книги / Эволюция звёзд и галактик

каталог мисс Маури для северных звезд, который, как будет рассказано ниже, сразу же очень остроумно ис­ пользовал Герцшпрунг.

Третьим фундаментальным достижением был старый каталог Босса, содержащий очень точные собственные движения звезд; это был совершенно фантастический успех, который так и не был превзойден. Важность этого каталога была понята сразу же, и великие астрономы того времени — Эддингтон, Шварцшильд, Герцшпрунг,— пользуясь им, получили ценные результаты.

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела, оказавшаяся следующим большим шагом вперед, выросла на основе нового материала о параллаксах, собственных движе­ ниях и спектрах. Без них появление диаграммы было бы невозможным. Около 1903 г. Герцшпрунг в серии статей, и ныне сохраняющих свое значение, начал публиковать результаты исследований избранных групп звезд. Впер­ вые стало возможным выделить группы сходных между собой звезд, и Герцшпрунг сделал это раньше других. Одна из первых групп, которую он изучил, состояла из звезд, называемых ныне звездами классов О и В высо­ кой светимости. В каталоге Босса можно было найти их точные собственные движения, а на Иеркской обсерва­ тории были определены лучевые скорости большинства из них. Герцшпрунг особо отметил звезды с чрезвычайно узкими линиями, которые мисс Маури назвала в своем каталоге с-звездами. Он показал, что эти звезды обла­ дают чрезвычайно высокой светимостью, в среднем —5”\ и попытался определить дисперсию светимости этих звезд. Оказалось, что некоторые из этих звезд дости­ гают абсолютной величины —7т и —8т . Продолжая ис­ следования с-звезд других спектральных классов, Герц­ шпрунг обнаружил, что их светимость всегда чрезвы­ чайно высока; ныне мы называем эти звезды сверхги­ гантами. Все это было сделано к 1903 г. Статьи, которые Герцшпрунг публиковал между 1903 и 1910 гг., удиви­ тельно созвучны нашему времени; он впервые доказал,

мости.

Данные о звездах более низкой светимости было лег­ ко получить из все возраставшего списка тригонометри­ ческих параллаксов. И здесь Герцшпрунг впервые заме­ тил систематическое разделение звезд поздних типов, начиная с G, на группы, которые были названы гиган­ тами и карликами.

Эти выводы получили всеобщее признание в 1914 г., когда Рессел опубликовал их в форме диаграммы. Он сопоставил спектральные классы и светимости и пока­ зал существование главной последовательности и после­ довательности гигантов; число известных гигантов было очень незначительно. Эта работа Рессела выросла из его исследований затменных двойных звезд; яркие ком­ поненты многих из них попали на ветвь гигантов или оказались среди очень редких сверхгигантов.

В ту пору я был юным студентом и открытие диа­

совершенно новый путь исследования структуры Галак­ тики. Мы могли теперь использовать для этой цели легко выделяемые типы звезд с относительно небольшой дисперсией их абсолютных величин.

Диаграмма Г — Р была сразу же признана чрезвы­ чайно полезным средством определения расстояний рас­ сеянных звездных скоплений. Выдающейся работой того времени было большое исследование Плеяд, предприня­ тое Герцшпрунгом; он сопоставил со спектрами звезд­ ные величины, определенные им вплоть до 10-й вели­ чины. По собственным движениям он очень тщательно выделил члены скопления; Плеяды — одно из немногих скоплений, для которых это можно сделать. Герцшпрунг пошел и дальше: из-за трудности получения спектров слабых звезд он заменил спектральные типы показате­ лями цвета, что раньше уже предлагал Шварцшильд. Кроме диаграммы светимость—спектр, Герцшпрунг по­ строил также зависимость светимость—показатель цве­ та, за меру которого он принял «эффективную длину волны». В результате он получил диаграмму цвет—ве­ личина для звезд Плеяд от 2-й до 15-й величины.

Вместе с Сирсом он исследовал и другие скопления, в том числе NGC 1647 *).

