Красные
скопления задали еще одну загадку. Когда для
них были построены первые диаграммы цвет-светимость,
оказалось, что детали некоторых диаграмм довольно необычны -
последовательность звезд-гигантов у них менее
крутая, чем обычно. Когда в 80-х годах стали внедрять
высокоэффективные линейные приемники излучения вроде
приборов с зарядовой связью (ПЗС), заменившие старые
фотографические методы, ответ на загадку стал ясен. Многие
из предполагавшихся нормальными шаровых скоплений на
самом деле несколько моложе шаровых скоплений
Млечного
Пути, хотя и достаточно старые, чтобы выглядеть красными
и немолодыми. Для таких хорошо изученных объектов
как NGC 2231 в БМО и NGC 419 в ММО были получены
возрасты в несколько миллиардов лет. Возрасты других скоплений
все еще вычисляются (на обработку огромного объема
данных, получаемого на современных больших телескопах при
работе со скоплением из тысяч звезд с использованием высокоэффективных
детекторов с высоким разрешением, уходят месяцы,
а то и годы). Оказалось, что в Облаках обнаружено лишь
небольшое число по-настоящему старых шаровых скоплений:
в ММО одно - NGC 121, а в БМО около шести, хорошим
представителем которых является NGC 2257. Большинство
этих скоплений содержит переменные типа RR Лиры
(1), как и шаровые
скопления
Млечного Пути, и для их возрастов получены
значения около 15 миллиардов лет-они почти ровесники Вселенной.
Оставшиеся из примерно 40 больших красных скоплений,
по-видимому, являются более молодыми объектами. В отличие от
нашей Галактики Магеллановы Облака были способны порождать
гигантские богатые скопления вплоть до настоящего времени. По
до сих пор не до конца понятным причинам в
Млечном Пути
такие скопления перестали образовываться примерно 15 миллиардов
лет назад и с тех пор наша Галактика в состоянии производить
лишь небольшие скопления, которые в течение миллиарда лет
и меньше разрываются на части приливными силами или другими
разрушительными эффектами.
Скопления
Облаков иллюстрируют драматические отличия
этих двух неправильных галактик от нашей звездной системы.
Магеллановы Облака представляют собой слабо связанные мед-
ленно вращающиеся системы малой массы, не заключенные в пре-
делах тонкого плоского слоя и, вероятно, не имеющие больших
сферических гало из старых звезд, как наш Млечный Путь. В этом
более <вежливом> окружении звездные скопления могут возникать
и процветать так, как это невозможно в напряженной приливными
силами среде нашей гораздо более массивной Галактики.
Богатство
и диапазон возрастов скоплений Магеллановых
Облаков оказались очень полезными для теоретиков. Так как
рассеянные скопления
Млечного Пути довольно слабо населены,
имея всего несколько (если таковые вообще имеются) звезд, проходящих
последние стадии эволюции - стадию звезд-гигантов, то
наши возможности сравнить теории звездной эволюции с реальными
звездами ограничены отдельными участками диаграмм.
С другой стороны, богатые скопления в Магеллановых Облаках
дают много звезд на разных фазах стадии гигантов, которые
расширяются, сжимаются и снова расширяются перед тем, как
окончательно сколлапсировать, став невидимыми как белые карлики
или нейтронные звезды. Таким образом, скопления в Облаках
продемонстрировали нам то, что происходит в реальности,
позволив сравнить теоретические расчеты с примерами, взятыми
с натуры (
рис. 25). Так как основные параметры - такие, как
возрасты звезд, - выводятся из этих теоретических предсказаний,
то очень важно проверить саму теорию. Мы хотим быть уверенными
в том, что необходимые многочисленные предположения
и приближения, входящие в подобную математическую теорию,
Рис. 20.
Типичная кривая вращения галлактики растет от нулевого значения в центре до скоростей
в 100 км/с и более во внешних частях
|
(1)
Переменные типа RR Лиры представляют собой пульсирующие
звезды с периодами изменения блеска в несколько десятых долей суток.
Они обнаруживаются среди старых звезд населения II.
[ Оглавление] | [ Назад ] | [ Вперед ]