книги / Эволюция звёзд и галактик
..pdfФотометрия туманности Андромеды |
241 |
в международной системе. Я взял список Сейферта и Нассау, потому что ом содержит больше скоплений, чем у Мейела и Крона. В табл. 16 показано начало общей функции светимости шаровых скоплений в туманности Андромеды — дается число шаровых скоплений в интер
вале, равном 0'"3, середина которого приходится на ви димую величину, приведенную в первом столбце.
Если нарисовать плавную кривую, мы увидим, что
самое яркое скопление находится у 14'"9. Чтобы перейти к абсолютным величинам, можно непосредственно ис пользовать наш модуль расстояния, так как поглощение в равной степени искажает и его и эти данные. Оказы вается, абсолютная величина ярчайшего шарового скоп-
ления составляет —9, 4, что вполне хорошо согласуется с данными о скоплениях нашей Галактики; OJ Центавра
имеет абсолютную величину —9™3.
Теперь рассмотрим функцию светимости самых яр ких звезд М31, используя снова данные Сейферта и Нассау, поскольку их исследование до сих пор остается
самым |
обширным и |
охватывает |
всю |
туманность. |
В табл. |
17 приведены |
количества |
звезд |
в интервалах, |
равных 0™5. Абсолютные величины опять основаны на
модуле 24',132, так как поглощение снова исключается. Мы видим, что в М31, несомненно, есть звезды очень яр кие, с абсолютной величиной — 9т , но числа, приведен ные здесь, еще слишком малы, так как все эти самые яркие звезды лежат в спиральных рукавах и, следова тельно, подвергаются сильному поглощению, которое
|
|
|
Таблица 17 |
СВЕТИМОСТЬ И ЧИСЛЕННОСТЬ САМЫХ ЯРКИХ ЗВЕЗД М31 |
|||
Средняя абсолютная |
Количество |
Средняя абсолютная |
Количество |
звездная оелнчнна ( М) |
звезд |
звездная полнчнна (Ж) |
звезд |
— 8,95 |
3 |
— 7,45 |
59 |
— 8,45 |
9 |
- 6 , 9 5 |
183 |
— 7,95 |
24 |
— 6,45 |
440 |
242 Глава 18
сдвигает их к более слабым величинам. Верхний пре дел определенно подходит к —9т .
Новые в М31 дают подобные же результаты. Арп, исследовавший их вновь, дал хорошие кривые блеска и надежные величины. Для средней величины в макси
муме он получил значение М = —7'н45, а лучшие опреде ления в нашей собственной Галактике, проведенные
Чеккини и Граттоном, дают —7"*4 или —7'"5.
Хотя согласие с нашей Галактикой очень хорошее, есть указания и на реальные различия. Например, если рассмотреть функцию светимости шаровых скоплении в том виде, в каком она сейчас известна, окажется, что у нее есть два пика: один близ —8т и другой близ —6т . Известно, что последний в настоящее время недооцени вается, так как крайне трудно измерить интегральные величины очень слабых голубых шаровых скоплений. Но даже после обзора на Паломарской камере Шмидта я сомневаюсь, будет ли этот пик столь высок, как пер вый. С другой стороны, в М31 пик у более низких абсо лютных величин намного выше; таким образом, это за метная разница. Но, к счастью, верхний предел абсо лютных величин одинаков в обеих системах. Насколько мы знаем, возраст туманности Андромеды такой же, как и нашей Галактики, и это отличие не может быть след ствием разницы в возрасте.
Я закончу некоторыми замечаниями о звездах насе ления II, выявленных в М31 при помощи 200-дюймово- го телескопа. Уже на основании верхнего предела блес ка мы знаем, что такие звезды являются ярчайшими ги гантами бедного металлами населения II. Однако, как впервые было обнаружено Шварцшильдом и Баумом, света, излучаемого этими звездами, недостаточно, чтобы объяснить всю поверхностную яркость туманности Ан дромеды. Они сосчитали ярчайшие звезды населения II ярче определенного предела и, взяв функцию свети мости Сендиджа для М3, использовали эти данные для расчета поверхностной яркости. Оказалось, что получен ная таким путем поверхностная яркость значительно меньше наблюдаемой. Они, однако, не доказали, что звезды, отвечающие за эту разницу, являются обычны-
Фотометрия туманности Андромеды |
243 |
мн гигантами; было лишь показано, что должны присут ствовать еще какие-то звезды.
