книги / Эволюция звёзд и галактик
..pdfОчерк звездной эволюции |
91 |
скопления, подобного Плеядам, где главная последова тельность начинается у М = —Зт, мы не можем заклю чить, что звезды верхней части последовательности уже ушли с нее, пока не найдем соответствующие им звезды в области красных гигантов. В противном случае можно думать, что в скоплении просто не образовались звезды с массами, превышающими массы звезд, находящихся теперь у вершины главной последовательности.
Наши заключения относятся к звездам с массой около 1,5 солнечной, но их нельзя экстраполировать на звезды с большими массами. Теория показывает, что эти результаты будут применимы и к звездам с массой, меньшей 1,5 солнечной, если в них продолжает проте кать углеродный цикл. Для звезд с большими массами мы снова будем иметь конвективное ядро, которое в конце концов превращается в изотермическое гелиевое ядро, однако Шёнберг и Чандрасекхар обнаружили, что это изотермическое гелиевое ядро не способно выдер жать веса огромной массы над ним и должно довольно быстро сжиматься. В звездах меньших масс после обра зования изотермического ядра в его внешних частях еще продолжается выгорание водорода, и ядро становится вырожденным, Но в звездах с массой, большей 2 сол
92 Глава 7
нечных масс, вырождение не наступает; из-за быстрого сжатия ядра его температура становится настолько вы сокой, что в центре включается реакция выгорания ге лия в дополнение к выгоранию водорода, продолжаю щемуся на поверхности ядра; оба процесса идут одно временно. Этот случай еще плохо изучен, но он важен для гигантов и сверхгигантов. Хойл и Шварцшильд‘) подозревают, что в результате обоих этих процессов, продолжающихся в звезде, наступает момент, когда звезда должна сбросить значительную массу, чтобы ос таться стабильной, и такой выброс массы действительно наблюдал Дейч. Надо сделать еще очень много расче тов, и даже с применением электронных вычислитель ных машин они займут бездну времени. Сейчас можно сказать только то, что благодаря работам Шварцшильда и Хойла (а также Сендиджа. — Перев.) мы в основ ном на правильном пути, однако определения возрастов все еще очень неточны.
В первых исследованиях М 3 более слабые свети мости частично зависели от экстраполяции шкалы, но в дальнейшем это было исправлено, и диаграмма скопле ния была построена в системе В, V (рис. 5). Небольшое число звезд в нижней части главной последователь
ности, между B — V= + 0"'4 и +0'и 8, является, конечно, просто следствием того, что эти звезды были изучены в значительно меньшей области. Сендидж проник в глубь скопления так далеко, как только мог, чтобы включить как можно меньше звезд фона. Эти звезды (не члены скопления) должны были бы находиться, как я пола
гаю, примерно у -г0'"3, а также рассеиваться по всем
областям диаграммы, для которых В — У больше + 0'м3. Статистически эти звезды будут звездами фона, хотя некоторые из них могут оказаться членами скопления; решающую проверку дают лучевые скорости. Придет день, когда мы охотно будем тратить время на опреде ление лучевых скоростей этих звезд.*)
*) |
З д е с ь , |
п о -в и ди м о м у , |
огов ор к а; |
эв ол ю ц и я з в е з д с |
бол ь ш и м и |
м ассам и п осл е д о ст и ж е н и я п редел а |
Ш ён б ер га — Ч а н д р а с е к х а р а |
||||
бы ла |
вп ервы е |
и ссл е д о в а н а |
С е н д и д ж ем |
и Ш в ар ц ш и л ь д ом |
в 1952 г . — |
Прим, перев.
Очерк звездной эволюции |
93 |
Звезды с величинами V между 17'"5 и 18"'5 и пока* зателем цвета В — V от 0,'"0 до + 0'"4 могли бы быть хорошо перемешанными звездами, продвигающимися в основном вдоль главной последовательности. Одно
время такое мнение представлялось весьма интересным, потому что это звезды с абсолютной величиной около
+ 2(”5 и спектрального класса F, а как раз над звездами этого класса находятся звезды с быстрым вращением, в то время как ниже на главной последовательности та кие звезды больше не встречаются. В то время думали, что вращение вызывает перемешивание, но затем Местел выяснил, что это совсем не обязательно. Расчеты Стрёмгрена показали, что звезда с перемешиванием поднимается на несколько величин, оставаясь все время
94 Глава 7
близ главной последовательности, а затем быстро с нее уходит, когда выгорит практически весь водород1).
