книги / Эволюция звёзд и галактик

бы концентрация звезд у 20т с показателем цвета + Г”4, простирающаяся к более слабым величинам; я полагаю, что нет никаких оснований подозревать существование чего-либо в таком роде, ибо в этой части диаграммы находятся, по-видимому, лишь звезды поля. Если бы на диаграмме были промежуточные звезды (т- е. звезды, промежуточные между звездами М 67 и шаровых скоп­ лений гало. — Дерев.), они были бы разбросаны от 18”*

до 20т и от + 1'я2 до +1"Ч. Таким образом,что касается диаграммы системы Дракона, то здесь определенно нет веских указаний на существенную роль звезд с боль­ шим содержанием металлов. Поэтому нам кажется, что в карликовых эллиптических галактиках есть лишь звезды, бедные металлами, тогда как в гигантских эллип­ тических системах существует такая смесь, что большая часть света приходит от звезд, обогащенных металлами.

Промежуточным случаем, когда мы можем что-то сказать о светимости ярчайших наблюдаемых звезд, является NGC 205 — эллиптический спутник туманности Андромеды. В этом случае мы определенно знаем, что ярчайшие наблюдаемые красные гиганты имеют абсо­ лютную величину —Зт , точно такую же, как и в шаро­ вых скоплениях. Это наблюдаемый факт. Есть ли в N.GC 205 примесь звезд с более высоким содержанием металлов? Морган не изучал спектр этой системы, но Шварцшильд и Баум исследовали NGC 205 специаль­ ным методом подсчетов в связи с проблемой присут­ ствия звезд, имеющих высокое содержание металлов, в ядре М 31.

Этот метод состоит в следующем. Для исследуемой системы чистого населения II принимается какая-то функция светимости. В этой системе вы можете достичь лишь ярчайших звезд, и в каждой ее области подсчиты­ ваете число таких звезд. Зная это число, можно норми­ ровать функцию светимости для вашей области, проэкстраполировать ее, чтобы получить количество слабых звезд, и по этим данным вычислить поверхностную яр­ кость. Если в вашей системе действительно та же самая функция светимости, которую вы приняли, наблюдаемая поверхностная яркость совпадает с вычисленной на ос­ новании подсчетов звезд.

главным образом для гигантских систем. Поэтому имеющиеся сейчас средние показатели цвета относятся главным образом к гигантским эллиптическим галак­ тикам. Однако теперь у нас имеется такой большой вы­ бор эллиптических галактик в наших окрестностях и при том самой разнообразной светимости, что следует сделать попытку выяснить, мет ли корреляции между интегральным цветом и светимостью. Я сделал такую попытку в 1946 г., после появления первой статьи Стеббинса и Уитфорда о показателях цвета галактик. Рас­ стояния галактик я брал просто из зависимости ско­ рость-расстояние, избегая систем, для которых крас­ ное смещение меньше 2000 км/сек. Для более далеких галактик светимость можно определить со средней

ошибкой около 0;"1. Я нашел определенную корреляцию между показателями цвета эллиптических галактик, вы­ раженными в международной системе, и их абсолют­ ными величинами. Эти данные относились к старой шкале расстояний, а если пользоваться новой шкалой, то разница увеличится в 2 или 3 раза. С особенным ин­ тересом я отметил, что для светимостей —8т , —9т пока­ затель цвета приближается к наблюдаемым у шаровых

скоплений, порядка + 0'"56 в международной системе. Позднее, когда я побудил Стеббинса и Уитфорда изме­ рить еще несколько эллиптических галактик, представ­ ляющих слабый конец функции светимости, я почувство­ вал некоторое недоверие к этому результату.

В скоплении Девы галактика М 100 окружена целой коллекцией карликовых эллиптических галактик, и две или три из них по каким-то непонятным пока мне при­ чинам не укладываются достаточно хорошо (в описан­ ную выше зависимость. — Перев.). Наконец, для сис­

темы Льва Холмберг получил показатель цвета + 0™83, а Баум проверил это значение на электрофотометре. Систему Лев II, в противоположность системе Дракона, очень легко наблюдать, потому что она вдвое дальше и ее широта 79°. Я дал Бауму несколько оригинальных пластинок, так что он мог выбрать наилучшие области для фотоэлектрического измерения показателя цвета. Используя эти области, он получил удивительный ре­

мость, как и шаровые скопления, но и тот же самый интегральный цвет. Баум измерил дополнительно ряд систем, для некоторых взял данные из литературы и со­ поставил показатели цвета с абсолютными фотографи­ ческими величинами, используя новую шкалу расстоя­ нии. Галактики с наибольшей светимостью имеют самый

большой показатель цвета + 0785 в международной сис­ теме, а для светимостей порядка — 10m, —Пт он падает

примерно до +0'н56. Число точек (в этой зависимости.— Перев.) все еще очень мало, и результаты зависят от правильности этих данных. Но теперь я готов поверить, что это в конце концов так и будет, поскольку старые результаты уже показывали ту же тенденцию.

