Звезды любого типа населения обладают разнообразными
свойствами. Основные различия между звездами вытекают из
различия их масс. возрастов и химического состава. Однако для
типичного набора звезд - такого, как звезды вблизи Солнца,
основным различающим признаком является масса, так как
большинство звезд, как оказалось, находятся на устойчивом
и относительно неизменном этапе жизни, и большая часть звезд
имеет почти одинаковый химический состав. В этом случае
масса определяет большинство наблюдаемых различий: звезды
больших масс горячие, имеют очень высокую светимость и голубой
цвет, в то время как маломассивные звезды холодные,
имеют низкую светимость и красный цвет. Характеристики
звезд промежуточной массы, вроде Солнца, тоже промежуточные:
они сравнительно холодные, имеют средний блеск и желтый цвет.
Возраст звезды влияет на ее вид во время некоторых коротких
периодов ее жизни. Большую часть своей жизни звезда
проводит на стадии, называемой астрономами главной последовательностью.
В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры
почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого
состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет более красный цвет
и в течение короткого времени большую светимость, чем будет иметь
на этапе главной последовательности. К сожалению, протозвезды редко
видны, так как эта стадия занимает ничтожную долю жизни звезды.
Мы скорее застанем звезду на стадиях после главной последовательности,
тоже коротких, но не в такой степени, как ранние стадии жизни. В конце
стадии главной последовательности типичная звезда становится красным
гигантом (очень массивные звезды становятся сверхгигантами); ее цвет меняется,
она быстро увеличивается в размере и ее светимость возрастает.
В этот период большинство звезд наиболее заметны, и их легче всего
обнаружить в далеких объектах - например, в других галактиках.
Следовательно, когда мы смотрим на звезды в близкой
галактике, мы видим лишь звезды самой высокой светимости,
а это яркие голубые массивные звезды и красные проэволюционировавшие
гиганты с высокой светимостью. Но реальная
средняя продолжительность жизни звезды сильно зависит от ее
массы: звезды с большой массой живут очень недолго - как
правило, несколько миллионов лет, в то время как маломасивные
звезды светят на протяжении миллиардов лет. (Солнце уже
5 миллиардов лет является звездой главной последовательности
со стабильной светимостью, и ему осталось еще 10 миллиардов
лет до превращения в красный гигант.) По этой причине мы не
видим ярких голубых массивных звезд в галактиках, в которых
в последнее время не происходило звездообразования. В галактике
населения типа II. где все звездообразование произошло
миллиарды лет назад, мы сможем обнаружить лишь яркие
красные гиганты.
Рис. 15.
Диаграмма цвет-светимость для участка Большого Магелланова Облака.
По вертикальной оси отложены звездные величины, а по горизонтальной - цвета
звезд (от голубых слева до красных справа). Звезды в левой части диаграммы
находятся на главной последовательности, в то время как большинство звезд
в правой части представляют собой проэволюционировавшие гиганты
|
Хотя химический состав большинства звезд почти одинаков,
у них все же имеются небольшие различия. Они не очень
сильно влияют на светимость или цвет звезды, но могут быть
обнаружены в спектрах. Почти все звезды состоят в основном
из водорода и гелия: например, у большинства звезд в нашей
области Галактики лишь 1% массы составляют тяжелые элементы.
У очень немногих звезд тяжелые элементы составляют
еще меньшую долю - вплоть до 0,01%. Звезды типа Солнца
называются звездами, богатыми тяжелыми химическими элементами:
в нашей Галактике эти звезды принадлежат к населению I,
в то время как звезды, бедные тяжелыми элементами,
принадлежат к населению II.
Температура звезды очень сильно влияет на
вид ее спектра. В начале XX в. астрономы разработали систему классификации
звезд с разными видами спектров, которые являются, как мы
теперь знаем, звездами с разными температурами. Самые горячие звезды
с температурой 25 000 К и выше называются O-звездами.
Звезды с промежуточными температурами примерно от 11 000 К до 25 000 К
являются B-звездами, Вперед идут звезды классов A, F, G, K и, наконец,
М-звезды с температурой 3500 К и ниже. Солнце представляет собой G-звезду
с температурой на поверхности около 6000 К.
