книги / Эволюция звёзд и галактик

Глава 2

линзу —диск, но у них нет спиральных ветвей. Теперь мы знаем, что галактики SO являются преобладающим типом в плотных скоплениях галактик и, помимо отсут­ ствия спиральной структуры, в них незаметно никаких следов газа или чего-нибудь подобного. Сейчас мы объ­ ясняем особенности этих систем совсем не так, как Хаббл. Теперь нам известно, что в этих галактиках пыль была выметена при столкновениях с другими галакти­ ками, входящими в скопление. Позднее мы увидим, что для галактик поля типа SO это неверно. Впрочем, это обстоятельство не имеет ничего общего с эволюцией.

Как мы увидим, опять-таки позднее, в своей самойпоследней схеме классификации (приведенной в Хаббловском атласе галактик, составленном Сендиджем) вместо класса SO Хаббл ввел новую последовательность «ободранных» спиралей SOa, SOb, SOc, параллельную по­ следовательности Sa, Sb, Sc. Газ выметен из этих га­ лактик или же (в некоторых случаях, о которых еще бу­ дет речь) его запасы истощены. Они лишены пыли и газа и не обнаруживают спиральной структуры. Именно такие системы можно было бы получить, если убрать спиральную структуру из больших спиралей-

В неправильных системах на первый взгляд заметны лишь слабые следы осевой симметрии. Но по ряду при­ чин это впечатление обманчиво. Имеются определенные признаки того, что такие системы очень плоские и нахо­ дятся в состоянии вращения. Когда мы подойдем к 1C 1613, мы увидим, что эта очень неправильная галак­ тика с крайне неровными краями обнаруживает тем не менее превосходные эллиптические очертания, когда ра­ дионаблюдения прослеживают распределение населения II типа. Я думаю, что рваные контуры, видимые на фо­ тографиях, просто указывают области продолжающе­ гося в настоящее время звездообразования; масса же распределена совершенно регулярно.

Еще один аргумент относится к системам типа Ма­ геллановых Облаков, которые мы видим под всевозмож­ ными углами. Когда мы на них смотрим сбоку, они всегда очень уплощенные. Но когда они видны с полюса или почти с полюса, как 1C 1613, концентрации к центру не наблюдается или же она очень слаба; если бы эти

системы имели другую форму, такая концентрация должна была бы наблюдаться. Следовательно, это очень плоские системы. Наконец, я могу добавить, что и опти­ ческие и радионаблюдения обнаружили правильное вра­ щение Магеллановых Облаков.

Системы типа Магеллановых Облаков очень часто имеют центральную перемычку. Они могут быть тесно связаны с пересеченными спиралями. Практически всегда можно найти перемычку, и мы должны быть осторожными, называя такие системы неправильными. Контуры выглядят неправильными, но они лишь очер­ чивают области современного звездообразования. Я хо­ тел бы рассматривать неправильные галактики как пра­ вильные, исходя из того, что есть все основания считать их очень плоскими, хотя и не настолько, как спирали Sb или Sc; следовательно, они могут вращаться.

Неправильные системы не могут быть очень моло­ дыми, поскольку они содержат звезды населения II типа

ипеременные типа RR Лиры. Неправильные детали этих галактик состоят из молодых звезд, сверхгигантов

ит. п., которые «задают» тон из-за своей яркости, хотя их общая масса может быть очень невелика по сравне­ нию с массой всей системы.

Теперь из хаббловского описания схемы классифика­ ции видно, что у него было впечатление или даже уве­ ренность, что его схема представляет собой непрерыв­

ную последовательность, хотя он никогда полностью в этом убежден не был. Напротив, я полагаю, что Линдблад наложил свой отпечаток на сущность хаббловской классификации, предположив, что она является после­ довательностью увеличивающегося уплощения и возра­ стающего момента количества движения.

Весьма замечательно то обстоятельство, что среди эллиптических галактик мы имеем очень простые сис­ темы от ЕО до Е6, тогда как среди спиралей системы одной и той же массы могут иметь как большой момент количества движения (диски), так и малый (линзы).

Даже если отвлечься от рассмотрения моментов ко­ личества движения, существуют все же последователь­ ности с возрастающим уплощением. Несомненно, это является проблемой, и очень серьезной. Оставим в стороне

24 Глава 2

эллиптические галактики. Но почему спирали всегда имеют диск и центральную сфероидальную систему? Это должно отражать начальное распределение газа. Труд­ но предположить что-либо другое, потому что в против­ ном случае мы просто не могли бы понять большие неправильности в распределении плотности подсистем, которые хорошо известны; они даже не могли бы по­ явиться.

Это действительно очень серьезная проблема, в ко­ торой должны разобраться теоретики. Дело представ­ ляется таким образом, как если бы в спиралях большая часть начального момента количества движения сосре­ доточилась постепенно в диске. Можно ли представить себе, что в какую-то эпоху в прошлом центральная мед­ ленно вращающаяся сфероидальная система и очень быстро вращающийся диск образовывали фигуру равно­ весия газа? Следовало бы разобраться в этих вопросах.