Шаровые скопления всегда представляли проблему,

потому что их интегральный показатель цвета +0756, тогда как средний показатель цвета так называемых

систем чистого населения II составляет +0785. Из этого положения есть только два выхода. Можно допустить, что в отличие от шаровых скоплений гигантские системы содержат очень много*карликов; это возможно, но яв­ ляется ли это правильным объяснением, всегда было сомнительно. Теперь мы видим совсем другую возмож­ ность: по мере увеличения светимости и, конечно, числа звезд в эллиптической галактике появляется примесь звезд другого рода, которая и вызывает такое измене­ ние показателя цвета.

К сожалению, ни в одной из ярчайших эллиптиче­ ских галактик нельзя различить даже самые яркие звезды — самая близкая из них все же слишком далека. Тут есть две возможности. Одна из них состоит в том, что все звезды богаты металлами, вторая — что суще­ ствуют две группы звезд, одна с более высоким содер­ жанием металлов, другая с более низким. Сейчас вто­ рая возможность кажется предпочтительней. В гл. 18 мы увидим, что так и обстоит дело в туманности Андромеды,

206 Глава 15

где большая часть света из центральных областей приходит не от бедных металлами звезд населения II, а от старых звезд с более высоким содержанием метал­ лов. В этом случае ярчайшие звезды доступны наблюде­ ниям, и мы знаем, что они являются бедными метал­ лами звездами с абсолютной величиной —3™. Известно, таким образом, что здесь мы действительно имеем смесь

разных звезд.

Это предположение о двух типах звезд было выска­ зано Хойлом, Фаулером и Бербиджами в результате их работы о синтезе элементов в звездах. Первое поколение звезд, говорят они, бедно металлами; эти звезды выбра­ сывают часть своих металлов в пространство, и второе поколение звезд может затем синтезировать более тяже­ лые элементы. С наблюдательной точки зрения случай М31 вполне ясен. Ярчайшие звезды бедны металлами, и надо допустить, что эта вторая группа звезд незаметна среди них. Они должны быть старыми звездами, но оди­ наков ли их возраст, современными средствами решить нельзя.

Однако я полагаю, что можно проверить состав ги­ гантских эллиптических галактик и не видя их ярчай­ ших звезд. Многие из них содержат большое число шаровых скоплений, некоторые — несколько сотен. Если бы нам удалось показать, что цвет этих шаровых скоп­ лений такой же, как у шаровых скоплений нашей Галак­ тики, мы были бы уверены в том, что в них присут­ ствуют звезды, бедные металлами. Эти скопления являются представителями населения своей галактики. Следовало бы, поэтому, определить цвет шаровых скоп­ лений, скажем, принадлежащих М 87 в скоплении Девы. Если бы оказалось, что они имеют тот же цвет, что и шаровые скопления гало, было бы доказано, что осу­ ществляется вторая возможность, а именно, что присут­ ствуют как богатые, так и бедные металлами звезды.

В настоящее время форма диаграммы цвет — вели­ чина определенно является более чувствительным инди­ катором отношения водорода к металлам, чем любой из существующих методов количественного химического анализа. Поэтому чрезвычайно важно рассчитать эво­ люционный путь, промежуточный между крайними

реа.) и М 67. Я бы скорее предпочел считать вопрос от­ крытым, поскольку у всех известных шаровых скоплений ветви гигантов лежат почти в одной и той же очень не­

чается от интенсивности у нормальных звезд, до слу­ чаев, подобных М 92. Все выглядит почти таким обра­ зом, как если бы положение ветви гигантов было бы нс очень чувствительно к содержанию металлов вплоть до какого-то резко выраженного предела. Единственным способом проверить это является расчет дополнитель­ ных эволюционных путей для разных значений отноше­ ния водорода к металлам.

Другой проблемой эллиптических галактик являются эмиссионные линии [О II] у X3727 А и На, наблюдаемые обычно близ ядра. Эта эмиссия наблюдается у довольно значительного процента эллиптических галактик. Объяс­ нить ее, конечно, нетрудно, потому что множество звезд населения II находится на горизонтальной ветви и спо­ собно возбудить эмиссию. Они, естественно, не будут действовать эффективно до столь больших расстояний, как нормальные звезды классов О и В, но, безусловно, достаточно многочисленны, чтобы вызвать наблюдаемую эмиссию.