Все красные переменные в М3 лежат на ветви ги
гантов между В — К =+0^8 и 1™8 и V = \2 m и 14”15, и в общем они полностью смешаны со звездами ветви ги гантов. Долгоиериодические цефеиды частично лежат над верхним краем пробела (горизонтальной ветви. —. Перев.) в воронкообразной области, слегка наклоненной при более высоких светимостях в сторону больших по казателей цвета; они могут быть на 1т ярче звезд ветви гигантов. Мы не знаем, откуда они пришли; одно лишь можно сказать — они не связаны с горизонтальной ветвью.
Можно быть вполне уверенным в том, что очень го лубые звезды являются членами скопления, поскольку М3 находится на галактической широте 70°, а вероят ность натолкнуться на голубую звезду галактической короны в этом очень разреженном поле пренебрежимо мала. Это, однако, лишь статистический аргумент, и ре шающее доказательство дадут лучевые скорости.
Очень возможно, что в шаровых скоплениях могут быть звезды с показателями цвета, превосходящими
4-1 “ 7, но богатое скопление, подобное М3, неудобно для поисков таких звезд. Если вы хотите сделать что-то большее, вам нужна функция светимости, но получить ее очень трудно из-за близости звезд друг к другу; вследствие этого можно изучать лишь внешние районы скопления, а экстраполяция от них очень опасна. Было бы гораздо лучше использовать одно из разреженных шаровых скоплений со слабой концентрацией к центру, но еще достаточно богатых; идеальным было бы скоп
ление NGC 5053. В |
нем есть все, |
в том числе около |
24 переменных типа RR Лиры; я думаю что в конце кон |
||
цов мы его изучим, |
чтобы иметь |
хороший образец. |
В центре М 3 могут быть очень красные звезды, но их нельзя выявить из-за скученности звезд в центральной
*) Эти звезды вызывают все больший интерес. Скорее всего, они действительно являются перемешанными (из-за тесной двой ственности?), а не звездами второго поколения. — Прим, пер ев. .
Очерк звездной эволюции |
9 5 |
области, содержащей, вероятно, половину всех звезд скопления.
Самая современная диаграмма М 3 представлена средними точками на рис. 6; светлые кружки отмечают
Р и с . |
6. Д и агр а м м а |
ц в ет — вели ч и н а |
з в е з д М 3. |
|
|
|
||
|
Светлые круж ки —з в е з д ы |
ф о т о э л е к т р и ч е с к о г о |
с т а н д а р т а |
в е л и ч и н , чер |
||||
|
ные круж ки — с р е д и н е т о ч к и д и а г р а м м ы с к о п л е н и я . |
У к а з а н а г л а в н а я |
||||||
|
п о с л е д о в а т е л ь н о с т ь Г и а д и П л е я д . |
|
|
|
|
|
||
фотоэлектрические стандарты, |
а |
не члены |
|
скопления. |
||||
Если |
допустить |
теперь |
принимаемую |
ныне |
величину |
|||
М= 0'"0 для переменных |
типа |
RR |
Лиры и |
нанести на |
||||
эту диаграмму главную последовательность Гиад и Плеяд, мы увидим, что две последовательности не сов падают. Даже если бы химический состав был одинаков, последовательности не совпали бы, потому что звезды
96 |
Глава 7 |
шаророго скопления уже двигаются от главной последо вательности к пределу Шёнберга — Чандрасекхара; та ким образом, существует реальная разница в наклоне между этой частью последовательности (шарового скопления. — Перев.) и непроэволюционировавшей глав ной последовательностью. Эта разница не зависит, ко нечно, от химического состава, так как иначе изменения его должны были бы сдвинуть последовательности по вертикали. Бзщет интересно проверить все это, когда мы сможем продвинуться по диаграмме М 3 вниз до так на зываемого нулевого положения главной последователь ности *) и посмотреть, сделается ли она, наконец, па раллельной главной последовательности Гиад и Плеяд. Если бы мы знали химический состав звезд М 3 с до статочной точностью, это дало бы нам идеальный способ определения нуль-пункта переменных типа RR Лиры. Мы все еще очень далеки от этого, но когда-нибудь су меем это сделать. Уже сейчас по сдвигу главной после довательности видно, что ошибка в нуль-пункте меньше
Im; вероятно, она меньше даже 0^5.
