность М 8.
Одна из первых фотографий, полученных
с помощью телескопа Мэйолла на
Национальной обсерватории Китт-Пик.
Эмиссионная туманность М 8 показана
также в нижней части рис. 85. Видно
несколько темных пятнышек примерно
округлой формы; их называют «глобулами».
(Фотография Кроуфорда.)
туманностями и Землей. Прекрасными
иллюстрациями этого являются
большая туманность вблизи г\ Киля
(фронтиспис) и эмиссионные
туманности М 8 и «Трехраздельная»
(рис. 85—87). Прожилки
затмевающего материала, очевидно,
закрывают значительную часть яркой
структуры, и мы наблюдаем
многочисленные мелкие темные пятна,
спроецированные на яркий фон. Из ночи
в ночь и из года в год они видны
в одних и тех же местах неба и
безусловно являются мелкими
поглощающими облаками. Некоторые из этих
пятен имеют вихревую,
турбулентную, структуру, а другие, обычно
называемые глобулами, обладают от-
Темные туманности и межзвездная пыль
199
Рис. 87. «Т'рехразделъная» туманность в Н. Мэйоллом на 120-дюймовом рефлекторе
Стрельце. [Сфотографирована Ликской обсерватории.)
200
Глава 9
Рис. 88. Туманность «Розетка». на 48-дюймовом телескопе Шмидта
Фонография в красном свете туманности Паломарской обсерватории.
«Рол'/шш» в созвездии Единорога получена
Темные туманности и межзвездная пыль
201
четливо выраженной округлой
формой (рис. 88—90).
Известно много примеров связи
между яркими и темными
туманностями. В качестве хорошей
иллюстрации этого можно указать
туманность «Конская голова» в Орионе
(рис. 49). Чудесное спяние,
окружающее темную «Конскую голову»,
исходит от яркой туманности.
«Конская голова» является участком
огромной темной туманности,
покрывающей большую часть нижней
половины рис. 49. Если темная туманность
напоминает зловещую грозовую
тучу, то яркая похожа на ее
освещенный Солнцем край. Фотография
туманности «Конская голова» ясно
показывает способность темной
туманности поглощать свет звезд,
находящихся за ней. Если сравнить число
звезд в двух площадках одинаковых
размеров над и под «Конской
головой», то окажется, что в первой
площадке по крайней мере в 10 раз
больше звезд, чем во второй. Не
приходится сомневаться, что именно
эта темная туманность затмевает свет
звезд, находящихся позади нее.
«Угольный мешок» (рис. 91) в
южном полушарии является одной из
самых замечательных темных
туманностей в области, где нет ярких
туманностей. При наблюдениях
невооруженным глазом «Угольный
мешок» кажется густым черным
пятном, главным образом по контрасту
с окружающим его сиянием
Млечного Пути. Телескопические же
наблюдения позволяют обнаружить в этом
чернильном пятне «Угольного мешка»
многочисленные слабые звезды.
Фотографии, полученные с длительной
экспозицией, показывают, что в
среднем в «Угольном мешке» находится
по крайней мере в три раза меньше
слабых звезд, чем в соседней
области того же размера. В
действительности «Угольный мешок» вовсе не
такой черный, каким кажется на
первый взгляд. В течение многих
лет «Угольный мешок» считался
прекрасным примером темной
туманности, не связанной с яркими
туманностями. В 1938 г. Линдсей (Бойден-
ская станция) обнаружил в
«Угольном мешке» небольшую область
яркого свечения. Впоследствии Гам
заметил и другие подобные области;
некоторые из гшх, вероятно, являются
далекими газовыми облаками,
наблюдаемыми сквозь «Угольный мешок».
На рис. 92 изображена
туманность «Северная Америка»,
названная так Вольфом (Гейдельберг).
Фотография прекрасно иллюстрирует
связь между яркими и темными
туманностями. Самая яркая часть
туманности —«Соединенные Штаты»,
а «Мексиканский залив» — один из
наиболее темных участков
окружающей темной туманности. Большое
число звезд, просвечивающих сквозь
яркую туманность, показывает, что
она более прозрачна, чем темная.
Одна из первых замечательных
фотографий темных туманностей,
полученных Барнардом,
воспроизведена на рис. 93. Темная туманность
вблизи звезды р Змееносца является
частью гигантского комплекса
темных туманностей в созвездии
Змееносца, который, по имеющимся
данным о распределении звезд и слабых
галактик, покрывает площадь 1000
квадратных градусов. Основная часть
туманной массы лежит между 5 и 20°
к северу от галактического круга
и не окружена фоном слабых звезд,
который сделал бы ее заметной.
Расположенные в низких широтах
«щупальца» туманности Змееносца прое-
202
Глава 9
цируются на некоторые самые
богатые звездами участки Млечного
Пути, и туманность вблизи р
Змееносца — одно из таких «щупалец».
Другие примеры фотографий Барнарда
приведены на рис. 7 и 8.
Табл. 6 дает некоторое
представление о типах интересующих нас
объектов. Хотя существует
колоссальное разнообразие темных
туманностей, их грубо можно разделить
на три группы, приводимые в табл. 6.
В первой строке таблицы указаны
крупнейшие из наблюдаемых нами
темные облака космической пыли
с резко выраженными границами.
Расстояние до этих облаков можно
определить довольно точно. Облака
космической пыли не только
поглощают свет находящихся за ними
звезд, но также вызывают его
покраснение. Поэтому нетрудно отличить
звезды, расположенные перед
туманностью, от находящихся за ней,
и на основании таких наблюдений
мы можем грубо оценить расстояния
до различных облаков. По их
видимым угловым диаметрам мы тогда
вычисляем их линейные размеры.
Средние радиусы туманностей,
приведенные во втором столбце таблицы,
рассчитаны именно таким образом.
Типичное большое облако имеет
радиус около 4 пс, а общая масса
заключенной в нем космической
пыли составляет примерно 20 масс
Рис. 89. Мелкие глобулы в южной части
Млечного Пути. Текерей (Радклиффская
обсерватория) впервые в 1951 г. обратил
внимание на изображенные здесь
замечательные темные пятнышки,
представляющие собой различные мелкие
глобулы. (Фотография сделана на эмульсии,
чувствительной к красным лучам, на
телескопе Кертиса — Шмидта
Межамериканской обсерватории в Черро-
Тололо.)
Темные туманности и межзвездная пыль 203
204 Глава 9
Темные туманности и межзвездная пыль
205
Солнца. Эта оценка массы основана
на средних значениях полного
поглощения темных туманностей и на
известных свойствах рассеяния света
на мелких частицах, которые
поглощают сильнее всего. Различные
исследования навели на мысль, что с
этими объектами связано большое
количество газа. Согласно оценкам,
масса космического газа превосходит
массу пыли в 50—100 раз.
Приведенная в третьем столбце табл. 6
оценка массы включает также и массу
связанного с туманностью газа. Со
временем эти облака должны
захватить значительное количество
вещества из окружающего межзвездного
пространства. Можно полагать, что
примерно половину расчетной массы
облака составляют межзвездный газ
и космическая пыль, захваченные за
период в 100 млн. лет. Грубо говоря,
большая часть резко очерченных
облаков должна удвоить свою массу
Таблица 6
Видимые темные туманности
Объект
Большие
облака
Большие
глобулы
Мелкие
глобулы
Средний
радиус,
пс
4
1
0,05
Оценка
массы
в массах
Солнца
2000
60
0,2
Аккреция
за
100 млн.
лет в
массах
Солнца
1000
30
0,05
Рис. 90. Глобулы в туманности «Розетка».
Увеличенная часть рис. 88, на которой
видны многочисленные глобулы, впервые
замеченные здесь Минковским.
(Фотография обсерватории Хэйла.)
за время порядка одного
космического года.
В определенном смысле наиболее
интересными объектами оказываются
крупные и мелкие глобулы. Крупные
глобулы часто кажутся на
фотографиях «дырами в небесах». В области
с абсолютно нормальным, богатым
и однородным звездным фоном вдруг
встречается темное пятно, как будто
фотографическая эмульсия в этом
месте имеет пониженную
чувствительность. На фотографиях с
длительной экспозицией, сделанных с
помощью больших современных
телескопов, иногда видны слабые звезды,
свет которых пробивается сквозь
поглощающее вещество этих глобул.
Можно не сомневаться в том, что эти
темные дыры представляют собой
сфероидальные облака космической
пыли, плавающие сами по себе в
межзвездном пространстве. В табл. 6
приведены их расчетные
характеристики.
Наконец, существуют мелкие
глобулы. Они большей частью
проецируются в виде небольших темных
пятнышек на светящийся фон ярких
туманностей. Сквозь них не
проникает никакой свет, и оценка масс
в третьей строке табл. 6 основана
лишь на догадках о минимальной
массе. Пока не удалось измерить
количество газа в глобулах. Газ
и особенно межзвездные молекулы
содержатся в глобулах в таком
ничтожном количестве, что трудно
получить из наблюдений свидетельства
их присутствия. Здесь следует
отметить, что радиоастрономы открыли
мелкие и очень плотные объекты,
содержащие радикал гидроксила ОН,
расположенные большей частью
вблизи эмиссионных туманностей, но не
совпадающие с мелкими глобулами.
Рис. 91. «Угольный мешок» и Южный
Крест. Фотография вверху составлена из
пяти фотографий, полученных в красном
свете (в линии На) и воспроизведенных
в «Атласеь обсерватории Маунт-Стромло,
подготовленном Роджерсом, Уайтоуком и
их сотрудниками; см. рис. 3. Нижняя
фотография сделана Хоггом с помощью
маленькой камеры. На ней помечено
созвездие Южного Креста, а также
соединены пунктиром звезды а и |3 Центавра.
В правом нижнем углу видна туманность
г\ Киля.
О
Темные туманности и межзвездная пыль
207
Весьма интересно, что мы
наблюдаем в пространстве два вида темных
глобул и разнообразные большие
темные облака. Число их довольно
значительно. В пределах расстояния
1000 световых лет от Солнца, очень
малом по сравнению с диаметром
Млечного Пути, мы находим около
десятка больших облаков и
примерно 100 глобул приличных размеров.
О числе мелких глобул мы не имеем
представления. Мелкие глобулы
видны только тогда, когда они
проецируются на яркие эмиссионные
туманности, поскольку из-за своих
небольших размеров они неразличимы на
звездном фоне. Поэтому мы в
настоящее время не можем сказать, связаны
ли мелкие глобулы исключительно
с периферийными областями
эмиссионных туманностей или они
достаточно часто встречаются в нашей
области Галактики. В целом более
предпочтительно первое
предположение, так как весьма удивительно, что
в некоторых эмиссионных
туманностях они отсутствуют. Мелкие
глобулы, возможно, представляют собой
облака пыли и газа, сжатые
расширяющимся газом на периферии
туманности. Их образованию,
вероятно, способствует давление
ультрафиолетового излучения,
испускаемого горячими звездами классов О
и В, находящимися в центре каждой
эмиссионной туманности.
Самые маленькие глобулы имеют
в поперечнике всего 0,05 пс (10 000
астрономических единиц);
предполагают, что плотность водорода в них
в 100 000 раз выше, чем в
межзвездном пространстве. Во многом они
похожи на протозвезды — звезды и
планетные системы в процессе
образования. Большие глобулы, конечно,
более массивны и заметно
превосходят по размерам своих мелких
собратьев, но они также близки к до-
звездной стадии.
Облака и глобулы — это,
вероятно, объекты, постепенно
превращающиеся в протозвезды или
распадающиеся на скопления протозвезд.
Образованию мелких глобул могут
способствовать волны сжатия,
генерируемые яркими туманностями,
тогда как большие облака и большие
глобулы развиваются, по-видимому,
сами по себе под действием простого
процесса гравитационного сжатия.
Нас не должна смущать довольно
значительная масса больших
облаков. Совсем не обязательно, чтобы
каждая темная туманность сжалась
в отдельную звезду. Наоборот,
рождение звезд возможно в результате
одновременного сжатия многих
меньших облаков в «Угольном мешке»
или в комплексе больших облаков.
Тапия обнаружил, что темное
вещество «Угольного мешка»
распределено очень неравномерно, причем был
открыт ряд глобулоподобных
объектов.
Как можно узнать о размерах,
расстоянии и химическом составе
темной туманности? Данные о
размерах и расстоянии дают нам
подсчеты звезд внутри и вокруг
туманности. Такие подсчеты для двух
участков одинаковых размеров, один
из которых находится внутри темной
туманности, а другой — в соседней
с ней области, обычно дают
одинаковое число ярких звезд. Но по мере
перехода к более слабым звездам
подсчеты показывают, что в
поглощающем участке обнаруживается
значительно меньше звезд, чем в
области сравнения. Расхождение
увеличивается, когда мы включаем в
наши подсчеты все более слабые звезды,
208 Глава 9
Темные туманности и межзвездная пыль
209
Рис. 93. Темная туманность вблизи
р Змееносца. Поглощение света вблизи
центра темной туманности достигает
около 30т. Вблизи края ярко выраженного
поглощения, где на фотографии видны два
далеких шаровых скопления (одно маленькое
непосредственно под центром и другое,
большое, справа внизу от него), поглощение
составляет лишь немногим больше 2т.
Большинство ярких туманностей —
отражательные. Космическая пыль сильно
сконцентрирована на расстоянии 200 пс,
(По фотографии Барнарда, полученной
на обсерватории М аунт-Вилсон
с 10-дюймовой камерой Брюсса Йеркской
обсерватории.)
Рис. 92. Туманности «Северная Америка»
и «Пеликан»; сравните с рис. 74.
(Паломарский атлас неба.)
210
Глава 9
но в конце концов становится
постоянным. Видимая звездная
величина, при которой расхождение
становится заметным, дает нам
некоторое представление о
приблизительном расстоянии до темной
туманности. Выраженное в процентах такое
расхождение для самых слабых звезд
является хорошим показателем
общего поглощения, вызванного облаком.
Вольф одним из первых понял
важность звездных подсчетов для
изучения темных туманностей (рис.
95—97). Статистические методы
анализа таких подсчетов звезд были
разработаны Паннекуком. Большой
разброс абсолютных величин всех типов
подсчитываемых звезд затрудняет
точное определение расстояний до
темных туманностей, но метод Пан-
некука позволяет по крайней мере
сказать, находится ли поглощающее
облако на расстоянии 100, 200 или
600 пс от Солнца. Паннекук далее
показал, что подсчеты, охватывающие
слабые звезды, дают точные сведения
о полном поглощении темной
туманности. «Угольный мешок»
образуется, например, темным облаком,
находящимся на расстоянии около
170 пс от Солнца — совсем близко
в галактических масштабах. Полное
поглощение облака в среднем
немного больше 1т, но в некоторых
плотных участках оно доходит до Зт;
еще большие значения получаются
для глобул Тапия.
В настоящее время определены
расстояния и поглощения пылевых
Рис. 94. Различные темные туманности.
Часть пластинки, снятой в красных лучах
на 48-дюймовом телескопе Шмидта
Паломарской обсерватории, показывает
сложный темный рисунок на фоне звездных
облаков в Стрельце; см. также рис. 8.
(Паломарский атлас неба.)
Темные туманности и межзвездная пыль 211
212
Глава 9
Рис. 95. Схематические кривые Вольфа. А (т), подсчитанных между видимыми
Число звезд на одинаковых участках неба, звездными величинами т — */2 и т-\-*-12, по
подсчитанных в области темной горизонтальной оси — звездная величина т.
туманности и в области сравнения. По На рисунке эффект темной туманности
вертикальной оси — логарифмы числа звезд становится заметным вблизи т = 10,5*
10 000
S юоо
ф
CQ
Г)
о
| юо
10^
1
-
~^0'
\у
у
.1
1 1 | 1 1 1 ¦ - ! "-I
^^<^х"'
^^^^л 1
I I I L 1 1 1 1
10 11 12 13 14 15
Фотографическая звездная величина
16
17 й
Рис. 96. Кривые Вольфа для темной сравнения, пунктирная — подсчетам в
туманности в Лебеде. Звездные подсчеты поглош,ающей области. По вертикали
Франклина (Гарвард) дали возможность отложены числа звезд между
построить эти кривые для темной фотографическими видимыми звездны чч
туманности, проецирующейся на звездное величинами т — */2 и т + V2, отне<енные
облако в Лебеде. С плотная кривая
соответствует подсчетам в области
к площади неба один квадратный гр-гдус.
Темные туманности и межзвездная пыль
213
облаков для большинства крупных
поглощающих областей. В
развилке Млечного Пути темные
туманности в созвездии Орла и к югу от него
находятся сравнительно близко к
Солнцу,— согласно оценкам,
расстояние до них составляет менее
200 пс; туманности же развилки,
расположенные в созвездии Лебедя,
Рис. 97. Модель темной туманности.
Звездные подсчеты в поглощающей области
на рис. 96 можно объяснить, исходя из
предположения, что на расстоянии 1500 пс
находятся на больших расстояниях —
от 600 до 1000 пс. Большая темная
туманность в Тельце также близка
к нам (140 пс), но южнее нее в
Орионе, Единороге, Корме и Парусах
видна связанная система не столь
плотных темных туманностей на
расстоянии 600 пс от Солнца.
Общие подсчеты звезд сами по
себе много говорят нам о расстоянии
и поглощении данной темной
туманностью, но даже если
воспользоваться улучшенными методами анализа,
то остается некоторая
неопределенность из-за большого разброса
абсолютных звездных величин звезд.
Поэтому для дальнейшего изучения
темных туманностей мы должны
обратиться к статистическим методам,
основанным на спектрах и цветах
слабых звезд. Даже одна массовая
классификация спектров позволяет
получить улучшенные расстояния до
темных туманностей. Цвета слабых
звезд известных спектральных
классов дают, кроме того, возможность
определить степень покраснения
света при прохождении через темную
туманность.
Первое обширное исследование
влияния темной туманности на цвета
Темная туманность
поглощает 1,5т
от нас находится темная туманность
с полным фотографическим поглощением
1,5т. (Результаты Франклина.)
слабых звезд, наблюдаемых сквозь
нее, было проведено в начале 30-х
годов шведским астрономом
Шаленом, обнаружившим, что хотя свет
звезд и краснеет при прохождении
через туманность, но это покраснение-
довольно мало. Степень покраснения
почти полностью зависит от средних
размеров частичек космической пыли:
в туманностях. Шалён пришел к
выводу, что наиболее эффективно
поглощают свет мельчайшие
космические зернышки диаметром около
0,00002 см. К сожалению,
наблюдаемые цветовые эффекты в спектрах
звезд, видимых сквозь темные
туманности, не позволяют сделать
определенный вывод о химическом составе
частиц. Шалён высказал довольно
приемлемое в те годы предположение,
что мельчайшие пылевые частицы —
металлические, представляющие со-
214
Глава 9
бой скорее всего соединения железа,
цинка или меди. Со времени
пионерских работ Шалена произошло
много событий. Было доказано, что
водород и легкие элементы встречаются
в межзвездном пространстве в
гораздо больших количествах, чем
тяжелые металлы. Изучение
отражательной способности ярких
отражательных туманностей, описанных в
предыдущем разделе, показало также,
что многие межзвездные частицы,
вероятно, состоят из углерода, азота,
кислорода и водорода. Большинство
астрофизиков сейчас склоняются в
пользу гипотезы о неметаллическом
составе космических пылинок, хотя
серьезные сомнения в этом вновь
возникли после открытия
межзвездной поляризации света, о которой
мы расскажем ниже в этой главе.
Исследования в инфракрасном
свете дают много новой информации
о природе и происхождении пылевых
частиц. Некоторые звезды,
характеризующиеся необычайно высокой
яркостью в инфракрасных лучах,
по-видимому, обладают весьма
обширными пылевыми атмосферами.
Возможно, что в этих атмосферах
образуются силикатные частицы,
которые затем выбрасываются в
межзвездное пространство. И
действительно, силикатные частицы — часто
встречающаяся разновидность
межзвездных пылинок.
ОТНОШЕНИЕ КОЛИЧЕСТВА
ГАЗА И ПЫЛИ
Сосуществование межзвездного газа
и пыли во многих областях Млечного
Пути поставило перед
астрофизиками вопрос, постоянно ли повсюду
в пространстве отношение средних
плотностей газа и пыли. Были
сделаны попытки ответить на этот
вопрос как чисто теоретически, так и на
основе надежных оптических или
радионаблюдений.
Чисто теоретическим подходом
характеризуется тщательная работа
Спитцера и Саведова (Принстонская
обсерватория). Если общая
плотность газовой компоненты по
крайней мере в 10 или, возможно, в 100
раз превышает плотность пылевой
компоненты, то можно показать, что
газ должен в полном смысле слова
«тащить» за собой крошечные пылевые
частицы. Тогда пыль будет просто
показывать направление движения
газа, и повсюду может
поддерживаться весьма постоянное отношение
между плотностью межзвездного газа
и пыли. Понятно, однако, что
постоянная пропорция такой смеси будет
сохраняться лишь в очень малых
объемах и что имеется много
факторов, которые способны образовать
разную смесь в двух областях
системы Млечного Пути, далеко
отстоящих друг от друга. Теоретические
исследования помогают лишь выбрать
направление при истолковании
наблюдений, сама же по себе теория
не может дать решения проблемы.
К сожалению, другой подход, т. е.
наблюдения с помощью
фотографических, спектральных и
радиометодов, не дал окончательного ясного
ответа. Наблюдения, проводимые на
подходящих телескопах, не дают
окончательного ответа по той
простой причине, что излучение атомов
нейтрального водорода в холодных
межзвездных облаках не обнаружи-
мо в фотографической, визуальной
или красной областях спектра.
Нейтральный водород выдает свое
присутствие лишь по радиоизлучению
на волне 21 см.
Темные туманности и межзвездная пыль
215
Первые исследования
радиоизлучения нейтрального водорода с
помощью радиотелескопа проводили
Лилли и другие на Агассизовской
станции Гарвардской обсерватории.
Лилли обнаружил, что большой
комплекс темных туманностей в Тельце
является областью, в которой
интенсивность излучения с длиной волны
21 см значительно больше средней
для этой галактической широты. Там,
где находятся очень большие
скопления космической пыли, гораздо выше
средней и концентрация
межзвездного водорода. Лилли показал, что
для комплекса в Тельце средняя
плотность нейтрального водорода
примерно в 100 раз больше
расчетной средней плотности космической
пыли. В этом комплексе, таким
образом, много нейтрального водорода
на каждую пылевую частицу.
Представляется вероятным, что
водород в более плотных пылевых
облаках находится большей частью
либо в молекулярной форме Н2, либо
намерзает на мельчайшие частицы
пыли. Второе предположение в
последнее время получило серьезную
поддержку. Твердые частицы,
составляющие основу мелких пылевых
облаков, должны иметь очень низкую
температуру. Викрамасинг, Реддиш
и др. высказали предположение, что
твердый водород Н2 конденсируется
на космических пылинках, которые,
по их мнению, состоят из графита.
В темных туманностях, подобных
«Угольному мешку», или в мелких
глобулах температура космических
пылинок может снижаться до 3 К.
Присутствие радикалов гидроксила
ОН в очень мелких облаках,
расположенных по внешней кромке
областей НИ, является еще одним
свидетельством процесса образования
молекул. Это обстоятельство также
говорит о том, что отсутствие
нейтрального атомарного водорода
вовсе не означает полного отсутствия
водорода в наблюдаемом объекте.
Постулируемые Викрамасингом и
Реддишем графитовые сердцевины
имеют радиус 0,05 мкм, а радиус
водородной оболочки может быть
в четыре раза больше.
В предыдущей главе мы уже
упоминали, что проведенный в Прин-
стоне анализ данных, полученных на
спутнике «Коперник», показал
преобладание молекулярного водорода
в некоторых областях межзвездного
пространства. Контрольные линии
поглощения молекулярного
водорода Н2 отчетливо выражены в
ультрафиолетовых спектрах звезд,
испытавших сильное покраснение, а в
спектрах непокрасневших звезд они
большей частью отсутствуют.
