книги / Эволюция звёзд и галактик

самые яркие красные и самые яркие голубые звезды скопления. В этом все дело — в рассеянном скоплении обе эти группы звезд были бы одинаково ярки, в шаро­

вом же ярчайшие из красных звезд были бы на 1'"5 ярче голубых. Проделав псе это, Теккерей снова поклялся, что скопление кажется ему похожим на шаровое; од­ нако описанный выше критерий показывает, что это скопление может быть только рассеянным: ярчайшие го­ лубые звезды были немного ярче самых ярких гигантов.

лаков. После того как Гасконь и Эгген разделили эти скопления па две группы с показателями цвета около

0т и около + 0'"5 пли + 0'"б, стало ясно, что последняя группа скорее всего состоит из шаровых скоплений, ко­ торые в нашей Галактике имеют подобные показатели цвета, а первая образована рассеянными скоплениями.

Скопление NGC 1866 имеет показатель цвета +0'п07 и относится к первой группе. Поиски переменных типа RR Лиры (производившиеся из-за того, что скопление похоже на шаровое) привели к открытию примерно де­ сяти классических цефеид. В принадлежности их к скоп­

для этого скопления. Проблема состоит в том, удастся ли в этой богатой области Большого Магелланова Об­ лака вокруг центральной «выжженной» ■) области скоп­ ления выделить его члены среди звезд фона, к несчастью очень богатого. Если мы не сможем выделить достаточ­ ное число звезд скопления, будет просто необходимо ис­ пользовать больший телескоп. Я очень боюсь, что все окажется так, как было в случае двух меньших скопле­ ний, где подходящая область вокруг центра была столь мала, что звезды скоплений не удавалось выделить. Мы надеемся, что NGC 1866 снабдит нас полезной диа­ граммой, точность которой будет достаточна, чтобы)•

•) Т. е. передержанной на снимках с большой экспозицией.—

Прим, перво.

привязать цефеиды с ошибкой порядка 0'н1 или даже меньшей !).

Я описал способы, при помощи которых мы можем улучшить определение нуль-пунктов. Но допустим, что нам повезло, и мы вдруг достигли такой высокой точ­

ности, что уверены в нуль-пункте в пределах 0'и05. Тогда мы оказались бы в ужасном замешательстве, по­ тому что не смогли бы ее использовать. Дело в том, что в настоящее время мы не можем с такой точностью установить шкалу звездных величин для галактик. Воз­ можно, мы можем сделать это в Магеллановых Обла­ ках; возможно, в близком будущем у нас будет 100дюймовый телескоп в южном полушарии. Но в М31 и М 33 мы просто не смогли бы использовать такую точ­ ность, потому что в этих галактиках мы не в состоянии построить с этой точностью стандарт звездных величин. Все дело в слабом фоне неразрешенных звезд, что пред­ ставляет настоящую проблему, с которой я столкнулся лицом к лицу, когда в недавние годы пытался построить точный стандарт в М31.

Обычная процедура, применявшаяся до сих пор, со­ стоит в том, что выбирают область неба, в которой стандарт определяется фотоэлектрически, скажем до 23т , что может быть сделано ныне с высокой точностью. Теперь, чтобы перенести этот стандарт в М31, вы экспо­ нируете половину вашей пластинки, снимая интересую­ щую вас область в М31, затем поворачиваете пластинку на 180° и экспонируете другую половину, снимая об­ ласть со стандартом; и вы сразу же оказываетесь в за­ труднении. Основной закон фотометрии — два объекта эквивалентны, если при одинаковых условиях они дают одинаковое почернение на фотографической пластинке. Половина пластинки дает поле, где есть только ваши звезды и свет неба, другая половина в дополнение к об­ щему фону неба имеет еще и неразрешенный фон звезд. Когда этот фон чрезвычайно" слаб, им можно пренеб­ речь— ошибки малы. Но даже тогда, когда фон еле ви-)*

*) Диаграмма этого скопления, подтверждающая принадлеж­ ность его к рассеянным, недавно получена Арпом н Теккереем. Це­ феиды в нем непосредственно примыкают к ветви гигантов. —

Прим, перев,

ден, слабые звезды могут иметь систематическую ошиб­

ку, достигающую 0,'"25, несмотря на все предосторож­ ности; я проверил это на опытеЕсли интенсивность фона больше (скажем, близ центра М31), это бросается в глаза: при простом переносе шкалы получаются

ошибки в 0'"б и 0'“7.

Вы можете спросить, почему ие установить первич­ ный стандарт фотоэлектрически непосредственно в нуж­ ной области? Сначала наблюдатели, занимающиеся фотоэлектрической фотометрией, страстно стремились к этому, но когда они увидели разброс их наблюдений, они решительно отказались продолжать действовать так дальше, поскольку считали, что достоинство их профес­

сии ие позволяет удовлетвориться ошибками порядка 0"'1. Работая в самом поле, вы должны найти на пластин­ ке сравнения область, которую можно считать пустой —

необходимо как-то вычесть фон. Флуктуации фона всегда столь велики, что нельзя уменьшить ошибку до

значений, ие превосходящих 0*1. Ситуация становится ужасной, если вы работаете в области с большим фо­ ном, ближе к центру М31; надо быть очень осторож­ ным, так как фотоэлемент столь чувствителен, что вы можете почувствовать градиент но полю, и когда появ­ ляются отклонения от этого градиента, вызванные поглощением, все становится беспорядочным. Поэтому, насколько можно судить, в настоящее время представ­ ляется невозможным избавиться при измерении отдель­ ной звезды от систематической ошибки, которая будет

порядка 0*1. Тот факт, что влияние фона столь серьез­ но, не позволяет использовать многие возможности при определении расстояний галактик, и это надо осознать.