Позднее Морган прояснил этот вопрос очень про стым и прямым способом, поместив щель поперек цен тральной области М31 и получив интегральный спектр. В данном случае, так же как и при сравнении шаровых скоплений диска и гало, нельзя использовать интен сивность линий поглощения, потому что эти линии очень широки даже при умеренной дисперсии в 100 или 150А/иш и являются, конечно, блендами. С этими дан ными нельзя получить выводы о деталях спектрального типа. Из неопубликованной работы Минковского фак тически следует, что надо использовать довольно боль шую дисперсию, до 20А/лш, для отыскания иебленди- •ровапных линий железа. Эти линии слишком слабы, чтобы быть заметными на низкодисперсных спектро граммах Моргана.
Однако моргановские спектры, полученные на обсер ватории Мак-Дональд с кварцевым спектрографом, по казывают, что в интегральном спектре очень сильны полосы циана в ультрафиолете; они столь же сильны, как и в нормальных гигантах. Морган и Кинен к тому времени уже показали, что одним из отличий между звездами населений I и II является очень заметная сла бость полос циана в звездах, бедных металлами; в об щем их интенсивность растет от карликов к гигантам и •затем к сверхгигантам, но звезды населения II являют ся исключением. Фактически, основываясь на полосах циана, можно было бы классифицировать Арктур, ко торый беден металлами, не как гигант, а как карлик. В своем атласе Морган и Кинен указывают, что надо быть очень осторожным с циановым критерием, потому что он приводит к ошибочной классификации звезд с высокими скоростями, бедных металлами.
В области ядра туманности Андромеды Морган об>- наружил, что циановые полосы интегрального спектра так же сильны, как и у нормальных гигантов G и К. Он классифицировал спектр как промежуточный между поздним G и ранним К и имеющий нормальные полосы
.циана; из-за ширины линий более Точную классифика цию провести было, нельзя. Он пришел к выводу, что
244 Глава 18
большая часть света центральных областей туманности Андромеды приходит не от плотного слоя гигантов на селения II, а от многочисленных звезд более низкой светимости. Таким образом, Морган пришел к выводу (и я думаю, что это непосредственное и прекрасное до казательство), что большая часть света приходит от обычных звезд-гигантов, которые он назвал CN-гиган- тами.
Даже эти CN-гиганты должны быть старыми звез дами. Известно, что обычные гиганты с абсолютными величинами 0т или —1т попадают в область гигантов двумя путями: или из района класса А на главной по следовательности (стадия Гиад— Плеяд), или же так, как в системах, подобных М67. Я не говорю, что в точности так, как в М67, но сходным образом. Моргаиовская классификация интегрального спектра исклю чает уход с главной последовательности у класса А, потому что в таком случае главная последовательность была бы обильно представлена звездами А и составной спектр был бы раннего типа — А5 или А8 или F, но уж никак не поздний или ранний К. Отсюда следует, что мы имеем дело с чем-то похожим па гиганты М 67.
Минковский изучает сейчас четыре неблендироваииые линии железа, чтобы определить дисперсию скоро стей и спектральный тип в ядерной области, и по этим четырем линиям он находит спектр gKO, а не dG5, полу ченный ранее Хыомасоном и Адамсом. Во всяком слу чае, главная последовательность практически исчезла
до М= +Зт или + 3'и5. Самое важное здесь то, что зве зды, которые дают полосы циана, должны быть стары, хотя и не обязательно столь же стары, как звезды га лактического гало.