Поскольку покраснение свидетельствует
о присутствии облаков космических
пылинок между звездой и Землей,
мы можем заключить, что
молекулярный водород преобладает в облаках
космической пыли. По расчетам в
Принстоне более 1/10 водорода,
связанного с облаками космической
пыли, находится в молекулярной
форме. В межзвездном же газе доля
молекулярного водорода в среднем
меньше одной миллионной.
Молекула водорода Н2 может образоваться
и существовать только в холодных
плотных облаках космической пыли,
где эта молекула защищена от
разрушительного ультрафиолетового
излучения звезд классов О и В.
КОСМИЧЕСКАЯ ДЫМКА
В своих исследованиях
межзвездного вещества мы много внимания
216
Глава 9
уделили поглощающим облакам.
А как же обстоит дело с областями,
где в больших количествах сияют
слабые звезды и для которых нет
прямого доказательства наличия
пыли? Мы привыкли к тому, что
повсюду в Млечном Пути встречаем линии
поглощения межзвездного газа,
выдающие его присутствие. Но атомы
водорода, кальция и натрия могут
поглощать свет лишь в некоторых
определенных длинах волн, и
присутствие газа не приведет к какому-
либо общему рассеянию или
покраснению света далеких звезд. Если мы
обнаружим эффекты рассеяния и
покраснения света далеких объектов
за пределами видимых
поглощающих облаков, то нам придется
оставить место в анкетах переписи
космического населения для общей
дымки, создаваемой межзвездной
пылью.
Сфотографировав любую область
неба, расположенную по крайней
мере в 25° от пояса Млечного Пути,
мы, как правило, найдем на
пластинках изображения слабых спиральных
или эллиптических туманностей. Мы
называем их «галактиками», потому
что это — далекие звездные системы,
причем некоторые из них сходны
с нашей системой Млечного Пути.
Все они находятся далеко за
пределами системы Млечного Пути. Они
начинают выходить на фотографиях,
полученных с помощью
10-дюймового рефрактора, при экспозиции
длительностью 1 ч. Трехчасовая
экспозиция на 16- или 24-дюймовых
телескопах часто дает уже сотни таких
галактик в некоторых областях неба
за пределами полосы Млечного Пути.
Много таких объектов встречается
на всех обычных пластинках, снятых
с большими рефлекторами за
пределами Млечного Пути, в областях
с галактическими широтами от 40
до 90° к северу и югу от
галактического экватора.
На фотографиях областей в
полосе Млечного Пути, сделанных даже
на мощных телескопах и с
продолжительными экспозициями, может и
не быть изображений таких
туманностей. Что это означает? Значит ли
это, что в указанных направлениях
нет слабых галактик или что они
скрыты от нас общим межзвездным
поглощением? Теперь почти не
остается сомнений в том, что
виновником отсутствия галактик на
фотографиях Млечного Пути является
космическая дымка. Далекие галактики,
вероятно, существуют во всех
направлениях, но расположенные вдоль
галактического экватора скрыты от
нас межзвездным веществом,
находящимся в центральной
плоскости нашей Галактики или около
нее.
Теперь, когда мы узнали о
присутствии всепроникающей
космической дымки вблизи плоскости
Млечного Пути, попытаемся выяснить,
насколько в среднем свет звезды
Млечного Пути, находящейся,
скажем, на расстоянии 1000 пс,
поглощается этой дымкой. Для этого
рассмотрим объекты известной
абсолютной звездной величины и оценим их
расстояния двумя методами:
тригонометрическим, свободным от
влияния межзвездного поглощения, и
методом, полностью основанным на
измерениях блеска. Последний метод
дает слишком большие оценки
расстояний, так как они включают в
себя весь эффект межзвездного
поглощения. Найдем поглощение между
Темные туманности и межзвездная пыль
217
Солнцем или Землей и звездой (или
скоплением) в звездных величинах,
определив поглощение, требуемое для
приведения в согласие значений,
полученных обоими методами. Зная
полное поглощение и
тригонометрическое расстояние, мы можем найти
среднее поглощение в звездных
величинах на 1000 пс в направлении
исследуемой звезды.
Этот метод предпочтительно
применять для звезд классов О и В,
взятых отдельно, в рассеянных
скоплениях или в ассоциациях, но
ценны также и исследования долгоперио-
дических цефеид. К сожалению,
поскольку необходимо изучать звезды
или группы звезд, находящиеся на
расстояниях 1000 пс и более, методы
тригонометрических параллаксов и
собственных движений
малопригодны. Поэтому мы обращаемся к
влиянию вращения Галактики на
лучевые скорости звезд классов О и В
и цефеид и используем описанный
в гл. 6 метод Камма для определения
среднего тригонометрического
расстояния до группы звезд, которые,
по-видимому, находятся на
примерно одинаковом расстоянии от Солнца.
Мы замечаем, что полученные таким
образом расстояния не подвержены
влиянию ослабления света звезды
межзвездным поглощением и
поэтому являются истинными средними
расстояниями. Далее, по известным
средним абсолютным звездным
величинам, найденным по диаграмме
спектр — светимость для звезд
классов О и В или по зависимости
период — светимость для цефеид, мы
находим средние расстояния d, не
исправленные на межзвездное
поглощение, по формуле
5 lg d=(m — M) + S,
где т — видимая звездная величина
звезды, а М — ее абсолютная
звездная величина. Затем мы определяем,
каким должно быть поглощение,
чтобы полученные расстояния
совпадали.
Трюмплер нашел, что в
фотографических лучах поглощение вблизи
галактического экватора на
расстоянии 1500 пс от Солнца достигает
примерно 1ш. Сходные результаты были
получены при изучении влияния
галактического вращения на лучевые
скорости далеких звезд, подобных
цефеидам; первые надежные оценки
поглощения для цефеид были
получены Джоем. Геометрические методы
дают даже в лучшем случае лишь
среднее поглощение. Представляя
сами по себе значительный интерес,
эти средние величины почти ничего
не говорят о характеристиках
поглощения для данного направления в
Млечном Пути, потому что, как мы
уже отмечали, неравномерность
распределения является одной из
главных характеристик межзвездной
пыли, создающей космическую
дымку.
Чтобы изучить поглощение в
данном направлении, мы предпочитаем
методы, основанные на
пространственном покраснении, испытываемом
светом отдельных далеких звезд.
Главными объектами подобных
исследований являются звезды классов
О и В, как отдельные, так и в
скоплениях, а также цефеиды.
Фотоэлектрическим или каким-либо другим
методом измеряется показатель
цвета звезды В — V, а затем по
диаграмме спектр — светимость для звезд
классов О и В или по периоду
изменения блеска долгопериодических
цефеид устанавливается истинное
значение (В — V)Q — истинный показа-
218
Глава 9
тель цвета звезды. Обычно
оказывается, что наблюдаемое значение
В — V больше, чем (В — 7)0, и
разность их объясняется эффектом
покраснения, вызванным космической
пылью. Эта разность называется
избытком цвета исследуемой звезды
или скопления.
Нетрудно доказать, что
межзвездное поглощение света — общее
явление. Его влияние великолепно
показано на рис. 98 и 99. Далекое
рассеянное скопление, ясно видимое на
рис. 98 справа — на фотографии,
полученной Вестерлундом в
инфракрасных лучах, малозаметно на средней
фотографии в желтых лучах и
совершенно невидимо на фотографии слева
в голубых лучах. На рис. 99
приведена репродукция двух фотографий
шарового скопления, полученных
Вальтером Бааде. Фотография слева
сделана на эмульсии, чувствительной
к красным лучам, а справа — на
эмульсии, чувствительной к
голубым лучам. Экспозиция была
выбрана таким образом, чтобы
изображения звезд с показателем цвета,
равным показателю цвета Солнца, были
примерно одинаковы. По
изображению шарового скопления и
отдельных звезд видно, что влияние
межзвездного поглощения гораздо
сильнее на фотографии в голубых
(справа), чем на фотографии в красных
лучах. В некоторых случаях
эффекты пространственного покраснения
можно наблюдать даже визуально.
Наблюдатели, работающие на
больших рефлекторах и изучающие цвета
звезд класса В, привычно
отождествляют данную звезду В в окуляре
телескопа по ее заметному
бело-голубому цвету по сравнению с более
желтым или красноватым цветом
других звезд. Но если смотреть на сла-
Рис. 98. Южное рассеянное скопление,
свет которого подвергся сильному
покраснению. Три фотографии одного и
того же звездного поля, снятые
Вестерлундом, демонстрируют эффект
межзвездного покраснения света. Слева
направо помещены фотографии, снятые на
эмульсиях, чувствительных к голубой,
желтой и ближней инфракрасной области.
(Фотография получена камерой Шмидта
Уппсалъской обсерватории.)
бые звезды класса В в общем
направлении на центр Галактики, то они
кажутся желтоватыми, а некоторые
даже красноватыми.
Как же исправить расстояния
покрасневших звезд на межзвездное
поглощение? В следующем разделе
мы узнаем, что отношение между
наблюдаемым избытком цвета и
соответствующим общим визуальным
поглощением довольно постоянно. Это
Темные туманности и межзвездная пылъ
219
отношение определяется
распределением по размерам и химическим
составом поглощающих межзвездных
частиц. Если избыток цвета Ев—v
определить как
EB_v = (B-V)Ha6n-(B-V)0,
то соответствующее полное
визуальное поглощение A v, выраженное в
звездных величинах, составляет
Av = S,2EB_v-
Точное значение коэффициента
перехода 3,2 можно определить методами,
объясняемыми в следующем разделе.
Это отношение справедливо для всех
направлений на небе, кроме
нескольких. Таким образом, истинное
расстояние звезды находится по формуле
5 lgd = (m — M) + b — Av.
ПОГЛОЩЕНИЕ СВЕТА
В КОСМИЧЕСКОМ ПРОСТРАНСТВЕ
И МЕЖЗВЕЗДНЫЕ
ПЫЛИНКИ
Очевидно, для исследований нашей
Галактики крайне важно узнать как
можно больше о свойствах
межзвездных пылинок. Они образуют
разнообразные темные туманности,
большие и маленькие, и вызывают общую
космическую дымку. Прежде всего
мы хотим побольше узнать о самих
частицах, но надеемся также извлечь
из их характеристик надежную
информацию о коэффициенте, который
связывает полное поглощение с
наблюдаемым избытком цвета.
Наиболее всеобъемлющую первую
люпытку вывести закон межзвездно-
220
Глава 9
Рис. 99. Две фотографии шарового
скопления NGG 6553. Это шаровое
скопление, лежащее в области с большим
поглощением света, было дважды
сфотографировано Бааде на 100-дюймовом
телескопе Хукера обсерватории Маунт-
Вилсон. Фотография слева — на эмульсии,
чувствительной к красным лучам, справа —
к голубым лучам. (Фотография обсерватории
Хэйла.)
го поглощения света из данных
наблюдений предпринял Уитфорд в
1948 г. Сравнивая изменения в
распределении интенсивности в спектре
с длиной волны, наблюдаемые у
некоторых звезд класса О и ранних
подклассов В, подвергшихся
сильному покраснению, с распределением,
вытекающим из их спектральных
классов и светимостей, он определил,
в какой мере свет подвергся
поглощению на каждой длине волны. По-
Темные туманности и межзвездная пыль
221
скольку наблюдения указывают, что
поглощение убывает при переходе
от голубой к красной и инфракрасной
областям спектра, Уитфорд допустил,
что в максимально далекой
наблюдаемой инфракрасной области
поглощения не будет совсем. Затем он вывел
для каждой длины волны общее
поглощение А, выраженное в
звездных величинах, получив его
значение для каждой пары длин волн,
например для соответствующих В
и V. Затем он снял со своей кривой
избытки цвета Ев-v, также
выраженные в звездных величинах.
Основной результат Уитфорда состоит в
том, что в среднем — и с очень
небольшим разбросом — полное
визуальное поглощение Av связано
с избытком цвета формулой
Ау/Ев_у = 3,2.
По правилу Уитфорда мы можем
получить общее визуальное
поглощение А у, ослабляющее свет звезды
на стандартной визуальной длине
волны, умножая наблюдаемый
избыток цвета Ев-v на 3,2.
Все шло хорошо! Однако еще
в 1948 г. на горизонте маячили
грозовые тучи. Уже в 1937 г. Бааде
и Минковский показали, что
коэффициент 3,2 нельзя применять к
звездам ранних классов В в «мече»
Ориона; подозрительной была и
область в Лебеде. Имелись
свидетельства того, что в некоторых местах
коэффициенты достигают 6.
Результаты Уитфорда применимы
к длинам волн в диапазоне от 3500
до примерно 21000 А; атмосфера
Земли не пропускает
ультрафиолетовое излучение с длиной волны
короче 3500 А, а инструменты
Уитфорда не позволяли регистрировать
инфракрасное излучение за пределами
21 000 А. Примерно в 1961 г.
Г. Л. Джонсон приступил к
исследованиям в более далекой
инфракрасной области, в диапазоне от 50 000
до 102 000 А (на длинах волн 5—
10 мкм). Он обнаружил, что
приведенное выше значение
коэффициента 3,2 — это минимальное значение
и что для некоторых направлений
оно достигает 6 и 7. Сначала
результаты Джонсона буквально
ошеломили. Однако последующие
исследования в инфракрасном свете
показали, что завышенные значения
Джонсона большей частью связаны с
особенностями тех звезд, которые он
наблюдал, и что коэффициент 3,2
справедлив для большинства
направлений в Млечном Пути. В то же
время в некоторых областях Млечного
Пути действительно имеют место
отклонения от средних условий,
например в центральной части
туманности Ориона и в области созвездия
Лебедя.
Дальнейшие космические
исследования принесут дополнительную
информацию о покраснении в
ультрафиолетовом диапазоне. Богжесс,
Боргман и Стекер первыми продлили
кривую от 3500 до 1400 А- Они
обнаружили указания на максимум
поглощения у длины волны 2000 А.
Более точные данные поступили с
Орбитальной астрономической
обсерватории ОСО-2. Б лесс и Сэведж
опубликовали кривую поглощения
с отчетливо выраженным максимумом
у длины волны 2175 А. В
составленной ими таблице приведено
отношение избытков цвета E^-v и Ев-у,
где X — длина волны в
ультрафиолетовом диапазоне. Ниже помещается
эта таблица:
222
Глава 9
Mb А)
4400
3300
2500
2175
2000
1500
1250
1100
Ек _ у/Е^
1,0
1,9
4,1
6,8
5,6
4,3
6,0
8,4
Точная длина волны максимума
вблизи Х2175 А несколько изменяется от
звезды к звезде, так же как и
наблюдаемое отношение избытков цвета.
В постепенном увеличении этого
отношения по мере перехода к более
коротким волнам нет ничего
неожиданного, но происхождение горба
у X = 2175 А остается загадкой.
Исследователи, работающие в
инфракрасном диапазоне, также вносят
полезный вклад в изучение
межзвездной среды. Спектры холодных
и очень красных сверхгигантов
характеризуются ярко выраженным
поглощением у длины волны X =
= 97 000 А, существование которого
особенно подчеркивали Вульф и Ней
(Миныесотский университет).
Имеются данные, подтверждающие
предположение о том, что атмосферы
холодных сверхгигантов выбрасывают в
больших количествах твердые
силикатные частицы. О присутствии таких
частиц свидетельствует
инфракрасная область спектра туманности
Ориона. Имеются также указания
на присутствие водяного льда,
вероятно, в виде оболочек,
окутывающих частицы силикатов; чистый же
лед встречается весьма редко.
Проведенные Хаффманом и Стэппом (Ари-
зонский университет) лабораторные
исследования подтверждают
гипотезу о том, что диаметры частиц
силикатов заключены в довольно
ограниченных пределах. Данные,
полученные Цельнером (Аризонский
университет) при поляризационных
исследованиях, показывают, что
излучение отражательных туманностей
поляризовано в инфракрасной области;
это также подтверждает присутствие
силикатов. Следует отметить, что
межзвездная линия кремния, хотя
и вполне отчетлива, однако не
слишком интенсивна. Вульф подсчиталг
что 50™ поглощения в визуальных
лучах вблизи 4400 А соответствуют
лишь 1т поглощения в инфракрасных
лучах при 97 000 А!
Что же говорят эти результаты
о виде частиц, встречающихся в
межзвездном пространстве, и об их
размерах? Мы уже отметили, что
самыми распространенными вполне могут
быть частицы силикатов. Но весьма
вероятно присутствие также
некоторых соединений углерода с примесью
металлов, в первую очередь железа.
Было выдвинуто предположение о
существовании «частиц грязного льда»,
представляющих собой смерзшиеся
агрегаты соединений водорода с
углеродом, азотом, кислородом;
возможно, имеются также какие-то твердые
частицы в ледяной оболочке. Важно
отметить, что накапливается все
больше и больше данных,
свидетельствующих о том, что многие
межзвездные частицы возникают в атмосферах
холодных звезд. Мы уже говорили
о частицах силикатов. Убедителен
также пример углеродных
соединений, образующихся в атмосферах
некоторых холодных звезд. Особую
разновидность переменных звезд
представляют собой звезды типа
R Северной Короны. Большую часть
времени их блеск постоянен, но
затем они внезапно начинают
меркнуть в результате грандиозных из-
Темные туманности и межзвездная пыль
223
менений, происходящих в их
атмосфере. По-видимому, в ней внезапно
возникают в очень больших
количествах твердые частицы углерода.
После выброса из атмосферы эти
частицы становятся межзвездными,
а звезда восстанавливает свой блеск
с тем, чтобы через некоторое время
снова померкнуть! Заметим, что этот
механизм еще в 1938 г. был
предложен О'Кифом, тогда
студентом-выпускником Гарвардского
университета.
Мелкие частицы, выброшенные в
межзвездное пространство
холодными звездами, должны стать
прекрасными центрами конденсации. Они
холодные, с температурой от 100 К
(—173 °С) до 3—5 К, и можно
ожидать, что межзвездные атомы,
сталкиваясь с пылинками, часто
прилипают к ним, в полном смысле слова
намерзают на них. Преобладание
в темных туманностях молекул
показывает, что молекулы образуются
в межзвездном пространстве, и вряд
ли можно найти более подходящие
условия для соединения атома с
другим (или другими) атомом и
образования молекулы, чем на поверхности
холодной частицы внутри темной
туманности. Темная туманность играет
также роль хорошего экрана для
защиты молекулы от
разрушительного ультрафиолетового излучения.
МЕЖЗВЕЗДНАЯ ПОЛЯРИЗАЦИЯ
СВЕТА
Поляризационные очки задерживают
большую часть солнечных лучей,
отраженных полотном дороги, так
как они эффективно поглощают лучи
с определенной поляризацией.
Эффекты поляризации наблюдались в
рассеянном свете солнечной короны
и в атмосферах планет, но до 1949 г.
никто не предполагал, что свет
далеких звезд может поляризоваться при
прохождении сквозь межзвездную
среду.
Чтобы поляризовать свет далеких
звезд, требуется не только
преобладание в межзвездном пространстве
частиц несколько вытянутой формыг
но и какой-то мощный механизм,
способный придать им определенную
ориентацию в очень больших
объемах пространства. Это казалось
совершенно невозможным, так что
опубликованные в 1949 г. одновременно
Холлом (Морская обсерватория,
США) и Хилтнером (обсерватория
Мак-Дональд) сообщения об
обнаружении поляризации света далеких
звезд нашей Галактики вызвали
большое удивление. Наблюдения Холла
и Хилтнера были выполнены на
фотоэлектрических поляриметрах. Это —
приборы, позволяющие сравнивать
измерения блеска любой звезды в
различных плоскостях колебаний.
Показания фотоэлектрических
приборов гарантируют замечательно
высокую точность измерения, что
чрезвычайно важно, когда имеешь дело
с такими слабыми наблюдаемыми
эффектами, как эффекты межзвездной
поляризации. Даже в лучшем случае
разность интенсивностей для
плоскостей наибольшей и наименьшей
интенсивностей составляет не более
0,15т, а для большинства более
далеких покрасневших звезд эта
разность меньше 0,03ш.
К настоящему времени
наблюдалось достаточно много различных
далеких звезд, поэтому мы можем
определенно сказать, что
поляризация вызывается твердыми частицами
межзвездного пространства.
Поляризации подвергается свет всех далеких
224
Глава 9
60°
40 1
20
& о
-20
-40
-60
со/
—tT ;
\; 1/0\у
'^-чло^-' y-s
¦>"¦ .sr...-
180
150
—г"^
120
90
60
-т-
30
Долгота
.звезд в полосе Млечного Пути
независимо от их спектрального класса
или абсолютной звездной величины.
Сильные эффекты поляризации
наблюдаются лишь у звезд, свет которых
очень заметно покраснел под
воздействием находящейся перед ними
космической пыли, хотя заметное
покраснение не обязательно
сопровождается высокой степенью
поляризации. Тот факт, что поляризация
и покраснение обычно сопутствуют
друг другу, является серьезным
доводом в пользу гипотезы о связи
поляризации с космической пылью.
Это заключение подтверждается
замечательным наблюдением: весьма
значительные области Млечного Пути
часто имеют сходные
характеристики поляризации. Например, далекие
звезды на большой площади неба
Рис. 100. Оптическая поляризация. На
схеме суммированы все имеющиеся данные
о межзвездной поляризации света в
Галактике. Нанесены электрические
векторы поляризации для 7000 звезд.
Мэтъюсон на обсерватории Сайдинг-Спринг
провел измерения для 1800 звезд: остальные
данные взяты из каталогов Холла,
Хилтнера, Вера, Лодена, Аппенцеллера,
в направлении созвездия Персея
показывают сравнительно высокую
степень поляризации, а их главные
плоскости поляризации удивительно
совпадают. Такие явления можно
понять, лишь предположив, что
поляризация вызывается
межзвездными облаками или комплексами
облаков протяженностью порядка
нескольких сотен парсек, состоящими
из удлиненных частиц,
ориентированных примерно параллельно друг
другу. В некоторых областях Млеч-
Темные туманности и межзвездная пыль
225
—i—
330
300
270
240
—i—
210
180°
Вишванатана и Е. Смит. Кружки
отмечают положения звезд со степенью
поляризации Р < 0,08; тонкие линии —
векторы для звезд с 0,08 < Р < 0,60;
жирные линии — векторы для звезд с Р >
>0,60. (Из статьи Д. Мэтъюсона в
журнале «Memoirs of the Royal Astronomical
Society».)
ного Пути параллельная ориентация
очень заметна, а в других плоскостях
поляризации картина более
запутанна. Это очень хорошо видно на
рис. 100.
Чтобы вызвать заметную
поляризацию света далеких звезд,
необходимо прежде всего присутствие в
межзвездном пространстве каких-то
вытянутых частиц и, кроме того,
требуется какой-то механизм,
ориентирующий эти частицы более или менее
параллельно в очень больших
объемах пространства. В настоящее
время почти никто не сомневается в том,
что ориентация частиц обусловлена
крупномасштабными межзвездными
магнитными полями. Чтобы
достигалась ориентация, достаточная для
объяснения наблюдаемой
поляризации, требуются частицы по крайней
мере яйцевидной формы, содержащие
примеси каких-либо металлов
(железо?); кроме того, согласно лучшей
из имеющихся теорий, теории Дэви-
са и Гринстейна, напряженность
магнитного поля должна составлять по
порядку величины 0,00001 гаусса.
По этой теории мельчайшие
межзвездные частицы быстро вращаются.
Указанная напряженность
магнитного поля ничтожно мала по
сравнению с магнитными полями Солнца
и Земли, однако действие этих
чрезвычайно слабых полей
распространяется на сотни парсек.
