книги / Эволюция звёзд и галактик

от использования стандартной кривой блеска Новых звезд при экстраполяции звездной величины до макси­ мальной. Тем не менее Новые указывали, что существо­ вало расхождение того же порядка.

Другой серьезной проблемой было то, что наша Га­ лактика оказывалась по размерам намного больше лю­ бой другой; правда, и здесь данные опять-таки были не­ надежными, потому что в то время мы не могли про­ вести строгое сравнение размеров Галактики и М31, ис­ пользуя одни и те же объектыНа столь большие раз­ меры Галактики указывали звезды типа RR Лиры, ко­ торые, конечно, были недоступны в М31.

Я упоминал уже о многих попытках объяснения этих расхождений. Мною проведено новое определение шка­

личин оставалась еще неопределенность, достигающая

0'л5, она не могла объяснить расхождения в 1'л5. Хаббл предпочитал то объяснение, согласно которому ярчай­

шие шаровые скопления в М31 действительно на 1”5 слабее, чем в нашей Галактике; однако трудно было понять, почему бы это могло быть, поскольку выборки были одинаково велики в обеих системах. Другой воз­ можностью было то, что эти объекты в М31 не яв­ ляются шаровыми скоплениями. Они еще не были раз­ решены на звезды, и мы лишь знали, что их спектраль­ ные классы были F5, F8, GO — такие же, как и у шаро­ вых скоплений. Таким было положение вещей в 1939 г.; ни одно из объяснений не было убедительным.

Затем, во время войны, появилась концепция двух звездных населений. Существуют, оказывается, два вида цефеид, принадлежащих к разным населениям; яв­ ляются ли они в самом деле звездами одного типа? Больше не было оснований это предполагать, и появи­ лись серьезные сомнения в том, что цефеиды разных на­ селений имеют одну и ту же светимость. Это заставляло задуматься, не следует ли снова разделить единую зави­ симость период — светимость. Вероятно, решение во­ проса могло быть получено при помощи М31, где оба населения существуют бок о бок; ярчайшие звезды

населения II уже были достигнуты 100-дюймовым реф­ лектором. Мы надеялись также на использование 200дюймового рефлектора.

Я вспоминаю первые снимки на 200-дюймовом теле­ скопе, полученные в 1950 г.; иа пластинках в синих лучах с корректирующей линзой и 30-минутиой экспози­ цией я как раз смог получить ярчайшие звезды населе­ ния II. При прекрасных изображениях иа снимках с та­ кой экспозицией можно было видеть целые области, осо­ бенно вне ядра, усыпанные этими слабыми звездами, очень близкими к пределу пластинки. Это означало, что надежды достичь переменных типа RR Лиры не было.

Мы ожидали обнаружить их у 22'"4 (эту величину 200дюймовый телескоп определенно мог бы получить с экс­ позицией в 30 мин) и достигли только ярчайших звезд населения II. Я упоминаю об этом специально, так как иногда пишут, что я действительно искал переменные типа RR Лиры. Таких поисков я никогда не производил, потому что было совершенно ясно, что я смогу достичь лишь ярчайших звезд населения II, которые в фотогра­

фической области на 1'"5 ярче переменных типа RR Лиры.

Теперь проблема сводилась к действительно хоро­ шему определению предельной величины, достигаемой на 200-дюймовом телескопе за полчаса. Это потребовало некоторого времени, потому что новый стандарт звезд­ ных величин нужно было установить при помощи фото­ электрических измерений, включая измерения в SA 68 — области сравнения для М31. К концу 1952 г. Баум по­ лучил для меня первый стандарт в SA68, идущий до 22,а, и я смог проэкстраполировать его до предела

22™75 — 22™80, достигаемого за 30 мин на пластинках, которыми я пользовался в то время. Последующие на­ блюдения полностью подтвердили это значение: в М31 ярчайшие звезды населения II имели фотографическую

величину 22"175.

Тем временем стало возможным определить модуль расстояния М31 по классическим цефеидам, используя данные Хаббла и новую шкалу звездных величин; было

получено значение 22™7, Ярчайшие звезды населения II

на звезды все шаровые скопления в М31, и это произо­

шло именно у величины 22'"75. На снимках в красных лучах это сделать было легко, поскольку я мог давать экспозицию до 2 нас, а на снимках в синих лучах при самых лучших изображениях с экспозицией в 30 мин разрешение только еще начиналось. Поэтому стало ясно, что в шаровых скоплениях и в общем поле были те же самые звезды. Поскольку мы знали, что их абсо­

лютная величина равна —1'“5, модуль расстояния М31

должен был быть около 24'"25, тогда как модуль, выве­ денный по классическим цефеидам в исправленной

