книги / Эволюция звёзд и галактик

В областях 1 и IV найдены, должно быть, все перемен­ ные. Вероятно, наименее полно исследована область III; я уверен, что если бы поиски переменных в этой об­

Переменные, открытые в этих областях, составляют, ко­ нечно, лишь небольшую долю общего числа переменных звезд в туманности Андромеды. Поиски во всей системе, вероятно, дали бы 8000—10 000 переменных, находя­ щихся в пределах нашей досягаемости с современными средствами.

Кривые блеска для ряда переменных в области II приведены на рис. 26. Затменные переменные встре­ чаются довольно часто, они найдены во всех областях. Вольшая часть работы по исследованию полей 1,111 и IV выполнена мисс Суоп и мною; Сергей Гапошкин исследовал переменные в области II.

Кроме затмениых и неправильных переменных, мы нашли много звезд, о которых можно лишь сказать, что они слабы и имеют небольшой период. Многие из них должны быть цефеидами с периодами короче трех дней, их число очень велико и исследовать их все не стоит. Наконец, там есть и долгопериодические переменные, имеющие большое значение. В тех случаях, когда мы можем определить их цвет в максимуме, он оказывается

очень красным, порядка + 1*5. Примерно в 5—6 слу­ чаях можно найти их периоды, особенно в области III, которая наблюдалась в течение ряда лет. По несколь­

ким максимумам оказывается, что периоды заключены в интервале 150—250 дней и, таким образом, эти звезды соответствуют долгопериодическим переменным шаро­ вых скоплений. Двенадцать таких звезд имеют в сред­

нем величину 21 "'85 в максимуме блеска, что вместе с модулем расстояния, о котором я скажу позднее, при­

водит к абсолютной величине около —2'"4. Это значе­ ние является верхним пределом, потому что оно лишь на 1да ярче предела пластинок, который в этой серин наблюдений с 200-дюймовым телескопом составлял око­

ло 22'"8. Не подлежит сомнению, что здесь мы имеем селекцию — исследованы лишь ярчайшие долгопериоди­ ческие переменные. Если бы мы могли пронаблюдать одинаковым образом все звезды вплоть до предела пластинки, среднее значение, вероятно, было бы на

0'"3— 0'"5 слабее, так что М = —2"Ч, без сомнения, не­ сколько завышенное значение. Для долгопериодическнх переменных с периодами 150—250 дней в шаровых скоп­ лениях мы нашли величину, в максимуме близкую к

— 1'"9. Таким образом, расхождение величин не должно смущать; вполне очевидно, что оно вызвано эффектом

селекции. Звезды, которые лишь на 0'"2 ярче предела пластинки, выпадают из рассмотрения, а они могли бы сильно сместить вниз среднее значение.

Распределение переменных по типам в двух обла­ стях показано в табл. 15. В области I, очень трудной для изучения из-за близости к ядру, 32% переменных звезд являются цефеидами. «Короткопериодические» пе­ ременные это слабые цефеиды, для которых не были получены кривые блеска. Очень велико количество не­ правильных переменных. Найдено семь Новых — об­ ласть близка к центру и Новые многочисленны. В об­ ласти III цефеиды преобладают и результаты Гапошкнна в общем говорят о том же, так как области II и III по относительному распределению переменных отли­ чаются мало. В области III найдена одна Новая, типа Новой Геркулеса или Т Возничего, с максимумом, длив­ шемся около 100 дней.

Зависимость период — светимость для области II по­ казывает очень большой разброс, здесь наиболее полно

проявляет себя эффект поглощения, чего, конечно, и сле­ довало ожидать. Область III — одна из лучших, какую только можно было выбрать; во внутренних ветвях по­ глощение очень велико.

То, что разброс действительно вызван поглощением, можно видеть по приближенной зависимости период — светимость. Голубые звезды находятся наверху, посере­ дине — звезды промежуточного цвета, а красные зве­ зды располагаются внизу. Звезды самых малых ампли­ туд голубее, чем следовало бы ожидать по их периоду. Все это относится к цвету звезды в максимуме блеска.

Наиболее важной особенностью является большая дисперсия зависимости период — светимость, вызванная поглощением в спиральных рукавах. Поразительно, что Хаббл не заметил этой большой дисперсии, ведь он ра­ ботал в этой же области; не следует впрочем забывать, что его материал сравнительно с нашим был очень огра­ ничен. Все определенные им периоды оказались верны

с точностью до 0? 1.

Ни цефеиды населения II, ни долгопериодические пе­ ременные не показывают никакой связи со спиральными рукавами — они разбросаны повсюду. Однако классиче­ ские цефеиды всегда «предпочитают» спиральные ру­ кава.