226
Глава 9
Теория Дэвиса и Гринстейна в
настоящее время, по-видимому,
общепризнанна, но, как всегда, остается
ряд нерешенных проблем. Теория
требует, чтобы обширные области
были пронизаны магнитными полями
напряженностью примерно в 10 раз
большей, чем самые сильные
крупномасштабные поля, наблюдаемые
методами радиоастрономии,
напряженность которых всего лишь
несколько миллионных долей
гаусса вблизи плоскости Галактики.
Б. Т. Линде и Викрамасинг
высказали предположение, что легче всего
объяснить наблюдаемую
поляризацию при магнитных полях
напряженностью от 0,000010 до 0,000003
гаусса существованием графитовых
ядер, покрытых ледяной оболочкой.
Весьма полезные данные о
свойствах поляризующих частиц можно
получить, исследуя зависимость
степени поляризации высокополяризо-
ванного света некоторых звезд от
длины волны. Герельс и его
сотрудники по Лаборатории Луны и планет
и Вишванатан (обсерватория Маунт-
Стромло) специально изучали это
явление. У большинства звезд
поляризация максимальна на длинах
волн между 5100 и 5800 А, причем
было найдено, что степень
поляризации уменьшается к красному и сине-
фиолетовому концам спектра. Балон-
ные наблюдения показали, что
степень поляризации падает с разным
темпом в далекой ультрафиолетовой
области. Согласно гипотезе,
высказанной Серковским, некоторые
различия могут объясняться
поляризационными свойствами звездных
оболочек, а не межзвездного
пространства. Однако наблюдаемое резкое
понижение степени поляризации к
далекому ультрафиолету, вероятно,
говорит в пользу графитовых ядер
с ледяной оболочкой, которые, по
расчетам Викрамасинга и др.,
должны проявлять подобную зависимость
от длины волны.
Одним из наиболее
замечательных явлений, свидетельствующих о
существовании крупномасштабных
магнитных полей, оказывается
ориентация волокон темных и ярких
туманностей на довольно больших
участках Млечного Пути; особое
внимание этому явлению уделили
Г. А. Шайн и Е. Л. Рускол.
Г. А. Шайн установил, что для
некоторых участков направление
магнитного поля определяет наблюдаемую
вытянутость темных туманностей. Он
обнаружил (рис. 101), что
ориентация рассматриваемого магнитного
поля в пределах допустимых ошибок
согласуется с найденной по
наблюдаемым эффектам поляризации света
звезд, видимых сквозь эти
туманности.
Не следует думать, что эффекты
поляризации вызываются одной лишь
космической пылью. И. С.
Шкловский теоретически доказал, что
эффект сильной поляризации
может создаваться электронами,
движущимися с огромными скоростями
в межзвездных магнитных полях.
А. В. Домбровский наблюдал этот
эффект в Крабовидной туманности
(рис. 83); его измерения были
подтверждены и продолжены Оортом
и Вальравеном, которые
обнаружили в некоторых областях
Крабовидной туманности почти полную
поляризацию. Бааде сфотографировал
внутреннюю волокнистую структуру
Крабовидной туманности с очень
высоким разрешением и выделил
отдельные волокна диаметром
порядка 1—3", обладающие стопроцентной
Темные туманности и межзвездная пыль
227
поляризацией. Поляризация, вызы- фотоэлектрический обзор был завер-
ваемая этим так называемым син- шен в 1939 г. Стеббинсом, Хаффером
хротронным эффектом, обусловлена и Уитфордом (Висконсинский уни-
>-я
Jk
^Т
<%?—-?^^-
0°
-10
-15
Рис. 101. Связь между темными
туманностями и поляризацией. Г. А. Шайн
обратил внимание на тенденцию длинных
волокнистых структур в эмиссионных
туманностях и темных облаках
располагаться параллельно галактическому
экватору. Рисунок показывает область в
самим объектом, в котором она
наблюдается, в данном случае Крабо-
видной туманностью. Этот эффект
не дает нам никакой информации
о свойствах межзвездной среды.
ДАННЫЕ О МЕЖЗВЕЗДНОМ
ПОКРАСНЕНИИ СВЕТА
Наиболее полная картина
межзвездного покраснения света
выявляется при измерениях избытков цвета
звезд классов О и В. Первый точный
созвездиях Персея и Тельца с темными
туманностями. Короткие линии указывают
направления межзвездных магнитных
силовых линий, найденные по наблюдениям
поляризации света далеких звезд,
проведенным Хилтнером и Холлом.
верситет и обсерватория Маунт-Вил-
сон). Их основной список содержит
точные фотоэлектрические цвета 1332
звезд классов О и В. Поскольку
звезды классов О и В имеют очень
высокую светимость и потому видны
с больших расстояний, они весьма
удобны для исследования
межзвездного покраснения. Эти работы были
продолжены и развиты многими
астрономами как в северном, так и в
южном полушариях. Для большинства
звезд классов О и В имеются теперь
точные определения избытков цвета
228
Глава 9
и спектральных абсолютных звездных
величин, определенных по спектрам
в системе Моргана — Кинана —
Келлмана. Для определения
избытков цвета используются
наблюдаемые показатели цвета в системе UBV
Джонсона и uvby Стрёмгрена. Таким
образом, накоплен богатый материал
о межзвездном покраснении.
Сильное покраснение звезд
характерно для некоторых областей
Млечного Пути, в частности для
центра Галактики. Бок и ван Вейк
открыли слабую звезду класса В
в участке с поглощающей материей
недалеко от направления на
галактический центр, покраснение которой
так велико, что общее
фотографическое поглощение оценивалось
примерно в 6,5т. Другими словами, эта
звезда звездной величины 10w
класса В была бы весьма заметным
объектом на небе: ее фотографическая
величина была бы между 3 и 4Ш,
если бы на пути к Солнцу ее свет
так сильно не поглощался.
Межзвездное покраснение света обычно
нигде так сильно не проявляется,
как в направлении на галактический
центр, но, насколько мы знаем, все
слабые звезды классов О и В в
полосе Млечного Пути испытывают
заметное влияние этого эффекта. Таким
образом, мы приходим к выводу о том,
что в полосе Млечного Пути нет
направления, совершенно
свободного от общей дымки. Исторический
обзор Стеббинса, Хаффера и Уитфор-
да показал, что сильно
«покрасневшие» звезды класса В, по-видимому,
отсутствуют в области между
галактическими долготами 150 и 240°,
далекой от галактического центра,
но они весьма многочисленны между
долготами 350 и 30°, включающими
центр Галактики.
В последние годы много
внимания уделялось изучению цветов
далеких цефеид в Млечном Пути. На
обсерватории Маунт-Стромло в
Австралии Эгген и Гаскойн изучали
цефеиды нашей Галактики и сравнивали
их с цефеидами, наблюдаемыми в
Магеллановых Облаках. Гаскойн
выдвинул довольно смелое
предположение о том, что, по-видимому, все
цефеиды, наблюдающиеся в нашей
Галактике, испытывают
значительное покраснение и что только в
Магеллановых Облаках мы наблюдаем
непокрасневшие цефеиды. Теперь,
когда, наконец, ученые более или
менее пришли к соглашению
относительно абсолютных звездных
величин цефеид, эти звезды становятся
важнейшим типом объектов для
изучения межзвездного покраснения.
Началось изучение слабых и
далеких шаровых скоплений. Стеббинс
и Уитфорд измерили
фотоэлектрические цвета всех таких скоплений,
доступных наблюдению с
обсерватории Маунт-Вилсон, а Ирвин
пересмотрел их обзор и продолжил эти
исследования для южного
полушария. Сравнительное изучение
избытков цвета для очень далеких
шаровых скоплений в направлении на
центр Галактики и для относительно
близко расположенных звезд
класса В в этом же направлении
показало, что интенсивное межзвездное
поглощение характерно для периферии
системы Млечного Пути, т. е. для
области, где расположены Солнце и
Земля. Даже для самых прозрачных
областей Млечного Пути в
направлении на центр Галактики две трети
общего наблюдаемого поглощения
вызваны веществом, находящимся в
пределах 2000 пс от Солнца, а
остальные 8000 пс, отделяющие нас от
Темные туманности и межзвездная пыль
229
центра Галактики, сравнительно
свободны от космической пыли. Однако
мы отнюдь не забываем о том, что
сам центр, вероятно, отделен от нас
слоем, визуальное поглощение в
котором достигает 27ш!
Равномерно или неравномерно
распределена межзвездная пыль в
общей дымке? Однородна она или
же наблюдаемый общий эффект
вызывается наложением множества
отдельных пылевых облаков? В
настоящее время ответить на эти
вопросы невозможно. По-видимому, в
области галактического экватора нет ни
одного совершенно прозрачного
участка. В нескольких местах сквозь
дымку галактического пояса видны
галактики, но даже здесь число
слабых галактик значительно ниже
среднего, а полное визуальное
поглощение достигает нескольких
звездных величин.
Ввиду того что слабые внешние
галактики распределены
неравномерно (они также склонны объединяться
в скопления!), оценить полное
поглощение по данным о галактиках в
избранных областях можно лишь с
точностью до 0,5т. Несмотря на такие
неопределенности, наблюдаемое
уменьшение числа слабых галактик
может рассказать нам многое о
протяженности нескольких крупнейших
отдельных облаков. Большие
комплексы темных туманностей в Орионе
и Тельце, Цефее и Змееносце
являются областями, бедными не только
звездами, но и слабыми галактиками.
Не следует недооценивать общего
влияния отдельных темных
туманностей. Лишь ближайшие из этих
туманностей будут открыты при
изучении фотографий Млечного Пути.
Южный «Угольный мешок»
бросается в глаза потому, что он, вероятно,
расположен от нас не дальше 200 пс
и занимает на небе большую площадь,
Но эта туманность вряд ли была бы
открыта, находись она в 10 раз
дальше, т. е. на расстоянии 2000 пс*
Она не только занимала бы тогда
лишь 1% своей нынешней площади,
но и не казалась бы такой черной,
так как были бы видны
многочисленные звезды, расположенные перед
ней. Гринстейн подсчитал, что 30%
общего поглощения на расстояниях
до 1000 пс можно объяснить одними
лишь известными темными
туманностями .
В конце 30-х годов группа
советских астрономов во главе с В. А. Ам-
барцумяном выдвинула гипотезу,
согласно которой межзвездное
поглощение может быть целиком
вызвано случайными скоплениями
мелких поглощающих облаков со
средним радиусом порядка 8 пс и средним
поглощением на облако около 0,2т,
причем луч зрения в среднем
пересекает облако через каждые 20 пс.
Однако существуют некоторые
данные, свидетельствующие о том, что
такая картина неполна. Во-первых,
мы замечаем, что известные темные
туманности распределены отнюдь не
случайно: они стремятся к
образованию больших комплексов, таких,
как темные туманности в Тельце
и Змееносце. Во-вторых, мы
обнаруживаем для больших однородных
областей Млечного Пути, где почти
не заметно никакой структуры, что
межзвездное покраснение существует
всюду и что общее фотографическое
поглощение в любом направлении не
меньше 0,5т на расстоянии 1500 пс
от Солнца. Наконец, следует
упомянуть, что мы нигде не обнаружили
каких-либо «просветов» между
скоплениями облаков, которые должны
230
Глава 9
были бы существовать согласно
гипотезе чисто облачной
структуры. В настоящее время имеется
тенденция рассматривать межзвездную
поглощающую среду как
турбулентную. Насколько мы можем теперь
судить, хотя, по-видимому, и
существует какая-то непрерывная дымка,
но больше половины наблюдаемого
поглощения и рассеяния, вероятно,
обусловлено отдельными темными
пылевыми облаками. Несомненно,
облачная структура состоит из облаков
всевозможных размеров, но, помимо
этого, вблизи галактической
плоскости скорее всего имеется вездесущая
космическая дымка.
10
СПИРАЛЬНАЯ СТРУКТУРА
ГАЛАКТИКИ
Наша Галактика в основном состоит
из трех частей: области ядра,
простирающейся от центра до
расстояния около 5000 пс от Солнца, тонкого
диска (толщина которого в районе
Солнца не превышает 600 пс),
содержащего наиболее типичных
представителей населения I и
характеризующегося спиральной структурой,
а также внешней короны, в состав
которой большей частью входят
звезды населения II. В данной главе
мы займемся только теми частями
Галактики, которые проявляют
спиральную структуру. Область
спиральной структуры охватывает в
плоскости Галактики расстояния
примерно от 5000 до 15 000 пс от центра.
Солнце находится где-то в середине
этого спирального пояса, на
расстоянии около 10 000 пс от центра.
ИСТОРИЯ ИЗУЧЕНИЯ
СПИРАЛЬНОЙ СТРУКТУРЫ
С 1949 г. ДО НАШИХ ДНЕЙ
В конце 30-х годов, когда авторы
готовили первое издание этой книги,
задача проследить спиральную
структуру нашей Галактики казалась
почти безнадежной. Настоящий
переворот произошел в конце 40-х
годов, когда Бааде и Мэйолл
опубликовали результаты своих
исследований спиральной структуры
галактики в Андромеде, М 31. Они
обнаружили, что спиральные рукава
этой галактики отчетливее всего
прослеживались по эмиссионным
туманностям и молодым звездам
спектральных классов О и В. Особенно
полезны при выявлении спиральной
структуры скопления и ассоциации
звезд классов О и В. Бааде призвал
астрономов исследовать
распределение в нашей Галактике ассоциаций
звезд классов О и В и связанных
с ними туманностей. На этот призыв
откликнулся У. У. Морган (Йерк-
ская обсерватория), который в
1951 г. вместе с двумя студентами
Остерброком и Шарплессом
представил первую общую картину. Они
обнаружили три четко
вырисовывающихся параллельных отрезка
спиральных рукавов. Первый из них
они назвали Орионовым рукавом; в
этот рукав, у его внутреннего края,
они поместили Солнце. Затем
исследователи проследили часть
параллельного внешнего рукава,
названного ими Персеевым, который
находится на 2000 пс дальше от центра
Галактики, чем рукав Ориона. Они
обнаружили также свидетельства
существования третьего рукава,
рукава Стрельца, находящегося примерно
на 2000 пс ближе к центру, чем
Орионов рукав. На рис. 103
изображена схема Моргана — Остер-
брока — Шарплесса в ее
современном виде, причем использованы
данные наблюдений как в северном,
так и в южном полушарии. Схема,
в значительной степени основанная
на исследованиях Вильгельма Бек-
кера и Фенкарта (Базель), а также
Шмидт-Кал ер а (Бохум), показывает
положение в плоскости Галактики
скоплений и ассоциаций звезд
классов от О до В2 и связанных с ними
эмиссионных туманностей. Все три
обнаруженных Морганом отрезка
спиральных рукавов видны доволь-
232
Глава 10
Рис. 102. Южная часть Млечного Пути.
На четырех фотографиях хорошо видна
большая часть южного Млечного Пути
от Киля через Наугольник до Щита.
а — туманность Т) Киля и южный
«Угольный мешок» находятся над центром
и немного вправо от него; фотография
сделана в красном свете (длины волн от
6600 до 6900 А). Самый яркий участок
ниже центра — облако в Стрельце. Яркие
линии справа — блики от башни и от
здания 152-сантиметрового рефлектора
Европейской южной обсерватории на горе
Ла-Силла в Чили, б — фотографии,
полученные в визуальной области (длины
волн от 4600 до 5800 А). Южный
«Угольный мешок» находится
непосредственно над тенью объектива и
справа от нее, а облако в Стрельце —
слева от тени левой стойки. Тени, видимые
справа, образованы куполом датского
телескопа на горе Ла-Силла и зданием
152-сантиметрового рефлектора, в —
фотография сделана в синих лучах (длины
волн от 3900 до 4700 А). На этой
фотографии, как и на других, очень хорошо
видно темное созвездие Эму, о котором
говорилось в гл. 1. Южный «Угольный
Спиральная структура Галактики
233
но отчетливо, и именно на основе
такого рода схемы Беккер приходит
к выводу, что спиральные рукава
нашей Галактики имеют средний
угол закручивания, близкий к 25°.
Угол закручивания определяется
как угол между касательной к
участку спирального рукава и
направлением кругового вращения.
В начале 1951 г. ученые
приступили к интенсивным
радиоастрономическим исследованиям. Юэн и Пер-
селл (США) и Кристиансен
(Австралия), используя идею ван де Хюлста,
открыли линию нейтрального
атомарного водорода с длиной волны
21 см. Тем самым они нашли способ
обнаружения водорода не только в
трех местных участках спиральных
рукавов, но также и в очень далеких
участках рукавов, в основном
недоступных оптическим наблюдениям
из-за плотных облаков космической
пыли. Первыми опубликовали
радиокарту нашей Галактики на волне
21 см голландские радиоастрономы
во главе с Оортом и ван де Хюлстом.
Основы анализа данных
наблюдений о распределении нейтрального
атомарного водорода в Галактике,
мешок» отмечает острый клюв «Эму»
(вверху справа). Длинная тонкая «шея»
птицы и ее «тело» видны справа от тени
объектива, а «ноги» — под тенью правой
стойки. Яркое изображение слева от
Млечного Пути под центром — планета
Юпитер] на остальных фотографиях
планета видна не столь ясно, но с некоторым
усилием ее можно найти на всех снимках,
г — фотография в ультрафиолетовых
лучах (длины волн от 3200 до 3800 А).
Здесь у «Эму» больше двух ног\ (Фотографии
Шлоссера и Шмидт-Калера, полученные
с помощью широкоугольной камеры
Бохумского университета на Бохумской
станции обсерватории Ла-Силла в Чили.)
проведенного с помощью линии 21 смг
довольно просты. Сначала мы
выбираем для исследования участок
Млечного Пути. Например, он может
быть заключен между
галактическими долготами 275 и 305° и
охватывать зону галактических широт от
—10 до +Ю°. Внутри этого участка
мы фиксируем густую сеть точек,
для которых хотим получить
основную информацию. Вдоль
галактического экватора мы можем выбрать
эти точки на расстоянии от 0,5 до 1°
галактической долготы друг от
друга; ряды таких точек могут
повторяться через каждый градус
галактической широты от —10 до +10°.
Чтобы получить полноценный
материал для такой густой сети точек,
необходим телескоп с угловой
разрешающей способностью около 0,5° или
больше. Для этой цели очень хорошо
подходит радиотелескоп с
30-метровым зеркалом, изготовленным с
точностью до 1 см. Этот инструмент мы
должны использовать с приемным
устройством, имеющим большую
разрешающую способность по частоте,
с тем чтобы детали в профиле линии
с разностью частот, соответствующей
лучевой скорости от 1 до 2 км/с,
ясно различались по отдельности.
Наблюдения в каждой намеченной
точке заключаются в наведении
радиотелескопа в нужном направлении
с большой точностью, а затем в
регистрации профиля линии 21 см в-
этом направлении. Это обычно
делается с помощью многоканального
приемного устройства, в котором
каждый канал последовательно или
одновременно регистрирует
интенсивность излучения в узком
диапазоне частот. Для каждой точки
определяется интенсивность излучения
водорода на длине волны 21 см в-
234
Глава 10
240°
270°
$>
^
300°
о.
V
\— Паруса
210°
180°
\
&
<$
о
О Агрегаты звезд О-ВО о Области НИ
• Скопления звезд О-ВЗ + Темные
облака
• Цефеиды (/!/<- 5,0) • Звезды Вре
т
О о
^
+ •
О
• *о,
.-°
4К
У&
#
.* Р»
о
о о
:°*у
\№
<?
^
3&
г&
/
120°
90°
60Л
330°
30е
О
Рис. 103. Спиральная структура
Галактики по оптическим данным. Солнце
находится в центре схемы. Центр
Галактики расположен в направлении нуля
галактической долготы на расстоянии
10 кпс от Солнца. Изображены основные
наблюдаемые участки рукавов Стрельца,
Ориона и Персея. По периферии схемы
показаны направления от Солнца к основным
созвездиям в полосе Млечного Пути. (Схема
построена по данным Беккера и Шмидт-
Калера.)
Спиральная структура Галактики
235
ии
80
60
40
20
0
1 i i I i 1 1 1 1 1 1
/ I Z« 296,5°
\ \f\ Ь = °'°°
1 L L 1 1 1 1 1 1 1 1
1
А
А
А
j (
-40
+ 40 +80
км/с
4-120
+ 160
Рис. 104. Типичные профили скоростей
облаков HI на волне 21 см для двух
соседних центров в южном Млечном Пути
с галактическими долготами I = 296,5°
и I = 297,5°; галактическая широта
Ъ = 0,0°. По оси абсцисс отложены лучевые
скорости нейтрального газообразного
водорода, исправленные с учетом эффекта
движения Солнца относительно близких
звезд. По оси ординат отложена
интенсивность радиосигнала, выраженная антенной
температурой ТА в Кельвинах. Если
предположить, что все пики вызваны
концентрациями HI, а не эффектом
наложения скоростей, то мы найдем, что
облака HI при I = 296,5° имеют следующие
лучевые скорости: —28, —7, от -\-15 до
+ 20, +55 и +144 км/с.
236
Глава 10
функции частоты — профиль линии
21 см. Поскольку для покоящегося
облака холодного водорода профиль
был бы очень узким, можно считать,
что каждая частота в наблюдаемом
профиле соответствует определенной
лучевой скорости приближения или
удаления облака водорода. Частота
| I 1 I I i i I I—г-г~1—I I I I I
260 h Ч
s Г
о I—
© Г
180Ь
НРI i ( i i i i t i i 1 i i i i i I
2 6 10 14 18 22 26 30
R, кпс
Рис. 105. Кривая вращения Галактики.
Динамическая модель Галактики,
построенная М. Шмидтом, дает кривую
вращения, показанную на диаграмме. По
вертикали — круговая скорость Ос в км/с,
а по горизонтали — расстояние от центра
Галактики в кпс.
излучения водорода на длине волны
21 см в покоящейся системе отсчета
известна очень точно, поэтому
нетрудно перевести каждую
наблюдаемую частоту в лучевую скорость
приближения или удаления
исследуемого облака водорода. Таким
образом, окончательные данные
наблюдений в каждой точке выбранной
сети можно изобразить в виде графика
«интенсивность излучения на волне
21 см — лучевая скорость».
Типичные профили приведены на рис. 104.
После того как набор профилей
получен, перед радиоастрономом
встает трудная задача: оценить
примерно расстояния до различных
облаков, образующих детали профиля,
которые наблюдаются на
определенных лучевых скоростях
приближения или удаления. При
первоначальной интерпретации подобных
профилей радиоастрономы в Лейдене
и Сиднее принимали, что в нашей
Галактике существует единая, четко
выраженная кривая вращения,
дающая зависимость круговых
скоростей от расстояния до центра.
Стандартная кривая вращения,
построенная М. Шмидтом, показана на
рис. 105. Затем можно для любой
галактической долготы точно
установить расстояние, на котором
находится облако, имеющее данную
лучевую скорость удаления или
приближения. Это возможно, конечно,
только в том случае, если
предположить, что все водородные облака
движутся вокруг центра нашей
Галактики с круговой скоростью, точно
соответствующей стандартной
кривой вращения.
Однако ситуация не так проста.
Прежде всего, как и следовало
ожидать, облака обладают собственным
движением, большей частью от +6
до ±10 км/с. Дальнейшие трудности
связаны с выявленным вскоре
отсутствием единой средней кривой
вращения для всей Галактики; круговая
скорость вращения Галактики
оказалась неоднозначной функцией
расстояния от центра. Одно время
считали, что существуют две различные
кривые вращения: одна для северной
половины полосы Млечного Пути,
а вторая — для южной; эти кривые
изображены на рис. 106. Возможно,
это и не так, но последние работы
показали, что в межзвездном газе
наблюдаются крупномасштабные
потоки, которые затрудняют переход
Спиральная структура Галактики
237
от наблюдаемой лучевой скорости
облака для данной галактической
долготы к его расстоянию.
