книги / Эволюция звёзд и галактик

52 Глава 4

пользуете нож Фуко, проходите ряд значений фокуса и устанавливаете его с точностью до 0,1 мм. Так как вы работаете с зеркалом, светосила которого //5, ложный диск, возникающий из-за ошибки в фокусе, составляет, естественно, одну пятую от 0,1 мм\ следовательно, его максимальные размеры будут 0,02 мм. Если вы удержи­ ваете фокус в этих пределах, то все в порядке, потому что разрешение пластинки 0,03—0,04 мм.

Проблема фокусирования достаточно серьезна. Сна­ чала я испытал схему, предложенную Ричи и много раз им использованную для получения тех прекрасных снимков, которые воспроизводятся теперь во всех учеб­ никах. У Ричи была специальная кассета, которую мож­ но было выводить из фокуса и возвращать точно в прежнее положение; он мог убирать ее во время экспо­ зиции, когда чувствовал, что надо поправить фокус, за­ тем устанавливал фокус заново, возвращал кассету иа место и продолжал экспозицию. Но я обнаружил, что этот способ непригоден для моих целей: с «красными» пластинками все манипуляции надо проводить в темно­

и когда вы возобновите экспозицию, пластинка снова окажется вне наилучшего фокуса.

Поэтому я вернулся к старому способу, использо­ ванному Килером в первые дни работы Ликской обсер­ ватории: я следил за изменениями фокуса, наблюдая за комой звезды, по которой велось гидирование. Искажен­ ное комой изображение может иметь различную форму в зависимости от установки фокуса. Оно ограничено двумя довольно яркими линиями, вызванными дифрак­ цией, а внутри их находится вторая система линий. Я могу подтвердить то, что установил Килер: положе­ ние ограничивающих линий очень чувствительно к изме­ нениям фокуса. Если положение фокуса так или иначе изменяется, внутренняя линия начинает пересекать на­ ружную или же отступает далеко внутрь от нее. Поэто­ му фокус надо установить таким образом, чтобы внут­ ренняя линия асимптотически касалась бы внешней. После того как я находил фокус с ножом Фуко, я сразу

же фокусировал гидирующую звезду так, чтобы линии внутренней дифракционной картины асимптотически касались двух других близ центра.

Я хотел бы объяснить, почему этот метод «потерял свою репутацию». Для того чтобы с достаточной уве­ ренностью наблюдать эти линии, нужно иметь очень хорошие изображения и очень большое увеличение. Что­ бы видеть линии дифракционной картины, гидируя, я всегда применял увеличение в 2800 раз; малейшее не­ спокойствие изображений мешает их увидеть. Часа по четыре, иногда и в посредственные ночи, я изучал все тонкости слежения за фокусом; начинал с фокусировки по ножу и затем переходил иа описанный метод, изме­ няя фокус каждый раз, как только это требовалось ха­ рактером изображения.

Очень хорошо помню первую ночь; она намеренно была выбрана тогда, когда можно бы ожидать не слиш­ ком хороших изображений. Еще помню, в каком заме­ шательстве я решал, что делать. Но нужно сразу же успокоиться и ждать момента хороших изображений, и после того как вы справитесь с этой трудностью, просто удивительно, как мало потребуется времени, чтобы разобраться в ситуации и быстро отыскать фокус. Тре­ нируя себя таким образом, я, наконец, овладел этим методом. Уверенно могу сказать, что при идеальных изображениях любой наблюдатель сможет им овладеть после нескольких попыток. Все дело в том, что мешают случайные ухудшения изображений; могу себе пред­ ставить, как некоторые сразу же теряют голову, нерв­ ничают и начинают бешено вертеть фокусировочный вии г.

Я был очень доволен, обнаружив после одной такой тренировки, что в течение 4 часов я удерживал правиль­ ное значение фокуса, манипулируя одним лишь фокуснровочным винтом. Оказалось, что в течение мочи фокус изменился почти на 6 мм; под конец я прочитал отсчет фокусировочиого винта, сразу же перешел на нож Фуко и обнаружил, что мой фокус верен с точностью до 1 мм. Таким образом, этот способ можно всячески рекомен­ довать, он совсем нетруден, если с ним освоиться. Нуж­ но сразу же начинать работать с очень большим уве­ личением, а это означает, что нельзя использовать

гда изображения слегка ухудшаются, вы уже не видите

деталей.