Мы сталкиваемся с той же проблемой в больших эллиптических системах, где, как обнаружил Морган, практически невозможно определить точный спектраль ный класс по расширенным линиям поглощения. Для определения спектрального класса мы вынуждены при бегать к помощи цианового критерия.
Большая дисперсия скоростей является следствием большой концентрации массы в центре. Определить ве личину центральной массы можно лишь при помощи
Фотометрия |
туманности Андромеды |
245 |
дисперсии скоростей; |
для внутренних областей |
поль |
зуются теоремой вириала. Сразу же оказывается, что дисперсия скоростей звезд должна составлять сотни ки лометров в секунду. С другой стороны, как обнаружил Спицер много лет назад, газ имеет очень маленькую дисперсию скоростей.
Далее, мы должны заключить, что в центральных областях туманности Андромеды имеется бедное метал лами население II, ярчайшие звезды которого достигают УИ= —Зш, но главное, там есть намного более плотные слон старых звезд, вероятно, в какой-то степени похо жие на звезды М 67 или NGC 752. Можно быть уверен ным в том, что эти звезды богаты металлами, потому что полосы циана сильны и отношение металлов к во дороду намного ближе к наблюдаемому у Солнца и в межзвездной среде, чем в звездах населения II. И этот процесс обогащения, вероятно, занял очень короткое вре мя. После образования первого поколения звезд вряд ли можно говорить о новом «поколении», поскольку обогащение происходило быстро и разница во вре мени была, вероятно, очень маленькой. Поэтому CN-ги- ганты, дающие большую часть света центральных об ластей туманности, не являются молодыми звездами.
Сейчас Морган исследовал лишь центральные райо ны. Плотность падает так быстро к периферии, что было бы очень трудно получить неискаженный спектр для более далеких районов из-за влияния линий ночного не ба. Однако, как я уже говорил, Шварцшильд и Баум измерили поверхностную яркость и показатели цвета для ряда областей на окраинах туманности Андромеды, например между самой туманностью и NGC 205. Эгн районы находятся далеко за пределами спиральной структуры. Они получили замечательный результат — оказалось, что интегральный показатель цвета окра инных областей явно ниже его величины в ядре, т. е.
-f-0"f87. Между туманностью и NGC205 они нашли ма
лое значение, |
а |
именно (+ 0'и74). |
|
|
Когда в гл. |
15 я рассматривал систему в Драконе, |
|||
то указывал, |
что, |
судя по диаграмме |
цвет — величина, |
|
эта система, |
так |
же как и шаровые |
скопления, бедна |
246 |
Глава 18 |
металлами. А гигантская эллиптическая система М 87 является системой того же рода, что и туманность Ан дромеды, поскольку в ней полосы циана хорошо видны. О гигантских эллиптических галактиках есть очень мно го данных, и их средний показатель цвета составляет
+ 0|п87 с очень небольшой дисперсией. Для системы Дракона были найдены противоречивые значения. Холм-
берг получил значение, близкое к +0^87, но использо ванный им метод интеграции по фотопластинке, должно быть, чрезвычайно труден. С другой стороны, Баум на
шел значение +0"'58, близкое к наблюдающемуся у шаровых скоплений. Если оно верно, это означает, что система Дракона является карликовой системой с чис тым населением гало, и по мере перехода ко все более и более богатым системам, вплоть до гигантских эллип тических галактик, примесь CN-гигантов становится все больше и больше.