В настоящее время интерпретация
огромного объема данных о
профилях линии 21 см приводит
исследователей в замешательство. Полный
Рис. 106. Две кривые вращения, полученные
К ер ром. Кривые вращения Галактики к
северу и к югу от ее центра были получены
по радионаблюдениям на волне 21 см в
предположении кругового вращения.
обзор сложившейся ситуации был
сделан на Базельском симпозиуме
в 1969 г., организованном
Международным астрономическим союзом.
Нам не остается ничего другого, как
воспроизвести здесь две схемы
спиральной структуры нашей
Галактики, построенные на основе
радионаблюдений соответственно Керром
и Уивером (рис. 107 и 108). Схема
Керра составлена по данным его
собственного анализа и анализа Ве-
стерхаута. Она изображает довольно
туго закрученную спираль,
переходящую в спиральные рукава со
средними углами закручивания
порядка 5°. На диаграмме Уивера
изображена гораздо менее закрученная
спираль, причем углы закручивания
отрезков рукавов заключены между
4 и 12°.
Прежде чем пытаться согласовать
друг с другом рис. 103, 107 и 108,
посмотрим на некоторые соседние га-
Зигзагооб разный вид обеих кривых и
различие между ними в свете последних
толкований объясняются
крупномасштабными потоками, связанными со спиральными
особенностями.
лактики, имеющие отчетливую
спиральную структуру. Результаты
исследований этих соседних галактик
могут послужить руководством для
изучения нашей собственной
Галактики, так как вся их спиральная
структура видна на одной
фотографии или выявляется из полного
анализа профилей линии 21 см. Для
нашей Галактики мы не смеем и
надеяться получить такую единую
картину просто потому, что Солнце и
Земля находятся внутри нее. Чтобы
иметь такое руководство для
анализа,- нам необходимы данные о
галактике в Андромеде и других
галактиках, особенно М 51.
• 25° < L < 63°
Х297° < L < 335°
л I i L
6,0 7,0
/?, кпс
8,0
9,0
238
Глава 10
240°
270°
300°
"X"
VL
J-
330°
210° 180° 150°
¦^ ^ \ \ \ \ I I J 7 7~
120°
\
90°
60°
0°
30°
Рис. 107. Спиральная структура
Галактики по данным радионаблюдений
(1967 г.). Эта схема была составлена
Керром по профилям линии 21 см,
наблюдавшимся в южных широтах на
63-метровом радиотелескопе в Парксе,
Австралия (наблюдения проводились
Керром и Хиндманом), а также
Гендерсоном по профилям, наблюдавшимся
в северных широтах Вестерхаутом на
90-метровом радиотелескопе в Грин-Бэнке,
Западная Виргиния. Распределение во
СПИРАЛЬНАЯ СТРУКТУРА
СОСЕДНИХ ГАЛАКТИК
На фотографиях соседних галактик,
например М 31 (рис. 15), М 33
(рис. 109), М 51 (рис. 110), М 81
(рис. 111) и М 101 (рис. 16),
прекрасно видна их спиральная струк-
внутренних частях на схеме представлено
лишь грубо. Наиболее интересной
особенностью является почти круговая
картина спиральной структуры, которая
вырисовывается при углах закручивания
спирали порядка 5°. Участок низкой
плотности водорода, который можно
проследить от 20 до 80° галактической
долготы, представляет собой вторую
замечательную особенность. «Желобы»
с низкой плотностью водорода отмечены
буквой L. (Схема Мэрилендского
университета.)
тура. Однако у этих великолепных
спиралей имеется несколько свойств,
которые не очень хорошо
укладываются в простую, всеобъемлющую
спиральную картину. В качестве
примера рассмотрим М 31, гигантскую
спираль в Андромеде. Прежде всего
мы воспроизводим две ее известные
Спиральная структура Галактики
239
Рис. 108. Предварительная парта
спиральной структуры Галактики,
полученная по радионаблюдениям. Уивер
составил эту карту на основе обзора неба
на волне 21 см, проведенного в Хэт-Крике.
Это лишь предварительный анализ
(1972 г.) огромного наблюдательного
материала. Для сравнения Уивер ввел
оптические данные (см. рис. 103) Беккера
и Шмидт-Калера. Возможное
распространение наблюдаемых особенностей
на южный Млечный Путь (невидимый
с обсерватории Хэт-Крик в Калифорнии)
Уивер нанес схематически.
240 Глава 10
Спиральная структура Галактики
241
фотографии (рис. 112 и 113), которые
Вальтер Бааде сделал специально для
третьего издания нашей книги
(1957 г.). В исследовании,
опубликованном в 1964 г., Арп заново
проанализировал некоторые
результаты Бааде о спиральной структуре
этой галактики. Фотографии и
рисунки он преобразовал с учетом угла
наклона центральной плоскости этой
спирали к лучу зрения, равного 11°.
Другими словами, он попытался
получить вид галактики М 31 «анфас».
Его результаты воспроизведены на
рис. 114. Схемы Арпа показывают,
что эмиссионные туманности,
обнаруженные Бааде, действительно
дают картину, которую можно
аппроксимировать логарифмической
спиралью, но, глядя на рисунок без
спиралей, мы видим, что основная
картина, найденная Арпом,
значительно ближе к кольцевой структуре,
чем к истинно спиральной. Если мы
хотим увидеть спиральные рукава,
мы безусловно можем их найти, и
у большинства из нас не возникает
сомнений в том, что в основном
структура М 31 имеет спиральный
характер. А между тем кольцевая
структура, по-видимому,
подтверждается целым рядом особенностей.
Несколько астрономов попытались
проследить спиральную структуру
галактики в Андромеде по профилям
радиолинии 21 см. Первое
исследование было проведено М. Робертсом;
затем Рубин и Форд снова
исследовали М 31, объединив результаты
Рис. 109. Спиральная галактика М 33 в
Треугольнике. Фотография, полученная на
200-дюймовом рефлекторе Хэйла,
демонстрирует центральную область
М 33. [С разрешения обсерватории Хэйла).
наблюдений на волне 21 см и
оптических наблюдений. Имеются заметные
пики областей HI на расстояниях
от центра, где на диаграммах
Бааде — Арпа, построенных на основе
оптических наблюдений, видны пики
областей распределения
ионизованного водорода. Однако наивысшая
концентрация нейтрального
атомарного водорода, по-видимому,
достигается в кольцевой структуре,
которая большей частью не совпадает
с локализацией областей НИ. Этот
результат весьма напоминает
результаты анализа распределения
водорода в нашей Галактике.
Несколько лет назад Вестерхаут показал, что
в нашей Галактике распределение
ионизованного водорода достигает
максимума на расстоянии 5000 пс
от центра, а нейтрального — на
расстоянии порядка 13 000 пс от
центра. В галактике М 31 ситуация
аналогичная.
Тщательное изучение фотографий
обычных галактик со спиральной
структурой выявляет много
интригующих деталей. У большинства
прекрасных спиралей, приведенных в
«Атласе галактик Хаббла»,
составленном Сэндейджем по фотографиям
обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-
Паломар, спиральные рукава ни в
коей мере не представляют собой
однородные и непрерывные
структуры. В них часто встречаются
разрывы, разветвления и в огромных
количествах петли и бахрома. Можно
только пожалеть астрономов,
обитающих в некоторых из этих
запутанных областей и, возможно,
пытающихся выявить детали спиральной
структуры галактик, в которых они
живут. Ходж и другие проследили
распределение областей НИ в
нескольких соседних галактиках. В це-
242
Глава 10
Рис. 110. Спиральная галактика М 51 в
Гончих Псах. Фотография главной спирали
(NGG 5194) и её спутника (NGG 5195)
получена на 200-дюймовом рефлекторе
Хэйла. (С разрешения обсерватории
Хэйла.)
Рис. 111. Спиральная галактика М 81 в сделана с помощью 200-дюймового
Большой Медведице. Фотография одной из рефлектора Хэйла. {С разрешения
самых прекрасных спиральных галактик обсерватории Хэйла.)
244
Глава 10
Vuc. 112. Внешняя спиральная структура
галактики Андромеды. Негатив
фотографии, снятой на обсерватории
Маунт-Вилсон, изображает область,
соответствующую верхнему углу рис.
15. Вальтер Бааде сообщил следующие
данные об этой фотографии: эмиссионные
туманности вдоль одной из внешних
спиральных ветвей М 31,
сфотографированные в свете линии На.
Внизу (в середине) видны эмиссионные
туманности, принадлежащие следующему
внутреннему рукаву, а № 66, 67 и ia —
разбросанные члены одного из самых
внешних рукавов М 31. (Фотография
получена Бааде при 4-часовой экспозиции со
100-дюймовым телескопом.)
лом спиральный рисунок
выявляется достаточно четко, но Ходж
обнаружил несколько галактик, в
которых царит полная неразбериха. Для
астрономов, живущих и работающих
в определенных областях галактик
М 31, М 33, М 51 и М 81, анализ
структуры даже с помощью лучших
оптических и радиотелескопов может
оказаться трудным делом. Ничего
удивительного, если те астрономы
в свою очередь жалеют бедняг,
живущих и работающих в областях
Галактики по соседству с нами!
Галактика М 51 (рис. 110) — одна
из прекраснейших ближайших спи-
Рис. 113. Внутренняя спиральная
структура галактики Андромеды.
Негатив фотографии, полученной на
обсерватории Маунт-Вилсон, изображает
область справа от центра туманности
Андромеды (см. рис. 15). Вальтер Бааде
сообщил следующие данные об этой
фотографии: силуэт спиральных рукавов
М 31 на фоне яркой области ядра.
Обратите внимание на то, что
эмиссионные туманности в самом внутреннем
спиральном рукаве (№ 2—6) расположены
в темной прожилке\ аналогично расположены
эмиссионные туманности соседнего
спирального рукава. Это убедительно
показывает, что спиральные рукава
состоят из пылевых облаков, выявляющихся
благодаря поглощающему действию,
которое они оказывают на свет объектов
населения II. (Фотография получена Бааде
при 4-часовой экспозиции со 100-дюймовым
телескопом.)
246
Глава 10
120'
№
40'
у.
-40'
-80' —
-120'
1—
—
\—
о
1
1—
—
"1
t
%
1
~|
•л
0
_1_
—1 1
в
в
• • .
•
•••
• *
$ V
•
ф о® •
о е
3°в
*••
©¦(DO
о о®
о •
•
©
1 1
РчМ32' 1 1
И
• •
•
9
•
•
•
о
в ® о
«в.»
* о °°в
о
•
J J L_
"Л i 1 Г
•
9
*к; ••• •
• • • •
о • Л
"•1 "Л.
9
0
о о
0
0 ° о
о в
о
_J 1 1 L
-\
-\
-\
1
]
—J
—
-126»
-80'
-40'
40'
80'
120'
Рис. 114. Эмиссионные туманности в
галактике Андромеды; две схемы,
составленные Арпом. Слева показано
А"
положение 688 эмиссионных туманностей
(областей НИ) в М 31, галактике
Андромеды, как они выглядели бы с учетом
Спиральная структура Галактики
247
Д20'
w у—
40'
ос Н"
-40' Ь-
-80' \—
-120'
-120'
i—
—
|—
1 ¦
[—
1—"
~~1
ff
1
I
\
% \
•A N
J
H
\
\
•
•
•
_L_
1 г
•
•
/ * *
/ •
/ ••;
/•• */
л * «I
A * V
t \
• X
HM32/
^
• *•?-
*Л ^
¦П
4f '
m\ 1
Л
* \» •
• X.
X •• • '—
X*
>v •
•
*
_l L
•
^^Иг
• •
•
•
1 *
1 1—
.• ••
• •
•
—r-O»
^4
1
J,
• x^
—-""•"'^
*S:
^
• •
• •
• •
—* л
•
J L_
—1
•
V *
v.*
) V
•тлвА •
"1 Г
•
•• •
•*•
••
•
\ •
\ •
w
•T
••l
*?• v /
j§
4* *
_J
/.
/•
/ "
f •
•
•
J L
г
V
• \
\
•
•
•
L
—
I
—
—
-J
H
—
-80'
-40'
40'
80»
120»
X'
наклона ее плоскости к лучу зрения 11°.
Справа изображена та же область с
нанесенной на нее логарифмической
спиралью, на которую лучше всего ложатся
точки.
Обратите внимание, как трудно отличить
возможные круговые структуры от
спиральных рукавов.
248
Глава 10
Рис. 115. Фотографический монтаж двух
отпечатковгалактикиМ 51,осуществленный
Арпом на обсерватории Хэйла. Фотография
слева представляет собой наложение
негативного отпечатка М 51, сделанного
с цветным фильтром (На), полоса
пропускания которого 100 А, и позитивного
отпечатка, полученного с фильтром с
такой же полосой пропускания,
центрированным на коротковолновом
участке линии На. В результате получается
изображение М 51 в свете только линии На.
Фотография справа дана для сравнения. Это
негативный отпечаток изображения М 51
в обычных голубых лучах. Спиральные
особенности прекрасно видны на левой
фотографии. (С разрешения журнала
«Astronomy and Astrophysics».)
ральных систем, видимых почти
плашмя, с двумя хорошо развитыми
рукавами, которые можно очень
детально исследовать. Оптические
методы позволяют отлично видеть, как
наиболее заметные указатели
спиралей — бело-голубые сверхгиганты и
связанные с ними туманности —
обрисовывают общую спиральную
картину. На рис. 115 воспроизведены
две фотографии М 51 и ее спутника.
На фотографии слева великолепно
выявляется распределение
концентраций водорода в лучах На. Они
хорошо очерчивают основной
спиральный узор и помогают определить,
каким образом один из спиральных
рукавов соединяется со спутником.
Негатив справа — обычный снимок
галактики в голубых лучах. Обе
эти фотографии показывают, что
спиральные рукава содержат большей
частью газ и молодые звезды, а
светящийся мост, соединяющий
главную спираль с ее спутником, имеет
такой же состав. Беверли Линде
исследовала распределение
поглощающего вещества в галактике М 51
и пришла к выводу, что области НИ
Спиральная структура Галактики
249
чаще всего встречаются на внешней
кромке непрерывных пылевых
«разводьев». Составленная ею схема
распределения пыли изображена на
рис. 116. Галактика М 51 была одним
из первых объектов, исследованных
с помощью голландского
радиоинтерферометра в Вестерборке,
который состоит из 12 соединенных друг
с другом антенн, расположенных
цепочкой длиной около 1,5 км. На
рис. 117 приведены результаты
голландских наблюдений в
непрерывном спектре вблизи радиолинии
21 см, но за ее пределами. Мэтьюсон,
ван дер Крейт и Броу находят, что
оба сильных непрерывных
радиоспиральных рукава совпадают с
внутренними краями ярких оптических
рукавов. По всей вероятности,
спиральные рукава в радиолучах очень
хорошо совпадают с пылевыми
рукавами, выявленными Беверли
Линде.
На рис. 118 видно, что спиральные
рукава галактики М 51 — истинно
газовые образования. Если бы
нейтральный атомарный водород не был
фактически сконцентрирован в
спиральных образованиях этой
галактики, то вряд ли контуры равной
интенсивности излучения на длине
волны 21 см обрисовывали бы
области оптически наблюдаемых
спиральных рукавов. Важно отметить,
что эти контуры очерчивают мост,
соединяющий основную систему
(NGC 5194) со спутником (NGC 5195)
почти столь же отчетливо, как и в
оптическом диапазоне. Чтобы
завершить обзор галактики М 51,
упомянем, что Талли провел оптическое
исследование движения газа в ее
внутренних спиральных областях. Он
выявил несколько ярко выраженных
потоков, что согласуется с
прогнозами теории волн плотности Лина, Шу
и Яна, о которой мы расскажем
несколько ниже в этой главе.
Хотя М 51 и является одной из
прекраснейших спиральных
галактик, у нее существует структурная
особенность, привлекающая особое
внимание. Это — галактика-спутник,
расположенная на конце одного из
двух главных спиральных рукавов.
Арп привел убедительные
свидетельства в пользу того, что галактика-
спутник действительно связана с
М 51; более того, он высказал
предположение, что она, по-видимому,
была выброшена из ядра М 51
сравнительно недавно: от 10 до 100 млн.
лет назад. Арп считает это
наблюдательным подтверждением теории
В. А. Амбарцумяна (см. ниже),
согласно которой выброс массы из ядра
может служить причиной
возникновения всех спиральных
структур.
Изучающий спиральную
структуру галактик должен всегда
помнить о большом разнообразии
деталей, видимых на фотографиях
спиральных галактик. Хотя и в самом
деле преобладающей особенностью
спиральной структуры является
наличие двух спиральных рукавов,
имеется много объектов, весьма
сильно отличающихся от этой
простой картины. Наша соседка —
спиральная галактика М 101 (рис. 16) —
обладает множеством рукавов в своих
внешних областях, а некоторые
более далекие спиральные образования
на периферии напоминают огненное
колесо, имеющее до шести рукавов
или рукавоподобных отростков.
Примеры сложных конфигураций
приведены на рис. 119—121. Следует также
помнить, что существует класс
спиральных галактик с перемычками
250 Глава 10
Спиральная структура Галактики
251
(рис. 122), объектов с почти
кольцевыми спиральными рукавами,
исходящими из центральной перемычки.
Для спиральных галактик весьма
характерна кольцевая структура во
внешних и внутренних областях.
Внешние кольца прекрасно видны
у многих спиралей с перемычками.
Некоторые астрономы высказали
предположение о том, что и у нашей
Галактики имеется перемычка, но
другие, в том числе и авторы этой
книги, с ними не согласны.
Пиддингтон (Австралия) обратил
особое внимание на пекулярные и
взаимодействующие галактики,
которые не вписываются в основную
спиральную картину с двумя
рукавами, характерную для большинства
ближайших галактик, изображенных
на наших фотографиях. В
«Атласе галактик Хаббла» имеется много
примеров подобных отклонений.
В 1959 г. Б. А.
Воронцов-Вельяминов (СССР) опубликовал замечатель-
Рис. 116. Поглощающее вещество в
галактике М 51. Беверли Линде сделала
серию фотографий, чтобы иллюстрировать
положение «разводьев» поглощающего свет
вещества в спиральных рукавах М 51.
Фотографии вверху являются негативами
снимков, сделанных с широкополосным
фильтром в голубых лучах {слева) и с
фильтром На {справа). Четко
вырисовываются спиральные рукава. Слева
внизу — негативное изображение, полученное
с помощью узкополосного фильтра в красных
лучах (за пределами На) с центром вблизи
Х6650 А. Рисунок внизу слева основан
на одной из фотографий Хъюмасона,
полученной на 200-дюймовом рефлекторе
Хэйла с длительной экспозицией; Линде
нанесла темные разводья с помощью ретуши,
а области НИ отметила черными точками.
{Фотографии вверху сделаны на
90-дюймоввом рефлекторе обсерватории
Стюарда Аризонского университета.)
ный «Атлас пекулярных и
взаимодействующих галактик», а в 1966 г.
Арп издал очень полезный «Атлас
пекулярных галактик». По мнению
Пиддингтона, исключения являются
правилом, и на самом деле двухру-
кавные спирали вовсе не являются
преобладающими. Он выступил
против предположения, высказанного
многими астрономами, в частности
одним из авторов этой книги, о том,
что спиральные особенности
представляют собой протяженные струи
связанных друг с другом водорода
и молодых звезд. Пиддингтон
сомневается в самом существовании явных
концентраций межзвездного газа,
связанных со спиральной
структурой. Однако результаты,
полученные с помощью Вестерборкского
радиотелескопа для М 51 (рис. 118),
очевидно, опровергают критику
Пиддингтона и убедительно доказывают,
что на фоне широких спиральных
рукавов HI выделяются узкие
оптические спиральные рукава.
Заметим, что аналогичные выводы можно
сделать по контурам равной
интенсивности излучения с длиной волны
21 см для М 81, полученным в Вестер-
борке.
Один из самых важных уроков,
который следует извлечь из обзора
спиральных галактик, заключается
в том, что спиральная структура,
по-видимому, весьма устойчива. Если
бы она была быстротечным свойством
галактик, то вряд ли так много
наших соседей имели бы весьма
сходную спиральную структуру. Если бы
спиральные рукава «наматывались»
к центру, то было бы гораздо больше
галактик с плотно закрученными
внутренними частями спиралей, чем
наблюдается на самом деле.
Наилучшая коллекция фотографий галак-
Рис. 117. Радиоизлучение галактики М 51.
На фотографию М 51 Хъюмасона,
полученную на 200-дюймовом рефлекторе
Хэйла, наложены контуры максимальной
интенсивности радиоизлучения с частотой
1415 МГц. Пунктирные линии А , В, С, D, Е
показывают меж рукавные мосты, a F —
мост, связывающий М 51 с галактикой-
спутником NGG 5195. Контуры
максимальной интенсивности
радиоизлучения прекрасно совпадают с
поглощающими «разводьями» Линде,
изображенными на рис. 116. (Из статьи
Мэтъюсона, ван дер Крейта и Броу.)
Спиральная структура Галактики
253
Рис. 118. Контуры равной интенсивности
излучения на волне 21 см нейтрального
атомарного водорода в спиральной
галактике М 51. Контуры наложены на
фотографию, снятую с помощью
200-дюймового рефлектора Хэйла (рис. 115).
Предварительные результаты, полученные
на Вестерборкской антенне, сообщил
Б. Боку д-р Эрнст Реймонд (13 ноября
1972 г.).
254
Глава 10
Рис. 119. Спиральная галактика NGC 6946, Преобладают многочисленные сложные
сфотографированная Прайзером на структуры. (Фотография Морской
61-дюймовом астрометрическом рефлекторе обсерватории США.)
Морской обсерватории во Флагстаффе.
Спиральная структура Галактики
255
Рис. 120. Спиральная галактика
NGG 5985, сфотографированная Прайзером
на 61-дюймовом астр о метрическом
рефлекторе Морской обсерватории во
Флагстаффе (США). Здесь также
спиральная структура очень сложна.
(Фотография Морской обсерватории США.)
тик собрана Сэндейджем в «Атласе
галактик Хаббла». Астроному,
занимающемуся изучением Млечного
Пути и анализирующему его
спиральную структуру, следовало бы
по меньшей мере раз в месяц тратить
вечер на то, чтобы полюбоваться
чудесами «Атласа галактик Хаббла».
Это было бы в высшей степени
полезно и каждому интересующемуся
астрономией.
УКАЗАТЕЛИ
СПИРАЛЬНОЙ СТРУКТУРЫ
В НАШЕЙ ГАЛАКТИКЕ
Звезды классов О и В, одиночные,
в скоплениях или в ассоциациях,
оказались наиболее полезными
указателями спиральной структуры в
256
Глава 10
Рис. 121. Спиральная галактика NGG 5364
в созвездии Девы. Эта фотография,
полученная с помощью 200-дюймового
рефлектора Хэйла, показывает спираль с
замечательно тесно закрученными рукавами.
(С разрешения обсерватории Хэйла.)
Спиральная структура Галактики
257
Рис. 122. Спиральная галактика с
перемычкой NGG 1300 в созвездии Эридана;
с фотографии, полученной на 200-дюймовом
рефлекторе Хэйла. (С разрешения
обсерватории Хэйла.)
нашей Галактике. Часто эти звезды
связаны с областями НИ, газовыми
туманностями, ярко светящимися в
лучах линии водорода На. Звезды,
ответственные за образование
областей НИ, принадлежат к
спектральным классам О, ВО, В1 или В2 и
встречаются либо в одиночку, либо
в скоплениях или ассоциациях.