Однако это направление вскоре перестало разви­ ваться. Вся фотометрия могла вестись только фотогра­ фическим путем; сравнивались фотографические и фотовизуальные звездные величины или же определялись эффективные длины волн, точность которых была невы­ сока.

Стандартом звездных величии был Северный поляр­ ный ряд, однако перенести шкалу звездных величин было очень трудно*2), и ошибка шкалы легко могла ис­ казить показатели цвета. Появилось несколько десятков статей о диаграммах цвет—величина рассеянных скоп­ лений, но расхождения обескураживали большинство исследователей, и такие работы больше не велись.

Но было одно исключение. Именно в это время Трюмплер начал обширное исследование звездных скоп­ лений Галактики. Он получал спектры ярких звезд, а для слабых с максимальной тщательностью определял показатели цвета; Он сделал лучшее, что можно было сделать до эры фотоэлементов. Кроме спектров и пока­ зателей цвета, Трюмплер определял также лучевые ско­ рости. Он умер, не успев закончить свою работу; его последние статьи содержат важные результаты о кине­ матике звездных скоплений.

Одним из больших открытий Трюмплера было обна­ ружение межзвездного поглощения света и вызванного им покраснения цвета звезд. Это одна из старых про­ блем; астрономы предшествующей эпохи Каптейи и Зеелигер вывели соответствующие формулы, однако наблю­

лог», составленный Дрейером в 1888 г. К этому каталогу несколько позже были опубликованы два дополнительных тома, обозначаемых сокращенно 1C. — Прим. ред.

2) Стандартом звездных величин называется ряд звезд с очень точными значениями блеска, с которыми н сравниваются измерения блеска всех остальных звезд. «Привязка» наблюдаемых звезд к этому выбранному фотометрическому стандарту н составляет суть процесса «переноса шкалы звездных величин». — Прим. ред.

14 . Глава 1

способом. Он сгруппировал скопления с одинаковым звездным составом и обнаружил, что число их не возрастает с расстоянием в такой степени, как этого можно было бы ожидать. Отсюда Трюмплер сделал вы­ вод о существовании поглощения света, сопровождае­ мого увеличением показателя цвета звезд1)- С началом применения фотоэлементов в 30-х годах эти идеи были сразу же подхвачены другими.

Из-за трудности переноса шкалы звездных величин изучение диаграммы Г—Р было затруднительным. Дру­ гой метод, предложенный 25 лет назад Линдбладом, приобретет большое значение в связи с применением фотоэлектрической техники; он идеален для своей цели. Линдблад использовал спектры, полученные с объектив­ ной призмой, для того, чтобы при помощи звезд с из­ вестной светимостью выработать критерии для опреде­ ления светимостей звезд. В самых первых своих статьях он показал, что светимость звезд классов А и В можно определять по интенсивности линий водорода. Для звезд поздних классов он использовал другие критерии, та­ кие, как интенсивность полосы G, и впервые обнаружил, что интенсивность полос циана изменяется со свети-* мостыо. Линдблад измерял также непрерывный спектр звезд А и В и путем сравнения с фотографическими звездными величинами определял показатели цвета. Он пытался даже измерить покраснение: сопоставляя цвет со спектральным классом, он находил избытки цвета. Таким образом, у него были все данные для статистиче­ ского исследования светимостей звезд. Линдблад и его сотрудники работали с небольшими инструментами, и я совершенно уверен, что его метод вступит в свои права теперь, когда имеются более мощные инструменты и, что особенно важно, применяется новая методика фотоэлек­ трического сканирования спектров.

Диаграмма Г Р открыла совершенно новый подход к проблеме структуры Галактики. Тогда же, в начале XX столетия, другая и очень интересная серия исследо-

') Автор здесь не точен. Трюмплер пришел к выводу о суще­ ствовании межзвездного поглощения, обнаружив систематическое увеличение диаметров рассеянных скоплений с ростом их расстоя­ ния.. — Прим, перед.

