книги / Эволюция звёзд и галактик

ново Облако, вероятно, имеет большую светимость, чем МЗЗ; NGC 6822 и 1C 1613 являются карликовыми галак­ тиками типа Магеллановых Облаков. Вероятный новый член группы, туманность 1C 5152, — типичная карлико­ вая галактика в южной полусфере, недавно сфотогра­ фированная Ивенсом; судя по описанию и внешнему виду, она, по-моему, действительно член нашей Местной Группы. Затем идут эллиптические галактики. Совокуп­ ность спиральных и неправильных галактик, по-види­ мому, кончается при абсолютной величине —13т . К эл­ липтическим галактикам относятся ближайшие спут­ ники М 31, затем NGC 185 и NGC 147, более далекие спутники М31 и система в Печи, абсолютная величина которой неизвестна; последние четыре галактики в табл. 1 имеют примерно одинаковую светимость. Приве­ денные в этой таблице значения даны в новой пра­ вильной фотометрической шкале и больше меняться не будут.

скими галактиками промежуточной или малой светимо­ сти. Здесь мы имеем резкое отличие от картины, наблю­ даемой по небу в целом, где селекция приводит к тому, что мы чаще встречаем яркие галактики. Светимость галактик изменяется примерно от —20т до —9'н,5 или —>10т , амплитуда составляет 10 величин и отношение светимостей составляет 104 : 1.

Самой большой системой в Местной Группе н одной из наибольших во вселенной является спиральная га­ лактика в АндромедеЕсли бы мы перенесли эту галак­ тику в скопление Девы, расстояние которого известно по зависимости «красное смещение —<скорость», мы бы увидели, что ряд систем этого скопления ярче ее, но она все же была бы среди самых ярких. Ее абсолютная ве­ личина —-20м и, по осторожной оценке, линейный диа­ метр составляет около 50 кпс, судя по расстояниям про­ тяженных областей Н II. Как пример наименьших га­ лактик (все они примерно одинаковы) можно привести систему в Драконе, диаметр которой (1,6 кис) опреде­ лен по наиболее удаленным переменным типа RR Лиры. Отношение диаметров, таким образом, составляет 1:30.

32 Глава 2

Как видно, галактики могут иметь самые разнообразные размеры и светимости. Вряд ли нужно говорить о том, что большая часть массы Местной Группы сосредото­ чена фактически в М 31 и в нашей Галактике; если хо­

всех галактик, мы получим величину, очень близкую к 5 • 10п солнечных масс.

Такое же'разнообразие размеров и светимостей об­ наруживают М31, М 32, 1C 1613, NGC185 и NGC 147, находящиеся практически на одинаковом расстоянии, так что сравнение их видимых размеров дает истинную картину (их сравнительных размеров. — Перев.).

Предполагалось, что NGC 6946 и 1C 10 могут быть членами Местной Группы, однако NGC 6946 заведомо не принадлежит к ней; поглощение определено уверенно, и красное смещение слишком велико. Его модуль расстоя­ ния в новой шкале составляет 26т ,8 или 26т ,9. Но 1C 10 мог бы и быть членом, хотя это настолько невероятный случай, что его можно было бы считать невозможным. Фотография показывает явный кусок спиральной ветви

стремя областями Н II, для которых получены спектры.

Иэто все, что можно увидеть; вы смотрите вокруг и не

видите никаких внегалактических туманностей — здесь, должно быть, дыра, сквозь которую виден как раз этот кусок спиральной ветви. В данном случае лучевая ско­ рость, однако, не имеет решающего значения, поскольку красное смещение сильно зависит от предположений о составляющей галактического вращения в этом напра­ влении. Чтобы получить величину поглощения, энту­ зиаст и оптимист должен был бы пронаблюдать голу­ бые звезды этой системы, и это можно было бы сделать.

В этом споре выяснились его главные аргументы. Первый аргумент основывался на измерениях враще­