Возвращаясь к классификации Хаббла, нужно заме­ тить. что его каталог содержит лишь наиболее яркие галактики; имеется селекция по светимости. Его класси­ фикация эллиптических галактик должна быть расши­ рена из-за открытия в последние годы эллиптических галактик очень небольших размеров и светимости, типа систем в Скульпторе и Печи. Когда эти галактики были обнаружены в Гарварде, Шепли рассматривал их как новый тип звездных систем. Теперь мы знаем, что это просто продолжение обычной последовательности эллип­ тических галактик, которая начинается с гигантов, по­ добных М 87 в скоплении Девы или М 32; они являются наименьшими эллиптическими галактиками, известными

трехсот переменных типа RR Лиры; эллиптическая га­ лактика вблизи Регул а — Лев I — и эллиптическая систе­ ма в Драконе. Такие галактики должны быть в будущем охвачены схемой классификации. Имеется целый набор светимостей, и по мере того как светимость умень­ шается, реальная картина начинает сильно отличаться от прекрасных стандартных эллиптических галактик о оригинальной работе Хаббла,

Позвольте мне добавить несколько слов о достоин­ ствах схемы Хаббла. Она очень проста, но, как мы уви­ дим далее, когда попытаемся понять строение галактик, по существу и нет особого смысла в создании схемы классификации, учитывающей все мелкие детали спи­ ральной структуры. О достоинствах схемы Хаббла я го­

нельзя было бы уложить в хаббловскую схему, их число оказалось столь малым, что я могу пересчитать их по пальцам-

На самом деле схема Хаббла даже лучше, чем мож­ но было бы ожидать, судя по его собственной классифи­ кации. Работая с каталогом Шепли-Эймз, Хаббл часто употреблял термин «пекулярная галактика», как будто бы его схема классификации часто оказывалась непри­ годной. Причина этой «пекулярности» состояла, однако, в том, что Хаббл видел неясное пятно там, где вместо

Когда мы, наконец, доказывали, что две системы имеют разные лучевые скорости, он все еще называл это гипо­ тезой. Если не говорить о двойных системах, то я уве­ рен, что число исключений станет до неправдоподоб­ ности малым, настолько эффективна схема Хаббла.

Хорошая схема классификации должна бы быть при­ менимой для всех наблюдаемых галактик. Каждый раз, делая длинные экспозиции на 100или 200-дюймовом рефлекторе (90 мин или около того в синих лучах и около 4 час в красных) при отличных изображениях, я всегда, даже если пластинка была получена для других целей, просматривал многочисленные небольшие дале­ кие галактики, разбросанные по полю, чтобы увидеть, как они себя ведут н подчиняются ли схеме классифи­ кации. Каждую систему с размерами больше 5" легко можно классифицировать, особенно путем сравнения «красной» и «синей» пластинок под блинк-микроскопом. Легко классифицировать галактики Sa, Sb п Е. Более трудный случай — галактики Sc с центральным ядром, стянутым в звездообразную точку; тогда на «синих»

ного не было обнаружено, и это действительно исклю­

чение.

Неправильные галактики играли роль мусорной кор­ зины в хаббловской схеме, поскольку он относил в этот класс свои двойные системы. Но он все же отмечал, что большая часть неправильных галактик относится к типу Магеллановых Облаков. Теперь мы знаем, что все без исключения неправильные галактики относятся к этому типу. Позднее мы увидим, что среди неправильных га­ лактик есть такие, в которых отсутствуют звезды насе­ ления I типа (гиганты и т. д.); одной из таких галактик является М 82. Эта галактика замечательна своим пока­

классификация неправильных галактик по форме, оче­ видно, хороша; их форма сама по себе хорошо коррели­ рует с содержанием.

Распределение галактик в пространстве чрезвычайно хаотично и далеко от однородности; одиночные системы довольно редки. С этим связана целая история: Хаббл и я долгое время держали пари на 20 долларов, кто пер­ вый докажет, что найденная им система является оди­ ночной. Этот приз так никому и не достался, всегда по соседству оказывалась галактика, которая была спутни­ ком нашей системы или могла им быть. Итак, одиноч­ ные галактики должны быть редки. Двойные и кратные встречаются часто, от них можно перейти к группам, содержащим десятки и сотни членов, от групп к скопле­ ниям. В скоплении в Волосах Вероники и в других на­ блюдается даже сильная концентрация к центру. На­ конец, мы приходим к облакам галактик, обычно не

') Недавно Сендндж и Линде показали, что ряд аномалий, на­ блюдавшихся в этой галактике, и в том числе противоречие между спектральным классом и показателем цвета, можно объяснить как следствия гигантского взрыва, происшедшего в ядре галактики.—

Прим, перев,

28 Глава 2

упоминающимся. В настоящее время мы не в состоянии резко разграничить эти группировки.