Например, часто предполагалось, что одним из наи­ более полезных критериев расстояний могли бы служить Новые звезды. Однако попытка их использования была бы чрезвычайно трудной; в М 31 Новые далеко не ярки. Достаточно прочесть статью Арпа о Новых, чтобы уви­ деть, какие затруднения он испытывал, пытаясь полу­ чить звездные величины, свободные от влияния.фона. После того, как это сделано для М31, следующая га­ лактика, в которой это можно было бы попытаться сде-

3 В . Б а а д е

с тем, что в ближайшие несколько лет мы подойдем к пределу возможностей существующих ныне инструмен­ тов и придется бороться со всеми этими неприятными проблемами. Как лучше всего сейчас измерить расстоя­ ние М31? Вероятно, для самой М31 идеальным реше­ нием было бы отойти очень далеко от центра, где звезды населения II быстро редеют, п выбрать дюжину ярчай­ ших из них; при фотоэлектрических наблюдениях необ­ ходимо лишь быть бдительным и не попасть случайно на слабую внегалактическую туманность; впрочем, избе­ жать этого легко из-за ее протяженности. Здесь и нуж­ но вести измерения, однако и в этом случае работа, вероятно, заняла бы две недели.

Важно то, что мы, очевидно, находимся на пути к со­ гласующейся схеме; в настоящее время не заметно никаких противоречий между удаленными галактиками. Есть еще много серьезных вопросов. Везде ли перемен­ ные типа RR Лиры имеют одну и ту же абсолютную ве­ личину? Сейчас это еще не ясно. Мы могли бы прове­ рить это в А^агеллановых Облаках, поскольку Теккерей и Весселпнк, по-видимому, нашли там первые перемен­ ные типа RR Лиры поля. Чтобы решить эти вопросы, необходима согласующаяся система звездных величин; сегодня мы можем удовлетвориться тем, что эта система

увязана с точностью до 0"*2, но может оказаться необ­ ходимым увязать ее в пределах 0|”l J).

*) По цефеидам табл. 4 и DL Кассиопеи в NGC 129 Крафт по­ лучил зависимость период—светимость М о = — 1,33—2,25 lg Р, наи­ более сейчас распространенную. Она соответствует поправке нуль-

пункта Шеплн — 1 4 . Наклон ее принят равным полученному Ар-

пом по цефеидам Малого Магелланова Облака; такой же наклон дают цефеиды М31 и 1C 1613, в Большом Магеллановом Облаке получается, по-видимому, больший наклон. Расстояние скоплений, определенные при помощи начальной главной последовательности, Копылова приводят к поправке нуль-пункта около — 1т ,0, совпа­ дающей с поправкой, даваемой собственными движениями. Сейчас известно 7 цефеид в ядрах скоплений; 5 цефеид — возможные чле­ ны корон скоплений. Еще в 1953 г. Павловская показала, что соб­ ственные движения указывают на абсолютную величину для пере­

8*

на увеличение яркости от точки А до точки В, поэтому константа в ней несколько больше приведенной на стр. 88, где возраст определяется по исходной точке на главной последовательности, установить которую до­ вольно трудно, хотя и можно, проведя вычисления в духе Шёнберга — Чандрасекхара.

Эти методы определения возрастов скоплений все еще очень грубы просто потому, что теоретических ра­ счетов сделано еще мало. Хенней и его сотрудники рас­ считали ранние фазы эволюции, когда звезда сжимает­ ся от протозвездного состояния и достигает главной последовательности: она движется к ней в общем гори­ зонтально и незадолго до ее достижения немного спу­ скается вниз '). В момент, когда звезда подходит вплот­ ную к (начальной. — Перев.) главной последовательно­ сти начинает выгорать водород и затем звезда уходит вправо, как описано выше.

Эта формула относится к начальному химическому составу — 80% водорода и 20% гелия. Реальное содер­ жание водорода — это еще вопрос. Хотя различное пер­ вичное содержание гелия должно изменить результат, в пределах одного звездного населения это не скажется существенным образом. Позднее мы увидим, что есть все основания думать, что молодое население I очень однородно по химическому составу.

Рассеянные скопления позволяют нам изучить эво­ люцию звезд населения I. Первые исследования диа­ грамм цвет — величина этих скоплений были очень труд­ ны, так как могли вестись лишь фотографическим путем и было нелегко сохранить правильную шкалу и избе­

таты; ранняя работа Герцшпрунга о Плеядах, например, выполнена практически на современном уровне. Позд­ нее появилась работа Хекмана и Хафнера о Яслях, срав­ нимая по точности с современными фотоэлектрически­ ми наблюдениями, но потребовавшая ужасающего числа фотографических пластинок.

>) Не так давно Хаяшн подверг эти результаты существенному пересмотру. Эволюционные пути у него вначале вертикальны, вре­ менная шкала короче. — Прим, перев.