258
Глава 10
Звезды спектральных классов от О
до В2 представляют собой
бело-голубые гиганты или сверхгиганты. В
соответствии с современными теориями
звездной эволюции возраст подобных
звезд лишь несколько миллионов лет,
обычно меньше 10 млн. лет. Звезды
классов от О до В2 и эмиссионные
туманности Бааде и Морган с
сотрудниками считали весьма
многообещающими указателями спиральной
структуры Галактики. И в наши дни
эти звезды сохраняют свою почетную
роль.
В гл. 8 мы уже рассказывали о
том, как исследования непрерывного
космического радиоизлучения и
радиоизлучения альфа-переходов дают
вклад в наши знания о
распределении водорода и его движениях. Мы
также отметили, что эти
исследования предоставляют нам данные о
распределении ионизованного
водорода. Кроме того, альфа-переходы
позволяют получить очень полезные
сведения о лучевых скоростях
облаков. Поэтому два упомянутых
радиометода превосходно дополняют
данные о распределении и движении
нейтрального атомарного водорода,
полученные в результате изучения
линии 21 см.
Возвращаясь к оптической
картине, мы напомним читателю, что
облака межзвездного газа создают линии
межзвездного поглощения в
спектрах далеких звезд. Наиболее
известны из этих линий
поглощения — линия К ионизованного
кальция и линия D ионизованного
натрия. Самое обширное исследование
межзвездных линий поглощения для
звезд северного полушария
принадлежит Г. Мюнчу; южная часть
Млечного Пути все еще ждет своей
очереди. В спектрах с высокой
дисперсией часто видны многочисленные
линии межзвездного поглощения,
которые, по-видимому, указывают на
присутствие нескольких газовых
облаков на луче зрения; для каждой
наблюдаемой компоненты легко
измерить лучевую скорость. Эти облака
межзвездного газа, по всей
вероятности, концентрируются в
спиральных рукавах (вдоль них). Лучевые
скорости, найденные по линиям
межзвездного поглощения, позволяют
указать место рождения последних
методом, вполне аналогичным тому,
который мы применяли к
концентрациям газа, обнаруженным по
профилям радиолинии 21 см и по альфа-
переходам. Чтобы определить
расстояния до отдельных облаков,
необходима модель распределения
скоростей в Галактике, которая
переводит эти лучевые скорости для
каждого заданного направления в
плоскости Галактики в расстояния от
ее центра и от Солнца. В каждом
отдельном случае мы в основном
получаем кинематическую информацию,.
т. е. информацию о распределении
скоростей. Лишь с помощью модели
распределения скоростей в
Галактике мы можем найти расстояния.
Разумеется, любое облако,
зарегистрированное по межзвездному
поглощению, находится ближе к Солнцу, чем
звезда, в спектре которой это
поглощение наблюдается.
Взаимное согласование
кинематических и структурных наблюдений
приобретает все большее значение.
Очень часто мы располагаем
обширными данными о спектрах, звездных
величинах, цветах звезд звездного
скопления или ассоциации,
связанных с данной областью НИ. По
известным абсолютным звездным
величинам звезд, находящихся в этой
Спиральная структура Галактики
259
области НИ, и по поглощению света
на пути между ними и Землей можно
определить расстояние до скопления
или ассоциации. Если мы при этом
еще можем измерить лучевые
скорости звезд и связанного с ними
газа, то нам удастся проверить,
согласуются ли наблюдаемые лучевые
скорости газовых облаков с
предсказаниями нашей модели. Разность
между наблюдаемой и предсказанной
скоростями будет либо
свидетельствовать о неточности нашей модели
распределения скоростей, либо
указывать на существование местных
потоков. Наступит время, когда мы
сможем сказать, что наша основная
модель распределения скоростей
вполне приемлема; тогда разность
скоростей будет служить указателем
крупномасштабных потоков.
Последние результаты наблюдений на
волне 21 см, так же как и полученные
оптическими методами лучевые
скорости звезд и туманностей, показали,
что во многих областях наблюдаются
крупномасштабные отклонения от
кругового движения; это наводит на
мысль о существовании
крупномасштабных газовых потоков.
Можно ожидать, что расширение
кинематических исследований
приведет к интересным результатам. Это
область, на которой мы должны
сосредоточить радиоастрономические и
оптические исследования. Трудно
переоценить необходимость
определения лучевых скоростей для
областей НИ и связанных с ними звезд
оптическим методом в дополнение
к данным, полученным методами
радиоастрономии. Не устанавливая
шкалы расстояний, мы можем найти
для определенных направлений в
галактической плоскости, совпадают ли
для одних и тех же газовых облаков
лучевые скорости, полученные
радиоастрономическим и оптическим
методами. Кроме того, мы можем
сравнить лучевые скорости газовых
облаков с лучевыми скоростями
связанных с ними звезд или звездных
скоплений.
Опубликованы результаты
многих оптических определений
лучевых скоростей для областей НИ;
это в первую очередь работы Куртэ,
супругов Жоржелен, Моннэ и Крю-
вейе (Марсельская обсерватория), а
также Дж. Миллера и М. Смита
(Национальная обсерватория Китт-
Пик и Межамериканская
обсерватория Черро-Тололо). Большое число
лучевых скоростей измерили
радиометодом Мецгер, Т. Уилсон, Гарднер
и Милн в южной части Млечного
Пути и Райфенстейн, Берк, Альтен-
хофф, Мецгер и Уилсон — в
северной. Весь этот материал теперь
анализируется вместе с быстро
растущим объемом данных о лучевых
скоростях звезд. Особенно полезны в
этом отношении лучевые скорости
долгопериодических цефеид и
красных сверхгигантов; множество этих
данных накоплено в последние годы
благодаря работам Фиста и Хемф-
ри.
Цефеиды с периодом более 10 сут
оказываются вполне
удовлетворительными указателями спиральной
структуры. Это — сверхгиганты, уже
прошедшие, по-видимому, стадии
звезд классов О и В. По всей
вероятности, они на протяжении
космически короткого времени были
красными сверхгигантами, прежде чем
вступили в фазу долгопериодической
цефеиды. Крафт обратил внимание на
эти звезды как на потенциальные
указатели спиральной структуры.
Он подчеркивает, что цефеиды можно
260
Глава 10
обнаружить и исследовать на
гораздо больших расстояниях, чем
звезды классов О и В, даже с
помощью самых больших рефлекторов.
В настоящее время считается весьма
вероятным, что цефеиды с самым
длинным периодом — самые
молодые, и поэтому они являются
наилучшими потенциальными указателями
спиральной структуры.
Темные туманности остаются пока
одной из наименее исследованных
групп объектов, но уже пришло
время использовать их более широко,
чем в прошлом. Необходимо
произвести точные измерения расстояний
до многих темных туманностей вдоль
полосы Млечного Пути.
Большинство темных туманностей встречается
в очень густо населенных областях,
где масштаб фотографий, снятых на
телескопах Шмидта, недостаточен
для тщательных и детальных
исследований. Поэтому, чтобы результаты
были как можно точнее, нам
приходится вести наблюдения на больших
рефлекторах. Строящиеся сейчас
большие рефлекторы почти всегда
рассчитаны на получение
крупномасштабных широкоугольных
фотографий; эти инструменты открывают
отличную возможность дальнейшего
изучения галактических темных
туманностей. Фотография, снятая с
помощью электронно-оптического
преобразователя, позволяет
регистрировать самые слабые звезды при
разумно короткой экспозиции.
Применяемые ныне для фотоэлектрических и
фотографических работ фильтры со
средней и узкой полосой
пропускания должны оказать большую
помощь при определении звездных
величин и точных цветов звезд.
Помимо звезд класса О и раннего
класса В имеется много полезных
групп звезд, могущих служить
довольно хорошими указателями
спиральной структуры. По мнению
Шмидт-Калера, одними из лучших
в этом отношении являются звезды
класса В с эмиссионными линиями.
Л. Смит показал, что большую
пользу могут также принести звезды
типа Вольфа — Райе с
эмиссионными линиями.
Во всех исследованиях звезд
классов О и В, долгопериодических
цефеид и темных туманностей мы
начинаем уделять внимание их
относительному распределению внутри
специфических деталей спиральной
структуры. Мы уже упоминали, что
темные туманности часто
концентрируются вдоль внутренней кромки
спиральных рукавов; существуют
также свидетельства того, что
цефеиды и звезды классов О и В
обрисовывают спиральные рукава,
причем положение рукавов,
определяемое по разным классам объектов, не
вполне совпадает, как, впрочем, и
положение рукавов, найденное по
наблюдениям на волне 21 см. В
будущем мы должны выявить возможные
различия деталей строения рукавов,
связанные с влиянием возраста в
сочетании с совершенно разными
кинематическими свойствами. Ясно, что
без хорошей наблюдательной базы
мы не можем позволить себе заняться
теоретическими построениями.
Сверхгиганты всех типов, от бело-
голубых звезд классов О и В до самых
красных объектов класса М,
оказываются наиболее полезными
указателями спиральной структуры.
Найти спектры таких звезд на
пластинках, экспонированных с объективной
призмой, как для северной, так и для
южной части Млечного Пути — дело
нетрудное. Спектр любой интере-
Спиральная структура Галактики
261
сующей нас звезды можно
сфотографировать в подробнейших деталях
благодаря тому, что большинство
крупных спектрографов снабжено
электронно-оптическими
преобразователями, которые позволяют
получать высококачественные спектры с
довольно высокой дисперсией при
сравнительно короткой экспозиции.
По этим спектрам можно найти
абсолютные звездные величины
исследуемых звезд, а также точно
определить их лучевые скорости. В
последние годы особую активность в этой
области проявила Хемфри. Ее
результаты продемонстрировали, что
сверхгиганты могут оказаться
ключом к проникновению далеко вглубь
во многих участках полосы
Млечного Пути. Теперь в нашем
распоряжении имеется достаточное число
слабых фотоэлектрических стандартов,
и мы можем точно измерить звездные
величины и цвета в системе UBVRI
любой интересующей нас звезды.
При желании эти же звезды можно
подвергнуть фотоэлектрической
фотометрии с промежуточными и
узкополосными фильтрами.
Весьма вероятно, что
галактические магнитные поля не являются
главным фактором, способствующим
возникновению наблюдаемой
спиральной картины. Однако такие поля
должны упорядочивать детали
спиральной структуры. Наблюдаемая
поляризация света далеких звезд
доказывает, что спиральная структура
связана с магнитными полями.
Измеренная поляризация, как правило,
самая большая, а ориентация
векторов поляризации наиболее
упорядоченная, когда луч зрения идет
поперек спирального рукава; малая
степень поляризации в сочетании со
случайной ориентацией векторов
поляризации наблюдается, когда мы
смотрим вдоль рукава. Отсюда мы
видим, что поляризационные
эффекты позволяют выявлять спиральную
структуру, хотя мы и далеки от
понимания того, какую роль играют
крупномасштабные магнитные поля
в теории спиральной структуры.
Мы располагаем теперь богатым
и очень точным материалом о
величине и ориентации векторов
поляризации для звезд вдоль всей полосы
Млечного Пути, как в северной,
так и в южной ее части (гл. 9).
Первоначальные данные,
опубликованные первооткрывателями
межзвездной поляризации Хилтнером и
Холлом, были дополнены
обширными новыми каталогами Мэтьюсона
(обсерватория Маунт-Стромло), а
также Клэра и Неккеля (Гамбург).
Они опубликовали каталоги и карты
с поляризационными данными для
южной части Млечного Пути — тех
его областей, для которых прежде
не было подобных данных. На
рис. 100 изображена карта векторов
поляризации Мэтьюсона.
Границы в распределении по
долготе высокоэнергичных свободных
электронов были исследованы по
синхротронному излучению,
преобладающему в длинноволновом
радиодиапазоне. Эти границы примерно
совпадают с направлениями вдоль
спиральных рукавов. В Сиднейском
университете Миллс и Грин провели
в этой области наиболее эффективные
исследования. Они нашли несколько
отчетливо выраженных скачков в
распределении по галактической
долготе интенсивности общего синхро-
тронного излучения. Анализ всех
данных, проведенный Грин,
показывает, что наша Галактика,
по-видимому, обладает спиральной струк-
262
Глава 10
турой с углами закручивания
спирали от 9 до 15°, но при этом не
исключаются и кольцевые структуры
рис. 123).
рентгеновского излучения как
указателей спиральной структуры
остается, по крайней мере на
сегодняшний день, весьма сомнительным.
331° 339° 350,5° 358,5° 1,5° 8° 14,5° 23°
Рис. 123. Спиральная структура,
построенная на основании
радионаблюдений. А. Грин {Сиднейский
университет) построила эту схему с углом
закручивания спирали 12,5° в соответствии
с радионаблюдениями нашей Галактики
в непрерывном спектре, а также с учетом
некоторых оптических особенностей. На
этой схеме Солнце расположено не в
спиральной ветви, а в ее отроге.
Было высказано предположение,
что пульсары и источники
рентгеновского излучения являются
потенциальными указателями спиральной
структуры. Пульсары,—
по-видимому, «прямые потомки» звезд,
претерпевших вспышку сверхновой;
известно, что остатки сверхновых
являются источниками очень мощного
рентгеновского излучения. Тем не
менее точный статус сверхновых,
пульсаров и источников сильного
ГРАВИТАЦИОННАЯ И ДРУГИЕ
ТЕОРИИ
Лет 10—15 назад наиболее
правдоподобной считалась гипотеза,
согласно которой спиральная
структура Галактики образуется и
поддерживается крупномасштабными
магнитными полями, выстраивающими
газ в спиральный узор. Однако
позднее было открыто, что
напряженность продольных магнитных полей
Спиральная структура Галактики
263
в среднем, по всей вероятности,
составляет 2—3 микрогаусса, а это
слишком слабое поле, чтобы оказать
требуемое ориентирующее
воздействие. Более вероятно, что
наблюдаемый общий спиральный узор
создается гравитационными силами и
что магнитные поля «вморожены» в
этот узор как побочный результат
распределения ионизованного газа,
главным образом водорода
(протонов). Конденсация этого
ионизованного газа под действием гравитации
способна генерировать локальные
магнитные поля необычайной
напряженности. Картину
распределения векторов поляризации,
подобную изображенной на рис. 100,
можно считать вторичным эффектом
конденсации ионизованного газа в
деталях спиральной структуры.
На протяжении многих лет Бер-
тил Линдблад был единственным
последователем теории, объясняющей
спиральную структуру галактик
действием гравитационных сил. В
середине 60-х годов Лин и его сотрудники
Шу и Ян начали серию
исследований, пытаясь доказать, что
наблюдаемые детали спиральной
структуры возникают в результате
прохождения волны плотности через
межзвездный газ. Лин исходит из
предположения, что гравитационный
потенциал вблизи и в самой
центральной плоскости сильно сплюснутой
вращающейся галактики имеет
спиральную компоненту. Он считает,
что газ и звезды, движущиеся с почти
круговыми скоростями, могут из-за
влияния этой спиральной
компоненты подвергаться действию волн
плотности, причем этот газ и связанные
с ним звезды скапливаются на более
или менее длительный срок в
спиральных ветвях из-за их малого
гравитационного потенциала. Лин
исследовал, исходя из различных типов
спирального распределения
гравитационного потенциала, оказывается
ли этот процесс преходящим
явлением или нет. Он нашел
определенные строгие условия, которым
должно удовлетворять квазипостоянное
спиральное потенциальное поле.
Если это поле сохраняется, то его
должно поддерживать
гравитационное воздействие звезд и газа,
участвующих в создании спиральной
структуры. Теория Лина
предсказывает, что в наиболее сплюснутых
галактиках будет существовать
область, в которой преобладает
спиральная структура. Для нашей
Галактики эта область лежит, грубо
говоря, в диапазоне расстояний от
5000 до 15 000 пс от центра
Галактики; таким образом, наше Солнце,
как и следовало ожидать, находится
именно в той части системы, где
возможна спиральная структура.
Теория Лина предсказывает, что
единственными устойчивыми и
квазиустойчивыми конфигурациями будут
те, у которых имеются два
спиральных рукава, расходящихся из двух
противоположных частей ядра; она
также очень точно предсказывает
расстояние между рукавами и
величину углов закручивания спирали.
Расстояния и углы закручивания
спирали определяются природой
силового поля Галактики. Согласно
этой теории, для нашей Галактики
углы закручивания спирали
составляют около 6°, что очень хорошо
согласуется с результатами
радиоастрономических наблюдений Керра,
но противоречит результатам Бек-
кера и Моргана. (Расчеты дают, что
типичные расстояния между
спиральными рукавами составляют
264
Глава 10
3000 пс — величина, которая в
среднем согласуется с тем, что
наблюдается в нашей Галактике. Из
теории Лина следует также
существование крупномасштабных потоков газа
и молодых звезд, скорость которых
в среднем доходит до 6—10 км/с
относительно чисто кругового
движения. Отклонения такого порядка,
действительно, наблюдались. Эти
наблюдаемые отклонения от чисто
кругового движения прекрасно
вписываются в картину потоков,
предсказанных теорией Лина для нашей
Галактики.
По теории Лина, спиральные
рукава возникают под действием
спиральной компоненты
гравитационного потенциала. Эта компонента
образует волны плотности, которые в
свою очередь заставляют газ и
молодые звезды скапливаться по
линиям минимального потенциала.
Другими словами, газ и молодые звезды
сравнительно дольше задерживаются
в спиральных «потенциальных ямах»,
чем между ними, и вещество в
спиральных рукавах непрерывно
обновляется. В более ранней картине,
которой придерживались большинство
из нас (за исключением Бертила
Линдблада), спиральные рукава
считались местом постоянного обитания
таких объектов, как скопления,
ассоциации и эмиссионные туманности.
Казалось неизбежным, что после
одного-двух оборотов Галактики
спирали закрутятся, поскольку
наружные объекты движутся медленнее
тех, которые находятся ближе к ядру
Эта проблема исчезает, если принять
точку зрения Лина, согласно
которой спиральные рукава не содержат
бесконечно долго одни и те же звезды
и газ, что они являются порождением
волн цлотности и что единственной
квазипостоянной особенностью
является лежащая в основе теории
спиральная компонента
гравитационного потенциала. Следует отметить, что
в теории Лина спиральный узор гра^
витационного потенциала вращается
медленнее Галактики в окрестностях
Солнца. Отсюда можно заключить,
что спиральные рукава не остаются
постоянными и что местонахождение
максимума спиральной компоненты
сдвигается со временем и по
отношению к существующим спиральным
рукавам.
До сих пор нет хорошей,
законченной теории, способной объяснить,
откуда берутся спиральные
потенциальные силовые поля. В
центральной плоскости Галактики
спиральное поле медленно вращается; чем-то
оно напоминает бумеранг с двумя
ручками. Во внешних областях
спиральной структуры Галактика и поле
вращаются примерно с одинаковой
скоростью, но во внутренних
областях «бумеранг» движется медленнее
звезд, космической пыли и
межзвездного газа, которые обращаются
вокруг центра Галактики со
скоростью, равной общей круговой
скорости вращения нашей звездной
системы.
Спиральное потенциальное поле
не очень докучает звездам. Однако
в «потенциальных ямах» газ имеет
тенденцию скапливаться и временно
замедлять свое движение. Затем он
снова начинает двигаться с обычной
скоростью галактического вращения;
все эти действия точно копирует газг
движущийся позади. Спиральная
структура соответствует кривой
наибольшей плотности, и за несколько
оборотов Галактики газ
неоднократно пересекает эти «потенциальные
ямы», создавая, таким образом, по-
Спиральная структура Галактики
265
стоянный спиральный узор из все
время меняющихся газовых облаков.
В картине Лина спиральное
потенциальное поле, или «бумеранг»,
нашей Галактики движется в
окрестностях Солнца со скоростью, несколько
превышающей половину скорости
обычного вращения Галактики.
Скорость вращения и теоретическая
скорость совпадают на расстоянии
14 000—15 000 пс от центра
Галактики. Отметим, что форма нашего
«бумеранга» фиксирует форму
спиральных рукавов, наблюдаемых в
данный момент. Поскольку
«бумеранг» не меняет своей формы,
спиральные рукава должны сохранять
постоянный внешний вид на
протяжении всего времени существования
картины волн плотности. В теории
Лина отсутствует проблема
закручивания спирали. Стоит здесь
отметить, что внешние кольцевые
структуры нейтрального атомарного
водорода обнаруживаются примерно там,
где спиральный узор имеет скорость,
совпадающую со скоростью
галактического вращения. Исследования
устойчивости картины, образуемой
волнами плотности, показали, что
распределение потенциала в виде
бумеранга с двумя ручками,
отходящими в сторону, противоположную
вращению, имеет самые большие
шансы сохраниться в течение
нескольких оборотов Галактики.
Предсказания теории Лина
можно проверить для звездных систем,
богатых газовыми облаками или
содержащих сотни тысяч звезд, с
помощью математических расчетов
поведения спирального узора, а также
с помощью современных ЭВМ.
П. Линдблад (сын Бертила Линдбла-
да) в Швеции и Р. Миллер, Прендер-
гаст, Квирк и др. в США
моделировали на ЭВМ явления, подобные
волне плотности.
Один из сотрудников Лина и
бывший его ученик У. Роберте
довольно детально изучил процессы,
происходящие, когда газ пересекает
области с самым низким
потенциалом, т. е. самую прочную часть
«бумеранга». Он нашел, что газ внезапно
сожмется и что на широком фронте
образуются галактические ударные
волны. Можно ожидать присутствия
узких коридоров, где газ и
межзвездная пыль имеют очень высокую
плотность. Весьма вероятно, что в
подобных условиях высокого
сжатия будет происходить образование
звезд. Пылевые коридоры находятся
внутри спиральных рукавов, а звезды
мигрируют из них к внешним
областям, причем самые молодые звезды
располагаются ближе к ударному
фронту, а более старые — немного
дальше от него. Образование звезд
из межзвездного газа и пыли — очень
сложное явление, и одного лишь
прохождения волны плотности сквозь
газ и пыль недостаточно для
массового рождения звезд. Однако если
другие условия соблюдаются, то
волна плотности вполне может сыграть
роль спускового механизма.
Мы не хотим создавать
превратного впечатления, будто бы теория
Лина представляет собой
общепризнанную истину. Это действительно
крупное достижение в области, где
до сих пор теория не имела больших
успехов. Самым большим
достоинством этой теории для астрономов-
наблюдателей оказывается то, что
она позволяет надежно
предсказывать поведение, распределение и
кинематику межзвездного газа и пыли,
а также молодых звезд внутри
спиральной структуры или вблизи нее.
266
Глава 10
Самым суровым критиком Лина
был австралийский физик
Пиддингтон, который, как мы отмечали в
начале главы, считает, что необходимо
полностью отбросить теорию волн
плотности Лина и особенно гипотезу
ударного фронта Робертса,
являющуюся частью теории волн
плотности. Пиддингтон полагает, что
спиральные рукава вовсе не газовые
структуры, а в основном линии
концентрации молодых звезд.
Взамен теорий Лина и Линдблада
Пиддингтон выдвигает свою
собственную гидромагнитную теорию.
Согласно этой теории, основные силы,
создающие наблюдаемый спиральный
узор, возникают при взаимодействии
нашей Галактики (и других
галактик!) с изначальным
межгалактическим магнитным полем. Ось
вращения нашей Галактики наклонена к
этому полю. Пиддингтон показал,
что даже очень слабое
межгалактическое поле упорядочивает
межзвездный газ Галактики в
достаточной мере, чтобы создать на
протяжении одного оборота Галактики
картину концентрированных областей
рождения звезд, напоминающих
спиральные рукава. Одним интересным
следствием теории Пиддингтона
является то, что она предсказывает
существование спиральных
особенностей вдали от центрального диска
нашей Галактики. Такие
особенности, по-видимому, были обнаружены
Р. Дэвисом и Верскером. Однако
спиральные структуры Пиддингтона
по своему характеру больше похожи
на области концентрации недавно
образовавшейся космической пыли и
очень молодых звезд, чем на области
концентрации газа. В отличие от
теории Лина — Шу, которая
уверенно предсказывает большую
скорость полей, связанных со
спиральной структурой в центральной
плоскости нашей Галактики, теория
Пиддингтона дает большие скорости
в направлении, перпендикулярном
галактическому диску.