ния галактик, проведенных ван Мааненом. Эти изме­ рения были выполнены при помощи микрометра по прежней методике сравнения старых пластинок, получен­ ных Ричи, с пластинками, полученными самим ван Маа­ неном. Ричи хогел получить очень хорошие фотографии неба, и в первые два или три года все время 60-дюймо­ вого телескопа было предоставлено ему для этого. Что­ бы получить эти превосходные снимки, он использовал чрезвычайно мелкозернистые пластинки, а это выну­ ждало доводить время экспозиции до 6, 8 и даже до 10 час. Конечно, иногда были плохие изображения, и, чтобы избежать влияния качества изображения, он в эти моменты выводил кассету из фокуса и сидел у телескопа до тех пор, пока изображения снова не становились хо­ рошими. Если вы теперь посмотрите на снимки Ричи с небольшим увеличением, то увидите великолепные за­ мечательно круглые изображения. Но однажды, чтобы проверить результаты ван Маанена, я измерил эти пла­ стинки и обнаружил весьма беспокоящее обстоятель­ ство — внешние края изображений совершенно круглые, однако распределение яркости внутри асимметрично. Центр плотности не совпадает с центром изображения, он просто относится к той части времени экспозиции, когда накопление света было самым большим. Если вы, как ван Маанен, измеряете с увеличением в 5 раз, то для ярких звезд наводите на геометрический центр, переходя же к слабым звездам, наводите на центр плот­ ности; это один из эффектов, искажающих результаты. Другой эффект вызван не очень точным центрированием по полю; по всему полю всегда есть остаточная кома, приводящая к слабому эффекту, похожему на вращение. Таким образом, это вращение вызвано частично ошиб­ ками изображений, частично ошибками наводки на центр изображения, а также своеобразной манерой сни­ мать, применявшейся Ричи.

Поэтому, когда кто-нибудь другой (к примеру Лундмарк) измерял те же самые пластинки, он получал в сущности те же самые результаты, В середине 30-х го­

36 Глава 3

доступные в то время, свидетельствуют о том, что Ма­ геллановы Облака, несомненно, являются ближайшей внегалактической системой. Свои аргументы он черпал из подробного описания Джона Гершеля — там были звез­ ды, звездные скопления, эмиссионные туманности и т. д. До этого со времен Гершелей господствовало мнение, что Магеллановы Облака, судя по их виду, являются отдельными частями нашего Млечного Пути.

В пылу дискуссии о вращении галактик работа Аббе была забыта. Следующая ссылка на Магеллановы Об­ лака, которую я смог найти, есть в статье Ральфа Вилсона в 13-м томе Публикаций Ликской обсерватории. Вилсон пронаблюдал все доступные эмиссионные ту­ манности в Магеллановых Облаках и заключил, что, судя по фотографиям и другим данным, они скорее всего являются ближайшими к нам галактиками.

Приблизительно в 1920 г. Лундмарк, имевший доступ к коллекциям пластинок обсерваторий Ликской и Маунт Вилсон, заметил сходство между неправильной системой NGC 4449 и Магеллановыми Облаками. Окончательное же доказательство дал Хаббл, который в своем обзоре галактик наткнулся на NGC 6822. Это была первая сис­ тема, в которой Хаббл исследовал переменные звезды, и, по-видимому, она захватила его мысли, потому что он написал о ней ряд небольших заметок, а потом опу­ бликовал полное исследование. Таким образом, была окончательно выявлена внегалактическая природа Ма­ геллановых Облаков, хотя прЪшло много времени, прежде чем это было признано всеми.

Хаббл начал свою астрономическую карьеру с дис­ сертации «Исследование слабых. туманностей», выпол­ ненной на йеркской обсерватории. Он взял пластинки одного или двух полей, снятых на 24-дюймовом рефлек­ торе, и описал туманности, которые он нашел после сложной и длительной работы. Когда Хаббл пришел иа Маунт Вилсон, то работал над той же темой сначала с 60-дюймовым, потом со 100-дюймовым телескопами, исследуя максимально возможное число внегалактиче­ ских туманностей. Чтобы полностью ознакомиться с га­ лактиками, он тогда же получил обширный набор пла­ стинок. Первым его большим результатом была клас­

сификация, которую мы обсудили в предыдущей главе. Но он не предпринял никаких попыток начать непосред­ ственное решение проблемы галактик.

Этой проблемой занялся Дункан, работавший тогда в Уэлсли; он использовал свое каникулярное время для поисков Новых звезд в туманности Андромеды. Он об­ наружил ряд Новых. Приблизительно в 1922 г., во время этих поисков, Дункан открыл переменную звезду с небольшой амплитудой изменения блеска, проследил за ней и показал, что она имеет все признаки цефеиды. Это послужило последним толчком к прямому наступле­ нию на галактики.

Хаббл знал, что помимо туманности Андромеды, ближайшими системами в его списке были неправиль­ ная галактика NGC 6822 и спираль М 33. Четыре года он занимался очень тщательным исследованием этих систем и во всех обнаружил цефеиды. Тем самым он установил, что предположение о незвездной природе этих объектов, безусловно, является неверным. Цефеи­ ды имели нормальную (среднюю для цефеид данного периода. — Ред.) амплитуду, и было ясно, что это оди­ ночные звезды. Если бы мы имели дело с комбинацией двух звезд, амплитуда сильно уменьшилась бы и в груп­ пе звезд стала бы совсем незаметной. Так впервые по­ явилась возможность определять расстояния.