Звезды главной последовательности как в Гиадах и Плеядах, так и в М3 подчиняются зависимости масса — светимость. Но звезды М3, отошедшие от главной по* следовательности, являются звездами небольшой мас сы— от 1,2 до 1,5 солнечных, и мы можем определить их бывшее положение. К этим проэволюционировавшим звездам мы не можем применять соотношение масса — светимость; чтобы сделать это, надо знать, где они были на главной последовательности. Здесь еще очень много путаницы; нельзя сказать, что звезда главной по следовательности и звезда на горизонтальной ветви, на ходящаяся там, где эта ветвь пересекается с главной последовательностью, находятся в одинаковом состоя нии. У них одинаковые светимость и показатель цвета, но они отличаются по массам. Звезда на горизонтальной ветви М3 имеет массу около 1,4 или 1,5 солнечной, а масса звезды на главной последовательности, где она
*) Т. е. до начальной главной последовательности, на которой находятся звезды в момент начала горения водорода по окончании гравитационного сжатия. — Прим, перев.
Очерк звездной эволюции |
97 |
пересекается с горизонтальной ветвыо, составляет около 2 солнечных масс.
Следовало бы серьезно рассмотреть возможность перехода от двухмерной диаграммы цвет — светимость к трехмерной, введя в качестве третьей координаты ло гарифм масс. Нашими тремя координатами были бы тогда логарифм интенсивности (т. е. звездная величи на.— Перев.), логарифм температуры и логарифм мас сы. Двухмерная диаграмма цвет — величина является проекцией трехмерной диаграммы. Я сделал для себя такую трехмерную модель и надеюсь, что и другие за хотят ее сделать, ибо она очень поучительна. Проекти руя ее на три плоскости, мы получаем зависимость масса — светимость, диаграмму Г — Р и зависимость масса — цвет. Очень может быть, что в недалеком буду щем мы обнаружим многообразие химического состава звезд и тогда потребуется ввести в модель четвертую координату. Но в настоящее время необходимы лишь три измерения.
7 В. Владе
Глава 8 *
РАССТОЯНИЯ
*ГАЛАКТИК
*
*
*
Обзор свойств галактик непосредственно подвел нас к проблеме звездной эволюции. Дискуссии по этой про блеме длятся уже давно и, наконец, мы подошли к ее решению. Мы можем рассматривать форму диаграммы
цвет — величина |
группы |
звезд общего происхождения |
как результат |
изменения |
химического состава звезд н |
прежде всего превращения водорода в гелий. Далее ло гично было бы рассмотреть во всех деталях нашу Га лактику и попытаться понять ее характеристики в свете этих представлений. Но сначала я хотел бы посвятить главу проблеме определения расстояний галактик.
Если мы хотим сравнить две галактики или два объ екта в одной и той же галактике, то важно определить их расстояние одной и той же мерой. Такую меру да вали в прошлом и, вероятно, будут давать в будущем цефеиды, поскольку они обладают тем приятным свой ством, что необходимо получить только их периоды и кривые блеска (спектральное исследование необяза тельно), и вся проблема сведется к определению их аб солютных величин.