Все исследователи, работающие в
этой области, понимают, что
изучение спиральной структуры может
вестись на основе многих
теоретических и наблюдательных подходов.
Теория волн плотности не исключает
того, что могут существовать важные
эффекты, вызванные
крупномасштабными галактическими магнитными
полями, и вполне разумно
всесторонне исследовать роль таких полей.
Выбросы из ядер, подобные тем, о
которых говорят В. А. Амбарцумян
и Арп, могут оказаться главной
силой, способствующей
возникновению и поддержанию спиральной
структуры. Исследования А. и Дж.
Тумре показали, что сближения
галактик могут вызвать явления,
сходные со спиральной структурой и
поддающиеся расчету. Наконец,
С. Б. Пикельнер (Московский
государственный университет)
неоднократно подчеркивал, что спиральные
галактики с перемычками могут
оказаться ключом к пониманию
спиральной структуры. Совершенно ясно,
что не может существовать простой
теории спиральной структуры, и
практически нецелесообразно
описывать в общих чертах сложные
явления, следствие которых —
спиральная структура нашей и других
галактик.
В конце 50-х годов В. А.
Амбарцумян настойчиво обращал внимание
астрономов на возможность того, что
центральные области нашей
собственной и других галактик могут
стимулировать возникновение на-
Спиральная структура Галактики
267
блюдаемой нами во внешних частях
спиральной структуры. Гигантские
взрывные явления в ядре или около
него генерируют потоки
ионизованного газа высоких энергий, которые
могут проникать во внешние области.
Область столкновений расположена
на расстоянии от 3000 до 5000 не от
центра, где, как можно ожидать,
образуются облака очень быстро
движущихся электронов, по-видимому,
проникающие в более спокойные
области галактического диска.
Именно на расстоянии 5000 пс от центра
нашей Галактики и локализовано
огромное кольцо гигантских
областей НИ, отмеченное Мецгером,
Вестерхаутом и др. Возможно, что
крупномасштабные магнитные поля
играют гораздо большую роль, чем
мы отвели им в нашем обзоре.
СПИРАЛЬНАЯ СТРУКТУРА
НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ
Было бы неплохо, если бы в конце
этой главы мы могли поместить
достоверную схему спиральной
структуры Галактики. Но рис. 103, 107
и 108 показывают, что в настоящее
время это невозможно. У нас нет
пока «Генерального плана»
Галактики, о котором Лин говорил еще
10 лет назад.
Почему имеются расхождения
между диаграммами
радиоспиральной структуры Керра — Вестерхаута
и Уивера? Одна из причин состоит
в том, что разные исследователи
неодинаково интерпретируют те
области Млечного Пути, для которых еще
нет достаточного количества данных
об излучении с длиной волны 21 см.
Другая причина — разные методы
анализа основных профилей линии
21 см и применение несколько
отличающихся моделей распределения
скоростей в Галактике. К числу
наиболее важных источников
расхождений относится способ, с помощью
которого авторы объединяют
крупные концентрации нейтрального
атомарного водорода в единую
всеобъемлющую спиральную картину. С
аналогичными трудными проблемами
сталкивается при анализе материала
и астроном, ведущий исследования
в оптических лучах. Например,
большинство работающих в этой области,
включая и авторов этой книги,
полагают, что большая концентрация
молодых звезд, газа и пыли имеется в
направлении созвездия Киля; другие
детали спиральной структуры
исследовались в Лебеде, Орионе и
Наугольнике. Прослежен на большом
протяжении рукав в Персее,
находящийся за Солнцем, и рукав в
Стрельце, расположенный на 2000 пс ближе
к центру Галактики, чем Солнце.
Беккер и его сотрудники пытаются
объединить эти детали в общую
спиральную картину, в которой рукава
имеют угол закручивания около 25°.
Между тем Боку и другим кажется
более разумной спиральная картина
с несколькими рукавами, имеющими
угол закручивания около 6°.
Игра в складывание мозаики
отдельных распознанных радио- и
оптических спиральных деталей в общую
спиральную картину нашей
Галактики, несомненно, будет продолжена
и в дальнейшем. В итоге общая
картина, вероятно, будет окончательно
составлена на основе анализа
радиоастрономических данных, особенно
тех, которые предоставляет изучение
линии 21 см. Однако этот анализ
заведомо будет косвенным.
Сравнительно легко получить определенные
результаты о распределении концен-
268
Глава 10
траций нейтрального атомарного
водорода в различных направлениях по
галактической долготе и широте, но
в каждом направлении лучевые
скорости этих концентраций различны.
Требуется сложная модель вращения
Галактики и движений потоков, при-
ложимая к газовым облакам, чтобы
для каждого направления перевести
наблюдаемые скорости в расстояния
от Солнца.
Еще более осложняют ситуацию
некоторые неприятные чисто
геометрические эффекты при анализе
излучения с длиной волны 21 см.
Бертон и У. У. Шейн обратили на
подобные эффекты особое внимание.
Для некоторых направлений в
галактической плоскости, т. е. на
некоторых галактических долготах,
лучевые скорости приближения и
удаления очень медленно меняются с
изменением расстояния, а это сильно
искажает профиль линии 21 см на
данной галактической долготе. Даже
если бы распределение нейтрального
атомарного водорода на луче зрения
было совершенно равномерным, все
равно в этом направлении находится
чрезмерно большое количество
водорода с лучевой скоростью, близкой
к критической. При критической
лучевой скорости нарастает
интенсивность сигнала, что создает в этом
направлении аномально сильный
сигнал. Следствием этого простого
геометрического эффекта является
сильный сигнал, который на первый
взгляд можно ошибочно приписать
излучению облака нейтрального
атомарного водорода. «Скучивание
скоростей»— одна из самых серьезных
забот радиоастрономов, изучающих
распределение нейтрального
атомарного водорода в нашей
Галактике.
Мы уже отмечали, что можно
выделить и по отдельности изучить
некоторые детали спиральной
структуры. В последние годы Бок, Хемфри,.
Э. Миллер и др. на обсерватории
Стюарда всесторонне изучили
распределения газа, космической пыли
и молодых звезд в области Млечного
Пути в Киле. Одни лишь оптические
данные и особенно изучение звезд
классов О и В, которое провел
Грэхем, показывают, что в Киле мы,
по-видимому, смотрим вдоль края
крупной спиральной детали. Грэхем
нашел, что резкий внешний край
этой детали соответствует
галактической долготе 283°; по некоторым
данным около долготы 300°
находится ее размытый внутренний край.
Оптически деталь прослежена на
отрезке в 7000 пс, на расстоянии от
Солнца от 1000 до по меньшей мере
8000 пс. На рис. 124 изображена
диаграмма, построенная для этого
участка Э. Миллером. Такие же
работы были посвящены детали в
Лебеде, для которой Диккель, Вендкер
и Биритц исследовали распределение
расстояний до 90 областей НИ,
связанных с этим отрезком спиральной
структуры, простирающимся по
крайней мере на 4000 пс от Солнца в
направлении галактической долготы
75°. Так же хорошо обрисованы
участки рукава в Персее и внутренняя
сторона рукава в Стрельце.
Детальные исследования, направленные на
выявление контуров этих деталей,
чрезвычайно важны для понимания
свойств спиральных рукавов
Галактики. Прежде всего для участка
спиральной структуры, подобного
наблюдаемому в Киле, можно найти
распределение пыли, газа и молодых
звезд разного возраста и тем самым
прийти к определенным выводам о
Спиральная структура Галактики
269
процессах звездообразования в таких результаты количественно и каче-
деталях. Теория Лина предсказы- ственно совпадают с предсказаниями
вает определенные систематические теории Лина — Шу. В Персеевом ру-
движения на внутренней и внешней каве были обнаружены очень инте-
Солнце
280°-
290°
А =2,0™ не дальше 3 кпс, может увеличиваться
с расстоянием до 3,0т у 5 кпс ^т**0*0*!^ лПм^ '
^GG:>*4
<&*¦
&&\<*&
№*^
к&
&№
$&¦
х&
^<>**
&*
>**°
s^
,«Г>*
>^^оО
»°1>*
^^
л
DlV^V0
\\^
^
. *е
**>°*
0^
О^
^
^
^
&
с^
Солнце, если
Я - 8 кпс
300°
Рис. i?4. Рабочая диаграмма спирального
рукава в созвездии Киля. Э. Миллер
построил эту диаграмму, чтобы показать,
как объекты южных созвездий: Парусов,
Киля, Южного Креста и Центавра
(галактические долготы от 270 до 300°)
концентрируются к криволинейному
отрезку спирали, прослеживаемому на
протяжении от 2 до 8 кпс от Солнца.
Межзвездное поглощение максимально
внутри рукава, но и снаружи имеется
заметное поглощение. Центр Галактики
расположен под Солнцем, за пределами
диаграммы, на расстоянии 10 кпс от
Солнца.
кромках спиральных рукавов.
Наблюдательные данные об
отклонениях от чисто кругового движения
для детали спиральной структуры в
Киле были получены Хемфри,
которая обнаружила, что скорость на
внутренней стороне детали
отличается на 8 км/с от скорости
галактического вращения и что эти скорости
совпадают на внешней стороне. Эти
ресные явления. Часть газовых
облаков, связанных с этим рукавом,
быстро движется в нашем
направлении со скоростью 20—30 км/с, в то
время как звезды, по-видимому,
движутся по более или менее
круговым орбитам, что и следовало
ожидать на основе теории
галактического вращения.
270
Глава 10
Мы, конечно, будем продолжать
свои попытки создать схему общей
спиральной структуры Галактики и,
несомненно, начертим ее
«Генеральный план». Однако тем временем
проводятся важные и обширные
исследования различных свойств
отдельных спиральных деталей. Самое
обнадеживающее в современных
исследованиях спиральной структуры
Галактики то, что одновременно
ведутся работы в разных направлениях.
Теоретики и мощные
вычислительные центры усиленно работают над
многими аспектами проблемы.
Астрономы, ведущие наблюдения в
оптическом и радиодиапазонах,
непрерывно консультируются и спорят
друг с другом, а астрофизики по мере
своих возможностей изучают
физические условия существования
межзвездного вещества в спиральных
рукавах и в областях между ними.
Всестороннее изучение спиральной
структуры Галактики стимулирует
астрономические исследования на
многих фронтах.
и
НАША МЕНЯЮЩАЯСЯ
ГАЛАКТИКА
КРУПНОМАСШТАБНЫЕ
ИЗМЕНЕНИЯ
Наш Млечный Путь непрерывно
меняется. Изменения эти протекают
медленно и постепенно, и их нел-згко
обнаружить, так как в космических
масштабах человеческая жизнь —
лишь мгновение. Для измерения
времени на Земле и для того, чтобы
проследить за изменением положений
планет, нас вполне устраивает
обычный год, но, обращаясь к
космической эволюции, мы должны выбрать
более длинную единицу времени.
Такой единицей является космический
год, т. е. время одного оборота
Солнца вокруг центра Галактики. Один
космический год составляет 250 млн.
наших земных лет.
Какие же изменения происходят
за промежутки времени, сравнимые
с космическим годом? Звезды нашей
Галактики непрерывно
перемешиваются, так как небольшой разности
скоростей — всего лишь 1 км/с за
миллион лет (1/250 космического
года) — достаточно для того, чтобы
отдалить две звезды друг от друга
на целый парсек. В течение
космического года одни группы звезд
могут распасться, другие —
образоваться вновь, а сам внешний вид
Галактики может претерпеть
глубокие изменения.
Кроме этих чисто механических
изменений, за период порядка одного
космического года может измениться
и физическое состояние Млечного
Пути. Глубоко в недрах Солнца и
звезд непрерывно работают
источники ядерной энергии, которые не
являются неисчерпаемыми, и
интенсивность генерации лучистой
энергии может значительно меняться.
Звезды классов О и В расходуют свои
огромные, но все же ограниченные
запасы ядерной энергии так
расточительно, что могут ослепительно
сиять лишь в течение небольшой доли
космического года. Можно почти не
сомневаться в том, что они
образовались сравнительно недавно в
космических масштабах, т. е. меньше
одного космического года назад. Возраст
самых ярких сверхгигантов,
по-видимому, не превышает 10 млн. лет,
т. е. составляет лишь
незначительную долю космического года. Таким
образом, нам приходится
рассматривать не только проблему эволюции
звезд, но также процессы их
образования. Какую роль играют
межзвездные газ и пыль в рождении звезд
и в какой степени звезды пополняют
истощающийся запас своего
вещества? Вот некоторые вопросы,
которых мы коснемся в этой
заключительной главе. Но сначала
остановимся на проблемах, связанных с
установлением шкалы времени для
космической эволюции.
Быстрое собственное движение
отдельных звезд само по себе не
говорит о значительных изменениях
системы в целом. Красные и белые
кровяные тельца движутся по нашим
венам и артериям, но общее
количество крови в любой вене мало
меняется в течение дней или месяцев.
Точно так же конфигурация узла в
спиральной ветви может в течение
долгого времени оставаться
неизменной: одни звезды покидают опре-
272
Глава 11
деленные группы, а другие
занимают их места.
Если распределение положений и
движений объектов в какой-нибудь
галактике не подвергается большим
изменениям, то мы говорим, что эта
звездная система находится в
состоянии динамического равновесия. Даже
если не обращать внимания на
действительно эволюционные изменения
(что безусловно несправедливо по
отношению к звездам классов О и В),
•состояние динамического равновесия
не будет постоянным. Для
определенной группы звезд состояние
динамического равновесия может,
вероятно, сохраняться в течение
100 космических лет, но не 1000 или
10 000 космических лет. За такой
длительный промежуток времени
начнут сказываться случайные
близкие прохождения звезд; и состояние
динамического равновесия будет
нарушено. Ему на смену придет
динамически квазипостоянное состояние
статистического равновесия, более
устойчивое, при котором звезды
тщательнее перемешаны. Невозможно в
деталях предвидеть будущее, но
лредсказать определенные
направления развития в наших силах, и по
ним мы можем получить
представление о шкале времени динамической
эволюции. Мы можем даже, правда
не очень уверенно, попытаться
заглянуть в туманное прошлое, когда
образовалась наша Галактика.
КОГДА ЗВЕЗДЫ ВСТРЕЧАЮТСЯ
Как часто в среднем звезды подходят
к Солнцу достаточно близко, чтобы
заметно изменить направление его
движения? Средние расстояния до
звезд и их скорости довольно хорошо
известны, так что без особого труда
мы можем вычислить вероятность
того, что какая-нибудь звезда
приблизится к Солнцу на минимальное
расстояние, меньшее расстояния до
Нептуна. Такие тесные сближения
происходят редко, в среднем лишь
однажды за 10 000 космических лет,
т. е. маловероятно, чтобы за 20
космических лет своего существования
Солнце уже испытало подобного рода
столкновение с проходящим мимо
соседом. Общий эффект близкого
прохождения был бы, по-видимому,
весьма незначительным, и хотя это
событие в течение некоторого
времени было бы сенсацией, особого вреда
оно бы не нанесло. Изменились бы
орбиты планет вокруг Солнца,
особенно внешних планет, а Нептун
и Плутон, возможно, переметнулись
бы к незваному пришельцу и
покинули Солнечную систему. После
этого визита Солнце со стайкой
оставшихся планет и, возможно, с
несколькими вновь приобретенными
планетами изменило бы направление
движения примерно на 20° по
сравнению с первоначальным.
Какова вероятность
столкновения Солнца с проходящим мимо
соседом? Если бы это случилось, то
результаты почти наверняка были
бы катастрофическими для жизни
на Земле. Но, пожалуй, у нас есть
более неотложные заботы, так
как средний промежуток времени
между столкновениями звезд
размером с наше Солнце составляет по
порядку величины 1 000 000 000
(т. е. 109) космических лет, или
250 000 000 000 000 000 (т. е. 2,5 -1017)
земных лет! Единственное
место, где иногда могут происходить
столкновения звезд,— это ядро
Галактики, но даже здесь
вероятность их невелика.
Наша меняющаяся Галактика
273
Редкость этого явления лучше
всего иллюстрируется тем, что в
нашей Галактике с массой,
эквивалентной массе 100 миллиардов (1011)
солнц, столкновения между двумя
звездами возможны только раз в
миллион лет. Если принять, что
в некоторых областях Галактики
звезды расположены ближе друг
к другу, чем в окрестностях Солнца,
и что существуют звезды,
представляющие собой большую мишень,
чем Солнце, то вероятность
столкновения несколько увеличится.
Однако весьма маловероятно, что даже
в шаровом скоплении или в плотном
ядре Галактики столкновения будут
происходить чаще чем раз в 1000 лет.
Из этих простых расчетов видно,
что вероятность катастрофы,
связанной с прямым столкновением или
близкими прохождениями звезд,
гораздо меньше, чем постоянная
опасность гибели всего живого из-за
сравнительно небольших
внутренних изменений в самом Солнце.
Изменение полного блеска Солнца
всего на 1т автоматически приведет
за весьма короткое время к
изменению средней температуры Земли
на 75 °С. Конечно, это не повлияет
на планетную систему в целом, но
маловероятно, что жизнь на
поверхности Земли сможет
приспособиться к средней температуре
вблизи точки кипения воды или к
условиям 50-градусного мороза.
Незначительные изменения в недрах
Солнца, гораздо менее
катастрофические, чем вспышка новой звезды,
легко могут привести к полному
исчезновению жизни на Земле.
Но вернемся к нашей основной
теме — близким прохождениям
звезд. Мы уже видели, что
последствия таких прохождений в общем
весьма незначительны. Однако не
следует забывать, что траектория
Солнца в какой-то мере непрерывно
меняется в результате менее тесных
сближений. Звезда, проходящая на
расстоянии 0,5 пс от Солнца,
изменит направление его движения
немногим меньше чем на 1'. За
большой отрезок времени число
таких сближений до расстояний в
несколько парсек довольно велико.
Расчеты показывают, что суммарный
эффект всех прохождений звезд на
минимальных расстояниях менее
3 не от Солнца за один космический
год будет равен эффекту одного
сближения Солнца со звездой до
расстояния 100—200 астрономических
единиц. Большая важность
суммарного эффекта далеких
прохождений видна из того, что одно
прохождение на расстоянии 100
астрономических единиц может в
среднем произойти лишь раз в 2,5-Ю13
земных лет, или в 100 000
космических лет. Совершенно ясно, что
нам нужно позабыть об одиночных
близких прохождениях и о прямых
столкновениях, а помнить о более
далеких прохождениях, которые
ввиду своей гораздо большей частоты
оказываются несравненно
эффективнее, вызывая изменения
направления и скорости движения Солнца
в течение длительных промежутков
времени.
Наша Галактика вращается еще
недостаточно долго для того, чтобы
обмен энергией между звездами
разных типов был достаточно
эффективным. Из приведенных выше
рассуждений о столкновениях звезд
следует, что вряд ли звезды
сохранили бы так много индивидуальных
особенностей в своих движениях,
если бы Галактика существовала в
274
Глава 11
своем современном виде
значительно дольше 100 космических лет, или
2,5 -1010 земных лет.
ЭВОЛЮЦИЯ
ЗВЕЗДНОГО СКОПЛЕНИЯ
Наша часть Галактики довольно
богата рассеянными скоплениями,
звезды в которых слабо связаны.
Рассмотрим, например, скопления
Гиады и Плеяды. После того как
мы познакомились с
разрушительным влиянием звездных сближений,
эти скопления вряд ли покажутся
нам очень устойчивыми объектами.
Гиады так близки к нам, что удалось
не только точно измерить
собственные движения более ярких членов
этого скопления, но и произвести
довольно полную перепись его
населения. Самая плотная часть
скопления лежит на расстоянии 40 пс
от Солнца. Движущееся скопление
содержит около 150 членов,
находящихся не дальше 6 пс от
центра. Движения отдельных звезд
отличаются от среднего общего
движения скопления не больше чем на
0,5 км/с.
Можно предсказать, что
произойдет со скоплением Гиады в
ближайшие 10 или 20 космических лет.
Скопление всегда будет оставаться
довольно близко к плоскости
Галактики, т. е. путь его лежит через
области, где звезды распределены
в пространстве примерно так же, как
в окрестностях Солнца. Легко
рассчитать вероятность того, что звезда,
не принадлежащая к скоплению,
пройдет сквозь него или мимо него
на некотором данном расстоянии.
Прежде чем проследить влияние
таких прохождений на скопления
звезд, познакомимся несколько
ближе с динамикой скопления, не
подверженного воздействию
вторгающихся в него или проходящих
мимо звезд. Звезда скопления,
медленно удаляющаяся от остальных
звезд, притягивается обратно всей
его массой. Скопление отчаянно
пытается сохранить свое единство.
Но в каждой пьесе есть свой злодей!
Из наблюдений галактического
вращения мы знаем, что звезды в
окрестностях Солнца испытывают
притяжение ядра Галактики. Части
скопления, более близкие к
центральному ядру, притягиваются
сильнее, чем более далекие.
Поэтому общее притяжение Галактики
стремится разорвать скопление на
части. Такая ситуация подобна
перетягиванию каната. Может ли
сила притяжения всего скопления
быть достаточной, чтобы
уравновесить разрушительные «приливные»
силы галактического ядра? Если
ответ будет положительный, то
скопление сохранится, если
отрицательный, то оно вскоре будет
разорвано и его члены разбросаны в
разные стороны.
Требуется известная
математическая изобретательность, чтобы
найти границу между скоплениями,
способными выдержать
разрушительные силы галактического
вращения, и скоплениями,
распадающимися под их воздействием.
Найдена некоторая средняя критическая
пространственная плотность звезд
в скоплениях. Скопление, средняя
звездная плотность которого
меньше этого критического значения, по-
видимому, не может сохраниться,
а скопление со средней звездной
плотностью выше критической, как
правило, будет обладать
достаточным собственным гравитационным
Наша меняющаяся Галактика
275
притяжением, чтобы противостоять
действию коварных разрушительных
сил притяжения галактического
ядра. Скопление со средней
плотностью 10 масс Солнца на куб с
ребром в 3 пс сохранится, если с
течением времени оно не подойдет
к ядру Галактики гораздо ближе,
чем Солнце.
Кинг провел широкие
исследования рассеянных и шаровых
звездных скоплений. Он пришел к
выводу, что динамическое будущее
звездного скопления обычно
определяется уже в период его
образования из газовых и пылевых
облаков Галактики. От этих
первоначальных условий зависит общее
число звезд всех типов в скоплении и
плотность их первоначальной
упаковки; таким образом фиксируется
радиус молодого скопления. Звезды
движутся внутри скопления со
скоростями, распределение которых
в космически короткое время
становится случайным (так
называемым максвелл овским); основная
часть скопления может оставаться
в таком состоянии на протяжении
долгого времени. У наружных
областей дела обстоят похуже. Каждое
устойчивое звездное скопление
имеет внешнюю границу, которую Кинг
называет приливной границей",
звезды, находящиеся за пределами этой
границы, скопление не в состоянии
удержать — они отрываются
приливными силами ядра Галактики.
Лишь внутри приливной границы
скопление обладает достаточной
силой притяжения, чтобы удерживать
входящие в него звезды. Кинг
разработал метод довольно точного
определения приливных границ: на
практике они представляют собой
границы шаровых скоплений. Если
шаровое скопление движется
вокруг центра Галактики по
вытянутой орбите (что характерно для
большинства из них), то приливная
граница устанавливается для того
положения орбиты, где
галактические приливные силы максимальны,
т. е. для положения, ближайшего
к центру Галактики.