Оценивая исследование Хабблом этих трех галак­ тик, необходимо помнить, что, хотя в 20-х годах уже были фотовизуальные пластинки, их чувствительность была столь малой, что нужны были по крайней мере в пять или шесть раз большие экспозиции для получения одной и той же звездной величины, чем на «синих» пластинках. Значительные успехи в сенсибилизации пластинок, на которые мы теперь постоянно опираемся, были достигнуты только в 30-х годах. Поэтому хаббловский обзор был по необходимости ограничен фотогра­ фической областью; чтобы иметь хотя бы общее пред­ ставление о цветах, для каждой системы ои героиче­ скими усилиями получал фотовизуальные пластинки с длительной экспозицией, доходящей до 4 час.

Получив модули расстояния каждой системы, Хаббл продолжил определение и других их характеристик,

их число сравнимо с наблюдаемым в нашей Галактике. Таким образом, Хаббл показал, что спирали и си­ стемы типа Магеллановых Облаков (хорошо известные,

о природе спиральных туманностей был разрешен. Он также показал, что верхняя часть функции светимости звезд в этих системах такая же, как и в нашей Галак­ тике, и что в спиральные ветви и в нашу собственную систему входят те же самые составляющие: цефеиды, области Н II, звездные скопления, как рассеянные, так и шаровые.

Лишь в одном вопросе Хаббл заблуждался, ибо не мог обнаружить в М31 голубых звезд и областей НИ (эмиссионные туманности). Отсюда он сделал вывод, что звезды высокой светимости классов О и В, по-види­ мому, присутствуют в спиралях Sc и в Магеллановых Облаках, но отсутствуют в спиралях Sb. Основываясь на своих исследованиях, он заключил, что там должен

о присутствии газа и пыли; но так как в состав обла­ стей НИ обязательно входят газ и звезды классов О и В, то из факта отсутствия областей Н II он сделал вы­ вод и об отсутствии звезд этих классов. Здесь Хаббл явился жертвой того обстоятельства, что он мог тогда вести наблюдения лишь в синих лучах; в то время пла­ стинок, сколько-нибудь чувствительных к красным лу­ чам, еще не было. Его данные были совершенно верны, и лишь позднейшие наблюдения показали, что причина здесь состоит в поглощении и покраснении, вызванном присутствием пыли и газа, и в большом наклоне М31 (к лучу зрения. — Ред.), который еще больше увеличи­ вает этот эффект.

Такова качественная сторона картины, выяснившая­ ся в то время; большая часть этих результатов может быть принята и сегодня. Но с количественной стороны имелись факты, вызывавшие беспокойство. Хаббл опуб­ ликовал зависимость период—светимость цефеид в каж­ дой из его систем. Зависимость для Малого и Большого

И вот здесь смущало то обстоятельство, что наклоны каждой из этих кривых были различными и было не­ возможно сравнивать две системы или определять их относительные расстояния, поскольку кривые пересека­ лись в некоторой области и для каждой системы полу­ чался целый набор расстояний. Кривая общей зависи­ мости период — светимость, полученная Шепли по шаровым скоплениям, опять же имела другой наклон. Было очевидно, что причина этих расхождений состоит в неопределенности использовавшейся шкалы звездных величин.

Впервой главе я упоминал, что при работе Хаббла

сМЗЗ и NGC6822 серьезной помехой было то обстоя­ тельство, что, когда он начинал, единственным надеж­ ным стандартом являлся Северный полярный ряд, ко­ торый, как показали последующие фотометрические

измерения, был хорош только до 16"'5, тогда как це­ феиды обнаруживались около 18т или 19т . И поскольку он никоим образом не мог наблюдать Северный поляр­ ный ряд со 100-дюймовым телескопом1), то был вы­ нужден использовать Маунтвилсоновский каталог Из­ бранных площадок*2) и любым способом проэкстраполировать шкалу величин от ближайшей площадки. Избран­ ные площадки гораздо менее точны, чем Полярный ряд; на Маунт Вилсон было получено больше пластинок для Полярного ряда, чем для всех Избранных площадок, вместе взятых. Испробовав все возможные способы, Сирс успешно построил в Северном полярном ряду

шкалу звездных величин, верную до 16™5. В Избран­ ных же площадках он вынужден был ограничиться 4— 6 пластинками. Если мы нанесем на график современ­ ные фотоэлектрические величины в Избранных площад­ ках в зависимости от международных (фотографиче­ ских.— Перев.) величин, то вместо прямой линии получим волнистую; период этих волн соответствует

*) Из-за его английской установки, не позволяющей наблюдать близполярные области неба. — Прим, перев.

2) Специально выбранные небольшие области неба, где прове­