книги / Эволюция звёзд и галактик
..pdfПыль и газ в галактиках |
81 |
фективен, что при первоначальных вычислениях все га лактики получались «ободранными», тогда как мы хо рошо знаем, что значительное количество из них не «ободраны» или же «ободраны» лишь частично.
Здесь возникла новая и чрезвычайно интересная проблема. Как объяснить свойства галактик SO, наблю даемые вне скоплений? Я очень заинтересовался этим, потому что число таких галактик в общем поле весьма велико. Если объяснять особенности этих галактик теми же процессами столкновения, мы встретимся с той труд ностью, что вероятность столкновения в общем поле, как мы знаем, исчезающе мала. При таком толковании не обходимо вернуться назад к тем временам, когда плот ность вещества во вселенной была выше. Проблема становится весьма нелегкой. С уверенностью можно ска зать, что была такая эпоха, когда вероятность столкно вения была намного выше, чем теперь, но если галак тики в то время состояли из одного лишь газа, они просто должны были бы сокрушить друг друга при столкновении. Если характер галактик поля следует объяснять столкновениями, то эти последние должны были происходить в течение очень ограниченного време ни после того, как образовалась большая часть звезд. Известно, что в скоплениях галактик светимости дости гают самых высоких значений, и это можно понять, потому что, если убрать спиральную структуру, полу чающаяся разница в светимости будет мала. Таким образом, они практически столь же ярки, как и другие галактики. И представляется абсолютно невозможным втиснуть все столкновения между галактиками поля в один и тот же временной интервал. У меня нет опреде ленных результатов, по я знаю одно: число «ободран ных» галактик поля слишком велико, чтобы его легко можно было объяснить процессами столкновения.
Есть и другой факт, который невозможно объяснить столкновениями. Всегда рядом с «ободранной» галакти кой должна была бы очень легко обнаруживаться дру гая — партнер по столкновению. Если взять разумное значение для скорости столкновения и позволить систе мам неограниченно удаляться с этой скоростью, обе си стемы должны быть все еще на одной пластинке, дажеб
бВ. раадс
82 |
Глава 6 |
если они близки к нам. Я просмотрел пластинки каме ры Шмидта с двумя или тремя десятками систем в точности этого типа и не смог найти ни одного такого партнера.
Эта проблема теперь становится действительно инте ресной, и я еще вернусь к ней. Я не вижу иного выхода из положения, как просто допустить, что эти системы истратили свои газ и пыль в процессе звездообразова ния, а не при столкновениях. Я надеюсь, что кто-нибудь возьмется за эту очень интересную проблему; необходи мо будет составить надежный список систем, которые надо будет проверить короткими экспозициями на боль ших телескопах, чтобы убедиться, что в них нет пыли. Не имея такого списка для начала, вы ничего не смо жете сделать.
*
Глава 7
ОЧЕРК
*ЗВЕЗДНОЙ
*ЭВОЛЮЦИИ
*
*
В предыдущей главе я указывал, что присутствие пыли, газа и сверхгигантов среди населения I и их пол ное отсутствие среди населения II — это первый намек на то, что различие между населениями, по всей види мости, является возрастным. Можно лишь сказать, что население.II, вероятно, старше населения I.
Окончательно решить вопрос можно было бы при помощи диаграмм цвет — величина для шаровых скоп лений. В работах Шепли были получены лишь верхние части этих диаграмм, потому что точные стандарты
звездных величин в то время доходили только до 16'л5; кроме того, фотовизуальные пластинки были настолько малочувствительными, что для них требовались в пять или шесть раз более длительные экспозиции, чем для фотографических. Хорошие фотовизуальные пластинки появились в начале 30-х годов, но проблема стандартов слабых звездных величин все же оставалась.
Фотоумножитель 1Р21, разработанный для военных нужд, впервые позволил создать фотоэлектрические стандарты звездных величин до того же самого пре дела, который достигается с тем же телескопом фото графическим путем. К 1950 г., когда вступил в строй 200-дюймовый телескоп, пришло время снова заняться этой проблемой. Предыдущие исследования таких объ ектов, как шаровые скопления, были связаны с большим числом утомительных и длительных переносов шкалы величин от удаленных стандартных областей. Теперь стало возможным создать первичный стандарт в двух цветах непосредственно в самом скоплении.
