книги / Эволюция звёзд и галактик

уменьшению диафрагм, которые использовались для ка­ либровки. Пластинок было слишком мало, чтобы полу­ чить хорошее перекрытие во всем диапазоне звездных величин. Экстраполируя, и к тому же попадая то на горб, то иа впадину волнистой кривой, можно в итоге получить систематическую ошибку в 0,г\3 или 0т ,4.

Поэтому и ие удивительно, если обнаруживается разница в форме зависимости период — светимость. Даже сегодня вопрос еще ие решен. Арп сделал первый шаг в фотометрической работе по Магеллановым Обла­ кам, Сендидж пытается сделать следующий. Проблема в действительности намного труднее, чем думали внача­ ле. Мы рассчитывали, что простое использование фо­ тоэлемента принесет нам спасение, однако неразрешен­ ный фон, интенсивность которого изменяется от места к месту, вызывает огромное затруднение. Мы можем на­ деяться в значительной степени от него избавиться, очень тщательно отобрав цефеиды. В ближайшие не­ сколько лет мы надеемся получить среднюю зависи­

няя кривая для зависимости период — светимость. В ли­ тературе имеются некоторые указания на большие отли­ чия, например результаты Кукаркина, полученные по очень бедному материалу—данным Хаббла для.отдель­ ных звезд. Статистически хаббловские результаты хо­ роши, но использовать индивидуальные кривые блеска нельзя. Исследование цефеид с 200-дюймовым телеско­ пом показывает теперь близкое сходство между туман­ ностью Андромеды, Магеллановыми Облаками и нашей Галактикой. Может быть небольшой сдвиг в некоторых зависимостях, около полусуток, но я не уверен в том, что он реальный, а не воображаемый !).

Непараллельное™ или нендентичность форм зависи­ мостей период — светимость можно ие принимать во внимание, рассматривая это как временное несовершен-

') Вопрос все же целым считать решенным, хотя форма зави­

симости период — светимости в разных звездных системах заведомо отличается не слишком сильно. См. также примечание па стр. 115.—

Прим, перси,

42 Глава 3

ство. Однако другие обстоятельства вскоре показали, что дело гораздо серьезнее, чем вопрос о шкале звезд­ ных величин; где-то была допущена фундаментальная ошибка. Наиболее поразительным было расхождение светимостей шаровых скоплений в туманности Андро­ меды и в нашей Галактике.

Светимость шарового скопления в Галактике мы легко можем определить, даже если оно находится в области с большим поглощением. В одной и той же фотометрической системе мы определяем интегральную величину скопления и блеск его переменных типа RR Лиры. Поглощение исключается, и мы без всяких труд­ ностей получаем интегральную абсолютную величину скопления. Хаббл нашел, что в М31 шаровые скопле­ ния встречаются далеко за пределами диска, так что существует область, где можно определить их блеск, свободный от искажения. И оказалось, что при исполь­ зовании расстояний, полученных по цефеидам, полу­

чается разница примерно в 1™5 между верхними преде­ лами светимостей шаровых скоплений в М31 и в нашей

Галактике, а именно скопления М31 на 1™5 слабее. Обычно говорят, что там шаровые скопления в целом

слабее на 1™5. Однако будем строги в этом вопросе; даже сегодня никто не знает общего числа шаровых скоплений в М31 или нижнего предела их светимостей, мы не знаем этого даже для нашей Галактики. Но раз­ ница для верхнего предела установлена очень хорошо, и в данном случае этого достаточно, так как есть на­ дежные свидетельства того, что обе выборки сравнимы

по численности. Верхние пределы различались на 1^5, и это очень смущало. Было крайне трудно понять, ка­ ким образом группы могут систематически отличаться друг от друга своими верхними пределами, поскольку первые хаббловские измерения цветов шаровых скопле­ ний показывали, что последние похожи по цвету на ша­ ровые скопления Галактики. Первые спектры, получен­ ные Хыомасоном, также подтвердили это. Разница в величинах скоплений была очень заметна.

На такое же отличие указывали Новые звезды в ЛЛ31, которых к тому времени было открыто около 100,

но здесь данные были не столь очевидны. Новые вМ31 казались по крайней мере на 1”1 слабее в максимуме Новых нашей Галактики; светимость последних к это­ му времени была установлена довольно хорошо.

Наконец, вызывали беспокойство необычные размеры нашей Галактики, намного большие, чем у любой дру­ гой известной галактики, и это мучило нас долгое время.

Такова была ситуация к концу первой стадии иссле­ дований. Все в М31 было похоже на нашу Галактику, но количественные измерения порождали очень серьез­ ные трудности. К этому времени Хаббл покинул это поле, которое он, конечно, возделывал бы и дальше, если бы не увлекся красным смещением и расширением вселенной; его поглотили космологические проблемы.

В то время эти расхождения очень меня интересо­ вали, и, поскольку я хотел остаться вне области инте­ ресов Хаббла — космологии (которая меня как-то не увлекала), я пытался понять, как можно было бы хотя бы прояснить некоторые из этих противоречий. Прежде всего я сделал попытку выяснить, нельзя ли получить лучшую шкалу звездных величин.