Что произойдет, если какая-либо
звезда неосторожно приблизится
к скоплению? Как правило,
размеры скоплений настолько велики,
что проходящая звезда будет
неодинаково влиять на все их члены.
Две звезды скопления,
первоначально двигавшиеся по строго
параллельным траекториям, возможно,
окажутся на слегка отличающихся
орбитах. Общим результатом
каждого прохождения будет
«расшатывание» скопления. Оно приведет
к тому, что скопление станет слабее
притягивать входящие в него звезды,
и тогда общие приливные силы
Галактики смогут произвести свою
разрушительную работу.
Скопление Гиады будет в
безопасности по крайней мере еще 4
космических года, или 1 000 000 000
земных лет. К тому времени
прохождения отдельных звезд уже настолько
«расшатают» его, что скопление
окажется на грани распада. Поэтому
примерно через 5 космических лет
приливные силы Галактики будут
воздействовать на него очень
эффективно. Мы можем с уверенностью
предсказать, что через 2 000 000 000
лет поиски остатков скопления Гиады
во всей Галактике окажутся
напрасными. Оставшиеся стареющие
звезды разметет во все стороны!
Теперь мы обратимся к более
тесным скоплениям, таким, как
Плеяды и Ясли, средняя звездная плот-
276
Глава 11
ность которых в 10 раз выше, чем
у Гиад. Эти скопления гораздо
упорнее Гиад могут противостоять
разрушительным силам галактического
вращения; характерное время
разрушения по одной этой причине
составляет около 50 космических лет.
Но здесь действует другой процесс:
более плотные Плеяды и Ясли,
по-видимому, постепенно сжимаются
в результате убегания отдельных
их членов.
Процесс такого сжатия
скоплений был впервые рассмотрен в 1937 г.
В. А. Амбарцумяном и независимо
от него в 1940 г. Спитцером. Он
заключается в следующем: в
довольно плотном скоплении сближения
между двумя его членами будут
происходить гораздо чаще, чем
сближения между членами скопления и
звездами галактического поля. Иногда
звезда скопления в результате
столкновения с другой его звездой может
приобрести такую большую скорость,
которая позволит ей убежать,
«испариться», из скопления. Такая звезда
унесет с собой больше энергии, чем
приходится на ее долю из полной
энергии скопления, тем самым
несколько уменьшив среднюю энергию
остающихся звезд. Поскольку
теперь на звезду в среднем будет
приходиться меньше энергии, то
звезды — члены скопления не смогут
так сильно удаляться от его центра,
как раньше, поэтому скопление
сожмется. С течением времени
скопление могут покинуть многие звезды,
и каждая из них унесет больше
энергии, чем в среднем приходится на ее
долю, а так как этот процесс
непрерывно продолжается, то произойдет
постепенное сжатие.
Как показал Чандрасекар,
процесс убегания несколько замедлится
благодаря действию динамического
трения, когда более медленно
движущиеся звезды задерживают
беглецов. Однако суммарный эффект
после учета динамического трения
все же приведет к постепенному
уменьшению числа членов скопления
и к медленному сжатию скоплений,
подобных Плеядам и Яслям. Время,
в течение которого произойдет
сжатие такого скопления, составляет
несколько миллиардов земных лет,
или около 20 космических лет.
На динамическую эволюцию
звездного скопления оказывают
влияние еще два процесса:
1. До сих пор мы рассматривали
лишь близкие прохождения звезд,
однако нередко звездное скопление
приближается к облакам
межзвездной пыли и газа или проходит сквозь
них. Массы известных облаков
межзвездного газа и пыли достигают
тысяч солнечных масс, и когда
звездное скопление проходит вблизи
одного из таких газо-пылевых
комплексов, начинают действовать разного
рода возмущения. Газо-пылевой
комплекс способен создать гораздо
большие возмущающие приливные
силы, чем звезды или ядро
Галактики. Продолжительность жизни
скопления может значительно
сократиться в результате
прохождения вблизи массивного
межзвездного облака. Время такого
воздействия может быть довольно
незначительным в космических масштабах,
но произведенные разрушения будут
поразительно большими.
2. Другой процесс, который
может повлиять на динамическую
историю звездного скопления, носит
целиком внутренний динамический
характер. Все больше и больше мы
убеждаемся в том, что звезды теряют
Наша меняющаяся Галактика
in
массу при выбросе газа из их
атмосфер, особенно на последних стадиях
звездной эволюции. Значительная
потеря массы сделает звезду более
чувствительной к эффектам
столкновений. Менее массивные звезды
могут приобрести достаточную
энергию от своих соседей или случайно
проходящих мимо звезд, чтобы
навсегда покинуть родное
скопление.
С чисто динамической точки
зрения характерное время важных
изменений в рассеянных скоплениях
нашей Галактики составляет около
5 космических лет. В наши дни Гиа-
ды, Плеяды и Ясли относятся к
самым примечательным объектам
Галактики. Если бы мы могли
посмотреть на небо через 10 космических
лет, то оказалось бы, что эти
скопления либо «испарились», либо
сжались, кандидатов же на их места мы
сейчас не видим. Соблазнительно
было бы думать, что шаровые
скопления могут превратиться в
скопления типа Плеяд, но два соображения
свидетельствуют о невозможности
этого. Во-первых, шаровые
скопления с характерной для них
диаграммой спектр — светимость не могут
превратиться в скопления с
диаграммой показатель цвета — звездная
величина, свойственной Плеядам.
Во-вторых, расчеты показывают, что
скорость «испарения» шаровых
скоплений слишком мала, чтобы
привести к сильным изменениям за 10
или даже 100 космических лет.
Динамически шаровые скопления
относятся к наиболее устойчивым
образованиям нашей Галактики.
Рождаются ли в настоящее время
скопления типа Гиад или Плеяд
из звезд галактического поля? С
чисто механической точки зрения
представляется невероятным
существование механизма, который привел
бы к образованию скоплений в
результате случайных встреч не
связанных друг с другом звезд. Однако
вполне возможно, что новые
рассеянные скопления непрерывно
образуются в процессе фрагментации
облаков межзвездного газа и пыли
и последующего сжатия отдельных
мелких облаков, или глобул,
которые дают начало звездам,
являющимся членами вновь возникающих
скоплений. Такие процессы весьма
вероятны, и не исключено, как
показали Мак-Кри и другие, что
возникновение и эволюционный распад
рассеянных скоплений и ассоциаций
звезд классов О и В взаимно
компенсируют друг друга, причем число
таких скоплений и ассоциаций, по-
видимому, не очень сильно меняется
с течением времени. Для
рассеянных скоплений, состоящих из звезд
класса А и более поздних, скорость
распада, вероятно, превышает
скорость образования новых скоплений,
и среди них могут встречаться
«вымирающие виды».
Конечно, мы не располагаем
данными о том, сколько рассеянных
скоплений было на небе; когда на
Земле появились, скажем, первые
тараканы, т. е., по данным
палеонтологии, около 1—2 космических
лет назад. Еще меньше мы знаем
о том, как выглядела Галактика
в эпоху образования Земли, т. е.
около 20 космических лет назад.
Современная скорость разрушения
рассеянных скоплений так велика,
что Галактика вряд ли сохранит
нынешний вид в течение более 50
космических лет.
278
Глава 11
РАСШИРЯЮЩАЯСЯ ВСЕЛЕННАЯ
И КОСМИЧЕСКАЯ ШКАЛА
ВРЕМЕНИ
Прежде чем перейти к дальнейшему
рассмотрению физических проблем
рождения звезд, их возраста и
эволюции, поищем, нет ли
какого-нибудь разумного твердо
установленного верхнего предела возраста
Вселенной и возраста звезд в
галактиках. И действительно, такой предел
устанавливается возможным
возрастом расширяющейся Вселенной.
Настоящая книга посвящена
главным образом нашей собственной
Галактике, системе Млечного Пути.
Для более широкого ознакомления
с расширяющейся Вселенной и
связанной с ней проблемой
космической шкалы времени мы
рекомендуем читателю книгу Шепли и
Ходжа «Галактики» (1972 г.).
Имеются сврщетельства того, что
Вселенная начала расширяться 10—
15 млрд. лет назад. При таком
порядке величины общего возраста
динамическая эволюция Галактики
хорошо вписывается в картину
развития Вселенной. Примерно 60 лет
назад В. М. Слайфер на основании
своих исследований, проведенных
на обсерватории Ловелла во Флаг-
стаффе (Аризона), показал, что
в спектрах некоторых слабых
галактик, которые он называл
туманностями, наблюдаются
замечательные смещения линий к красному
концу. Если считать, что эти
красные смещения вызваны лучевой
скоростью удаления, то, как заключил
Слайфер, некоторые из его
туманностей убегают от Солнца со
скоростями, превышающими 1000 км/с.
К началу 30-х годов, когда стало
ясно, что туманности Слайфера не
что иное, как галактики, Хаббл
и Хьюмасон на обсерватории Маунт-
Вилсон распространили измерения
Слайфера на более слабые
галактики. Поскольку они смогли
определить приближенные расстояния до
этих галактик, им удалось
установить универсальность зависимости
красное смещение — расстояние,
вытекающую из этих исследований.
С тех пор как Хаббл и
Хьюмасон выполнили свою
фундаментальную работу, в шкалу расстояний
галактик были внесены
значительные изменения. Исследования Сэн-
дейджа и др., основанные главным
образом на данных, полученных
с помощью 200-дюймового
рефлектора Хэйла, свидетельствуют об
очень близком к линейному
характере зависимости красное
смещение — расстояние. Если
предположить, что красные смещения
указывают на удаление по лучу
зрения,— а это сегодня практически
признано всеми,— то зависимость
красное смещение — расстояние
становится фундаментальным
законом, связывающим скорость
удаления и расстояние. Вся наблюдаемая
Вселенная, по-видимому,
расширяется, причем скорость этого
расширения определяется на основании
того факта, что две галактики,
находящиеся на расстоянии 10 млн. пс
друг от друга, взаимно удаляются
со скоростью около 550 км/с. Это
значение получено Сэндейджем и
Тамманом. У обычных галактик
наблюдались красные смещения,
соответствующие движению со
скоростью, равной половине скорости
света, а у далеких квазизвездных
источников, или квазаров, красные
смещения свидетельствуют о
скоростях удаления, превышающих
Наша меняющаяся Галактика
279
0,8 скорости света. На этом
основании можно сказать, что в
больших масштабах общее расширение
Вселенной — твердо
установленный факт. Если считать, что
указанная выше скорость расширения
Вселенной мало менялась в
прошлом, то очень простые расчеты
приводят нас к следующему выводу:
17 млрд. лет назад все участвующие
в разбегании галактики были
близко расположены друг к другу. Этот
«возраст» вполне устраивает
астрономов, изучающих Млечный Путь.
Приведенные расчеты, конечно,
очень грубые; чтобы получить более
точные результаты, необходимо
ввести данные наблюдений в
релятивистскую модель Вселенной. Мы можем
подвести итог, сказав, что возрасты,
найденные с помощью различных
моделей расширяющейся
Вселенной, очень близки к указанному
числу. Совсем не обязательно,
чтобы это расширение было
равномерным. Весьма возможно, например,
что начало Вселенной было
положено колоссальным взрывным
процессом и что очень большая
первоначально скорость расширения
постепенно начала уменьшаться.
Естественно, что время, прошедшее с
момента начала расширения,
установленное по наблюдаемым ныне
скоростям расширения, было бы тогда
меньше указанного выше значения
17 млрд. лет. Весьма возможно
также, что наша Вселенная
представляет собой пульсирующую систему,
находящуюся сейчас в стадии
расширения, и что впоследствии она
начнет сжиматься.
Множество наблюдений
подтверждают гипотезу расширяющейся
Вселенной. Почти наверняка
квазары представляют собой
галактики, которые мы наблюдаем такими,
какими они были пять и более
миллиардов лет назад. Наблюдаемое
их количество на огромных
расстояниях показывает, насколько
активнее была Вселенная 5—10 млрд.
лет назад, чем в настоящее время.
Другое подтверждение гипотезы о
том, что около 10 млрд. лет назад
произошел колоссальный
космический взрыв, было получено благодаря
наблюдениям Пензиаса и Уилсона,
интерпретированных Дикке. В
результате этих наблюдений были
обнаружены реликтовые остатки
энергии, первоначально связанной с
взрывным началом расширения,
в виде микроволнового фонового
излучения с эффективной
температурой 3 К, пронизывающего всю
Вселенную. Наиболее точные
современные наблюдения позволяют
регистрировать галактики и далекие
квазары на расстояниях до 8—10
млрд. световых лет, или около
3 млрд. пс. Эти наблюдения дают нам
возможность заглянуть в прошлое
и увидеть небесные объекты такими,
какими они были 8—10 млрд. лет
назад.
Как образовалась наша
Галактика? Ответ на этот вопрос можно
дать, если иметь в виду, что самые
старые звездные скопления и
отдельные звезды находятся на больших
расстояниях от центральной
плоскости Млечного Пути. Это, вероятно,
должно означать в, соответствии с
теорией, разработанной Эггеном,
Линден-Беллом и Сэндейджем, что
вскоре после взрывного начала
расширения наша Галактика имела вид
отдельного гигантского почти
сферического газового сгустка.
Первоначальный процесс конденсации
газа в звезды и звездные скопления,
280
Глава 11
по-видимому, распространился по
всему облаку. С течением времени
газ все сильнее и сильнее
концентрировался к центральной плоскости
Галактики, которая приобрела
тогда свое нынешнее вращение. Более
молодые звезды и скопления
образовались тогда, когда
первоначальный газовый сгусток в значительной
мере сжался, и на современной
стадии центральное газовое (и пылевое)
облако поразительно тонкое.
Рождение звезд теперь, по-видимому,
полностью ограничено областями
межзвездного газа и пыли на
расстоянии нескольких сотен парсек от
центральной плоскости Млечного
Пути. Согласно этой
привлекательной картине, первыми образовались
старейшие шаровые и рассеянные
скопления. В короне нашей
Галактики рождение звезд и скоплений
давно прекратилось. Однако можно
считать, что нам повезло, так как
эти процессы продолжаются вблизи
центральной плоскости Галактики,
причем Солнце и Земля
расположены, с одной стороны, вблизи этой
плоскости, а с другой — на окраине
Галактики, т. е. там, где все еще
вовсю кипят эволюционные котлы!
ОТКУДА БЕРЕТСЯ
ВНУТРЕННЯЯ ЭНЕРГИЯ ЗВЕЗД
Наши оценки космической шкалы
времени основаны на данных о
звездных движениях и различных
системах звезд. Но как обстоит дело с
самими звездами? Именно звезды
должны сказать решающее слово, так
как от них требуется, чтобы они
поставляли энергию в течение
миллионов и миллионов лет. Очень
легко сказать 10 млрд. лет, но могут
ли звезды так долго светить?
В других томах Гарвардской
серии книг по астрономии, в
частности в книге Л. Аллера «Атомы,
звезды и туманности», подробно
описаны процессы, с помощью которых
Солнце и другие звезды непрерывно
генерируют энергию, излучаемую
в пространство. Знакомые нам
химические процессы не укладываются
в эту схему. Недра звезд так горячи,
что атомы теряют большую часть
своих внешних электронов.
Преобразования вещества, которые
рассматриваются молекулярной
химией, могут происходить в атмосферах
некоторых холодных звезд и в
наших земных лабораториях, но не
в звездных недрах. Чтобы объяснить
высокие температуры,
господствующие внутри звезд, физики ищут
источник звездной энергии в тех
изменениях, которые должны
происходить с атомными ядрами.
Температура Солнца непрерывно
растет от 6000 К на поверхности до
15 000 000 К в его центральной
области.
При таких колоссальных
температурах в центре атомные ядра,
лишенные большей части обычного
нейтрализующего окружения
электронов, движутся с такими большими
скоростями, что при столкновениях
двух ядер происходят огромные
изменения. Ядра водорода —
знакомые нам протоны — сталкиваются с
другими ядрами водорода. Эти
соударения приводят к образованию
более тяжелых ядер гелия; в
некоторых звездах такие реакции
происходят в результате цикла
преобразований, в которых важную роль
катализатора играют ядра углерода,
в других имеет место прямое
взаимодействие протонов между собой. О
том, как происходят эти ядерные
Наша меняющаяся Галактика
281
преобразования, читатель может
узнать из книги Л. Аллера, для нас
же важно то, что два нейтрона и два
протона с общей массой 4,033
единицы атомной массы должны
образовать ядро гелия, масса которого
составляет 4,004 в тех же единицах.
Таким образом, незначительная часть
первоначальной массы, около 0,7%,
теряется в процессе построения
ядра. Эта масса преобразуется в
энергию излучения в соответствии
с известным уравнением Эйнштейна
Е = тс2,
которое связывает потерю массы т
с соответствующей выделяющейся
энергией Е; с — скорость света.
Превращение водорода в гелий является
самым эффективным процессом
генерации энергии в недрах звезд. В
звездах, израсходовавших свой
первоначальный запас водорода,
начинают идти ядерные реакции с
участием других ядер, но все они
гораздо менее эффективно выделяют
энергию излучения. Процесс
аннигиляции вещества при сверхвысоких
температурах был бы, пожалуй,
более эффективным, но нигде во
Вселенной не найдено таких
высоких температур, при которых он
мог бы протекать.
Посмотрим теперь, как будут
эволюционировать звезды, если
единственным источником их энергии
явится превращение водорода в
гелий. Наше Солнце, рядовая звезда-
карлик класса G, излучает со
сравнительно низкой интенсивностью;
оно израсходует около 1 % всей
массы водорода за 1 000 000 000 лет,
т. е. примерно за 4 космических
года. (Поскольку водород составляет
60% массы Солнца, оно имеет
достаточно ядерного топлива, чтобы
сиять, как сегодня, еще 50
космических лет или больше.) Но картина
не столь утешительна, когда мы
обращаемся к типичным звездам
класса А, подобным Сириусу, которые
по абсолютной звездной величине
на 3—4т ярче Солнца. Эти звезды
выделяют за единицу времени в 15—
40 раз больше энергии, чем Солнце.
Массы звезд класса А не более чем
в 2—3 раза превышают массу
Солнца, так что у них энергия,
выделяющаяся на единицу массы, в 10 раз
больше, чем у Солнца. Такая звезда
будет перерабатывать 1% своей
массы в качестве водородного
ядерного топлива примерно за 1/2
космического года и едва ли сможет
излучать энергию с современной
интенсивностью дольше 20
космических лет. Следовательно, звезды
класса А существуют едва ли дольше
Земли и, должно быть, уже почти
исчерпали запасы своего
водородного ядерного топлива.
Как же обстоит дело со звездами
классов О и В, сверкающими, как
100 000 солнц, но масса которых
немного меньше 100 масс Солнца?
Здесь ядерные процессы должны
генерировать энергию по крайней
мере в 1000 раз интенсивнее, чем на
Солнце, и общие запасы ядерного
топлива иссякнут в них за малую
долю космического года. Поэтому
звезды классов О и В должны быть
весьма молоды, и мы вынуждены
искать в системе Млечного Пути
места, где в наши дни можно
наблюдать процесс образования звезд,—
довольно заманчивая задача! Хойл,
Бонди, Мак-Кри и другие высказали
предположение, что массивные
звезды могут пополнять свои
иссякающие источники энергии путем
аккреции, т. е. захвата вещества из
282
Глава 11
межзвездного пространства.
По-видимому, этот процесс не очень
эффективен. Чтобы захватить сколько-нибудь
значительное количество вещества
путем аккреции, звезда должна
практически покоиться по отношению
к межзвездной среде, а давление ее
излучения на частицы среды не
должно препятствовать им попасть в
атмосферу звезд. Ни одно из этих
условий не подходит для
расточительных звезд классов О и В.
Вернемся к ассоциациям и
агрегатам звезд классов О и В, которые
были описаны в гл. 4. Мы нашли, что
некоторые из них расширяются.
Когда мы проследили их развитие во
времени, то обнаружили, что по
крайней мере в четырех надежно
установленных случаях расширение
началось лишь 0,1 космического
года назад. Короткая максимальная
продолжительность жизни звезд
классов О и В и явления
расширения в ОВ-ассоциациях наталкивают
на мысль, что ассоциации и
входящие в них звезды возникли совсем
недавно по космическим масштабам.
Некоторые из них, по-видимому,
образовались малую долю
космического года назад — очень короткое
время по сравнению с возрастом
Земли, составляющим 15—20
космических лет!
Следует отметить, что звезды
классов О и В, которые, как извест-
Рис. 125. Эмиссионная туманность М 8.
Снимок с короткой экспозицией, сделанный
на 90-дюймовом рефлекторе обсерватории
Стюарда, показывает ядро М 8 и слева от
него скопление молодых горячих звезд
классов О и В. Совершенно очевидно, что
в этой части скопления звездообразование
уже завершилось, но в ядре туманности
все еще остается много газа.
Наша меняющаяся Галактика 283
284
Глава 11
Рис. 126. Эмиссионная туманность М 16.
Эта фотография показывает молодое
звездное скопление и туманность,
называемую М 16. Сплошная конфигурация
накладывающихся темных туманностей
наводит на мысль о присутствии фронтов
ударных волн и турбулентных движений.
С фотографии, полученной Н. Мэйоллом
на 120-дюймовом рефлекторе Ликской
обсерватории. {С разрешения Ликской
обсерватории.)
но, являются лучшими указателями
спиральной структуры (гл. 10),
встречаются особенно часто в тех
областях Млечного Пути, где много
межзвездного газа и пыли (рис. 125
и 126). Поэтому заманчиво
организовать поиски сравнительно
небольших конденсаций межзвездного газа
и пыли и рассматривать их как
возможные протозвезды. Ближайшими
«родственниками» разыскиваемых
нами протозвезд являются,
по-видимому, небольшие глобулы, которые мы
часто видим в проекции на яркие
края эмиссионных туманностей
(рис. 89 и 90). В наибольших коли-
Наша меняющаяся Галактика
285
чествах они находятся в
турбулентных областях с высоким давлением
Газа, около внешних границ
эмиссионных туманностей, областей НИ.
Глобулы, вероятно, сжимаются
(сначала, возможно, под влиянием
давления, а затем под действием
самогравитации) и в то же время
медленно растут в результате аккреции
газа и пыли. Это сжатие должно
продолжаться до тех пор, пока частицы
внутри глобулы не разрушатся при
столкновениях и не превратятся
сначала в молекулы, а затем в атомы.
Наконец, атомные ядра начнут
двигаться достаточно быстро, чтобы в
результате их столкновений могли
начаться ядерные реакции. Когда
вступят в действие ядерные реакции,
процесс сжатия замедлится и
постепенно прекратится — родится
звезда.
ГЛОБУЛЫ
И ТЕМНЫЕ ТУМАННОСТИ
Поиски и изучение протозвезд —
одна из самых захватывающих
задач, стоящих перед исследователями
Млечного Пути 70-х годов. Прото-
звезда, по всей вероятности,
возникает в результате сжатия
(гравитационного или какого-либо иного),
облака межзвездного газа,
возможно, загрязненного межзвездной
пылью. Такое сжатие может
породить сначала весьма огромную и
разреженную звезду радиусом
несколько сотен астрономических
единиц. Можно сказать, что звезда
родилась, как только она начинает
испускать обнаружимое излучение.
Вполне возможно, что протозвезды
образуются в результате
комбинированных процессов сжатия и
фрагментации первоначального
межзвездного облака. Подобный процесс,
естественно, приведет к образованию
скопления протозвезд.
Самыми очевидными кандидатами
в протозвезды являются маленькие-
темные глобулы, о которых мы
говорили в гл. 9 и в предыдущем разделе.
Их возможные массы заключены в
диапазоне от 0,1 до 1 массы Солнца.