За решение этой проблемы взялся Сеидидж, и его первые исследования, которые велись не в системе U, В, V (тогда еще не существовавшей. — Перев.), но, как мне кажется, в системе, близкой к международной, показали
6*
84 |
Глава 7 |
хорошо очерченную ветвь гигантов, к которой примы кает горизонтальная ветвь; в пробеле горизонтальной ветви все звезды являются переменными типа RR Ли ры. Под ветвью гигантов находится так называемая ветвь субгигантов и еще ниже — главная последователь ность.
Над точкой поворота главной последовательности,
примерно у М =+3'"5, имеется небольшое количество звезд, которые, очевидно, лежат очень близко к главной последовательности. Такая особенность до сих пор не обнаружена в других шаровых скоплениях, и она мо жет быть пекулярной характеристикой скопления М 3. В общем, основная часть звезд находится близ излома главной последовательности.
Число звезд, видных на диаграмме в различных ин тервалах звездных величин, не характеризует их истин ное распределение. В самом деле, если бы все звезды на главной последовательности были нанесены в пра вильном соотношении с численностью гигантов, они об разовали бы сплошную область точек. Численность звезд увеличивается по направлению к слабым величи нам, так что внешний вид диаграммы обманчив.
Я полагаю, что Гамов был первым, кто предложил принятую ныне интерпретацию диаграммы. Вскоре после появления моей статьи о двух звездных населе ниях, я получил характерное послание от Гамова, напи санное на открытке: «Пожалуйста, скажите мне, где нижняя ветвь диаграммы цвет — величина соединяется с главной последовательностью, и я скажу вам возраст ваших звезд населения II». Я мог лишь ответить Га мову, что пока об этом ничего неизвестно, что мы наме рены определить это как можно скорее и что тем вре менем он может экспраполировать, как ему нравится. Незамедлительно я получил вторую открытку от Га мова: «С должным уважением к Шёнбергу и Чандра секхару я проэкстраполировал нижнюю ветвь вот так (здесь был рисунок, на котором он отметил точку, где
субгиганты |
отходили наверх). |
О’кей — от четырех до |
пяти миллиардов лет». |
|
|
Конечно, это была догадка, и то, что Гамов попал |
||
так точно, |
было случайностью, |
но его замечание дей |
Очерк звездной эволюций |
S3 |
ствительно содержит всю историю интерпретации диа граммы. Положение звезды на диаграмме цвет— вели чина определяется массой и химическим составом. Из менения состава обусловлены выделением энергии — превращением водорода в гелий. Таким образом, поло жение звезды определяется ее массой, начальным хими ческим составом и возрастом.
Члены скопления образовались в одно и то же время и из одного и того же обширного сгустка космической материи; другими словами, все они имеют тот же воз раст и одинаковый начальный химический состав. Мы знаем, что после сжатия от протозвездной стадии звез
да, наконец, |
достигает главной |
последовательности. |
Соотношение |
масса — светимость |
показывает, что |
звезды больших масс имеют также и большую свети мость.
В любом богатом скоплении можно найти несколько звезд высокой светимости; число звезд увеличивается с переходом к более слабым величинам, достигает, ве роятно, максимума при некоторой низкой светимости и затем снова уменьшается.
Теоретические исследования показывают, каким об разом на положение главной последовательности влияет начальный химический состав. Если уменьшить содер жание металлов практически до нуля, главная последо вательность будет лежать примерно на одну звездную величину ниже ее среднего положения для звезд в окрестностях Солнца. Если взять звезды в наших бли жайших окрестностях до 5 или 10 «с, они будут пред ставлены в основном карликами классов К и М. Это определенно звезды самых разных возрастов и разного начального химического состава, но наблюдаемая глав ная последовательность очень узка; по мере того как увеличивается точность фотометрических измерений, она становится все более узкой, если исключить не сколько субкарликов.
То, что наблюдения так хорошо согласуются с тео ретическими вычислениями, означает, что крайние слу чаи, вроде очень низкого содержания металлов и т. д., не имеют места в действительности. Иначе наблюдаемая главная последовательность не была бы такой узкой.
Глава 7
Отсюда следует вывод, что главные последовательности различных скоплений не могут сильно отличаться друг от друга вследствие разного начального химического состава.