Рис. 16. Диаграмма цвет-величина для карликовой эллиптической галактики
Лев I. Все нанесенные на диаграмму звезды - это красные
проэволюционировавшие гиганты: главная последовательность слишком
слабая, чтобы ее можно было обнаружить в этой старой и далекой
галактике
|
ДИАГРАММА ЦВЕТ-ВЕЛИЧИНА
Удобный способ определения типов звезд в какой-либо
области пространства состоит в построении диаграммы их
цветов и видимых величин. То, что при этом получается,
называется диаграммой цвет-величина. На нее можно нанести
не только положения наблюдаемых звезд, но и ожидаемые
положения звезд разных масс, возрастов и разного химического
состава. Сравнивая наблюдения с теоретическими данными,
астрономы могут определять свойства наблюдаемого набора
звезд. В галактиках видны только самые яркие звезды, но
тем не менее диаграммы цвет-величина разных галактик
содержат много информации об их звездных населениях. Например,
в галактике вроде Большого Магелланова Облака
(
глава 6), видны голубые массивные звезды
на яркой части главной последовательности, а также красные проэволюционировавшие
звезды-гиганты, и можно определить относительное число молодых и
старых звезд (
рис. 15). Как будет показано
в следующих главах на примере нескольких отдельных галактик,
это хороший способ установить, что происходило в течение
долгого процесса развития различных галактик (
рис. 16).
ФУНКЦИИ СВЕТИМОСТИ ДЛЯ ЗВЕЗД В ГАЛАКТИКАХ
Рис. 17. Функции светимости для спиральных галактик NGC 2403
и М101 в сравнении с функциями светимости Большого Магелланова
Облака и окрестности Солнца. В двух спиральных галактиках, которые
расположены от нас дальше БМО, можно провести подсчеты лишь
самых ярких звезд. В БМО гораздо меньше очень ярких звезд-это
из-за меньшей общей численности населения. Все кривые, кроме той,
что относится к окрестностям Солнца, изображают общее число звезд
в галактике, попадающих в данный интервал звездных величин
|
Достаточно близкие для получения диаграмм цвет-величина
галактики к тому же могут довольно хорошо разрешаться
на звезды так, что и в них можно установить число звезд
разного блеска. Это дает так называемую функцию светимости
звезд. Оказалось, что светимости звезд в окрестностях Солнца
распределены в соответствии с кривой, известной под названием
функции светимости ван Рейна, выражающей число звезд
в интервале абсолютных величин в данном пространственном
объеме. Функция ван Рейна для окрестностей Солнца была
определена в ходе статистических исследований близких звезд.
Сейчас функции светимости известны для многих галакти
(
рис. 17). Например, функция светимости для Малого Магелланова
Облака, давно измеренная Шепли с сотрудникам
Гарвардской обсерватории при сравнении с функцией ван Рейна
демонстрирует относительный избыток звезд высокой светимости.
Это, вероятно, общее свойство неправильных галактик,
которые, по-видимому, богаче молодыми звездами сверхвысокой
светимости и газом, чем спиральные галактики вроде
нашей.
Функции светимости эллиптических галактик, таких как галактика
в созвездии Скульптора, очень похожи на функции
светимости шаровых звездных скоплений (
рис. 18). Измерения
поверхностной яркости неразрешенных звезд в галактике
в Скульпторе показали, что часть функции светимости, соответствующая
низким светимостям, тоже должна быть похожа на
соответствующую область функции светимости шаровых скоплений,
так как общая светимость неразрешенной части, а также
ее цвет похожи на соответствующие параметры типичного шарового
звездного скопления.
Рис. 18. Функция светимости
эллиптической галактики (системы Скульптора), полученная
Шепли. По горизонтальной оси отложены аболютные
звездные величины звезд системы, а по вертикальной
- число звезд соответствующей звездной величины
|
СПЕКТРАЛЬНЫЕ ТИПЫ ГАЛАКТИК
Спектры галактик могут кое-что рассказать об относитель-
ном числе звезд различных типов в них и о химическом составе
этих звезд. Однако интерпретировать эти спектры нелегко, так
как они составные и не всегда просто выделить влияние мириад
различных звезд, вносящих свой вклад в спектр.
Из-за важности информации о спектре для проблемы звездного
состава галактик были затрачены значительные усилия для
достижения высокой точности получаемых спектров. При сочетании
этой информации с данными о распределении светимости
и массы в галактике, а также с картой содержания нейтрального
водорода, возникает довольно полная модель состава галактики.
В большинстве исследований спектров галактик применяется
электронный детектор, который с высокой точностью измеряет
интенсивность спектра в большом числе разных длин волн.
Наблюдательные данные при помощи ЭВМ сравниваются с моделями,
предполагающими различные комбинации звезд разных
типов и разного химического состава. При достаточном числе
типов звезд и различных значений интенсивностей линий химических
элементов становится возможным получение хорошего
модельного приближения, позволяющего довольно точно определять
параметры звезд галактики. Например, если взять галактику
М31 (
глава 8), то из параметров многих линий ясно, что ее
спектр составной. В голубой части спектра выделяются линии
водорода, в то время как в инфракрасной области присутствуют
полосы окиси титана, что означает наличие как звезд горячее
Солнца, дающих сильные водородные линии, так и звезд значительно
холоднее Солнца с молекулами окиси титана. В то же
время должно быть много звезд, более или менее похожих на
Солнце, из-за наличия сильной линии магния в зеленой и линий
циана в голубой частях спектра. Однако звездная смесь в М31
сильно отличается от смеси в окрестностях Солнца. В М31
намного больше слабых красных звезд, чем в нашей Галактике
в окрестностях Солнца. Показателем этого различия является
отяошение массы в единичном объеме к его полной светимости,
выраженное в солнечных единицах. Отношение массы к светимости
в окрестностях Солнца примерно равно M/L = 0,7, в то время
как расчеты дают для ядра М31 значение около 20.