Мы говорили также о более
крупных глобулах, которые нередко
встречаются поодиночке на
фотографиях Млечного Пути и выглядят
округлыми, не содержащими звезд
пустотами на богатом звездами фоне
(рис. 94). Их радиусы колеблются
от 0,1 до 1 не, а вычисленные
массы — от 2—3 до 100 масс Солнца.
Создается такое впечатление, что
они предназначены для
последующего сжатия в протозвезды.
Встречаются также большие отдельные
туманности, такие, как вблизи
звезды р Змееносца (рис. 93); их
радиусы достигают 4 пс, а массы, весьма
вероятно,— 2000 масс Солнца. По-
видимому, путем сжатия,
сопровождающегося фрагментацией, они
превращаются в скопление протозвезд.
Вполне возможно, что Грасдален и
супруги Стром открыли ассоциацию
молодых звезд классов О и В,
вкрапленную в плотное облако
межзвездной пыли прямо в сердце темной
туманности у р Змееносца.
Будущее детальных
исследований больших и малых глобул, а
также одиночных темных туманностей
обнадеживает. Наблюдения
показали, что в направлении некоторых
наиболее известных одиночных
темных туманностей в радиодиапазоне
имеются линии молекул. Изучая
полосы ОН в спектре темной
туманности у р Змееносца, Хейлес устано-
286
Глава 11
вил, что в недрах этой туманности
преобладают температуры 5—10 К.
По мере дальнейшего развития
методов наблюдений станут возможны
поиски и исследования излучения
молекул в больших глобулах и в более
мелких одиночных темных
туманностях. Излучение с длиной волн 21 см
позволяет установить содержание
в этих объектах нейтрального
атомарного водорода, которое,
по-видимому, мало; сейчас можно также
измерить количество молекулярного
водорода, которого очень много. По
отношению интенсивностей
критических молекулярных линий мы
можем определить турбулентные
скорости, связанные с холодным газом.
Вскоре мы будем в состоянии
предоставить в распоряжение
астрофизиков-теоретиков данные об общих
массах, химическом составе,
температуре и турбулентных движениях
во многих из этих объектов.
Астрономы-наблюдатели получают и
другие данные. Например, один из
авторов этой книги на основе звездных
подсчетов в облаке вблизи р
Змееносца обнаружил в нем вполне
наблюдаемый и хорошо
регистрируемый градиент концентрации
космических пылинок. В частности, это
облако во многом напоминает
шаровое скопление космических пылинок!
Карраско и супруги Стром провели
полное фотометрическое
обследование области р Змееносца. Они нашли,
что размеры космических пылинок
в этом облаке больше средних для
межзвездной среды. Ohpi объясняют
это налипанием на пылинки атомов
тяжелых элементов. С облаком,
вероятно, связано довольно сильное
магнитное поле (10~4 гаусса). Эти
исследователи оценили, что
продолжительность существования облака
как единого целого близка к
миллиону лет.
Сейчас накапливается все больше
свидетельств того, что некоторые
крупные туманности находятся в
процессе фрагментации на много
отдельных частей. Прекрасный
пример такого явления наблюдается в
южном «Угольном мешке», в
котором Тапия обнаружил идущий
полным ходом процесс фрагментации.
«Угольный мешок» не является ни
почти сферическим образованием
космической пыли, действующим как
единое целое, ни тонким слоем с
переменной поверхностной плотностью
пылинок. Он скорее выглядит как
конгломерат более мелких
образований, часть которых уже на
современной стадии необычайно плотна и,
вероятно, приближается к стадии
завершающего сжатия.
ОБРАЗОВАНИЕ ЗВЕЗД
И СПИРАЛЬНЫЕ РУКАВА
Звезды, обычно связанные со
спиральной структурой, все без
исключения очень молоды. Как мы уже
видели, их типичный возраст
колеблется от 10 до 25 млн. лет, что
значительно меньше 0,01 возраста
Солнца и Земли. Поэтому совершенно
естественно искать свидетельства
продолжающегося рождения звезд
в спиральных рукавах. Выше мы
говорили о теории воли
плотности спиральной структуры Лина —
Шу — Яна, к которой одобрительно
относятся многие исследователи в
этой области. У. У. Роберте
показал, что каждую волну плотности
сопровождает ударная волна
высокого давления. Поэтому если в
межзвездной среде встречаются облака
Наша меняющаяся Галактика
287
межзвездной пыли и газа с
плотностью выше средней, то ударная
волна может сжать их до плотности, в
5—10 раз превышающей
первоначальную, т. е. до плотности,
возможно, превышающей критическую,
необходимую для образования про-
тозвезд. Эти ударные волны могут
служить спусковым механизмом,
начинающим процесс
звездообразования в спиральном рукаве. Роберте
показал, что условия для накопления
пыли и газа наиболее благоприятны
вдоль внутренней части спиральных
рукавов, и как раз здесь мы и
наблюдаем самое начало
звездообразования. Вполне естественно
ожидать, что протозвезды и
новорожденные звезды концентрируются
вдоль внутренних кромок
спирального рукава; сверкающие гиганты
классов О и В оказываются
несколько более старыми объектами,
отмечающими центральную ось
спирального рукава.
Распределение газа и пыли в
нашей Галактике далеко не
однородное. Поэтому, когда ударная волна
будет перемещаться в межзвездной
среде, она неизбежно пересечет
отдельные области с плотностью ниже
средней, области, где сжатие под
влиянием ударной волны окажется
недостаточным для создания
условий, благоприятствующих
возникновению протозвезды. Таким
образом, становится вполне понятно,
почему скопления и ассоциации
молодых звезд распределены вдоль
спирального рукава неравномерно.
Пробелы между явными
концентрациями протозвезд и молодых объектов
не должны оказаться
неожиданностью. Эта картина образования
звезд начинает, по-видимому,
получать серьезную наблюдательную
основу; различные стадии
звездообразования выявляются теперь так же
ясно, как разные стадии развития
растений в саду.
ВЗРЫВЫ СВЕРХНОВЫХ ЗВЕЗД
Вспышки сверхновых звезд
относятся к числу наиболее эффектных
небесных явлений. В 1054 г.
китайские астрономы наблюдали
мощную вспышку сверхновой в том
месте неба, где теперь находится
прекрасная Крабовидная туманность
(рис. 83). После этой вспышки
остался «уголек», который наблюдается
как радио- и оптический пульсар
и который, вероятно, представляет
собой крошечную нейтронную
звезду, вращающуюся вокруг своей оси
с невероятно коротким периодом
1/30 с . Крабовидная туманность
находится на расстоянии около 2100 пс
от нашего Солнца, и следовательно,
принадлежит к системе Млечного
Пути. В 1971 г. внимание ученых
привлек другой остаток вспышки
сверхновой — пульсар,
расположенный примерно в 45° к югу от
небесного экватора в созвездии
Парусов. Последствия этого взрыва
выявляются на небе вплоть до
расстояний 30° и более от пульсара. Этот
пульсар и связанная с ним
туманность Гама (рис. 84) находятся почти
в пять раз ближе, чем
Крабовидная туманность, на расстоянии
500 пс.
Взрыв сверхновой должен
оказывать двоякое воздействие на
окружающую межзвездную среду. Во-
первых, к межзвездному веществу
вокруг сверхновой добавляются
значительные количества газа,
обогащенного тяжелыми элементами; во-
вторых, межзвездной среде
передаются колоссальные количества
288
Глава 11
энергии в виде взрывных ударных
волн. Нейтральный атомарный
водород, находившийся в окружающей
среде до вспышки сверхновой,
безусловно должен ионизоваться под
влиянием мощного
ультрафиолетового излучения. Следует заметить,
что поступление энергии ни в коей
мере не прекращается через
несколько сотен или тысячу лет после
взрыва, так как крошечная быстро
вращающаяся нейтронная звезда
продолжает испускать энергию в
межзвездное пространство. Напомним
читателю, что пульсары и
сверхновые звезды потенциально — самые
продуктивные источники
космических лучей очень высоких энергий,
которые помогают сохранять
окружающую среду в ионизованном
состоянии.
Одной из наиболее
поразительных оптических особенностей
туманности Гама является ее
замечательная волокнистая структура,
возникновения которой можно
ожидать при прохождении
высокоэнергичной ударной волны сквозь
окружающую межзвездную среду
(рис. 84). Было высказано
предположение о том, что в области
туманности Гама происходило и
происходит звездообразование. Там
обнаружено несколько звезд высокой
светимости, очевидно, достаточно
молодых в космической шкале времени,
возможно, возникших одновременно
со сверхновой, породившей пульсар;
некоторые из этих звезд —
типичные убегающие звезды. Видимые на
наших фотографиях газовые волокна
должны быть областями высокой
конденсации газа, и неудивительно,
если некоторые из этих волокон
распадутся на ожерелье молодых
звезд или протозвезд. Многие
исследователи считают, что явление
сверхновой может вести к образованию
протозвезд, однако несколько
смущает то обстоятельство, что сейчас
не наблюдается какого-либо
«массового производства» протозвезд и
около остатков сверхновых нет обилия
космически молодых звезд классов
О и В.
Было бы наивно искать прото-
звезды в областях, близких к местам
недавних вспышек сверхновых.
Сжатие газового облака в
различимые протозвезды или молодые
массивные звезды, одиночные, образующие
скопления или ассоциации,
представляет собой процесс, требующий не
менее 100 000 лет, а в большинстве
случаев, вероятно, до 1 —10 млн.
лет. Взрыв сверхновой, породивший
Крабовидную туманность,
наблюдался в 1054 г., т. е. менее 1000 лет
назад, а взрыв сверхновой в центре
туманности Гама вряд ли произошел
на много больше 30 000 лет назад.
Даже самые молодые наблюдаемые
горячие звезды в области около этой
туманности старше остатка
сверхновой на сотни тысяч лет.
Конденсации, породившие эти горячие
звезды, должно быть, возникли при
взрывах, происходивших задолго
до вспышки сверхновой,
результатом которой был существующий
пульсар. Однако не приходится
сомневаться в том, что недавние
вспышки сверхновых звезд создали в
окружающей среде условия,
благоприятствующие последующему
звездообразованию. В наши же дни все
еще может происходить образование
молодых звезд из конденсаций газа,
возникших при вспышках
сверхновых в далеком прошлом, остатки
которых сейчас уже невозможно
обнаружить.
Наша меняющаяся Галактика
289
ОБРАЗОВАНИЕ ЗВЕЗД
Излучение межзвездных облаков
исследовалось в различных диапазонах
электромагнитного спектра:
рентгеновском, ультрафиолетовом,
видимом, инфракрасном и радио. Эти
исследования позволили получить
основную информацию о свойствах
облаков, которые, по-видимому,
эволюционируют в протозвезды. Были
открыты и классифицированы
различные темные облака и
инфракрасные объекты. На основе этой
информации мы можем попытаться
ответить на вопрос: какого рода
механизмы определяют развитие
протозвезды и ее сжатие в звезду?
В своем обзоре теории
образования звезд Мак-Нолли (Лондонский
университет) перечисляет несколько
процессов, которые при этом могут
происходить; в конце он отдает
предпочтение образованию звезд в
результате сжатия в основном под
действием гравитации. Его выводы
в общем подтверждаются
исследованиями других астрофизиков, в
частности Хаяши и его
сотрудников (Япония). Ларсон (Йельский
университет) обращает особое
внимание на то, что процесс может
пойти одним из двух путей: либо облако
будет сжиматься вокруг многих
центров и образует скопление звезд,
либо оно будет сжиматься гораздо
быстрее у центра, чем во внешних
частях. Вторая альтернатива
означает, что звезда рождается в
основном из вещества вблизи центра
облака и оказывается погруженной в
обширную оболочку из пыли и газа.
У такой звезды будет поистине
мрачная атмосфера! Большое внимание
уделяется вопросу, каким образом
протяженная атмосфера может
сжаться. Весьма вероятно, что она
будет вращаться, и это вращение
сыграет важную роль в ее
сохранении в течение некоторого времени.
Так или иначе, протозвезда должна
избавиться от момента количества
движения, связанного с вращением
облака газа и пыли. Легче всего ей
этого добиться, образовав вокруг
себя пылевые оболочки, которые в
свою очередь легко могут
раздробиться на планеты. Теория
образования протозвезды из облака газа
и пыли почти естественно ведет к
возникновению планетной системы.
Исследования инфракрасных
объектов серьезно поддерживают
теорию образования звезд путем
сжатия газо-пылевых облаков. Бе-
клин и Нойгебауэр
(Калифорнийский технологический институт)
открыли точечный источник
инфракрасного излучения в самом центре
большой туманности в Орионе,
который почти наверняка представляет
собой очень молодую звезду. Лоу
и Клейнманн (Аризонский
университет) обнаружили другой сходный
объект вблизи этой же области. Этот
источник инфракрасного излучения,
возможно, является компактной
пылевой туманностью с новорожденной
звездой или скоплением звезд у
центра.
Свидетельства существования
туманностей с пылевыми оболочками
дают также радиоастрономические
наблюдения. Мецгер и его
сотрудники обнаружили ряд эмиссионных
туманностей, сильно излучающих в
радио диапазоне, но невидимых в
визуальных лучах. Согласно
гипотезе, это «туманности-коконы»:
сверкающие туманности, окутанные
облаками межзвездной пыли. Их
излучение в радиодиапазоне может
290
Глава 11
проникать сквозь окружающие
пылевые облака, а излучение в
видимой части спектра полностью
поглощается. Некоторые из них можно
наблюдать в инфракрасном
диапазоне.
Звезды типа Т Тельца низкой
светимости скорее всего находятся
на очень ранней стадии звездной
эволюции. Эти звезды относятся к
числу неправильных переменных, а
в их спектрах имеются сильные
эмиссионные линии, возникающие, по-
видимому, во внешних слоях
протяженных атмосфер. Спектры
подобных звезд имеют также линии
поглощения, образующиеся в более
глубоких слоях атмосферы. Линии
широки и размыты, свидетельствуя о
том, что звезды либо быстро
вращаются, либо непрерывно
выбрасывают вещество. Получено много
данных в поддержку гипотезы о том, что
из атмосфер звезд типа Т Тельца
постоянно истекает газ. Обычно эти
звезды встречаются группами на
краях или внутри темных
туманностей. Свойство скучиваться
настолько бросается в глаза, что В. А. Ам-
барцумян назвал их группы Т-ассо-
циациями. Мексиканский астроном
Мендоза установил, что звезды типа
Т Тельца интенсивно испускают
инфракрасное излучение.
Хербиг (Ликская обсерватория),
по-видимому, наблюдал образование
Рис. 127. Глобула Барнарда 335.
Маленькая темная круглая туманность
выделяется на фоне богатого звездного
поля. Ее диаметр равен 4', что на весьма
возможном расстоянии 300 пс составляет
около 1/3 пс, или 70 000 астрономических
единиц. Радиоисследования маленького
темного облака, проведенные Палмером,
Рикардом, Цуккерманом и Булем, показали,
что глобула содержит формальдегид Н2СО.
Сквозь глобулу звезды не видны.
Наша меняющаяся Галактика 291
292
Глава 11
действительно новой звезды, FU Ори- открыли ряд небольших ярких ту-
она, неожиданно вспыхнувшей в манностей (называемых объектами
1936 г. Аро (Мексика) обратил Хербига — Аро), рассыпанных по
1* ?/?,
Рис. 128. Эволюционные треки звезд на
стадии, предшествующей главной
последовательности. Диаграмма,
составленная Хаяши для иллюстрации
развития звезд до главной
последовательности с массами от 0,05 до
4 масс Солнца. По вертикальной оси
отложен логарифм светимости звезды в
единицах светимости Солнца, по
горизонтальной оси — логарифм
температуры звездной поверхности. [Из
журнала «Annual Review of Astronomy and
Astrophysics», 4, 189 (1966).]
внимание на звезду, которая ведет
себя подобно FU Ориона,— слабую
переменную V 1057 Лебедя.
Несколько лет назад эта звезда вспыхнула
и теперь очень ярка в
инфракрасном диапазоне. Аро предположил,
что FU Ориона и V 1057 Лебедя
первоначально были звездами типа
Т Тельца и что теперь они перешли на
следующую эволюционную стадию,
характеризующуюся длительным
увеличением блеска. Хербиг и Аро
Рис. 129. Туманность в Единороге. Эта
похожая на комету туманность имеет
темную глобулу у «головы кометы». Диаметр
глобулы составляет около V, что на
расстоянии связанной с ней туманности
NGG 2264 составит примерно 1/4 пс, или
50 000 а. е. Прямо над глобулой находится
источник сильного инфракрасного
излучения, открытый Алленом. Цуккерман,
Тернер, Палмер и Моррис обнаружили
в этой области формальдегид Н2СО.
С фотографии в красном свете, полученной
на 200-дюймовом рефлекторе Хэйла. (С
разрешения обсерватории Хэйла.)
Наша меняющаяся Галактика 293
294
Глава 11
краям темных туманностей (большей
частью в областях, где в изобилии
имеются звезды типа Т Тельца).
Сама звезда Т Тельца, именем которой
назван этот класс, также вкраплена
в такую туманность.
Общая схема, которую мы здесь
описали, отдает предпочтение
образованию протозвезд в результате
процессов гравитационного сжатия
облаков межзвездного газа и пыли.
Следует отметить, что не все
астрономы и астрофизики придерживаются
этой схемы. Лейзер (Гарвард)
разработал теорию совместного
образования звезд и галактик. В начале
вещество Вселенной было
распределено крайне неравномерно.
Происходили крупномасштабные процессы
фрагментации и конденсации, причем
встречались отдельные сферы
горячей, плотной плазмы (ионизованного
газа), в которых гравитационное
поле было значительно сильнее
среднего; кроме того, они были
пронизаны сильными электрическими
полями. Лейзер считает, что условия
в этих сферических образованиях
ведут к возникновению звезд.
В. А. Амбарцумян придерживается
другой позиции. Как мы упоминали
в гл. 10, он считает весьма
вероятным, что мощные взрывы в ядрах
галактик (включая ядро нашей
Галактики) весьма тесно связаны с
созданием и сохранением спиральной
структуры. Он высказывает
предположение, что ассоциации молодых
звезд вместе с межзвездным газом
и пылью представляют собой
прямой результат выброса материи при
таких взрывах. На сегодняшний
день ни его теория, ни теория Лей-
зера не разработаны до такой
степени, чтобы их можно было
проверить детальными
наблюдениями.
Сейчас кажется вполне
естественным, что рождение звезд должно
происходить в спиральных рукавах
галактик. Многие темные
туманности и глобулы, состоящие из
межзвездного газа и пыли, наблюдаются
практически в процессе сжатия в
протозвезды или в родственные им
объекты. Наблюдались также
объекты, представляющие собой либо
протозвезды, либо очень молодые
звезды. Источники инфракрасного
излучения являются естественным
связующим звеном между небольшими
темными облаками и сравнительно
нормальными звездами. Многие из-
них могут быть холодными,
плотными пылевыми облаками со звездой
или скоплением звезд вблизи
центра. Туманности-коконы также
могут порождать звезды. Следующей
эволюционной стадией,
по-видимому, оказываются звезды типа
Т Тельца, заполняющие пробел между
протозвездами и молодыми
звездами.
Продолжаются комплексные
исследования проблем, связанных с
эволюцией нашей Галактики, а
также с рождением и ранними стадиями
эволюции звезд. Весьма приятно
описать Галактику во всем ее
величии и исследовать свойства ее
многочисленных объектов. Однако
конечная цель не в этом. В глубине
души мы хотим знать, как появилась
Галактика, как образовались звезды
и каково будущее системы Млечного
Пути.
ОГЛАВЛЕНИЕ
От редактора перевода
ГЛАВА 1
ЗНАКОМСТВО С МЛЕЧНЫМ ПУТЕМ 9
Млечный Путь 9
Вид в телескоп 22
Фотографии Млечного Пути 26
Модель Млечного Пути 28
Термины и основные понятия 30
Телескопы и вспомогательное
оборудование 35
ГЛАВА 2
ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ 45
Блеск звезд 46
Фотоэлектрическая фотометрия 47
Цвета звезд 49
Фотометрия в инфракрасной области 50
Стандарты блеска и цвета 51
Расстояния и параллаксы 55
Абсолютные звездные величины 58
Спектральная классификация 59
Собственные движения 70
Лучевые скорости 74
Сотрудничество в исследованиях 78
ГЛАВА 3
БЛИЖАЙШИЕ СОСЕДИ СОЛНЦА;
ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ 81
Самые яркие и самые близкие звезды 81
Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла 89
Движение Солнца 91
Средние параллаксы 93
Функции светимости 95
Населения I и II 98
ГЛАВА 4
ДВИЖУЩИЕСЯ И РАССЕЯННЫЕ
СКОПЛЕНИЯ 103
Движущиеся скопления 103
Система рассеянных скоплений 106
Ассоциации и агрегаты 112
ГЛАВА 5
ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ
И ШАРОВЫЕ СКОПЛЕНИЯ 118
Пульсирующие звезды 118
Шаровые скопления 123
Характеристики населения шаровых
скоплений 128
Система шаровых скоплений 133
ГЛАВА 6
ВРАЩАЮЩАЯСЯ ГАЛАКТИКА 135
Движение Солнца вокруг центра
Галактики 135
Быстрые звезды 137
Движение Солнца и звездные потоки 140
Вращение Галактики 144
ГЛАВА 7
ЯДРО ГАЛАКТИКИ 149
Оптические наблюдения области ядра 150
Радиоцентр нашей Галактики 152
Исследования в инфракрасном свете 156
ГЛАВА 8
МЕЖЗВЕЗДНЫЙ ГАЗ 161
Эмиссионные туманности 161
Содержание химических элементов
в туманностях 165
Оптические исследования эмиссионных
туманностей 166
Межзвездные линии поглощения 175
Радионаблюдения межзвездного газа 182
Галактические космические лучи 187
ГЛАВА 9
ТЕМНЫЕ ТУМАННОСТИ
И МЕЖЗВЕЗДНАЯ ПЫЛЬ 195
Отражательные туманности 195
Темные туманности 196
Отношение количества газа и пыли 214
Космическая дымка 215
Поглощение света в космическом
пространстве и межзвездные пылинки 219
Межзвездная поляризация света 223
Данные о межзвездном покраснении света
227
ГЛАВА 10
СПИРАЛЬНАЯ СТРУКТУРА
ГАЛАКТИКИ 231
История изучения спиральной
структуры с 1949 г. до наших дней 231
Спиральная структура соседних
галактик 238
296
Оглавление
Указатели спиральной структуры в
нашей Галактике 255
Гравитационная и другие теории 262
Спиральная структура нашей Галактики
267
ГЛАВА 11
НАША МЕНЯЮЩАЯСЯ ГАЛАКТИКА
271
Крупномасштабные изменения 271
ИБ № 485
Б. Бок, П. Бок
МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ
Редактор М. Рутковская
Художник В. Бисенгалиев
Технический редактор Н. Толстякова
Корректор Т. Патковская
Сдано в набор 26/VII 1977 г.
Подписано к печати 8/XII 1977 г.
Бумага мел. 70 X 90Vl6 = 9,25 бум. л.
Печ. л. 21,65
Уч.-изд. л. 21,72. Изд. № 27/8999
Цена 2 р. 7 0 к. Зак. № 0320
ИЗДАТЕЛЬСТВО «МИР»
Москва, 1-й Рижский пер., 2
Ордена Трудового Красного Знамени
Московская типография № 7 «Искра революции»
Союзполиграфпрома при Государственном
комитете Совета Министров СССР по делам
издательств, полиграфии и книжной торговли.
Москва, К-1, Трехпрудный пер., 9.
Когда звезды встречаются 272
Эволюция звездного скопления 274
Расширяющаяся Вселенная и
космическая шкала времени 278
Откуда берется внутренняя энергия звезд
280
Глобулы и темные туманности 285
Образование звезд и спиральные рукава
286
Взрывы сверхновых звезд 287
Образование звезд 289