Если построить распределение величин отклонения цефеид от средней линии зависимости период — свети* мость, избегая цефеид II типа, то окажется, что среднее

отклонение одной точки от этой линии будет около 0'"82, и эту величину можно использовать для нахождения приблизительного значения общего поглощения в об­ ласти III. Допустим, что отклонения распределены по

закону Гаусса. Тогда 0'“82, наибольшее отклонение од­ ной точки в том или ином направлении, должно быть в три раза больше полной дисперсии о Поли» которая, сле­

довательно, должна составлять 0^27. Но (тПолн состоит из двух частей, именно а ПОгл — разброса, вызванного по­ глощением, и (тИст — «истинного» разброса, присущего

самим звездам, так что аполн=0погл + о2Ст. Мы не знаем

величины Оист» но ее можно оценить, используя данные о 1C 1613 и Малом Магеллановом Облаке, так как в обоих случаях есть основания считать, что поглощение очень мало. По наилучшим кривым блеска, опублико­

ванным Шепли, мы получаем 0™17 для Малого Облака,

а для 1C 1613 я получил значение ацст = 0,от15. С этими значениями находим апогл= 0,22, так что разброс, вы­ званный поглощением, больше разброса, присущего са­ мим цефеидам. Надо, однако, помнить, что значения, приведенные выше для разброса, остающегося после учета поглощения, все еще слишком велики, потому что и в Малом Магеллановом Облаке и в 1C 1613 какое-то поглощение, конечно, присутствует. Таким образом, мы получаем некоторое представление о дисперсии, вызван­ ной одним лишь поглощением.

Чтобы иметь представление о полной дисперсии в главной плоскости туманности Андромеды, надо сде­ лать некоторые предположения о распределении в ней поглощающей материи. Самое лучшее, что можно сде­ лать для нашей Галактики в настоящее время, пока у нас нет данных о цвете каждой цефеиды и мы не мо­ жем обработать данные о каждой звезде в отдельности, это предположить, что плотность поглощающей материи

нашей Галактике подчиняется этому уравнению. Шмидт показал, например, что для межзвездной среды в нашей Галактике, т. е. для нейтрального водорода, это урав­ нение можно записать так:

£> = £>„. ю-0-003®'*'.

Есть все основания полагать, что и в М31 нейтральный водород распределен по закону такого же типа.

Тогда мы получаем следующие результаты. Мы ви­ дим плоскость туманности Андромеды под небольшим углом. Нетрудно видеть, что в некоторой точке на рас­ стоянии z от плоскости поглощение будет

А = А ■к г0'00381*1

для точки, лежащей над главной плоскостью, и

А = 2А — A - to-0,0038121

для точки, лежащей под главной плоскостью. Мы пред­ полагаем, что поглощающая материя распределена сим­ метрично относительно плоскости. Для точки, лежащей в^ самой плоскости, при 2 = 0 мы получаем поглощение А. Для дисперсии по 2 Шмидт получил значение ПО пс.

Если аПолн=0^22 и 2=110 пс, то Л = 0™58; это общее по­ глощение в плоскости. Таким образом, для некоторой цефеиды, лежащей в плоскости в поле III, общее по­

глощение составляет 0'"58. Я уже говорил, что область III является одной из самых прозрачных. Можно запи­ сать А = Ago cosec i, где i — угол, под которым мы смот­ рим на плоскость, а Л90 — поглощение, которое мы по­ лучили бы, если бы смотрели на нее под прямым углом.

Так как i« ll°7 , то cosec i= 5 и, следовательно,

^эо=0^58/5=0“ 12. Таким образом, если бы мы смотрели на область III под прямым углом, общее поглощение

было бы 0'л12, т. е. вдвое меньше, чем в окрестностях Солнца. Область III, таким образом, действительно бо­ лее прозрачна, чем окрестности Солнца.

Теперь у нас есть данные, необходимые для вывода модуля расстояния туманности Андромеды. Я взял се­ чение зависимости период — светимость при lgP=0,80

Галактики, при помощи простого сравнения протя­ женности самых удаленных ветвей, какие только мож­ но видеть в обоих системах. Конечно, мы сталкиваемся с той трудностью, что модуль расстояния М 31 является

лишь верхним пределом; я принимаю 24"*1 как, по-ви­ димому, верный модуль расстояния, исправленный за поглощение, особенно за поглощение в нашей Галакти­ ке. Наиболее удаленная спиральная ветвь в М31 на­ ходится на расстоянии 21,9 кпс от центра. Если исполь­ зовать лейденские карты нашей Галактики и образо­ вать среднее из расстояний четырех или пяти наиболее удаленных деталей, мы получим 13,6 кпс. Таким обра­ зом, отношение линейных размеров туманности Андро­ меды и нашей Галактики составляет 1,61; нет сомнения в том, что туманность Андромеды в полтора раза боль­ ше нашей собственной системы.

Рассмотрим теперь объем М31; он будет в 1,613, или в четыре раза, больше объема нашей Галактики. Новое определение масс туманности Андромеды и на­

что от правильного решения нас отделяют не световые годы...

Для шаровых скоплений я использую данные, опу­ бликованные несколько лет назад Сейфертом и Нассау. Позднее Мейел и Крон показали, что эта работа, осно­ ванная на Северном полярном ряде, выполнена строго

Таблица 16

БЛЕСК И ЧИСЛЕННОСТЬ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ М31