книги / Эволюция звёзд и галактик

№ Глава 16

от максимума. Джой классифицировал спектр как с1<2:

Са II говорят о том же. Основываясь на интенсивности линий водорода и Н и К Са II, Хыомасои классифици­ ровал спектр как промежуточный между F5 и G. Такой ранний спектр и следовало ожидать, если классифици­ ровать по линиям водорода, поскольку хорошо известно, что в максимуме блеска цефеиды имеют ненормально сильные линии водорода и по ним получается примерно на 8 подклассов более ранний спектр, чем по металличе­ ским линиям. Итак, во всех отношениях звезда ведет себя как цефеида, больше того, она удовлетворяет и за­ висимости период —светимость. Она вполне правильная,

стем исключением, что в начале 30-х годов ее яркость

вминимуме изменялась на 0"12 от года к году.

За одним исключением все неправильные звезды яв­ ляются красными. Их средняя абсолютная фотографиче­

ская величина —4'и4±0™2. Они, по-видимому, образуют четко выраженную группу, поскольку встречаются около 19т и 20т , а при более слабых величинах их совсем нет.

По абсолютной величине —4™4 они очень похожи на красные переменные и вообще все звезды класса М в h и %Персея. Таким образом, в обоих случаях мы имеем дело с одной и той же группой. Если бы красные пере­ менные были общим явлением среди красных гигантов, я нашел бы множество красных неправильных перемен­ ных среди более слабых звезд. Однако их там нет и пе­ ременные попадают точно в небольшой интервал близ

М = - 4 ; ч Одна*из неправильных переменных очень голубая, со

средней абсолютной величиной —4"'0 и максимальной

—4"'4. По своему общему поведению, показателю цвета

ит. д. это звезда того же типа, как и голубые неправиль­ ные переменные, исследованные Хабблом и Сендиджем в М31 и МЗЗ. По их мнению, эти переменные образуют ясно выраженную группу, которую можно использовать для определения расстояний до галактик. Но они полу­

чили для этой группы совсем другую абсолютную ве­

личину, а именно —8'и4, т. е. на 4т ярче. Я отмечаю этот факт, так как думаю ом вызывает некоторое сомнение в выводе о том, что эта группа голубых переменных яв­ ляется резко ограниченной; ведь мы находим звезду с такими же медленными колебаниями блеска, таким же небольшим показателем цвета, но на четыре величины более слабую. Я говорю об этом, чтобы предупредить, что эта группа может простираться до более слабых аб­ солютных величин. Если таких звезд в галактике всего две или одна, основывать на них определение расстоя­ ния может быть несколько опасно. Так или иначе, этот вопрос следует исследовать дальше по другим си­ стемам.

Долгопериодическая переменная имеет период 446d и амплитуду 1"‘8. Если она член системы, ее абсолютная

фотографическая величина в максимуме —5™5 и тогда в принадлежности ее к системе почти нет сомнений. Мне кажется, хотя я и не специалист в этом вопросе, что амплитуда маловата для долгопериодической перемен­ ной; в других отношениях звезда является очень пра­ вильной. Вероятно, в интервале периодов от 400 до 500 дней мы имеем смесь долгопериодических перемен­ ных разных видов. Как правило, они не должны иметь

большие светимости порядка —5“ 5, иначе гарвардские исследования в Магеллановых Облаках выявили бы их в большом числе.

Затменная переменная имеет период 3? 755 и блеск

в максимуме —4"'3; у нее хорошо выражен вторичный минимум.

Новая попалась мне случайно три года назад, когда я в течение двух ночей получал пластинки для перехода от Избранной площадки 68 к 1C 1613. В первую ночь

ее еще не было, перенос производился с 200-дюймовым телескопом, экспозиция 5 мин, изображения прекрас­ ные и видны звезды до 21т . В следующую ночь были получены три пластинки, и на них Новая была видна

как 17"'5, а это означает, что ее абсолютная величина составляла в то время —6'"б. Так как эти три пластинки

были отделены интервалом в 20 мин, нельзя сказать, была ли Новая «поймана» до максимума или блеск ее уже падал; вероятно, она еще не достигла максимума. Это интересно, так как показывает, что Новые иногда появляются даже в этих бедных системах.

«Странная переменная» имеет период 28? 687 с точ­ ностью до третьего знака после запятой и очень красна. Кривая блеска вполне правильная и выглядит как пере­ вернутая кривая звезды типа (J Лиры. Возможно, раз­ брос точек вокруг вторичного максимума немного боль­ ше, чем в других местах. Абсолютная величина в мак­

фическая величина 17'"00 и абсолютная величина —7'" 1; яркость постоянна. Она, вероятно, является ярчайшей голубой звездой на главной последовательности. Отмечу еще, что даже после тщательных поисков с 200-дюймо­ вым телескопом я не. смог найти в 1C 1613 ни одного звездного скопления.

