книги / Эволюция звёзд и галактик

Сальпетер построил ее по данным, полученным в на­ шей Галактике. Это очень трудно делать, поскольку на­ до привлечь сомнительную фотографическую функцию светимости, еще более сомнительную фотовизуальную функцию светимости и выводы из комбинации этих двух функций. Правильный способ определения верхней части функции светимости (пли, если угодно, распреде­ ления масс) я описал выше. Данные, полученные по Магеллановым Облакам, должны быть достаточно обильны, чтобы позволить сделать это до видимых ве­ личин 14ш или 15'", т. е. от М = —5т до —4т . Функция может быть продолжена до М= —1т по материалам, полученным с большим рефлектором.

Другой замечательной особенностью Большого Ма­ гелланова Облака является невероятно большое число звездных скоплений. Напротив, в 1C 1613 не найдено ни одного звездного скопления, хотя там и есть сверхассо­ циация. Даже если уменьшать верхний предел яркости, звездное скопление останется видимым еще очень долго просто из-за его высокой звездной плотности; оно всегда выделяется как флуктуация плотности. Поэтому гот факт, что в 1C 1613 не найдено ни одного скопления,

сильнейшее впечатление на каждого, кто изучал другие галактики. Там есть самые разнообразные скопления, от чрезвычайно богатых до совсем небольших. И, как с очевидностью следует из блеска их ярчайших звезд, они представляют целый диапазон возрастов; это действи­ тельно фантастическая коллекция. Я уверен, что звезд­ ные скопления Большого Магелланова Облака могут рассказать всю историю эволюции по крайней мере од­ ной звездной системы.

В настоящее время известно несколько сотен скоп­ лений, но наблюдатели южного полушария указывают, что это лишь часть скоплений, которые можно достичь с большими телескопами. На любой пластинке, получен­ ной с рефлектором, пх будет не менее полдесятка; это поразительно. Мы не знаем, почему Большое Облако

222 Глава 17

столь богато звездными скоплениями; ни туманность Андромеды, ни МЗЗ не могут с ним сравняться. Я ду­ маю, что было бы чрезвычайно интересно при помощи скоплений проследить историю звездообразования. Скопления существуют так долго, что их можно рас­ познать даже после «ухода» ярчайших звезд, так как звездная плотность в них намного больше, чем в ассо­ циациях и сверхассоциациях. Даже такая простая про­ цедура, как выявление самых ярких звезд в каждом скоплении, дала бы ценнейшие результаты, в частности первое представление о распределении скоплений по возрасту. И это легко сделать уже сегодня.

Еще удивительно то, что среди молодых скоплений встречаются такие, которые соперничают с шаровыми по числу своих членов. Молодые скопления населения I, наблюдаемые сейчас в нашей Галактике, в туманности Андромеды и М 33, всегда являются довольно скудными образованиями, но какое смущение вызвало то обстоя­ тельство, что самые яркие и богатые скопления Магел­ лановых Облаков относятся также к населению I. Один из блестящих примеров — NGC 1866. Все эти скопления похожи на шаровые и по степени концентрации к центру и по числу звезд.

До недавних пор в Магеллановых Облаках не были известны переменные типа RR Лиры, а поскольку нет

простого метода попытался получить представление о диаграмме NGC 1866. В шаровом скоплении самые яр­ кие звезды красные, а наиболее яркие голубые звезды

на 1” 5 слабее их. В скоплении населения I ярчайшие голубые звезды должны иметь примерно ту же свети­ мость, что и ярчайшие красные звезды. Все зависит от цвета самых ярких звезд: если они красные, скопление шаровое, но если среди этих ярких звезд преобладают голубые, а красных гигантов мало, тогда оно, вероят­ но, относится к населению I. Оказалось, что ярчайшие звезды в NGC 1866 голубые, и стало ясно, что это скоп­ ление не является шаровым. Было известно также, что NGC 1866 содержит 10 классических цефеид, причем у

настоящего времени представляются совсем отдель­ ными.

Количество звездных скоплений в Магеллановых Облаках просто фантастическое, и было бы очень пер­ спективным выявление в каждом скоплении ярчайшей звезды, определенно являющейся его членом. При де­

а это означает, что образование звезд началось там столь же давно, как и в нашей Галактике, примерно пять или шесть миллиардов лет назад.

Теперь я перехожу к цефеидам Магеллановых Обла­ ков, которым в Гарварде было посвящено так много ис­ следований. Рассмотрим сначала распределение их по периодам. Материал весьма обширен — в обеих систе­ мах известно около 3000 цефеид. Так как все цефеиды пришли с главной последовательности, то совершенно очевидно, что функция распределения периодов должна отражать число звезд Магеллановых Облаков, пришед­ ших из данного интервала светимостей: каждый период определяется абсолютной величиной. В простейшем слу­ чае мы можем допустить, что каждая звезда, покинув­ шая главную последовательность, должна пройти через стадию цефеиды. Тогда распределение по периодам должно представлять распределение по абсолютным ве­ личинам звезд, покидающих главную последователь­ ность. В менее простом случае, если в цефеиды должна превратиться лишь некоторая часть таких звезд, эта доля все же должна быть непосредственно связана с их общим числом. Тот факт, что существует разница ме­ жду распределением цефеид по периодам в каждом из Облаков, определенно не имеет ничего общего с физи­ ческими различиями двух Облаков, это просто говорит о том, сколько звезд находится в стадии цефеид. Мы видели, что число звезд определяется темпом звездооб-

226 Глава 17

Облаке соответствует, по-видимому, более коротким пе­ риодам, чем в Большом, но я думаю, что мы все еще имеем дело с цефеидами I типа, так как полагаю, что население II в обоих Облаках слишком слабо, чтобы его можно было почувствовать. Впрочем, мы не знаем, так ли это.