У меня было много дискуссий с Сирсом, но методы, которыми он пользовался, чтобы установить шкалу до

1б'"5 или 17™ (помещая большой экран или диафрагмы перед телескопом), были непригодны. При попытке рас­ пространить шкалу на слабые величины нужно делать большие экспозиции, сначала на чистой пластинке, а затем на уже экспонированной. И это создавало непре­ одолимую проблему. Недавняя статья Эльвиуса пока­ зывает, насколько она серьезна: он пытался получить лучший нуль-пункт для шкал звездных величин несколь­ ких Избранных площадок, переходя к полюсу (Север­ ному полярному ряду. — Перев.) прямо на той же пла­ стинке. Несмотря на все предосторожности, эффект, возникающий при фотографировании на уже экспониро­

ванную пластинку, дает ошибку до 0'и5 — до неправдо­ подобности большую.

Единственный пригодный для работы метод был бы такой, в котором экспозиции получались бы одновре­ менно — с использованием решетки перед телескопом.

встретился с Хекманом, который очень успешно исполь­ зовал платиновый фильтр. Он показал мне неопубли­ кованную статью его и Хафиера о диаграмме цвет — ве­ личина Яслей, это была работа весьма высокой точности. Исполненный надежд, я начал строить шкалу с плати­ новым фильтром, но вскоре обнаружил, что это лишь отчасти решает мою задачу; эффект влияния предыду­ щей экспозиции все еще оставался. Хекману не мешал этот эффект, потому что он использовал рефрактор с от­ носительным отверстием 1 : 12, а также малочувстви­ тельные и очень мелкозернистые пластинки; он работал с более яркими объектами и поэтому не страдал от влияния вуали неба. Но пытаясь вытянуть 20-ю и 21-ю величины с рефлектором //5, я обнаруживал вуаль.

К счастью, метод можно изменить так, что ошибки будут легко выявляться. Вы делаете экспозицию через стекло, на половину которого нанесен полупрозрачный слой платины, затем поворачиваете все вокруг и де­ лаете вторую экспозицию. Сделав это, вы увидите, что две стороны сильно отличаются по интенсивности вуали неба, и, чтобы успокоиться, поворачиваете фильтр кру­ гом (у вас снова будет эффект предшествующей экспо­ зиции) и продолжаете экспозиции. В дополнение к этой пластинке необходимо получить еще одну, без фильт­ ра; вы определяете поглощение в стекле и шкалу звезд­ ных величин. К сожалению, вы определяете ее незави­ симо для каждой половины пластинки и таким образом дважды получаете шкалу величин в вашей области. Обычно до некоторой точки эти шкалы полностью со­ гласуются, а затем расходятся, и вы можете быть спо­ койны за свою шкалу вплоть до этой точки. Совер­ шенно очевидно, что здесь замешан эффект предыду­ щей экспозиции, поскольку чем ниже фон неба, тем дальше эта точка и тем на большем протяжении согла­ суются шкалы.

Наконец, приложив много усилий, я для маунтвилсоновской Избранной области 68, расположенной удоб­ но для М31 и большинства членов Местной Группы,

получил систему величии, надежную примерно до 20'"2. Здесь шкала резко обрывается. Оставалось только по­

лучить приличный нуль-пункт. Наконец, в 1938 г. Стеббиис, который всегда готов был помочь, измерил звезду

167* 1 в Избранной области 68, что потребовало целой ночи работы на 100-дюймовом телескопе; это было до появления фотоумножителя 1Р21. Я помню, что Сирс, Стеббиис и Уитфорд советовали мне не слишком ве­

рить этой величине, она могла быть ошибочна на 0”‘2. Но это было самое лучшее из того, что имелось, и я принял за нуль-пункт именно эту величину. Таким об­ разом, я получил шкалу, с которой надеялся уменьшить некоторые из больших расхождений, вкравшихся в ра­ боту Хаббла по М31. Повторяя переход к М31 с новой шкалой, я мог получить поправку к хаббловской шкале в наиболее важной части его работы. Эти поправки ока­

поскольку я слишком доверился этой единственной фо­ тоэлектрической величине; на самом деле они на 0"'2 больше.

Используя эту новую шкалу и верхнюю часть зави­ симости период — светимость, я получил модуль рас­

стояния 22'"7 вместо хаббловского значения 22'"2. Я не брал слабый конец, где моя шкала опять была нена­ дежна. Эти поправки шкалы, очевидно, были сущест­ венны, но не являлись реальным источником расхождений. Истинные причины трудностей были намного глубже.

В процессе исследования членов Местной Группы выяснилось замечательное обстоятельство: в туманности Андромеды Хаббл не смог разрешить на звезды ее цен­ тральную часть. Еще большее значение имеет то, что, несмотря на неоднократные попытки, он не смог также разрешить ее спутники, являющиеся ближайшими и, по-видимому, нормальными представителями эллипти­ ческих галактик. Было совершенно очевидно, что это крупная проблема, которую необходимо решать, и что здесь можно было бы найти ответы и на ряд других вопросов. Почему же Хаббл не смог разрешить внутрен­ ние области М31?

