книги / Эволюция звёзд и галактик

значения 6, но они также образуют смешанную группу, включающую небольшое число скоплений диска. В об­ щем исследование Кукаркина было весьма тщательным, и полученные им данные о галактической концентрации не могут содержать серьезных ошибок.

Следующий шаг, предпринятый Пареиаго, состоял в том, чтобы исследовать эти же группы звезд кинемати­ чески и вывести для них значения дисперсии скоростей аи, ov и ow. Он показал, что существует тесная корре­ ляция между распределением в пространстве и кинема­ тическими свойствами звезд. Таким образом, Кукаркин и Паренаго смогли приближенно поделить свои материал на четыре группы (табл. 26), между которыми суще­ ствует плавный переход.

Таблица 26

ПОДСИСТЕМЫ ДИСКА ГАЛАКТИКИ

П о д с и с т е м а С о с т а в п о д с и с т е м ы

Первая группа содержит достаточно характерные объекты: газ, который очень сильно концентрируется (к плоскости Галактики. — Перев.), звезды В, цефеиды (молодые звезды, которые концентрируются, как и газ), сверхгиганты (тоже молодые звезды) и рассеянные ско­ пления (по крайней мере молодые). Теперь мы знаем, что среди рассеянных скоплений есть и старые объекты,

292 Глава 23

хотя молодые преобладают. Старое скопление М67 на­ ходится в 400 пс от плоскости, и в подобных исследова­ ниях надо быть осторожным. Хорошо было бы исследо­ вать отдельные группы рассеянных скоплений с разны­ ми возрастами, но таблица дает первое приближение, что вполне приемлемо, поскольку рассеянные скопления в большей своей части являются молодыми.

Новые в эту таблицу не включены, так как, несмотря на то, что можно определить степень их концентрации к плоскости Галактики, их скорости определить очень трудно. Судя по концентрации, Новые должны бы быть похожи на звезды А, но разброс у них определенно на­ много больше и, вероятно, их следовало бы включить в третью группу. Звезды А определенно относятся к плоской подсистеме.

Кукаркин и Паренаго следовали общим представле­ ниям Линдблада о подсистемах; они расположили свои звезды в последовательность четко выраженных групп, ожидая, что результаты будут каким-то образом отра­ жать историю нашей Галактики. Но в том виде, как она есть, их последовательность не включает какой-либо датировки (если не делать дополнительных предположе­ ний) и не указывает даже направления развития. Как датировку, так и направление эволюции надо получить другим путем.

Я не думаю, чтобы это было преувеличением, так как с моей точки зрения системы с наибольшей концен­ трацией являются самыми молодыми. Однако Кукар­ кин, по-видимому, хотел бы, чтобы было наоборот, по­ скольку еще недавно он полагал, что звездообразование продолжается в шаровых скоплениях. Последователь­ ность расположения подсистем в табл. 26 является фор­ мальной — она не дает сведений о возрастах или на­ правлении развития, т. е. того, что должно дать изуче­ ние физических характеристик звезд.

Мне кажется, что мы можем подойти к решению проблемы, избирая группы звезд одного и того же воз­ раста или же группы звезд с очень небольшим диапазо­ ном возрастов. Сейчас мы вполне понимаем одну осо­ бенность наблюдаемой картины — причину сильной кон­ центрации самых молодых из известных нам звезд

(звезд О и В и цефеид) к плоскости Галактики. Это вызвано тем, что к этой плоскости весьма сильно кон­ центрируется газ, а молодые звезды еще отражают ки­ нематические характеристики газа, из которого они воз­ никли.