Мы знаем результаты для Туманности Андромеды: в центре показатель цвета равен +0'"87, а ближе к
краям +0'л74. Это могло бы означать, что по мере уда ления от центра CN-гигантов становится все меньше и меньше. Этот вопрос следовало бы изучить очень тщательно. Данные об М31 вполне надежны, но сле довало бы изучить одну из гигантских эллиптических галактик, подобных М87, чтобы выяснить, действи тельно ли изменяется интегральный цвет при переходе к внешним областям. Когда мы будем рассматривать ядро нашей Галактики, мы вернемся к этому вопросу, имея в виду недавние исследования спектра этих обла стей, проведенные Морганом (гл. 21). Ситуация здесь не так проста, как в туманности Андромеды,
Глава 19
ЭВОЛЮЦИЯ
ГАЛАКТИК
Теперь я хотел бы подвести итоги рассмотренных нами вопросов, касающихся галактик, и сделать некото рые выводы. В самом начале мы видели, что распреде ление галактик в пространстве очень далеко от одно родности. Это распределение практически даже . не приближается к однородному, поскольку известно, что галактики бывают двойными, тройными и т. д., могут образовывать группы, скопления и, наконец, громадные облака галактик, подобные большому облаку, найден ному Шейном.
С другой стороны, все наблюдаемые галактики мож но классифицировать по очень простой схеме, наподобие, схемы Хаббла, особенно если ограничить группу непра вильных галактик одними лишь системами типа Магел лановых Облаков.
Хаббловская система в действительности намного лучше, чем кажется, если судить по его собственной классификации; дело в том, что во многих случаях Хабблу не удавалось распознавать физическую двойствен ность систем, почему он и классифицировал их как неправильные, так что класс неправильных галактик служил «мусорной корзиной» для всех систем, природа которых была неясна. Я знаю лишь с полдесятка си стем, маленькую горсточку, которые с трудом уклады ваются в схему Хаббла, но даже в этих случаях можно сказать, относится ли галактика к спиральным или нет. Мне кажется, что возможность классифицировать га лактики по внешнему виду с помощью такой простой схемы, оставляющей в стороне все мелкие несуществен ные детали, является весьма замечательным обстоятель ством.
После того как вступил в строй 200-дюймовый теле скоп, мне очень хотелось выяснить, можно ли найти галактику, не укладывающуюся в схему Хаббла. Легко
248 Глава 19
получить пластинку, на которой видны 2000 удаленных галактик. В последние шесть лет я использовал практи чески каждую возможность, когда были очень хорошие изображения, чтобы фотографировать области, богатые галактиками, в синих и красных лучах, и, сравнивая эти пластинки, искал аномальные случаи. Как ни уди вительно, по я никогда не находил исключительных случаев, хотя изучал галактики вплоть до среднего диа метра, вероятно, равного 5".
Если вы доходите до диаметра 5", можно сказать, что имеете дело с расстояниями примерно в 109 свето вых лет. Для детального исследования необходимо, ко нечно, вернуться в Местную Группу галактик, где мы очень удачно расположены, потому что Местная Груп па содержит в основном те же самые типы, которые мы встречаем в общем поле. Фактически единственный важный тип, отсутствующий непосредственно в Местной Группе, это пересеченная спираль, но большой беды в этом нет, потому что в группе NGC 2503 есть велико лепная пересеченная спираль, прекрасно разрешающая ся на 200-дюймовом телескопе. Таким образом, нам по везло с тем, что все типы либо представлены в самой Местной Группе, либо же можно обратиться к одной из соседних групп, хотя, вероятно, их галактики и нельзя изучить так же подробно. Особенно удачно то, что Ме стная Группа содержит много эллиптических галактик, от самых маленьких карликовых систем до галактик по крайней мере среднего размера.
При изучении ближайших галактик обнаруживается поразительно тесная связь между звездными населе ниями и пылью и газом. Эта связь, конечно, сразу же приводит к проблемам звездной эволюции. Нами, не сомненно, сделаны лищь первые шаги в этом направле нии, нужна еще большая работа, как теоретическая, так и наблюдательная, прежде чем мы встанем на твердую почву. Достаточно упомянуть хотя бы такую проблему, как эволюционная школа времени, которая до сих пор остается открытой.