Мы можем обнаружить только ближайшие из этих облаков. Некоторые из них открыл Шепли на Гарвард­ ской обсерватории. Одно из наиболее поразительных таких облаков найдено Шейном на снимках его Ликского атласа с координатами a=15h20,n и 6= + 5°; ша­ ровое скопление М5 лежит на краю этого облака. В Ликском атласе можно найти около 200 галактик на квадратный градус. По предложению Шейна несколько лет назад я получил ряд пластинок в синих и красных лучах на 48-дюймовой камере Шмидта, которая намного мощнее, чем 20-дюймовый инструмент. Эта область вы­ глядит действительно совершенно фантастически — она буквально вся покрыта галактиками. Интересно то об­ стоятельство, что на этих пластинках вы повсюду мо­ жете найти скопления галактик, и это означает, что крупное облако содержит большое число таких скопле­ ний. Интересно также и то, что среди галактик облака встречаются преимущественно типы Sb и Sc, но непо­ средственно в скоплениях можно найти S0, хотя все эти скопления, несомненно, связаны с облаком.

Мы не знаем границ между этими подразделениями. Прекрасная статья Холмберга в публикациях Лундской обсерватории относится лишь к двойным галактикам, входящим в число ярчайших систем каталога NGC; эта работа — образец продуманности. Среди групп галактик мы находим Квинтет Стефана и группу, найденную несколько лет назад Сейфертом; такие группы можно найти повсюду. Их обязательно увидишь, когда смот­ ришь на пластинки Паломарского атласа неба. Вы их видите вместе; вы знаете, что они образуют нечто еди­ ное; вы имеете возможность проверить это по лучевым скоростям. Однако вы можете рассортировать их по

.численности лишь после того, как они будут лучше изу­ чены. Если оставить термин «скопление» для очень бо­ гатых ассоциаций галактик, обнаруживающих также сильную концентрацию к центру, подобно скоплениям в Волосах Вероники и Северной Короне, тогда нам при­ шлось бы поместить «скопление» в Деве среди «групп». Термин «группа» в настоящее время употребляется для

самых разных образований, начиная от кратных галак­ тик; группа может содержать от 6, 8 или 10 галактик до нескольких сотен, как скопление в Деве. Вопрос о том, следует ли называть большие группы (такие, как в Деве) скоплениями, еще подлежит изучению.

Очень просто решить, является ли звезда членом звездного скопления, обратившись к собственным дви­ жениям и лучевым скоростям. В случае скоплений и больших групп галактик дисперсия скоростей очень ве­ лика и красное смещение вопроса не решает. Очень трудно отнести индивидуальные системы даже к скопле­ ниям галактик, а в случае группы в Деве проблема по­ истине тяжела. Совсем просто определить наиболее яр­ кую часть функции светимости для скоплений, подоб­ ных скоплениям в Деве и Волосах Вероники. Но практически невозможно получить ее слабый конец, по­ тому что мы подсчитываем галактики скопления по от­ ношению к растущему числу галактик фона. При при­ ближении к слабому концу статистика просто перестает работать, и необходимо использовать физические аргу­ менты. Мы увидим, что последние могут в конце концов дать нам возможность разобраться в этой проблеме, но пока это еще не сделано.

Проблема устойчивости групп звезд аналогична про­ блеме устойчивости звездных ассоциаций нашей Галак­ тики. Группы с положительной энергией давно должны были бы распасться, и те, которые существуют и теперь, можно назвать квазистационарными. Благодаря тесному сближению звезда может случайно приобрести такую энергию, что будет выброшена из своей группы, но мы уверены, что вероятность захвата пренебрежимо мала на современной стадии расширения вселенной, и поэтому захватом можно пренебречь. Отсюда следует важный вывод о том, что члены наблюдаемых теперь групп об­ разовались совместно. Это будет особенно важно в даль­ нейшем, в связи с некоторыми выводами, которые мы получим, рассматривая нашу собственную группу галак­ тик: все они имеют общее происхождение, и, следова­ тельно, есть все основания думать, что как галактики они существуют одно и то же время.

30 Глава 2

Наша собственная Местная Группа может состоять из 17 или 18 членовСреди соседних наиболее ярких

по-видимому, столь же протяженной, как и наша, по­ скольку известно, что мы пока еще не обнаружили сла­ бейших членов этой группы, подобных нашей системе в Скульпторе. Третья галактика, М 101, — опять-таки член обширной группы, связанной с первыми двумя. Между ними находятся карликовые системы, наподобие систем Вольфа — Лундмарка и системы в Секстанте. В непо­ средственной близости к нам мы находим, таким обра­ зом, типичную картину: все системы принадлежат к тес­ ным группам, а последняя составляет часть еще боль­ ших объединений галактик.

Наше счастье, что Галактика входит в состав одного из этих объединений, так называемой Местной Группы.

Таблица 1

В табл. 1 члены Местной Группы расположены по их светимостям. Система с наибольшей светимостью (около —20т в фотографических величинах или даже несколько ярче)— это туманность Андромеды, М31. Следующая — наша собственная Галактика, хотя, ко­ нечно, ее светимости мы не знаем. Большое Магелла­