шкале величин, оказывался равным 22'"7. Действитель­ но, моя старая шкала, определенная с платиновым

фильтром, имела ошибку 0'"3 у 22'"4; когда она была

учтена, модуль расстояния по цефеидам стал равен 22'"7. Теперь имелись два значения модуля расстояния

М31: 24'"25, основанный на населении II, и 22'"7, осно­ ванный на населении I, — опять расхождение примерно

на 1'"5. Это означало, что в зависимости период — све­ тимость переменные типа RR Лиры должны быть сдви­

нуты вниз на 1"'5 относительно классических цефеид или же последние должны быть сдвинуты вверх относитель­ но звезд типа RR Лиры. Это было реальное физическое различие, обнаружившееся, когда мы смогли непосред­ ственно наблюдать два населения, расположенных в пространстве рядом друг с другом-

Какой из двух модулей расстояния следовало бы

значение, полученное по звездам типа RR Лиры. Вопервых, собственные движения этих звезд достаточно ве­ лики — для многих из них они равны десятым долям секунды дуги, тогда как у классических цефеид соб­ ственные движения составляют тысячные доли секунды. Во-вторых, поглощение играет решающую роль для га­ лактических цефеид населения I (как мы увидим под­ робнее дальше) и едва ли существенно для переменных типа RR Лиры. В-третьих, абсолютная величина этих

звезд казалась определенной особенно надежно; вероят­ но, мы могли отбросить те звезды 13-й величины, у ко­ торых собственные движения были просто ошибками наблюдений. И даже если бы оказалось, что эти звезды делятся на подгруппы, наличие для каждой звезды и собственного движения и лучевой скорости подкрепляло значение средней абсолютной величины. Таким обра­ зом, я заключил, что верное значение модуля расстоя­

ния составляет 24j”25 и что ошибочен нуль-пункт, при­ нимаемый для классических цефеид.

Когда я объявил об этих результатах на Римском съезде Международного Астрономического Союза в 1952 г-, поднялся Теккерей и сообщил, что он только что

причем они появились не при 17"*4, как это должно бы быть согласно старой зависимости период — светимость,

а при 18'н9. Они оказались слабее как раз на 1"'5. Это превосходно подтверждало результаты, полученные в М31, но отсюда, конечно, не следовало, какой нульпункт верен. Просто мы знали теперь, что две зависи­ мости период — светимость должны отличаться друг от

друга на 1"'5.

Точную величину относительного сдвига нуль-пункта легче всего можно определить по Магеллановым Обла­ кам. Фотометрическая шкала в Облаках нуждается в проверке; вероятно, поправка необходима даже до 17т , а экстраполяция до 19т совершенно ненадежна. Такая работа сейчас ведется; Арп уже выполнил ее частично на 74-дюймовом рефлекторе в Претории, а Сендидж определяет теперь эту разность. Используя экстраполи­ рованную шкалу величин, Шепли и миссис Нэйл полу­

чили то же самое значение, т- е. 1™5 или 1'"6. Вряд ли могут возникнуть трудности в определении величины

разности с точностью до 0?'02. Проблема выбора пра­ вильного значения нуль-пункта, конечно, еще не решена. Существуют два способа решения этой проблемы клас­ сическими методами: можно определить нуль-пункт классических цефеид или же можно использовать пере­ менные типа RR Лиры. Я думаю, мы должны осознать

тот факт, что в обозримом будущем нет надежды до­

биться того, чтобы ошибки не превышали 0'"2; если мы хотим лучшего, надо использовать новые методы. Такие методы существуют, но они нуждаются в усовершен­ ствовании. Один из них — определение пульсационных параллаксов цефеид; другой, появившийся недавно, свя­ зан с обнаружением цефеид в рассеянных скоплениях.

Попытку решить проблему классическими методами предпринял Минёр в 1944 г.; он вывел нуль-пункт от­

тельного результата просто среднее, и это привело к по­

правке —0'м8. Было бы замечательно, если бы весь во­ прос был решен в статье Минёра, однако этого не произошло.

Минёр использовал в основном те же 167 классиче­ ских цефеид, что и Вилсон, который получил очень ма­ ленькую поправку нуль-пункта- Он понимал, что из-за сильной концентрации цефеид населения I вблизи плос­ кости Галактики и влияния поглощения нужно быть очень осторожным; поэтому он начал с того, что заново определил положение плоскости Галактики по этим 167 цефеидам, получив значение, находящееся в превос­ ходном согласии с позднейшими определениями, в том числе с современными радиоастрономическими.