ГАЗ
Межзвездный газ в галактике по большей части представляет
собой холодный, нейтральный атомарный водород, обозначаемый
HI. Вблизи горячих звезд водород ионизован и излучает
видимый свет, образуя области НII. Римская цифра после H означает
степень ионизации (число электронов, потерянных
атомом из-за высокой температуры окружающей среды). Отсутствию
потерянных электронов соответствует цифра I, однократно
ионизованному газу - II и т. д. В космическом пространстве
имеются небольшие количества других газов, например,
гелия, атомы которых имеют больше электронов и могут
находиться в более высоких стадиях ионизации.
Вообще газовый компонент не очень заметен в эллиптических
галактиках. Тем не менее, спектроскопические обзоры свидетельствуют
о наличии возбужденного газа в ядрах примерно
15% таких галактик. По интенсивности эмиссионные линии
находятся в пределах от едва обнаружимых до сильных и хорошо
заметных. В плотных скоплениях галактик (таких, как скопления
в Персее и Волосах Вероники) эмиссионных линий практически
нет - вероятно, потому, что столкновения плотно упакованных
галактик между собой начисто вымели весь газ.
Рис. 19. Диаграмма, демонстрирующая замечательную форму спектра NGC 4278 -
галактики типа Е с облаком газа в центре
|
Рассмотрим в качестве типичного примера эллиптической
галактики, у которой обнаружено излучение газа, NGC 4278 -
галактику типа Е1 в скоплении галактик в Деве (
рис. 19). На
спектpax, полученных таким образом, чтобы можно было наблюдать
на разных расстояниях от центра дисперсии скоростей
и интенсивности эмиссионных линий, эмиссионные линии наклонены
из-за вращения газового облака. Они исключительно
широкие в центре по причине больших турбулентных скоростей,
что придает линиям в спектре форму ромба. Результаты подробных
измерений показывают, что разброс скоростей в центре
галактики составляет около 700 километров в секунду. Распределение
газа вокруг ядра почти круговое. Турбулентная скорость
уменьшается наружу и становится почти нулевой там, где
исчезает эмиссионная линия. Диаметр газового облака около
200 парсеков, что больше типичной области HII, но не превосходит
крупнейшие такие области в спиральных и неправильных
галактиках. При удалении от центра наружу скорость меняется
примерно на 1,5 километра в секунду на парсек. Линия ионизованного
кислорода 3727 A в 10 раз интенсивнее других линий.
Сравнение относительных интенсивностей различных линий говорит
о сходстве облака с типичной областью НII, такой как
Туманность Ориона в нашей Галактике. Если предположить, что
температура газового облака тоже близка к температуре диффузной
туманности в Млечном Пути (около 10 000 К), то из
интенсивностей линий можно вычислить, что отношение содержания
водорода к содержанию кислорода очень близко к солнечному.
Так как турбулентные движения должны за относительно
короткое время затухать, то каким-то образом должна
осуществляться непрерывная подпитка газа энергией. Общая
масса газа, вычисленная по его плотности и размерам облака,
примерно равна 100 000 масс Солнца. Мы не знаем, что ионизовало
газ. Возможно, высокая дисперсия скоростей приводит
к рассеянию достаточного количества энергии для поддержания
газа в ионизованном состоянии, или, может быть, имеется
несколько горячих голубых звезд с достаточно мощным ультрафиолетовым
излучением для ионизации газа и придания ему
турбулентного движения. Скорее всего, газовое облако состоит
из газа, выброшенною эволюционирующими звездами, который
упал к центру галактики.
Обзоры спиральных и неправильных галактик показывают,
что все они содержат газ - как нейтральный водород, так и облака
возбужденного газа (
фото XVI).
У галактик типа Sa самые слабые эмиссионные линии, а у неправильных -
самые сильные линии и наибольшее отношение газа к звездам. Доля газа
в галактиках монотонно уменьшается при переходе от галактик
типа Irr и Sc к Sa-галактикам. Более того, распределение газа
также зависит от типа галактики. В спиральных галактиках
типа Sa и Sb газ часто заключен в кольце, но в неправильных
галактиках и галактиках типа Sc газ распределен по всей звездной
системе (
фото XVII и
XVIII).