Говоря о старых звездах населения II в обоих Об­ лаках, я могу быть кратким. Когда Весселинк и Теккерей обнаружили переменные типа RR Лиры в некото­ рых скоплениях, было окончательно доказано наличие шаровых скоплений населения II. Недавно переменные типа RR Лиры примерно той же яркости были найдены вне шаровых скоплений, что явилось первым указанием на наличие в поле звезд этого населения.

Теперь у нас есть надежные изофоты Малого Обла­ ка. Подсчеты звезд до 16т очень хорошо согласуются с прямыми фотометрическими измерениями, проведенны­ ми с фотоэлементом. Были также найдены заметные изменения цвета по мере удаления от центральных об­ ластей Малого Облака. Это лишь общая тенденция, не систематическая: внешние районы имеют больший по­ казатель цвета, чем внутренние. Эльзассер недавно опре­ делил интегральный цвет, проведя изофоты в фотогра­ фических и фотовизуальных лучах. Он получился рав­

ным + 0"'14 в международной системе, что очень хоро­ шо согласуется со средним значением, приведенным в предыдущей главе. Интересно, что для внешних обла­

стей он получил большее значение, +0,м87, того же по­ рядка, что у эллиптических галактик населения II. Фо­ тоэлектрические данные Хогга, который так далеко от центра, правда, не отходил, подтверждают этот резуль­ тат. Это означает, что во внешних областях Малого Об­ лака мы в основном имеем чистое население II, где звездообразование в настоящее время уже окончилось, в точности как и в 1C 1613, где эти красные звезды наблюдаются непосредственно.

Во внешних областях Малого Облака такие звезды, вероятно, не поддаются наблюдениям, но там есть ша­ ровые скопления и обнаруженные Шепли цефеиды, имеющие (что он подчеркивал) очень короткие перио­

ды, около двух дней. Вполне возможно, что здесь мы имеем дело со смесью населений, где не так уж трудно выделить цефеиды населения II, тогда как в более плот­ ных частях Облаков они тонут в богатом фоне; во вся­ ком случае, там наблюдать их намного труднее.

Разделить цефеиды населения I и населения II очень трудно. Я не могу предложить никакого критерия, кроме кривой блеска и показателя цвета, если только мы не знаем светимости. Было бы в самом деле важно найти случай, когда мы были бы уверены, с чем мы имеем дело. Мне кажется, что областью, в которой сле­ довало бы провести тщательные поиски вплоть до са­ мых слабых звезд, является район Киля. Он, как из­ вестно, очень богат объектами населения I и в первом приближении может дать разумную оценку числа це­ феид с периодами около двух дней. Но это будет лишь приближение.

Наконец, я хочу сказать несколько слов о наиболее ярких звездах Магеллановых Облаков. В последние го­ ды в Претории была предпринята попытка выявить их. Звезды О и В выделить нетрудно, потому что они имеют­ ся в каталоге Генри Дрепера и в его продолжении. Трудности возникают для более поздних звезд, потому что на этих широтах очень много звезд фона. Следова­ ло бы определить лучевые скорости с применением объективной призмы, в чем Ференбах достиг первых реальных успехов. Звезды поздних классов с инстру­ ментом, подобным тому, что применял Ференбах, было бы нетрудно выделить, так как лучевая скорость, на­ пример, Большого Облака составляет —240 км[сек.

Но уже и сейчас имеются достаточно интересные ре­ зультаты. При нанесении на график абсолютных вели­ чин как функции спектральных классов в Претории было обнаружено, что не встречаются звезды О ярче М = —7т, где главная последовательность, по-видимому, достигает своей самой высокой точки. Отсюда вверх тя­ нутся звезды, достигающие абсолютной величины почти —10т при классе АО. Это довольно хорошо установлен­ ный верхний предел. За АО есть пробел (который может быть кажущимся) и затем три или четыре звезды клас­ сов F и G. Для этих звезд были определены цвета,

которые, однако, не вполне надежны, потому что практи­ чески все эти очень яркие звезды являются физическими переменными; но в общем цвета хорошо согласуются. Эти яркие звезды особенно интересны в связи с вопро­ сом о верхнем пределе звездных масс. Существуют серьезные теоретические трудности в решении вопроса, насколько велики могут быть массы звезд. Я считаю, что зависимость масса — светимость для звезды с абсо­ лютной величиной —10т дает массу немногим больше 80—100 солнечных.

Глава 18

ФОТОМЕТРИЯ

*ТУМАННОСТИ

АНДРОМЕДЫ

Вгл. 5 мы пришли к выводу о том, что в туманности Андромеды пыль и газ сильно концентрируются к спи­

наклоном системы к лучу зрения. Спиральные ветви можно проследить до расстояний примерно в 1° от цент­ ра, но эмиссионные туманности в них подвержены на­ столько большому поглощению и покраснению, что их можно заметить лишь на «красных» пластинках.

Недавно я исследовал переменные звезды в туман­ ности Андромеды, избрав для этого четыре области. Об­ ласть I выбрана в центральном районе и включает спиральную ветвь, заметную по нескольким участкам с большим поглощением. Область II захватывает значи­ тельную часть этой пылевой ветви, которая содержит

ших, известных сейчас; по-видимому, во всех ее участ­

следовал переменные звезды. Она выделяется своей прозрачностью и меньше подвержена поглощению, чем псе другие участки этой же самой спиральной ветви.

узел небольшой величины. Эти исследования начались сразу же после вступления в строй 200-дюймового те­ лескопа.

Количество переменных звезд, открытых в этих об­ ластях, указано в табл. 14. Материал еще не однороден.