При учете поглощения Минёр воспользовался идеей, предложенной много лет назад Ботлингером — средние z-координаты цефеид не должны изменяться с расстоя­ нием. Это означает, что все цефеиды расположены очень близко к плоскости Галактики. Таким образом, он раз­

ванное предположение). Но его окончательное решение было перегружено большим числом неизвестных (как поглощение и т. д.), и коэффициенты у некоторых из этих неизвестных в условных уравнениях были довольно малы. Поэтому, хотя его значение для классических це­ феид и хорошо согласуется с современными данными, это совпадение следует считать случайным.

106 Глава 8

В 1956 г. Блаау и Г- Р. Морган провели новое опре­ деленно нуль-пункта классических цефеид, и многое говорит о правильности этого определения. Морган вы­ вел очень точные собственные движения для ограничен­ ного числа цефеид, частично тех же самых, какие были в списках Герцшпрунга и Шепли. Довольно любопытно, что, хотя точность стала намного выше (к собственным движениям добавлен четвертый знак после запятой, хоть он, вероятно, часто фиктивен), эти собственные движения не очень отличаются от приведенных в старом каталоге Босса.

Теперь обратимся к учету поглощения. Я возьму только решение, полученное Блаау и Морганом по вось­ ми звездам, для которых Эгген провел прямые опреде­ ления избытка цвета. Эти звезды дали поправку нуль-

пункта ДМ= —1“4±0™ 4!). Блаау и Морган дали и еще одно решение, причем они были вынуждены допустить некоторое среднее значение поглощения на килопарсек. Известно, что это не очень реалистичное допущение, по­ скольку поглощающая материя распределена в спираль­ ных рукавах очень неравномерно. Избытки цвета Эггена нуждаются в поправке, потому что он просто предполо­ жил, что ближайшие цефеиды, б Цефея и т] Орла, со­ всем не подверглись поглощению; мы теперь знаем, что

это неверно Увеличение показателя цвета на 0'"1 влечет

за собой поглощение на 0'”4 (в синих лучах), а эта по­ правка приведет к увеличению ДМ. Я уже говорил, что разница между новыми собственными движениями и со­ держащимися в каталоге Босса невелика. Это означает, что все трудности здесь создает поглощение. Мы еще не преодолели их и не преодолеем, пока у нас не будет верных избытков цвета для этих звезд, основанных на правильных истинных цветах цефеид различных пе­ риодов. Блаау намерен повторить решение, когда будут определены избытки цвета.1

1) Эти авторы принимали скорость движения Солнца относи­ тельно цефеид равной 21,9 км/сек. Переработка их данных с ис­ пользующимся теперь значением 16,4 км/сек дает поправку нуль-

пункта —0'"9 (Крафт и Шмидт, 1963 г.), близкую к полученной

в 1954 г. Пареиаго. — Прим, перев.

Блаау. Прежде всего, если разложить собственные дви­ жения на о-компоненту (в направлении апекса) и т-ком- понеиту, то окажется, что движения почти всех этих це­ феид направлены к антиапексу, хотя они столь малы, что составляют тысячные доли секунды дуги. Это пока­ зывает, насколько хороши эти собственные движения, чего нельзя было сказать о старом материале, исполь­ зованном Ральфом Вилсоном и Минёром.

Внушает доверие к этому решению также сравнение средней тангенциальной скорости цефеид со средней

но то, чего и следовало бы ожидать для звезд с очень малыми скоростями в плоскости Галактики. Величины согласуются между собой. По определению Хилла, для сверхгигантов класса G той же светимости, что и цефеи­ ды, \Т \^ 9 км/сек и |/?|« 1 0 км/сек.

Эти критерии показывают, что данные о собственных движениях, использованные Блаау и Морганом, вполне надежны и что поглощение в конце концов может быть учтено и не будет вызывать трудностей. Для сверхгиган­ тов G избытки цвета уже известны.

Ван Херк производит новое определение нуль-пункта переменных типа RR Лиры. Снимки первых эпох были получены ван Мааненом в 1919—1920 гг. иа 60-дюймо­ вом кассегреновском рефлекторе. Через год или два у

30 лет и с кассегреновским фокусом, конечно, можно по­ лучить точные собственные движения. Для всех звезд Бан Херка определены лучевые скорости; необходимо учесть возможность разделения этих звезд иа несколько подгрупп. Больше того, Крон на Ликской обсерватории определил избытки цвета для всех переменных типа RRЛиpы, и, хотя эти избытки малы и существенны только для переменных, находящихся близ плоскости Галактики, они все же будут учтены в новом определе­ нии нуль-пункта.

Вот и все, что можно сделать, определяя нуль-пункт классическими методами. Даже с наилучшими данными

106 Глава б

нельзя надеяться сократить неопределенность до значе­

ния, намного меньшего 0'"25; для этого необходимо бу­ дет обратиться к другим методам.