ваний дала нам мощный инструмент изучения вселен­ ной. На Гарвардской обсерватории Бейли исследовал переменные звезды в шаровых скоплениях, а мисс Ли­ витт тогда же начала изучение Магеллановых Обла­ ков. Бейли обнаружил, что шаровые скопления полны переменными типа RR Лиры. В то время было известно лишь несколько звезд этого типа, разбросанных по всему небу, а когда Бейли закончил свою работу, то обнару­ жил, что в шаровых скоплениях их больше, чем гделибо еще.

Огромное большинство переменных звезд, найденных мисс Ливитт в Магеллановых Облаках, оказалось це­ феидами, и когда она сопоставила на графике их види­ мые величины с периодами, обнаружилось, что чем ко­ роче период, тем слабее цефеида. Поскольку можно было принять, что все эти звезды находятся на одном и том же расстоянии, естественно было заключить, что пе­ риод действительно связан со светимостью. Работы Бей­ ли и мисс Ливитт оказали глубокое влияние на после­ дующие исследования.

Герцшпрунг, уже изучивший цефеиды Галактики, незамедлительно использовал результаты мисс Ливитт в своей знаменитой статье о зависимости период—^свети­ мость, появившейся в 1913 г. Открывался путь для опре­ деления расстояний при помощи цефеид.

Однако первыми переменными звездами, использо­ ванными для определения расстояний, были не цефеиды, а звезды типа RR Лиры. Это была замечательная ра­ бота Шепли, опиравшаяся на исследования Бейли. В то время эти звезды считались просто цефеидами с перио­ дом меньше одного дня. Это казалось правдоподобным и подтверждалось тем, что сдвиг фаз между кривыми блеска и лучевых скоростей у двух наиболее ярких звезд типа RR Лиры такой же, как у цефеид. Поэтому можно было пытаться использовать эти звезды для определе­ ния расстояний шаровых скоплений.

Герцшпрунг построил кривую период—светимость для Магеллановых Облаков, где либо нет вовсе пере­ менных типа RR Лиры, либо их невозможно было до­ стичь (вследствие их слабости. —-Ред.)- Но как же тогда определить светимость этих звезд? Шепли принадлежит

16 Глава 1

чрезвычайно остроумная мысль использовать несколько цефеид, найденных Бейли в шаровых скоплениях. Кроме многочисленных переменных типа RR Лиры, свети­ мость которых одинакова и не зависит от периода, Бей­ ли в скоплении со Центавра обнаружил пять таких цефеид. Когда Шепли построил кривую зависимости пе­ риод—светимость для цефеид в и Центавра, он обна­ ружил, что ее наклон такой же, что и у цефеид Магел­ лановых Облаков. Таким образом, зная абсолютные величины цефеид, он получил значение —0т ,23 для аб­ солютной величины переменных типа RR Лиры. Мы уви­ дим позднее, что использовать одну и ту же зависимость период—светимость было нельзя. Однако, как ни стран­ но, значение, выведенное для абсолютной звездной вели­ чины переменных типа RR Лиры, оказалось почти точ­ ным, а на результатах, полученных Шепли для системы шаровых скоплений, последующие изменения зависи­ мости период—светимость для цефеид не сказались.

Шаровые скопления представляли собой интригую­ щую проблему. В 1913 г- Хинкс обратил внимание на за­ мечательное распределение шаровых скоплений по небу (на что указывалось еще за 40 лет до него) : почти все они находятся в одном полушарии неба. Положение центра Галактики в направлении Стрельца, только за­ подозренное Хинксом, было найдено в замечательней­ шей работе Шепли, выполненной им на Маунт Вилсон. Меня всегда восхищал способ, при помощи которого Шепли в очень короткий срок решил проблему, построив картину Галактики, разрушающую все представления старой школы о ее размерах. Он показал, что центр Га­ лактики, являющийся центром системы шаровых скоп­ лений, находится на расстоянии 10 кпс. Это было сде­ лано до работ Трюмплера, причем поглощение не учи­ тывалось, но замечательно то, что был получен верный порядок величины.