Интересно теперь выяснить, можем ли мы развить дальше эти представления, изучая различные возраст­ ные группы, и проследить за историей подсистемы, ко­ торую можно назвать газовой и которая вначале могла простираться по всему диску и затем концентрирова­ лась все больше и больше. Это, конечно, лишь гипотеза, которую надо еще разработать, и, поскольку старейшие звезды разбросаны по всей Галактике, эта задача будет нелегкой. Наиболее прямым методом опять же было бы изучение пространственного распределения. Следовало бы отобрать старые звезды, которые в наши дни можно легко распознать, — многоцветная фотометрия Стрёмгрена, без сомнения, открывает к этому путь. Весь этот анализ необходимо теперь повторить для четко опреде­ ленных возрастных групп и посмотреть, что при этом обнаружится. Впрочем, это все дело будущего.

Хотя кинематика сама по себе еще не может дать сведений о временной последовательности, в отдельных случаях она все же снабжает нас весьма ценной инфор­ мацией. Позвольте мне привести пример. В диске в окрестностях Солнца мы имеем смесь молодых и ста­ рых звезд. Если рассматривать лишь одну только глав­ ную последовательность, то самые молодые звезды за­ селяют ее всю, начиная от самых высоких светимостей; они имеют весьма сильную концентрацию к плоскости Галактики, и дисперсия их скоростей в перпендикуляр­ ном направлении очень мала. Однако группа самых старых звезд населяет главную последовательность лишь

при светимостях слабее + 3'"5; они имеют малую кон­ центрацию к плоскости Галактики, а дисперсия скоро­ стей у них больше. Это два крайних случая, и между ними лежат все промежуточные, от молодых до старых

звезд.

Очевидно, что при изучении группы звезд всех воз­ растов в окрестностях Солнца кинематические свойства звезд верхней части главной последовательности будут

294 Глава 23

похожи на свойства молодых звезд, тогда как более слабые звезды главной последовательности будут обла­ дать кинематикой, характерной для смеси звезд всевоз­ можных возрастов. Положение довольно-таки сложное, так как наше Солнце находится на краю спиральной ветви. Каково отношение числа старых звезд к молодым в наших окрестностях? Имеющиеся данные указывают с очевидностью на то, что в наших окрестностях звездо­ образование продолжается. Переходя к карликовым звездам, мы обнаруживаем, что среди них, безусловно, преобладают старые звезды.

Первое исследование кинематики звезд главной по­ следовательности провел несколько лет назад Паренаго. Выделить звезды, не принадлежащие к главной после­ довательности, довольно просто; иногда может случайно вкрасться субгигант или даже субкарлик, но Паренаго провел специальные поиски субгигантов. Он использо­ вал вполне надежные данные, и его список должен быть свободным от посторонних звезд. Он сопоставил ско­ рость Солнца со спектральным типом звезд от В до М. Все наиболее молодые звезды до класса F дали при­ мерно одно и тоже значение для скорости Солнца. Но

между F и G в области М = + 3 '”5 наблюдается внезап­ ный скачок.

Область, в которой самые старые звезды отходят от главной последовательности, лежит между F и G при­

мерно у М=+3™5. В принципе звезды F и К могли бы быть простой смесью старых и молодых звезд, и ско­ рость Солнца в этой части диаграммы могла бы быть взвешенным средним из значений скоростей для старых и молодых звезд. Но среди субгигантов встречаются лишь старые звезды, и тот факт, что они лежат близ той же линии (на графике зависимости скорость Солн­ ца — спектральный класс. — Перев.), где располагаются и звезды G, К, М, показывает, что эта линия дает пре­ жде всего скорость старых звезд.

Подобным же образом дисперсия скоростей для этих групп звезд претерпевает внезапный разрыв между F

и G у М=+3™5, и снова субгиганты не уклоняются от этой зависимости. Поэтому мы приходим к выводу, что,

хотя в наших окрестностях имеется смесь старых и мо­ лодых звезд, преобладающее число слабых звезд при­ надлежит к старым и даже к старейши.м звездам, по­ скольку к ним относятся субгиганты. Далее, мы прихо­ дим к выводу, что большинство звезд в нашей Галакти­ ке, должно быть, образовалось в самом начале, скажем в первые несколько миллиардов лет. Это была бурная вспышка звездообразования, и после нее, как следует из этих данных, скорость звездообразования уменьши­ лась, вероятно, очень быстро.