В тот момент, когда звезда достигает главной после довательности, начинает выгорать водород и, следова тельно, химический состав звезды начинает медленно изменяться. Наконец, наступает время, когда звезда вы нуждена покинуть главную последовательность, так как изменения ее химического состава становятся слишком большими. Теоретическое изучение этого вопроса пока зывает, что дальнейшая судьба звезды зависит от того, является ли она внутри полностью перемешанной или нет. Я думаю, что Стрёмгрен первый рассчитал эволю ционный путь полностью перемешанной звезды, который не очень интересен с точки зрения ее наблюдений: яр кость звезды будет медленно возрастать, но она все еще будет близка к главной последовательности, пока не ис черпает практически весь свой водород, после чего резко сдвинется влево. Но из диаграмм цвет — величина для звезд в наших окрестностях и для шаровых скоплений мы знаем, что с левой стороны от главной последова тельности практически нет звезд, в то время как с дру гой стороны их весьма много — это гиганты и сверхги ганты.
Расчет для полностью неперемешанных звезд впер вые был проведен Шёнбергом и Чандрасекхаром в статье, на которую Гамов сослался в своей открытке. Для звезд с массой, большей 1,2 солнечной (которыми мы сейчас и занимаемся), энергия вырабатывается в углеродном цикле, который идет в центральном конвек тивном ядре, содержащем около 10% массы звезды. Вы горание водорода продолжается в этом центральном ядре, и, поскольку нет перемешивания, процесс этот ограничивается ядром. Водород истощается и заме щается гелием, пока, наконец, не образуется ядро, со стоящее в основном из гелия. Оно изотермично, посколь ку не содержит в это время никаких действующих источ ников энергии.
Путь звезды, вещество которой не перемешивается, показан на рис. 2. Звезда вначале достигает главной
Очерк звездной эволюции |
87 |
последовательности в точке А и движется затем в ос новном вправо, в отличие от полностью перемешанной звезды (уходящей влево. — Перев.). В точке В все во дородное ядро. т. е. 10% массы звезды, уже преврати лось в гелий. После достижения этой точки !) конвектив ное ядро начинает сжиматься, и расчеты Шварцшильда
Р и с . 2. С х е м а эв ол ю ц и и
б е з п е р ем е ш и в а н и я |
и |
с п о с т о я н н о й м а с со й . |
|
и Хойла показывают, что затем звезда начинает быстро продвигаться по ветви гигантов. Вследствие сжатия ядра температура становится все более высокой, пока не достигнет таких значений, при которых начинается выгорание гелия.
Для определения возраста обычно берут в качестве отправной точку В, поскольку она отмечает стадию, на которой 10% массы звезды превратилось из водорода в гелий. Если масса звезды известна, скажем по зависи мости масса — светимость, расчеты Шёнберга и Чандра секхара дают начальное положение звезды на главной)*
*) Так называемого предела Шёнберга — Чандрасекхара, —.
Прим, перев.
Глава 7
последовательности. Тогда можно определить возраст звезды (в годах), достигшей точки В 1):
М«1Мо
4 = 0,7 - 1010
4 Lo ’
Возраст скопления, подобного М 3, может быть опреде лен этим способом в 5 или 6-109 лет, но неопределен ность этой оценки составляет сейчас около 1,5* 109 лет; таким образом, это лишь предварительная грубая оценка.
Приведенная формула дает возрасты типичных звезд главной последовательности (табл. 3).
|
|
|
Таблица 3 |
|
В О З Р А С Т Ы З В Е З Д |
|
|
С п е к т р а л ь н ы й к л а с с |
м*!мо |
L*ILQ |
te, г о д ы |
0 7,5 |
35 |
8 0 0 0 0 |
2 ,3 • 106 |
В О |
16 |
1 0 0 0 0 |
1,2 - 107 |
В 5 |
6 |
6 00 |
7 • 10 7 |
А О |
3 |
60 |
6 ,5 • 108 |
F 0 |
1,5 |
6 |
1 , 8 - 109 |
G O |
1 |
1 |
7 - 109 |
К О |
0,8 |
0 ,4 |
1 , 4 - 1 0 10 |
Теперь можно увидеть роль, которую играет функция светимости. Если бы можно было пронаблюдать за звездным скоплением с момента его образования и про следить за тем, что происходит с главной последователь ностью, мы увидели бы, что она начинает исчезать (с верхнего конца. — Перев.) сначала быстро, потом бо лее медленно, пока мы не увидим, что в области шаровых скоплений, наблюдаемых сейчас, она дойдет только при
мерно до М =+3'"5. Это и был аргумент Гамова: вся главная последовательность исчезла вплоть до М =
= + 3'п5, и сейчас звезды поворачивают вправо у этой точки.