У нас имеются некоторые данные о массах газового вещества в центре эллиптических галактик. Ближайшие системы, подобные М32 и NGC 205, наблюдались в Лей­ дене, и оказалось, что масса газа должна быть меньше 10_3 и, вероятно, меньше даже НИ всей массы этих га­ лактик. Остерброк недавно исследовал ряд таких систем в надежде, что в некоторых из них дисперсия скоростей газа (которая, конечно, намного меньше, чем для звезд) будет столь мала, что позволит измерить отношение ин­ тенсивностей двух компонентов пары [О II]. Он нашел две системы, в которых линии разделялись, хотя они все еще частично перекрывались. Из плотности вещества и объема, в котором возникает эта эмиссия, он заключил, что общая масса газа в этих системах, несомненно, меньше НИ всей их массы. Не раз предполагалось, что эти остатки газа в центре эллиптических галактик

могут дать начало новым звездам. Это в высшей степени маловероятно, так как Остерброк обнаружил, что газ, концентрирующийся в небольших областях в центрах большинства эллиптических галактик, обнаруживает очень быстрое вращение. Поворачивая щель кругом, он всегда мог найти область, где вращение было заметно. Газ стёк туда с высоких широт, и естественно ожидать, что не только его атомы будут иметь большую скорость, но что и он будет в состоянии вращения. По-видимому, совершенно невероятно, чтобы из такого газа могли об­ разоваться звезды. Его общая масса очень мала, и мы мо­ жем считать эти системы практически свободными от газа.

Позвольте мне в заключение сказать несколько слов о размерах систем, подобных системе Дракона. Модуль

расстояния для самой системы Дракона 20™ 25 соответ­ ствует расстоянию в 117,5 кпс. При видимом диаметре системы 48' мы получаем для ее линейного размер 1630 пс. Такие галактики, по-видимому, являются са­ мыми маленькими из существующих, но они крупнее самых больших шаровых скоплений в десятки раз. На­ пример, угловой размер М 3 определяется его наиболее удаленными переменными типа RR Лиры, которых оно содержит около 180. Наибольшие шаровые скопления имеют диаметры порядка 100 пс} и, таким образом, ясно, что между эллиптическими галактиками и шаровыми скоплениями существует большое различие. Несомненно, что вообще нет никаких оснований полагать, что шаро­ вые скопления являются продолжением эллиптических галактик. Напротив, тот факт, что средняя плотность шаровых скоплений намного больше, чем эллиптических галактик, просто указывает на то, что эти скопления должны были возникнуть в системах с более низкой плотностью. Если бы одна группа была продолжением другой, мы должны были бы найти шаровые скопления с той же плотностью, как в самих этих системах (т. е. как в эллиптических галактиках. — Перев.). Достаточно лишь взглянуть на систему Печи или на какую-нибудь другую карликовую эллиптическую галактику в наших окрестностях, которая содержит шаровые скопления. Сразу же видно, что шаровые скопления являются ин­ тенсивными пятнышками.

Эллиптические галактики

Замечательно, что более 50% членов нашей Местной Группы являются карликовыми системами типа Скульп­ тора. То же самое справедливо и для других ближай­ ших групп, вроде М81, и особенно для больших групп, подобных скоплению в Деве. Это означает, что галак­ тики имеют диапазон светимостей в 10 звездных вели­ чин, примерно от —20,п до —*10т , и, вероятно, в данном объеме пространства более половины галактик являются карликовыми системами. Когда речь идет о массах, эти системы, вероятно, не играют никакой ролиЕсли вы хотите подсчитать массу нашей Местной Группы, надо рассматривать только М31 и нашу собственную Галак­ тику, а обо всех остальных можно забыть.

[лава 16 *

НЕПРАВИЛЬНЫЕ

*ГАЛАКТИКИ

*И ОБРАЗОВАНИЕ

ЗВЕЗД

*

*

Существуют две группы неправильных галактик. Одна группа, которую мы назовем неправильными га­ лактиками I типа, довольно голубая, со средним пока­

зателем цвета +0"‘28 в международной системе. Не­ правильные галактики II типа имеют средний показа­

тель цвета + 0"'84, примерно такой же, как у эллиптиче­ ских галактик. Примером неправильной галактики I типа является NGC4449, хорошо известная система типа Магеллановых Облаков, не принадлежащая к Местной Группе; она имеет интегральный спектр А7. Как пример неправильных галактик II типа можно назвать спутники

ный класс G9, что находится в хорошем согласии с показателем цвета. Однако как NGC 3034, так и NGC 3037 имеют ранний спектральный класс, не соответ­ ствующий показателю цвета (спектральный класс NGC 3034-А5).

Как пример неправильной галактики I типа я хотел бы рассмотреть 1C 1613, карликовую галактику, входя­ щую в Местную Группу. Я изучал ее в течение многих лет. Это довольно хорошо выраженный объект типа Ма­ геллановых Облаков. В нем различимы две группы очень голубых звезд, одна из которых более заметна; есть также намек на своего рода перемычку, являю*» щуюся характерной особенностью большинства галак* тик типа Магеллановых Облаков.

Переменные звезды в 1C 1613 изучались по пластин* кам, полученным со 100-дюймовым телескопом; было найдено 63 переменных и для 36 из них определены пе­ риоды и кривые блеска. Остальные звезды являются главным образом слабыми цефеидами с периодами в 2 или 3 дня, и они столь близки к пределу пластинки,