В настоящее время уже имеются точные фотометри­ ческие данные, пригодные для определения пульсационных параллаксов цефеид; трудности теперь связаны только с температурной шкалой. Сейчас очень трудно получить из наблюденных цветов эффективную темпера­ туру. Но перспективы очень хороши, поскольку начинает применяться фотоэлектрическое сканирование спектров. Коуд на обсерватории Уошбёрн предполагает начать эту работу для цефеид в пределах от X 10 400 А до дале­ кого ультрафиолета. Результаты, полученные им для других звезд, с очевидностью говорят о том, что, если этот метод не приведет к точным определениям темпера­ туры, мы никогда не преуспеем в определении пульсационных параллаксов. А это был бы совершенно незави­ симый метод определения нуль-пункта цефеид.

Можно определить абсолютную величину цефеиды в рассеянном скоплении, построив диаграмму цвет— ве­ личина для звезд скопленияНа первый взгляд это вы­ глядит многообещающе, однако многие из таких скоп­ лений, оказывается, содержат мало звезд. Кроме того, во многих случаях трудно дойти до достаточно слабых звезд, по которым можно установить положение нуле­ вой главной последовательности; те звезды, которые мы еще можем наблюдать, уже отошли от начальной после­ довательности. Тем не менее эти результаты могли бы служить ценным контролем, и, вероятно, их неопреде­ ленность будет того же порядка, какого можно достичь, совершенствуя классические методы.

Присутствие цефеид в скоплениях было известно

Согласно статье, недавно полученной мною от Ир­ вина, в скоплениях известен десяток цефеид, и хотя не для всех измерены лучевые скорости, они, по-видимому, входят в скопления. Несколько наблюдателей просто искали скопления вблизи каждой цефеиды на картах

Паломарского атласа неба и действительно обнаружили несколько скоплений.

В настоящее время закончено исследование четырех

В скоплении NGC 7790 есть еще одна цефеида — СЕ Кассиопеи. Это двойная звезда, состоящая из двух це­ феид, которая легко разделяется на пластинках 200дюймового телескопа. Расстояние между компонентами

больше 1" (точнее, 2,5. — Перев.), и из-за их яркости необходимы короткие экспозиции. За последние годы я получил ряд пластинок этой пары для Сендиджа, ко­ торый ее изучает. Таким образом, NGC 7790 могло бы дать сведения о трех цефеидах, но сейчас кривая блеска имеется только для CF Кассиопеи*2).

Абсолютная медианная величина в системе В при­ ведена в последнем столбце табл. 4. Она получена по диаграммам цвет — величина, которые были сдвинуты

методике совмещения иепроэволюционировавшей части главной по­ следовательности скопления со стандартной начальной главной по­ следовательностью. — Прим, перев.

110 Глава 8

Хотя на первый взгляд этот способ выглядит весьма привлекательно, с наблюдательной стороны он очень труден, и диаграммы цвет — величина показывают, что совмещение это, без сомнения, ненадежно. Точность каждого такого совмещения в отдельности не особенно высока. Во всех скоплениях верхняя часть главной по­ следовательности уже отошла от начального положения. Поглощение было учтено при помощи стандартной двух­ цветной диаграммы, после чего и были получены приве­ денные в таблице абсолютные величины. Для NGC 7790, содержащего CF Кассиопеи, совмещение главной после­ довательности лучше, чем в двух других случаях, но

все еще ненадежно, и сдвиг на 0'"2 остается вполне воз­ можным.

В таблице приведены данные в системе В; для пере­

мости, взятое по кривой Шепли н соответствующее средней светимости этих цефеид, равно —1 '/г5. Поправка

нуль-пункта составляет, таким образом, —1"'3±0'"26 (ср. ош.). Мы имеем дело с величинами того же по­ рядка. Очевидно, однако, что здесь существуют еще зна­ чительные трудности.

Конечно, в очень богатом скоплении все эти труд­ ности могли бы исчезнуть. Таким скоплением является NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке. Это совер­ шенно необыкновенное скопление, ярчайшие звезды которого порядка —Зт и которое настолько богато, что каждый, увидевший его на пластинке, готов поручиться, что это шаровое скопление. Скоплений такого типа в

нашей Галактике нет; его абсолютная величина —9™2, что близко подходит к пределу ярчайших шаровых скоп­ лений Галактики. Незадолго перед войной я попросил Теккерея снять скопление NGC 1866 на 74-дюймовом рефлекторе в Претории, ибо тогда было бы очень просто решить, является ли оно шаровым или рас­ сеянным.

Допустим, что это рассеянное скопление, содержащее гиганты. Вы просто получаете снимок в синих лучах и снимок в красных. На «синих» пластинках вы отбираете