Исторически первым шагом было открытие мисс Ли витт в Гарварде, обнаружившей, что средние видимые величины цефеид в Магеллановых Облаках являются просто функциями периода. Герцшпруиг незамедлитель но выразил эту зависимость в абсолютных величинах, для чего в 1913 г- он использовал параллактические движения 13 цефеид. В 1916 г. Шепли впервые приме нил зависимость период — светимость, но не к галакти кам, а к шаровым скоплениям, ибо он намеревался рас пространить ее на переменные типа RR Лиры, самый распространенный в шаровых скоплениях тип перемен ных звезд. Изучая шаровые скопления, Бейли обнару жил в них с десяток переменных, которые были похожи на долгопериодические цефеиды; в каждом скоплении
Расстояния галактик |
99 |
было лишь по одной-две таких звезды. Шепли построил диаграммы период — средняя величина, связывающие эти переменные со звездами типа RR Лиры в каждом скоплении, и затем совместил верхние части диаграмм. Совмещая верхнюю часть своей диаграммы с диаграм мой мисс Ливитт, ои получил зависимость, которая включала и цефеиды и звезды типа RR Лиры, и его за висимость период — светимость в течение 40 лет была общепринятой. Обоснованность этого шага в то время не вызывала сомнений, поскольку о цефеидах в шаро вых скоплениях знали очень мало. Было известно, что их кривые блеска в общем похожи на кривые галакти ческих цефеид, кроме звезд типа W Девы с периодами 12—20 дней, кривые блеска которых имеют несколько другую форму. Шепли переопределил абсолютные вели чины, исключив из списка Герцшпрунга звезды I Киля
и у. Павлина (из-за переменности их кривых |
блеска и |
||
периода — явления |
практически |
неизвестного |
среди це |
феид); эти звезды, |
как теперь |
известно, принадлежат |
|
к населению IIПоскольку Шепли использовал практи |
|||
чески те же звезды |
и те же собственные движения, что |
||
иГерцшпрунг, результаты в пределах 0™2 созпали.
Вопределениях нуль-пункта Щепли и Герцшпрунга не учитывалось поглощение света в Галактике. К 1928 г. работы Трюмплера показали важное значение поглоще ния и вызвали необходимость нового определения нульпункта, что и было сделано в 1939 г. Р. Э. Вилсоном на Маунт Вилсон. Его материал не отличался таким высо ким качеством, как в старом каталоге Босса, но зато он использовал намного больше цефеид — всего 157. Боль шая часть добавочного материала была взята из нового каталога Босса, ряд собственных движений определил сам Вилсон; кроме того, для многих цефеид у него име лись лучевые скоростиОн применил для расчетов па раллактические и пекулярные движения, непосредствен но из лучевых скоростей вывел движение Солнца и ис пользовал галактическое вращение со значением по стоянной Оорта Л= 20,9 км/сек • кпс, полученной Джоем. Для поглощения Вилсон принял статистическое значе
ние 0™85 кпс~\ также найденное Джоем. В результате
7+
w o |
Глава 8 |
поправка старого |
нуль-пункта оказалась равной |
— 0”*14±0'"2. Таким |
образом, изменение оказалось не |
очень большим.
В это же время был сделан ряд определений нульпункта переменных типа RR Лиры; эти звезды имеют то преимущество, что на них мало влияет поглощение. В Гарварде миссис Бок и мисс Бойд получили данные для 7 переменных этого типа; затем по данным Лейтена и французских наблюдателей материал был расширен до 67 звезд. Собственные движения были критически рассмотрены Флетчером, причем оказалось, что соб ственные движения очень слабых переменных этого типа являются просто ошибками наблюдений. Средняя по правка к нуль-пункту переменных типа RR Лиры полу
чилась равной + 0™08 по и-компонеитам параллактиче
ского движения и + 0 “ 07 по т-компонентам, что снова указывало на приблизительную верность нуль-пункта зависимости период — светимость. Результат для пере менных типа RR Лиры внушал большое доверие к нульпункту, поскольку поглощением в данном случае можно было пренебречь.
Тем не менее некоторые факты вызывали беспокой ство. Я уже говорил о расхождении светимостей шаро вых скоплений в Галактике и в М31: в Галактике верх
ний предел был около —9”*0, а в М31 он едва-достигал
— 7™5. Эта разница была установлена очень надежно: Кристи определил интегральные величины для большин ства шаровых скоплений списка Шепли, а в М31 верх ний предел величин шаровых скоплений был подтверж ден Стеббинсом и Уитфордом при помощи фотоэле
мента. Расхождение составляло именно 1'”5.
Такое же расхождение выявилось в средней яркости Новых звезд в этих двух системах. Превосходное опре деление Граттона и Чеккини дало для Новых звезд в
Галактике значение —7'л2, а в М31 их средняя яркость
была только —5,т7. К Новым не следовало бы отно ситься с тем же доверием, что и к шаровым скоплениям, поскольку наблюдения Хаббла были чрезвычайно раз бросаны по времени, а абсолютные величины зависели