Галактики типа SBc и SBb содержат большие количества ионизованного газа в ядре,
в то время как это имеет место лишь для немногих Sb и Sc галактик.
Как правило, спектры указывают на физические условия, аналогичные
условиям в нормальных эмиссионных
туманностях в нашей
Галактике, с температурами около 10 000 К и электронной
плотностью меньше примерно 1000 на кубический сантиметр.
Отношение интенсивности водородных линий к интенсивности
линий других элементов, таких как азот, уменьшается к центру
галактики. Это, по-видимому, вызвано скорее уменьшением
отношения содержания водорода к содержанию азота, чем изменением
электронной температуры, но могут быть замешаны
и другие эффекты.
Существуют три способа использования радиотелескопов
для изучения газа в галактиках. Если настроить радиотелескоп
на длину волны 21 см, то можно регистрировать и картографировать
распределение холодного нейтрального водорода в галактике.
Спиральные галактики содержат значительные количества
этого газа, распределенного относительно равномерно среди
звезд. Этот газ часто простирается далеко за пределы самых
далеких видимых звезд, образуя большую плоскую газовую
оболочку с центром в звездной галактике.
Другой способ обнаружения газа при помощи радиотелескопа
состоит в поиске радиоизлучения от горячих областей
HII. Любое горячее газовое облако излучает радиоволны, но
вместо того. чтобы излучать только в одной определенной
длине волны (излучение в линии), оно излучает во всех длинах
волн, и это называется излучением в континууме. Чем больше
и горячее газовое облако, тем больше оно излучает в радиоконтинууме.
Для многих близких спиральных и неправильных галактик
можно построить карты этих горячих газовых облаков,
устанавливая места концентрации в них возбужденного газа.
Наконец, третий способ изучения в радиодиапазоне газа
в галактиках состоит в наблюдении излучения частиц высокой
энергии. Оно отличается от обычного излучения газа необычным
спектральным распределением. Это излучение называется синхротронным
излучением и наблюдается лишь при особых условиях,
предполагающих взрывные или другие бурные события - вроде
тех, что наблюдаются в возмущенных галактиках (
главы 11 и
12).
Распределение областей HII. На фотографиях или электронных
изображениях галактик, полученных с фильтрами, выделяющими
эмиссионные линии газообразного водорода, видно распределение
областей HII. Самой заметной особенностью распределения HII в
спиральных галактиках является их преимущественная конденсация в
спиральных рукавах. Однако они существуют не только исключительно
там. Есть места, как, например, во внутренней части одного из
спиральных рукавов M 33, где области HII занимают узкую полосу вдоль внутреннего
края рукава, но обычно они распределены вдоль всей
структуры рукава, а также (особенно в галактиках с менее
совершенно очерченными рукавами) между рукавами.
Максимальная плотность областей HII в спиральных галактиках
наблюдается на расстоянии от центра около одной трети
расстояния до края галактики. Областей HII обычно мало
в центрах многих спиральных галактик - особенно галактик
типа Sa и Sb, а также в самых внешних рукавах. Например,
в М31. области HII заключены в кольцеобразной области
вблизи того места, где рукава начинают преобладать над эллиптическим
компонентом галактики (см. также в разделе
"Газ").
Галактики, и которых изучено распределение HI и HII.
разнообразны. В отличие от M31, у которой пики нейтрального
водорода и областей HII находятся примерно в одних и тех же
местах, у большинства галактик наблюдается заметное различие
положений максимальной плотности нейтрального водорода
и максимальной плотности HII. Пик нейтрального газа
обычно расположен дальше от центра. Это может быть результатом
того, как газ конденсировался в звезды на протяжении
жизни галактики: возможно, большая часть эффективного звездообразования
происходит вблизи центра галактики и степень
полноты конденсации газа в звезды с удалением от центра падает.
У неправильных галактик наблюдается довольно хаотическое
распределение нейтрального водорода во всем видимом объеме.
Например, в Магеллановых Облаках можно видеть концентрации
нейтрального водорода в пределах отдельных звездных ассоциаций
и даже звездных скоплений. Радионаблюдения в континууме
позволили радиоастрономам обнаружить как тепловые радиоисточники,
вроде областей HII, так и нетепловые радиоисточники -
такие, как остатки сверхновых - во многих ближайших галактиках.
ПЫЛЬ
Надежные данные о наличии пыли в галактиках получить
нелегко. Есть три способа ее обнаружения: по покраснению
отдельных компонентов галактики (звездных скоплений, переменных
звезд, O- и B-звезд), по эффекту поглощения света звезд
галактики и видимых за нею далеких галактик, а также по
инфракрасному излучению пыли.
В случае Магеллановых Облаков измерения цветов O- и B-звезд
высокой светимости - главным образом в ассоциациях
и скоплениях - показывают средний избыток ц