книги / Эволюция звёзд и галактик

На диаграмме указаны звезды с эмиссией в На и пере­ менные звезды; все переменные с эмиссионными линия­ ми в спектре оказываются принадлежащими к типу Т Тельца. В этом скоплении они находятся у 13т и 14т, что соответствует абсолютным величинам +Зт и +4т ,

так как модуль расстояния равен примерно 9,т 7.

тересна. Поглощение само по себе очень невелико, но все звезды типа Т Тельца лежат высоко над нормаль­ ной кривой. Простейшее объяснение состоит в том, что все эти звезды имеют большой ультрафиолетовый из­ быток; это поразительное указание на их аномальность, хотя их спектры можно классифицировать без особого труда.

На диаграмме цвет —величина NGC2264 пять звезд лежат в области гигантов. Уокер обнаружил, что их спектры идут от поздних подклассов G до КО, 1<2, КЗ. Их можно было бы рассматривать не как нормальные гиганты, а как звезды, еще приближающиеся к главной

Звездные ассоциации и з

Весьма замечательно присутствие звезд под глав­ ной последовательностью (В — V около 07П,6), но понять это сейчас невозможно. Так как они во всех отношениях напоминают звезды типа Т Тельца, то нет оснований со­ мневаться в реальности их принадлежности к скопле­ нию. Среди них может быть небольшое число звезд фо­ на, слишком малое, однако, чтобы повлиять на всю картину. Я думаю, что их надо интерпретировать с эво­ люционной точки зрения: в этом темном облаке и вне его звездообразование началось некоторое время назад, и теперь звезды движутся к главной последователь­ ности. В областях, подобных туманности Ориона, все усложняется еще больше; во внешних районах звездо­ образование началось раньше, и можно наблюдать ряд областей, в которых этот процесс начался в несколько различные эпохи. Очевидно, нельзя полагать, что все звезды в дайной области образовались одовременно; это, конечно, не так1).

Анализируя такое скопление, надо быть очень осто­ рожным. Я полагаю, есть основания думать, что боль­ ших неоднородностей в поглощении нет. Звезды ранних классов на главной последовательности, находящиеся у краев туманности, занимают целую область, и, как сле­ довало ожидать, все они очень близки к главной по­ следовательности. Поскольку другие звезды находятся в тех же самых областях, можно заключить, что и на них поглощение не влияет. Следующей задачей, кото­ рую Уокер уже начал решать, является определение лучевых скоростей для возможно большего числа звезд; мы сможем тем самым снова пройтись по всей области «с частым гребешком» и вымести всех «чужаков».

Теперь мы знаем, что звезды типа Т Тельца тесно связаны с темными и яркими туманностями, так что не может быть сомнения в реальности группы звезд под главной последовательностью, хотя пока мы и не мо­ жем ее объяснить.)•

•) Этим все нее нельзя объяснить нахождение звезды левее на­ чальной главной последовательности; скорее надо искать эффекты, искажающие показатель цвета, и учитывать переменность этих звезд. — Прим, перед.

144 Глава 10

Ярчайшая звезда в этом скоплении является звездой

класса О {В — V = —0[n2, V= + 4 'л5). Звезды О предста­ вляют собой эффектное зрелище; наше внимание сразу привлекают сопровождающие их туманности. На диа­ грамме цвет — величина ниже звезды О находится це­ лый ряд звезд, представляющихся нормальными, и их нельзя выделить каким-либо образом из звезд фона. Только дойдя до определенной величины, вы внезапно обнаруживаете звезды типа Т Тельца, которые можно отличить либо по переменности блеска, либо по эмис­ сионным линиям.

Часто делалось различие между О- и В-ассоциация- ми и Т-ассоциациями. Есть области, где сразу видно, с чем мы имеем дело, но это нелегко увидеть в обла­ стях промежуточного характера. Когда Амбарцумян вводил концепцию звездных ассоциаций, он полагал, что существуют только эти две группы, поскольку не было признаков существования промежуточных групп. Он думал, что звезды вступают на главную последо­

Как и следовало ожидать, для звезд, имеющих оп­ ределения спектрального класса, существует корреля­ ция между спектром и показателем цвета и для кар­ ликов и для гигантов. Классификация спектров этих молодых звезд не представляет трудностей, хотя они лежат над главной последовательностью. Если двш гаться по диаграмме вправо, спектральный класс стано­ вится все более поздним, а показатель цвета увеличи­

K2III, КЗ, Кб. Это скопление похоже на NGC 2362, в которое входит т Большого Пса, но в NGC 2362 факти­ чески нет звезд слабее АО.