Но теперь уже можно наметить контуры эволюцион ной картины галактики, по крайней мере насколько это касается звезд. Мы можем хотя бы приближенно (не
Эволюция галактик |
249 |
будем претендовать на большее) расположить опреде ленные группы во временном порядке, не обращая слишком большого внимания па величину действитель ной разницы во времени. Мне кажется, что теперь у нас есть превосходные свидетельства того, что звездо образование во всех галактиках Местной Группы на чалось примерно в одно и то же время. Другими сло вами, старейшие звезды, которые можно найти во всех этих галактиках, это звезды гало, вроде переменных типа RR Лиры. Даже в Магеллановых Облаках мы имеем убедительные доказательства присутствия пере менных этого типа и знаем, что системы, подобные 1C 1613 и МЗЗ, содержат быстрые Новые звезды. Хочу еще добавить, что Сендидж показал мне снимки М 33, полученные в инфракрасных лучах, на которых велико лепно видно появление звезд населения II между спиральными ветвями. Это, несомненно, доказывает, что во всех таких системах звездообразование началось од новременно. В эллиптических системах, от карликовых до систем среднего размера, в спиралях типа Sc, в кар ликовых и неправильных галактиках, согласно имею щимся теперь данным, звезды (старейшие. — Перев.) имеют примерно один и тот же возраст; это замеча тельно.
Другое обстоятельство, которое я хотел бы отме тить, это то, что все перечисленные системы состоят главным образом из старых звезд, за исключением, мо жет быть, звезд Магеллановых Облаков. В эллиптиче ских галактиках и спиралях (я думаю даже в спиралях Sc) основная часть звезд стара, причем это основная часть не только по количеству, но прежде всего по мас се. Известно, что в эллиптических галактиках звездо образование практически прекратилось; там слишком мало газа и пыли и не видно сверхгигантов, за исклю чением аномальных случаев, наподобие наблюдаемых в облаках близ центра NGC205. Однако это является лучшим доказательством того, что в присутствии газа и пыли непременно идет звездообразование.
Так как все галактики, о которых я сейчас говорю, являются членами Местной Группы, то следует заклю чить, что они имеют общее происхождение. Мы можем
250 |
Глава 19 |
рассматривать группы галактик точно так, как звездные скопления и группы в нашей Галактике. Такие группы с течением времени могут потерять некоторых членов, но у них практически нет никаких шансов приобрести новых членов. Итак, галактики Местной Группы долж ны были входить в нее с самого начала, а это означает, что они как галактики, вероятно, сформировались сов местно и имеют общее происхождение. Таким образом, теперь мы знаем две вещи про Местную Группу: все эти галактики, будь они неправильными, спиральными или эллиптическими, как звездные системы существуют скорее всего одно и то же время; звездообразование
вних началось также в одно и то же время, поскольку
вкаждой из них можно найти старое население II. Чис ленность этого населения может быть, конечно, разной. Одной из наших больших задач является выяснение от носительной численности населения II и населения I в Магеллановых Облаках. В настоящее время у нас очень мало данных для решения этой важной проблемы. Тот факт, что Теккерей и Весселинк нашли вне NGC 121 ряд переменных типа RR Лиры, которые, очевидно, не являются членами этого скопления, показывает, что мы достигаем достаточно слабых величии и в состоянии выявить это старое население II. Поэтому когда мы бу дем знать общее число переменных типа RR Лиры в Магеллановых Облаках, то сделаем первый шаг в этом направлении.
Явполне уверен, что было бы не так уж трудно
наблюдать звезды населения II, если правильно вы брать некоторую область на окраинах Магеллановых Облаков. Никто из разумных соображений не стал бы пытаться делать это в центральной перемычке, где зве здная плотность слишком велика; следовало бы по искать такие звезды между перемычкой и окраинами. Если бы я стал этим заниматься, то выбрал бы область вокруг одного из шаровых скоплений, подобрав его по показателю цвета. Верхний предел яркости звезд, кото рые мы ищем, известен, и я просто посмотрел бы, имеют ли звезды, появляющиеся на «красных» пластинках, ту же величину, что и наиболее яркие звезды шаровых скоп лений. Они действительно появились бы на фотовизуаль