У меня была специально изготовленная кассета, сде­ ланная чрезвычайно точно, и соответствующий нож Фуко тщательным образом регулировался так, чтобы определенный по нему фокус в указанных пределах точ­ но соответствовал положению эмульсии пластинки.

Другой проблемой было сохранение правильной фор­ мы зеркала. Одной из больших трудностей, возникаю­ щих, когда большие рефлекторы помещаются в башнях без температурной изоляции, является суточный подъем и спад температуры, влияющий, конечно, иа форму зеркала. Главные трудности во всех ньютоновских ком­ бинациях связаны со вторичным зеркалом, а не с глав­ ным, которое находится ниже и медленно реагирует на изменения температуры, если только эти изменения не слишком быстры. Большие изменения фокуса, о кото­ рых я говорил, вызваны именно дневным нагревом вто­ ричного зеркала, которое находится довольно высоко. В утренние часы купол нагревается так сильно, что плоское зеркало превращается в гиперболическое (или вроде этого), затем зеркало медленно возвращается к исходной форме, вызывая изменения фокуса и астигма­ тизм.

Я уже упоминал, что на Маунт Вилсон ночи с пре­ восходными изображениями бывают довольно часто, и можно даже предсказать, когда наступит такой период. Цикличность изменения погоды в Южной Калифорнии летом примерно такова. Бывают периоды медленного потепления, и вблизи максимума этого потепления изоб­ ражения очень хороши. Это продолжается 3—4 дня, а иногда целую неделю; затем внезапно наступает похо­ лодание, когда температура падает иа 10° или более за сутки. И в это время вы погибаете, так как имеете дело со смесью различных воздушных масс и изображения становятся плохими. Но в общем, если вы побудете не­ которое время на горе, то сможете довольно уверенно предсказать наступление такого периода. В течение этого времени необходимо сохранять максимально хо­ рошую форму зеркала. Поскольку температурная изоля­

это пораньше открыть купол и повернуть его таким об­ разом, чтобы прямые солнечные лучи не могли попасть на инструмент. При этом используются преимущества горного климата: в тени воздух холодный, разница ме­ жду температурой иа солнце и в тени велика, и темпе­ ратура воздуха мало изменяется от ночи к дню. Поэто­ му вторичное зеркало успевает охладиться, и обычно за время от часа дня до десяти вечера (когда инструмент уже должен работать) оно вполне может вернуться к правильной форме.

Эти приготовления тянулись с осени 1942 г. до осени 1943 г., когда, наконец, я подготовился к проведению практических испытаний. И с соблюдением всех этих предосторожностей разрешение оказалось очень про­ стым делом. В августе и сентябре я разрешил цент­ ральную часть М31 и сразу же после этого два его ближайших спутника. Мейел сказал мне, что NGC 185 (составляющая пару с NGC 147, примерно в 12° от М 31) имеет лучевую скорость, очень близкую к наблюдаю­ щейся у М31, и он подозревает, что эта пара находится по соседству с системой туманности Андромеды и свя­ зана с ней. Я снял NGC 185 и NGC 147; оказалось, что их в самом деле легко разрешить иа звезды.

После того как задача была решена, стало совер­ шенно очевидным, что все эти предосторожности дейст­ вительно были необходимы, ни одна из них не оказалась излишней и в запасе ничего не оставалось. Выяснилось, что это та самая ситуация, когда вы просто должны ра­ ботать с хорошей методикой.

К концу первого сезона стало ясно, что достигнуто реальное разрешение. Я получил две или три пластинки NGC 205 и обнаружил на них первые полдюжины пе­ ременных. Это означало, что найденные объекты на са­ мом деле одиночные звезды, хотя во многих случаях мы еще видели группы звезд. Последующие работы на 200-дюймовом телескопе убедили всех, что в разреше­ нии нет никаких сомнений.

Замечательно то обстоятельство, что, как только раз­ решение было достигнуто, звезды появились в очень большом числе — тысячами и десятками тысяч. Это,

56 Глава 4

очевидно, означало, что мы достигли областей очень высокой звездной плотности, в которых много красных гигантов — иначе это было бы необъяснимым. На «крас­ ной» стороне диаграммы Г — Р заметна значительная концентрация нормальных гигантов, но выше их, в об­ ласти сверхгигантов, такой концентрации звезд нет. Прошло некоторое время, и я понял, чем могли бы быть эти красные звезды. Они определенно не могли быть обычными гигантами, которые слишком слабы, чтобы получиться на снимке. В этом и состоял весь вопрос: что бы еще это могло быть?