Теперь я перехожу к вопросу, интересовавшему меня очень сильно и очень давно, — к вопросу о звездообразо­ вании в 1C 1613, который, мне кажется, проливает свет на целый ряд проблем. Я уже говорил о довольно яркой ассоциации звезд в северо-восточном углу системы. Ког­ да в начале 30-х годов я впервые сравнил «красную» и «синюю» пластинки, оказалось, что почти все звезды там являются голубыми, и это очень меня озадачило. Все голубые звезды в 1C 1613, казалось, были втиснуты в этот угол системы. Есть еще другая, меньшая группа, но она содержит также большое число красных гиган­ тов, тогда как в первой группе красных гигантов очень мало. Я просто не мог понять, как господь ухитрился загнать все голубые звезды высокой светимости в один угол.

Ответ стал вполне очевиден, когда были получены первые снимки 1C 1613 в лучах На. Область голубых

звезд оказалась покрытой налагающимися друг на дру­ га кольцами Н II. Одно из них хорошо очерчено, но лежит, по-видимому, позади другого, богатого пылью, так что часть первого кольца подверглась поглощению. Конечно, надо представить себе пространственное рас­ положение, когда одно кольцо лежит сзади другого. Особенно это относится к внутренней области, которая покрыта рядом кольцевых дуг. Сразу же возникает

ностью перекрывают друг друга. Если провести под­ счеты звезд, то окажется, что область близ центра все еще совершенно непрозрачна. Там есть эмиссионные об­ ласти всех родов. Одна из ярчайших областей, по кото­ рой определена лучевая скорость всей системы, имеет диаметр примерно 17 пс. Самая большая имеет диа­ метр 143 пс.

Таким образом, во всей этой области одновременно продолжается процесс звездообразования. В ней есть звезды класса О, и весь газ там ионизован. Область, по которой разбросаны зоны Н II, имеет диаметр 460 пс. Позднее мы встретимся с такого рода зонами еще боль­ ших размеров в Большом Магеллановом Облаке. Я ду­ маю, что, когда в какой-нибудь области идет процесс звездообразования, он каким-то образом распростра­ няется, подобно болезни, на соседние области; во вся­ ком случае такое впечатление определенно создается.

Я надеюсь вскоре построить диаграмму цвет — вели­ чина этой сверхассоциации. Мы уже знаем, что она со­ держит очень мало красных гигантов, а это означает, что она должна быть еще очень молодой. Вероятно, самые первые из этих областей Н II уже исчезли, по­ тому что ослабли возбуждавшие их звезды. Я думаю, что можно измерить расширение ярких областей Н II; следовало бы попытаться сделать это. Из наложения всех этих дуг (видимых, конечно, в проекции) создается впечатление, что все они расширяются и что самые ма­ ленькие еще будут расширяться. Если приложить этот же принцип к туманности Ориона, можно заключить, что здесь большая часть звезд уже образовалась и газ рассеялся. Сейчас наиболее активной областью Ориона

216 Глава 16

является сама туманность Ориона, и в ней интенсивный процесс звездообразования продолжается.

Вторая ассоциация в 1C 1613 имеет такие же разме­ ры или немного меньше. Она должна быть старше, по­ тому что уже содержит ряд красных сверхгигантов. В первой ассоциации сейчас активно продолжается образование звезд. Она содержит долгопериодическую цефеиду (146d), а также ярчайшую звезду всей системы, о которой я уже говорил. Цефеида со вторым по длине периодом (40d) также находится в этой ассоциации.

Теперь я перейду к некоторым другим карликовым неправильным системам, чтобы показать, как местное звездообразование может изменить всю картину, даже если оно и не идет в столь больших масштабах, как в 1C 1613. В некоторых из этих галактик теперь уже все сравнительно спокойно, все кончилось и мы видим лишь звезды, образовавшиеся несколько миллиардов лет то­ му назад. Другие галактики похожи на них, хотя уже заметны маленькие туманности. Есть и такие, которые выглядят, как будто их забрызгали чернилами: в них видны области НИ, которые, вероятно, не столь разви­ ты, как в 1C 1613. Некоторые дают ряд эмиссионных ту­ манностей; эти туманности будут расширяться, и затем появятся звезды.

