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 цвета около 0,05
звездной величины, что означает поглощение пылью около 15%
общего излучения звезд. Это, однако, среднее значение, основанное
на измерениях, проведенных для многих участков
в Облаках. Гораздо большие покраснения, вызванные более
крупными концентрациями пыли, тоже наблюдаются в Облаках,
особенно в участках наподобие того, что окружает гигантскую область HII
скопления 30 Золотой Рыбы, где присутствуют
к тому же большие концентрации газа.
Для некоторых галактик, таких как M 31, измерения цветов
шаровых звездных скоплений свидетельствуют о зависимости
поглощения света пылью от расстояния до центра галактики.
Несмотря на видимые на фотографиях существенные локальные
иррегулярности в распределении поглощения, вызванные пылью
спиральных рукавов, это распределение обычно симметрично
относительно центра, причем поглощение падает при
переходе к внешним частям галактики и возрастает вблизи
спиральных рукавов.
Для нескольких близких объектов был применен метод
исследования пыли в галактике путем подсчета видимых сквозь
нее далеких галактик. Среди этих объектов были и очень слабо
структурированные карликовые эллиптические галактики Местной
группы. Из полученного в ходе подсчетов распределения
галактик заднего фона в области нескольких таких карликовых
галактик очевидно, что в них нег заметного поглощающего
вещества, так как число далеких галактик за ними не уменьшается.
За Магеллановыми Облаками также можно видеть далекие
галактики, и это дало астрономам карты общего количества
поглощающего вещества, особенно для Большого Магелланова
Облака. Согласно результатам исследований, в центре этой
галактики поглощение составляет около 1,2 звездной величины.
Таким образом, сквозь галактику проходит только около одной
трети света.
Другой способ исследования пыли в галактиках состоит
в изучении пылевых полос, .видимых в проекции на аморфном фоне
галактики. У некоторых галактик, особенно у видимых почти
с ребра, такие полосы очень заметны (
фото XIX).
Они ясно свидетельствуют о том, что пыль широко распространена в спиральных
узорах большинства спиральных галактик и сильно
концентрируется в большинстве случаев к галактической плоскости.
Посмотрим на пыль в спиральных рукавах галактики NGC 5194.
Эта галактика типа Sc находится перед спутником типа Irr II - NGC
5195 (
фото XX). Один из рукавов пересекает
половину изображения NGC 5195 и пыль в рукаве хорошо видна - как пересекающая
меньшую галактику полоса поглощения. Так как NGC 5195 относительно
симметричный
объект, то можно измерить полное поглощение,
вызванное пылью наложенного спирального рукава: цвет галактики
прямо за пылью аномально красный и яркость аномально низкая.
Избыточное покраснение почти пропорционально общей величине
поглощения. Кроме того, пыль распределена на более обширной
области, чем ярчайшая часть спирального рукава. Наиболее заметна
пыль во внутренних частях спирального рукава, что наблюдается
и в других галактиках. Полное поглощение, вызванное пылью,
составляет около 0,4 величины - того же порядка, что и толщина слоя
пыли, обнаруженная в местном спиральном рукаве нашей Галактики.
(1) В галактиках в основном обнаруживаются три типа групп звезд.
Звездные ассоциации представляют собой слабо связанные молодые
группировки недавно образовавшихся звезд, которые бросаются в глаза
благодаря их очень высокой светимости и температуре. Рассеянные
скопления - это более
компактные группы меньших размеров, относительно
устойчивые и имеющие разнообразные возрасты. Шаровые скопления -
это большие богатые скопления высокой светимости, все очень
старые и обычно содержащие самые старые из известных звезд в галактике.
[ Оглавление] | [ Назад ] | [ Вперед ]