Я всегда очень интересовался шаровыми скопления­

тов шаровых скоплений. И тогда все сразу приобрело смысл, потому что красные гиганты в шаровых скопле­ ниях имеют как раз подходящую яркость. Не может быть и речи о нормальных красных гигантах с абсо­ лютной величиной 0т , даже если учитывать неопреде­ ленность шкалы звездных величин, расстояние слишком велико. Я не знаю, что бы случилось, если б мы не смогли отбросить эту возможность; уверен, что и я, и любой другой на моем месте увяз бы, отождествив эти звезды с обычными красными гигантами. Но о них не могло быть и речи, и тогда мне вспомнились шаровые скопления с их красными гигантами, абсолютные вели­ чины которых концентрируются вблизи значения —Зш, как раз там, где должны быть наши звезды. Поскольку

момент, когда вы ее достигаете, сразу же обнаружи­ вается большое число звезд.

Этого было, конечно, недостаточно, чтобы решить весь вопрос, и следующим шагом была попытка достичь другой части диаграммы цвет — величина шаровых скоплений,' что оказалось совсем нетрудным делом. В своих ранних работах о шаровых скоплениях Шепли установил все важные соотношения между составляю­ щими их типами звезд; он знал, что переменные типа

RR Лиры в среднем на Г,"5 слабее в фотографических лучах, чем ярчайшие гиганты; так как показатель цвета

красных гигантов равен +1 "'5, разность в фотовизуаль-

ных лучах должна составлять З'я0. Была ли хоть какаянибудь возможность достичь переменных типа RR Лиры? Поскольку мы едва-едва и с большими трудно­ стями дошли до красных гигантов, эти переменные были заведомо недосягаемы.

Системы в Скульпторе и Печи были открыты в Гар­

NGC 147. Эти системы явились связующим звеном меж­ ду эллиптическими галактиками промежуточной свети­ мости, подобными ярким спутникам М31, и эллиптиче­ скими галактиками очень низкой светимости, представ­ ленными системами в Скульпторе и Печи. Стало ясно, что их, а также подобные им системы, открытые позже, следует классифицировать как карликовые эллиптиче­ ские галактики. Здесь положение было идеальным, ибо

кэтому времени Хаббл и я открыли переменные типа RR Лиры в системе Скульптора, и они оказались в фо­

тографических лучах на 1"*5 или 1“ 6 слабее, чем гиган­ ты. Приняв поэтому, что данная система является про­ сто эллиптической галактикой с очень низкой свети­ мостью (а в этом больше не было сомнений), мы полу­ чали цепочку доказательств того, что звезды, найден­ ные при разрешении М31, подобны звездам шаровых скоплений. Во-первых, верхний предел их абсолютных величин был того же порядка; во-вторых, эти системы также содержали переменные типа RR Лиры, свети­ мости которых были связаны со светимостями ярчай­ ших звезд обычным образом. Поэтому можно было предположить, что диаграмма цвет — величина фикси­ руется двумя точками: гигантами и переменными типа RR Лиры, особенно последними.

Смешная сторона данной ситуации состояла в том, что после всех этих усилий оказалось, что необходи­ мости в них не было. Когда Шепли открыл системы в Скульпторе и Печи, из-за их своеобразного вида он опи­ сал их как новый тип звездных систем. Хаббл и я, ко­

нечно, сразу же ими заинтересовались, предприняли небольшое исследование и открыли переменные типа RR Лиры. Мы рассматривали систему Скульптора, как если бы она была нормальным шаровым скоплением; обна­ ружили переменные типа RR Лиры, заметили, что они

на l'"5—1'м6 слабее ярчайших гигантов, и так и не по­ няли, что мы держали в руках. В описании этих систем мы указали, что они обнаруживают хорошо известные особенности шаровых скоплений, хотя в некоторых от­ ношениях и отличаются от них. Вскоре была опублико­ вана статья, все ее обсуждали, но так никто и не дога­ дался, что проблема уже решена, что мы знаем теперь, из чего состоят эллиптические галактики. Понадобился трудный обходный маневр, прежде чем блеснул свет ис­ тины. Я думаю, что это должно утешить студента, который иногда бывает слегка обескуражен не столь уж хорошим ходом дел. Как сказал Эйнштейн, человеческий род очень инертен, и прогресс идет крайне медленно.