Мы должны представлять себе, что образование звезд не идет с одинаковой интенсивностью по всей системе, оно локализуется в определенных областях и происхо­ дит, так сказать, скачками. В NGC2366 (которая, ве­ роятно, не неправильная, а типа Sc) в главном теле ничего особенного не происходит, но есть маленькие ло­ кальные области, где звездообразование продолжается. Когда вы смотрите на какую-нибудь галактику, вы дол­ жны сознавать, что звездообразование идет в ней в от­ дельные эпохи и в отдельных местах.

Если помнить об этом, то вся наша концепция не­ правильной галактики типа Магеллановых Облаков до­ пускает совсем другое толкование. Во многих случаях мы можем подозревать, что рваные очертания такой системы в основном определяются областями, где еще присутствует газ и где еще продолжается звездообразо­ вание в отдельные эпохи. Это прекрасно можно пока­

Глава 17 *

МАГЕЛЛАНОВЫ

*ОБЛАКА

*

*

*

Магеллановы Облака являются галактиками средних размеров, а Большое Магелланово Облако относится

о Магеллановых Облаках это все равно, что возить уголь в Ньюкасл, они обнаруживают столь интересные особенности, связанные со звездной эволюцией, что я все же хотел бы посвятить им целую главу.

Если снять Большое Облако на пластинке, чувстви­ тельной к синим лучам, на которой сверхгиганты очень заметны, можно увидеть также множество эмиссионных туманностей, разбросанных по всему снимку. Каждая из этих эмиссионных туманностей связана со скопле­ нием очень ярких звезд; их голубой цвет говорит о том, что мы имеем дело со звездами класса О, возбуждаю­ щими эти огромные туманности.

Измерив диаметры этих групп звезд, увидим, что они идентичны тем, которые в нашей Галактике Амбарцу­ мян назвал ассоциациями; их размеры — от 20—30 пс примерно до 100 пс. Эмиссионные туманности разбро­ саны повсюду, и они всегда связаны с ассоциациями. Эта неизменная связь ассоциаций с газом служит явным указанием на образование звезд из газа. Ассоциация больших размеров часто находится близ очень плотной области; на крупномасштабных фотогра­ фиях в таких плотных областях можно обнаружить звезды (как это удалось сделать в Претории), и в этих областях продолжается звездообразование. Больше того, есть несколько ассоциаций — их очень мало и сре­ ди них нет ярких, — в которых на фотографиях в синих лучах туманность не видна, но я уверен, что она из-за эмиссии в На была бы выявлена при помощи пластинок, чувствительных к красным лучам.

порядка 500, а возможно даже и 600 tic. Одной из лучших иллюстраций этого является Петлеобразная ту­ манность, где звездообразование продолжается по всей области. Звезды там, конечно, должны быть очень мо­ лодыми, потому что они имеют 11-ю и 12-ю величины, что соответствует М = —7т и —8т .

Поскольку звездообразование идет в двух масшта­ бах, большем и меньшем, надо быть очень осторожным с функцией светимости в таких системах. Например, в перемычке мы нигде не находим ярких звезд в столь большом числе; там встречаются звезды класса О, но очень редко. Такие звезды концентрируются в ассоциа­ циях, и это означает, что звездообразования в больших масштабах в течение последних 100 000 000 лет в окре­ стностях главной оси системы не происходило; в отно­ шении звездообразования перемычка была довольно пассивной.

Сверхассоциация, по-видимому, остается заметной лишь до тех пор, пока она не начинает сливаться с фо­ ном и ее ярчайшие звезды не становятся сравнимыми со звездами фона. Слияние ярких звезд с фоном проис­ ходит тогда, когда их абсолютные величины умень­

шаются до —2'"5 или —Зт ; и, если только ассоциация не обладает очень большой плотностью, она затем те­ ряется в общем фоне. Функцию светимости в такой си­ стеме следует представлять отвечающей различным фа­ зам звездообразования. Надо быть очень осторожным с функцией светимости, определяемой очень часто пу­ тем сведения воедино различных данных.

Я думаю, что известные сверхассоциации должны сыграть исключительно важную роль в определении ис­ тинной функции светимости, по крайней мере ее яркого конца. Звезды в них очень многочисленны, и проблему можно разрешить непосредственно, намного легче, чем для звезд в окрестностях Солнца. Даже в том случае, если бы мы знали лишь верхний предел яркости в каж­ дой ассоциации, мне кажется, что мы смогли бы проэкстраполировать диаграммы цвет — величина и опреде­ лить приблизительный возраст, а затем надлежащим образом получить более верную функцию звездообра­ зования на ярком конце диаграммы цвет— величина.