Чтобы получить еще более точные данные, Пареиаго не ограничился тригонометрическими параллаксами и использовал спектральные параллаксы для звезд, нахо­ дящихся ближе 20 пс, взятые из тщательно составлен­ ного недавно списка Глиза. Теперь он изучил простран­ ственные движения, которые должны отражать тот же эффект. В пределах 20 пс нет звезд В, и мы начинаем со звезд А5, для которых средняя пространственная скорость составляет 19 км1сек. Соотношение между спектральным классом и пространственной скоростью подтверждает то же самое.

Эти данные чрезвычайно интересны, потому что они показывают, что, как только мы переходим к меньшим массам (скажем, к звездам слабее М = + 4 т ), большин­ ство звезд в наших окрестностях оказываются старыми, хотя мы и находимся в спиральной ветви.

Возраст нашего Солнца составляет 4,5 • 109 лет, и его скорость относительно звезд А или В равна 20 км/сек. Его вектор скорости направлен внутрь относительно вектора круговой скорости, так что Солнце определенно относится к более старым звездам с большей дисперсией скоростей. Высотский обнаружил веские указания на то, что Солнце следует рассматривать как звезду со сла­ быми линиями, в которой содержание металлов меньше нормального, наблюдаемого в межзвездном газе и со­ временных звездах О и В. Если мы пожелаем приписать Солнце к одному из двух населений, то при этом все будет зависеть от того, что именно мы выберем за ос­ нову классификации: возраст, или химический состав, или же какую-то комбинацию из этих двух характери­ стик. Я лично убежден в том, что для всевозможных

тересной характеристикой. Обогащение металлами мож­ но бы рассматривать как сопутствующее обстоятельство. Что касается возраста, то мы имеем непрерывную по­ следовательность: звездообразование продолжалось во все времена. Но тот факт, что большинство звезд в на­ ших окрестностях возникло, очевидно, в очень ранние времена, позволяет, я думаю, приближенно делить звез­ ды на два населения: одно, соответствующее вспышке звездообразования вначале, и другое, которое можно было бы назвать угасающим концом этой вспышки. Так как возраст Солнца составляет 4,5 миллиарда лет, его, вероятно, можно отнести к любому населению, возмож­ но, к позднему населению II или раннему населению I.

На отсутствие непрерывного перехода, о котором я говорил, указывает ряд других фактов; преобладает группа старых звезд. Например, тангенциальные дви­ жения звезд главной последовательности обнаруживают дисперсию скоростей, которую нельзя представить еди­ ной функцией, а лишь двумя, с различными диспер­ сиями; окончательный результат сходен с результатом Паренаго.

Недавно Высотский вывел скорость Солнца по двум группам звезд мисс Роман — с сильными и слабыми ли­ ниями; для этого он использовал как ее данные, так и свои собственные. Группа звезд с сильными линиями со­ держит более молодые звезды. Результаты оказались такими же (табл. 27).

Этот результат приводит нас к другому вопросу, на который мы не знаем ответа: всегда ли был одина­ ков спектр масс образующихся звезд? Было ли распре-

Таблица 27

С К О Р О С Т Ь С О Л Н Ц А П О З В Е З Д А М С С И Л Ь Н Ы М И И

мена таким же, как и сейчас? Сомнения в постоянстве функции массы возникали уже довольно давно, напри­ мер когда Герцшпрунг показал, что функция светимости Плеяд показывает недостаток звезд небольших масс. Напротив, Оорт при исследовании звезд с высокими скоростями, представляющих население центра Галак­ тики, показал, что сравнительно с числом звезд F на главной последовательности процент карликов G, К и М намного выше, чем дает общая функция светимости.