Вам известно, что было потом. Связав воедино все, что мы так или иначе знали об этих галактиках, я при­ шел к выводу о том, что нужно различать по крайней мере две диаграммы Г — Р: нормальную диаграмму, которую мы уже хорошо знали, и диаграмму для шаро­ вых скоплений. Тогда же я пришел к выводу, что эллип­ тические галактики состоят в основном из звезд того же типа, как и шаровые скопления (население II), и что в спиралях Sb и Sa содержатся звезды обоих населений, различающихся по своему пространственному распреде­ лению, причем население II преобладает в центральной области. Весьма замечательно то, что некоторые систе­ мы состоят лишь из звезд населения II, а в других сме­ шаны оба типа населений. Тогда мы не могли догадать­ ся, какое положение будет в системах, подобных Магел­

искать. В то время я так и предполагал, что население II также могло бы присутствовать в спиралях Sc и си­ стемах типа Магеллановых Облаков, но оно перекры­ вается сверхгигантами населения I. Такова была пер­

было существование целого класса галактик, которые (как я осторожно выражался) имели диаграммы цвет — величина, тесно связанные, если не идентичные, с диаг­ раммами шаровых скоплений.

Когда мы рассмотрели связь этих населений с газом н пылью, стало ясно, что это разделение имеет еще бо­ лее глубокое значение. В исследованиях Хаббла уже было статистически показано, что эллиптические галак­ тики в основном свободны от пыли и газа; однако было много указаний на то, что пыль и газ присутствуют в спиральных ветвях, поскольку темные поглощающие пятна видны в них повсюду. Поэтому казалось, что население I может быть в какой-то степени связано с газом и пылью. Наиболее загадочным результатом была эта связь между двумя населениями и пылью и газом: для населения II было характерно отсутствие пыли п газа, население же I, по-видимому, было с ними связано. В следующей главе мы увидим, как специаль­ ное исследование М31 действительно показало, что су­ ществует тесная связь между спиральной структурой, пылью и газом и населением I. Изучение туманности Андромеды быстро привело затем к выводу о том, что первичными являются газ и пыль, звезды же представ­ ляют собой вторичное явление. Таким путем возникла более ясная картина взаимосвязи газа и пыли идвух ти­ пов звездных населений.

Глава 5 *

СПИРАЛЬНАЯ

СТРУКТУРА

ТУМАННОСТИ

АНДРОМЕДЫ

Два типа звездных населений определяются их диа­ граммами Г — Р; в этом и состоит физический смысл понятия населений. Известно также, что звездные скоп­ ления можно разделить на две большие группы (шаро­ вые и рассеянные), основываясь на виде их диаграмм цвет — величина. И это очень приятно: два рода звезд­ ных скоплений, различавшихся с давних пор, оказы­ ваются представителями двух звездных населений.

Замечательная связь между типом населения и при­ сутствием пыли и газа определенно указывает на чтото еще более глубокое. Эллиптические галактики, кото­ рые, как полагают, состоят из чистого населения II ти­ па, в основном свободны от пыли и газа; если немного газа и есть, на что указывает яркая линия Х3727 !), то его количество пренебрежимо мало сравнительно с мас­ сой, заключенной в звездах.

Чтобы глубже проникнуть в существо этой связи между газом, пылью и звездными населениями, я, окон­ чив работу по разрешению ближайших галактик на звезды, решил предпринять новое исследование туман­ ности Андромеды со 100-дюймовым телескопом. Скажу о двух причинах, побудивших меня к этому. Во-первых, стало ясно, что М31 во всех направлениях простирается намного дальше, чем видно на обычных снимках. Вто­ рой причиной было то, что, к моему большому удивлению, на первой пластинке, где удалось разрешить М31, были видны три или четыре большие эмиссионные туман­ ности, которые я никогда раньше не замечал. Я уже го­ ворил, что Хаббл, который мог работать только на пла­ стинках, чувствительных к синим лучам, проводил очень

') Принадлежащая ионизованному атомарному кислороду.—

Прим. ред.