Это было волнующее время. Найденные Шепли рас­ стояния казались фантастически большими, и «старая гвардия» не складывала оружия. Однако определения расстояний шаровых скоплений, сделанные Шепли, про­ сто требовали принятия этих больших размеров. Галак­ тика теперь представлялась очень протяженной линзой,

Глава 2 *

КЛАССИФИКАЦИЯ

ГАЛАКТИК

*

Описание галактик в Новом генеральном каталоге (NGC), ведущее начало от Гершелей, в основном ка­ сается их размеров и дает также приблизительные ука­ зания на яркость. Большего и трудно было бы ожи­ дать, поскольку эти ранние наблюдения были визуаль­ ными, а каждый, кто рассматривал галактики, подобные туманности Андромеды, знает, что в визуальной картине отсутствуют детали. Прошло всего лишь сто лет с тех пор, как лорд Росс со своим большим рефлектором об­ наружил спиральную структуру в некоторых галак­ тиках.

Положение изменилось, когда на рубеже двух столе­ тий визуальные наблюдения уступили место фотографии и особенно когда вступили в строй большие рефлекто­ ры--сначала кросслеевский рефлектор на Ликской об­ серватории и затем рефлекторы обсерватории Маунт Вилсон. Фотографии ближайших галактик показали такое изобилие деталей, что потребовалось навести ка­ кой-то порядок среди наблюдаемых форм и структур.

Некоторые из ранних схем классификации (напри­ мер, схема Макса Вольфа) основывались на фотогра­ фиях, полученных при помощи астрографов среднего размера, но они не нашли особого признания. В начале 20-х годов нашего века почти одновременно были предло­ жены две схемы классификации: одна Хабблом и дру­ гая Лундмарком. Обе основывались на больших коллек­ циях фотографических пластинок, полученных на обсер­ ваториях Маунт Вилсон и Ликской. Больших различий в этих схемах не было. В дополнение к главным особен­ ностям Лундмарк пытался классифицировать и многие детали. Случилось так, что в конце концов победила бо­ лее простая схема Хаббла, и с тех пор она используется всеми.

в конце концов она сводится к точке, похожей на звезду. Потребовались бы очень короткие экспозиции, чтобы увидеть звездообразное ядро в М 101; на обычных фото­ графиях видна лишь яркая область значительно боль­ ших размеров.

Классифицируя спирали (S), Хаббл различал груп­ пы Sa, Sb и Sc, причем критерием этого разделения был в основном характер спиральных ветвей. Например, спи­ рали типа Sa он описывал как такие, где спиральные ветви возникают у края центральной системы; в ран­ них (Sa. — Ред.) спиралях и ветви и центральное линзо­ образное сгущение остаются еще неразрешенными на звезды и ветви сильно закручены. По мере перехода к более поздним спиралям центральная область (ядро системы) уменьшается за счет роста ветвей, которые все более раскручиваются, и, наконец, центральная область сжимается в звездообразную точку, а все остальное со­ ставляют спиральные ветви. Таково описание самого Хаббла, но он полностью был согласен с тем, что теперь проще было бы классифицировать галактики по одному лишь размеру центральной линзы. Спирали с очень большой центральной линзой могут быть названы Sa, с промежуточными по величине линзами—-Sb, а те, где эти линзы превращаются в звездообразную точку (яв­ ляющуюся на самом деле громадным скоплением звезд), —спиралями Sc. В дальнейшем изложении я приму эту очень упрощенную схему, основанную на раз­ мерах центральной «линзы».

Этой последовательности обычных спиралей соответ­ ствует последовательность так называемых пересечен­ ных спиралей, которые обычно имеют центральную сис­ тему (перемычку внутри кольцевой области) и систему спиралей, отходящую от этого кольцаПо классифика­ ции Хаббла, спирали типа SBa состоят из перемычки и кольца вокруг нее, разорванного в двух точках, в кото­ ром появляются признаки спиральной структуры. В бо­ лее поздних подклассах (SBb) перемычка уменьшается за счет утончения спиральных ветвей, и, наконец, мы приходим к самому позднему типу пересеченных спира­ лей— SBc.