Функция светимости нашей Галактики все еще остается очень ненадежной, и к тому же она не является единой, а составлена из самых различных звезд, обра­ зовавшихся в самые разные эпохи. Но теперь проблема становится намного проще, так как мы знаем, что, ве­ роятно, где-то в самом начале была бурная вспышка звездообразования. Возможно, в первом приближении достаточно рассматривать лишь две фазы звездообразо­ вания. Тогда возникает снова вопрос: был ли одинаков спектр масс в обеих фазах? Ранние работы и особенно исследование Оорта звезд с высокими скоростями де­ лают это весьма сомнительным.

Принятая в настоящее время функция светимости яв­ ляется функцией ван Рейна, дополненной данными Лейтена и других; мы знаем, что она должна доходить до 20т . Старая функция Каптейна 1905 г. имела максимум примерно у М = + 7,п, но в 20-х годах новые данные о собственных движениях внезапно расширили функцию светимости и заметно сдвинули ее максимум к более слабым светимостям. Через несколько лет, когда будут по­ вторены снимки паломарского обзора неба, у нас будет значительно лучшая функция светимости для звезд сла­ бее М = + 12т . Камера Шмидта является идеальным ин­ струментом для этой цели, и мы будем иметь данные о собственных движениях до 20т .

Сирс провел очень интересное исследование той ча­ сти функций светимости, которая появилась благодаря собственным движениям, определенным Максом Воль­ фом, Россом и другими. Он поставил очень важный во­ прос: чем отличаются кинематические характеристики

Глава 23

звезд М= +15т от звезд М= + 5 т — и ответил на него. Так как у него были лишь собственные движения, он ис­ пользовал инвариант h = m + 5 lg р, независимый от рас­ стояния звезды. Сирс убедительно показал, что средняя тангенциальная скорость у более слабых звезд в 1,7 раза больше, чем для более ярких. Это означает, что более слабые звезды имеют большую дисперсию скоростей.

Не следует забывать, что наши данные о более ярких звездах относятся к сравнительно небольшой области вокруг Солнца, и эта область существенно сужается, когда мы переходим к более слабым объектам. Поэтому

Было бы интересно выяснить, действительно ли мы имеем дело с наложением двух функций светимости, что означало бы наличие двух спектров масс. Сущест­ вующие сейчас данные наводят на эту мысль, но не являются убедительными. Я полагаю, что ответ на этот вопрос мы получим лет через 12 или 15, и он будет весьма важен.

О спектре масс можно сказать только одно. Эллип­ тические галактики принадлежат к группе, где мы дол­ жны ожидать большую встречаемость малых масс. В областях с большой плотностью, вроде центрального слоя нашей Галактики, следовало бы ожидать редкую встречаемость небольших масс. Трудно догадаться, в чем причина этой разницы, возможно, она заключена в механизме и процессе звездообразования.

На этом вопросе я заканчиваю свои лекции. Я на­ деюсь, что достаточно убедительно говорил о том, как мало мы знаем и как велики еще пробелы в наших зна­ ниях. Я так завидую тем, кто будет заполнять эти про­ белы. Единственное, чего бы мне хотелось — это быть молодым и начать все сначала.

ОГЛАВЛЕНИЕ

*

*

V

ф

ф

ф

В. Бааде * эволюция

ЗВ Е З Д

ИГАЛАКТИК

Ре д а к т о р Г. И. К узьм енко Х у д о ж н и к И. Б. К равцов

И З Д А Т Е Л Ь С Т В О « М И Р » М о с к в а , 1- й Р и ж с к и й п е р . , 2

Л е н и н г р а д с к а я т и п о г р а ф и я № 2 и м е н и Е в г е н и и С о к о л о в о й

Г л а в п о л и г р а ф п р о м а К о м и т е т а п о п е ч а т и п р и С о в е т е М и н и с т р о в С С С Р .

И з м а й л о в с к и й п р о с п е к т , 29