У меня были бесчисленные дискуссии с друзьями. Мы все были ограничены обычной диаграммой Герц-

шпрунга — Рессела, н общее мнение всегда было таким: «Да, конечно, при более слабых величинах что-то долж­ но появиться». Особенно большим препятствием, кото­ рое всегда удерживало от действительной попытки спра­ виться с проблемой, была классификация как dG5 спек­ тра М31 с большим разрешением, данная Хабблом, Адамсом и Джоем. Так оно и было. Можно было рас­ считывать найти лишь более яркие звезды, и попытка достичь главной последовательности при классе G5 и абсолютной величине +5т была бы, конечно, безнадеж­ ной. Эта спектральная классификация, действительно, длительное время удерживала от серьезных попыток та­ кого рода, поскольку всем было ясно, что если самыми яркими являются звезды dG5, то мы не сможем продви­ нуться так далеко вниз по главной последовательности.

Глава 4

ФОТОГРАФИРОВАНИЕ

ГАЛАКТИК

*

*

К 1936 г. стало ясно, что часть несоответствий, вы­ явившихся в пионерских исследованиях Хаббла, обус­ ловлена лишь тем, что он использовал предварительную фотометрическую шкалу. Однако главные причины за­ труднений были намного глубже, и, насколько мне из­ вестно, в то время никто даже не осмеливался высказы­ вать об этом никаких догадок.

Чтобы решить по крайней мере вопрос о шкалах звездных величин, я решил создать новую шкалу при помощи платинового фильтра и после 1938 г. в сотруд­ ничестве с Гарольдом Уивером потратил некоторое время на то, чтобы установить новые фотометрические шкалы в небольшом числе «стратегических» Избранных площадок (в SA68 — для привязки М31, МЗЗ и 1C 1613 и, в первую очередь для зимнего неба, в SA57). Даже метод платинового фильтра из-за эффекта пред­ шествующей экспозиции был не особенно хорош при ис­ пользовании рефлектора, особенно для слабых звезд, но во всяком случае этим способом впервые можно бы­

ло получить надежную шкалу примерно до 20'"2. Неоп­ ределенность заключалась в нуль-пункте.

К 1942 г. был получен стандарт для SA 68, и я пере­ шел к проверке хаббловской шкалы в М31; для этого использовался 100-дюймовый телескоп, задиафрагмированный до 84 дюймов, чтобы получить свободное от комы поле в центре. Чтобы избежать эффекта предше­ ствующей экспозиции, на половине пластинки экспони­ ровалась туманность Андромеды в течение 90 или 70 мин, затем пластинка поворачивалась на 180°, вторая ее по­ ловина вводилась на оптическую ось и с той же экспо­ зицией снималась SA 68. Использовались обычные пла­ стинки ЮЗа-О. Поправки к шкале Хаббла опубликова­ на в «Astrophysical Journal», т. 100,

50 Глава 4

благодаря увеличению времени экспозиции я выигры­

ваю около 1"'3.

Для перехода от фотографических величин к фото­ красным мы имеем соотношение mpg= /npr+ C / и вместо

mpr можно взять mpg— 1^6. Увеличением времени эк­ спозиции оказалось возможным величину Г"6 умень-

шитьдо 0'“4; «красная» пластинка только на 0'"4 усту­ пала «синей» даже для звезд АО. Эти пластинки, таким

образом, оказывались равноценны для звезды с CI 0'"4, и для звезды с большим показателем цвета на «крас­ ных» пластинках я мог бы достичь более слабых вели­ чин. Если бы звезды действительно были красными, ска­

жем с С /= + 1'"5, то я мог бы надеяться выиграть око­ ло 1,п по сравнению с предельной величиной звезд, достигаемых на «синей» пластинке. Такова была идея, которую я использовал; единственная имевшаяся у меня возможность состояла в обнаружении звезд с большим показателем цвета на пластинках, чувствительных к красным лучам.

К этому времени уже было известно, что показатель

цвета внутренних областей М31 порядка + 0',"9, и были все основания предположить, что большую часть света дают наиболее яркие звезды. Так должно быть при лю­ бой подходящей функции светимости. Хотя этот аргу­ мент ни в коем случае не был решающим, можно было ожидать, что показатель цвета самых ярких звезд ока­

жется по крайней мере +0™8 или + 0” 9, а это давало

выигрыш примерно на 0"'5 по сравнению с «синими» пластинками. Несмотря на догадки, это все еще оста­ валось ненадежным.

Нельзя было надеяться достичь успеха, основываясь на этих догадках, если просто вставить «красную» пла­ стинку в кассету 100-дюймового телескопа, сделать эк­ спозицию, проявить и пытаться что-то разглядеть. Было совершенно ясно, что звезды будут очень слабы и по всей вероятности чрезвычайно тесно расположены. Это будет на пределе разрешающей способности 100-дюймо- вого телескопа и, очевидно, следовало бы быть очень осторожном и не пренебрегать ни малейшим шансом,