') В |
ф ор м у л у |
в в ед ен п роп ущ енн ы й |
в о р и г и н ал е к оэф ф и ц и ен т |
0,7 • 1010, |
с к оторы м |
р а ссч и тан а табл . 3. |
С м . гл. 9, — Прим, перев. |
Очерк звездной эволюции
Давайте посмотрим, почему в шаровых скоплениях это проявляется таким эффектным образом. Вначале эти скопления должны были иметь функцию светимости, по добную изображенной на рис. '3. Но яркие звезды ис чезли и, наконец, наверху главной последовательности в небольшом интервале звездных величин стало очень
|
|
|
30 |
|
|
|
40 |
Р и с . |
3 . Н а б л ю д а ем а я |
о зо |
|
ф ун кц и я с в е т и м о ст и М 6 7 « |
|||
(iсплошная линия) и н а - |
^ |
||
ч ал ьн ая |
ф ун кц и я |
св е т и |
|
м о с т и С а л ь п ет е р а , и сп ра - |
20 |
||
вл ен н ая |
за эф ф ек т |
у х о д а |
|
зв е з д м алы х м асс |
{пунк |
|
|
|
тир). |
|
10 |
|
|
|
0 |
много звезд. В этом причина различия диаграмм цвет — величина шаровых и рассеянных скоплений. В рассеян ных скоплениях еще есть звезды на верхней части главной последовательности, которая вообще небогата звездами; лишь немногие звезды ее покинули, и у нас мало шансов застать их на промежуточной стадии раз вития. А в шаровых скоплениях звезды, уходящие от главной последовательности, столь многочисленны, что можно проследить направление их развития; можно вы вести начальную функцию светимости, экстраполируя наблюдаемую функцию для более слабых звезд, находя щихся еще иа главной последовательности. Эволюцион ная схема, которую я набросал, очень хорошо согла суется с наблюдениями.
90 |
Глава 7 |
Наиболее |
обширные вычисления были проведены |
для неперемешанной звезды с массой около 1,5 солнеч ной, характерной для звезды шаровых скоплений, нахо дящейся над точкой поворота. Я упоминал, что Шварцшильд и Хойл, руководствуясь диаграммой цвет — вели чина, смогли проследить последовательные конфигурации звезды до той точки, где включается реакция выго рания гелия. Но после этого расчеты становятся очень трудными и поэтому до сих пор еще не проводились. Чтобы воспроизвести все изгибы ветви гигантов и суб гигантов, Шварцшильд и Хойл вынуждены были пред положить, что звезды населения И, вроде звезд скоп ления М3, должны иметь намного более высокое от ношение содержания водорода к металлам, чем Солн це; в то время как для звезд населения I это отношение составляет около 8000, для звезд населения I I — 135 000; отношение же содержания металлов у разных населений равно 1 : 17. Это был один из свободных параметров в вычислениях, и после того как он был выбран, все ос тальное было тем самым фиксировано.
Одновременно с расчетом эволюционного пути для ззезд шарового скопления Хойл и Шварцшильд рассчи тывали путь звезды той же массы и светимости, но с отношением водорода к металлам, в 17 раз меньшим. Они обнаружили, что верхний предел светимости будет
070 вместо —З'и0 у звезд шарового скопления (рис. 4). Эта разница вызвана просто более высоким содержа нием металлов: большая электронная плотность ведет к большей непрозрачности (звездного вещества и, сле довательно, к меньшей светимости. — Перев.).
Случай высокого содержания металлов очень важен, потому что он осуществляется в рассеянном скоплении М 67, имеющем примерно тот же возраст, что и шаровые скопления, но другой начальный химический состав. Из теоретических расчетов следует, что шаровые скопле ния— это старые образования, поскольку их главные
последовательности истощены вплоть до М = + З'н5, но в некоторых рассеянных скоплениях, как в скоплении т Большого Пса, главная последовательность начинается
с М = —8"' в других скоплениях с ^-5т и т. д. Для