Мы видели в предыдущей главе, что теория грави­ тационного сжатия встречается с трудностями, связан­ ными со шкалой времени. Судя по верхней части глав­ ной последовательности, в Гиадах и Плеядах на основа­ нии вычислений следует ожидать, что у нижнего конца звезды должна еще двигаться к главной последователь-

146 Глава 10 ,

вероятно, зайти в далекую инфракрасную область, где для ранних звезд спектральная классификация очень

последовательности, а затем отходят от нее. Уокер из­ бегал переменных и эмиссионных звезд, потому что он вел фотоэлектрические наблюдения. Это скопление лег­ ко рассматривать как такое, где процесс звездообразо­

причем особых оснований отбрасывать эту звезду нет; она, возможно, двигается от главной последователь­ ности, а может быть и к ней, сказать это трудно.

Эти скопления совсем непохожи на обычные рас­ сеянные скопления без туманностей, столь старые, что если они и были связаны с туманностями, то лишь очень давно. Кроме того, размеры М 8 и NGC 2264 настолько больше обычных размеров рассеянных скоплений, что их можно бы назвать ассоциациями. Нам известны ас­ социации, например ассоциация вокруг h и % Персея, диаметрами почти 300 пс, и звездообразование мо­ жет идти в обширной области. Во внегалактических ту­ манностях нетрудно найти прекрасные примеры, когда можно быть уверенным в том, что звездообразование идет в области размером 300 пс.

Было бы очень важно получить более точные дан­ ные об ассоциации в Орионе, которую мы все еще рас­ сматриваем в слишком узком смысле, тогда как надо бы исследовать все созвездие. Очевидно, что звездооб­ разование в большей части созвездия в основном пре­ кратилось; его наиболее активным центром является те­ перь туманность Ориона. Следует ожидать, что будут обнаружены ассоциации или группы всех возрастов, выявляющие всю историю этого района.

Вплоскости Галактики, где наблюдаются пыль и газ

Иидет звездообразование, видны накладывающиеся

Глава 11 *

ЗВЕЗДЫ

*ТИПА Т ТЕЛЬЦА

*

*

*

Мы рассмотрели диаграммы цвет— величина скоп­ лении и ассоциаций. Сводная диаграмма рассеянных скоплений (см. рис. 16) включает скопления всех воз­ растов — от NGC 2362, одного из самых молодых, до М 67, одного из старейших. Это лишь избранные скоп­ ления, и они, конечно, не отражают истинного распре­ деления скоплений по возрасту. Было бы чрезвычайно интересно выяснить, каково реальное распределение возрастов наблюдаемых скоплений.

Распределение по возрастам, очевидно, определяется двумя факторами: скоростью возникновения скоплений и скоростью, с которой они распадаются, становятся не­ распознаваемыми или невидимыми и перестают сущест­ вовать как скопления. Вскоре у нас будут довольно хо­ рошие сведения о скорости возникновения рассеянных скоплений в наших окрестностях, потому что самые мо­ лодые скопления являются, как правило, и самыми яр­ кими. Гарольд Джонсон в настоящее время исследует ряд скоплений, и довольно скоро появятся хорошие дан­ ные.

Я попытался выяснить, нельзя ли получить представ­ ление о распределении скоплений по возрасту по 100 объектам, наблюдавшихся Трюмплером. Но хотя он изу­ чил 100 скоплений, на его списке очень отразилась се­ лекция по видимой яркости, и это не удивительно, по­ тому что старые скопления малозаметны и невелики. Результатам, приведенным в табл. 6, не следует по­ этому придавать значения. Сразу же заметно чрезмер­ но большое число молодых скоплений, особенно бро­ сается в глаза очень быстрое уменьшение численности скоплений около F0, что и является следствием селек­ ции по яркости. Реальное распределение в данном объ­ еме пространства еще предстоит получить, и это, без сомнения, будет очень трудно.