книги / Эволюция звёзд и галактик
..pdfПеременные зоеэды в шаровых скоплениях |
191 |
ременные с периодами между 10 и 20 днями в шаровых скоплениях напоминали \УДевы, и вся эта группа была названа звездами типа W Девы.
Выяснилось, наконец, что, кроме цефеид с периодами между 1 и 10 днями (кривые блеска которых с трудом можно отличить от кривых классических цефеид) и звезд типа W Девы, шаровые скопления содержат также
звезды |
типа RV Тельца. |
Последние обычно намного |
|||
ярче, чем все другие |
звезды скопления, и часто лежат |
||||
|
|
— |— 1— |
1— 1— 1— 1— ----1----1----1----1---- 1----1---- |
||
|
|
М 2 , зо. 1 . |
|
IV Левы . |
М 10, зв. 2 . |
|
|
: |
|
|
|
I—1— 1— 1— 1___1___1__ ' ----J1__ 1___1__ 1__ 1___1__ __ 1__ | |
|__ 1___1__ 1__ |
||||
Р и с . |
24. |
Сравнение кривых |
блескаVв системе |
V двух цефеид |
|
|
|
в шаровых скоплениях и W Девы. |
|
||
вне |
(ядра. — Персе.) |
скопления. Чтобы |
получить луч |
шие данные, Арп в ряде шаровых скоплений заново ис следовал все переменные звезды с периодом больше од ного дня. Величины этих звезд он всегда связывал с величинами переменных типа RR Лиры в том же скоп лении. Таким образом, его результаты связаны с нульпунктом переменных типа RR Лиры.
Оказалось, что существует две разновидности звезд типа W Девы; звезды первой группы имеют продолжи тельную остановку близ максимума кривой блеска, и мне .кажется, что их лучше всего назвать «плосковер шинные звезды типа W Девы»; середина этой плоской вершины приходится на фазу 0,18; она лежит примерно
на 0™15 ниже максимума. Вторая группа имеет оста новку на нисходящей ветви, при фазе примерно 0,39
приблизительно на 0'"75 ниже максимума. Звезды с ос тановкой на нисходящей ветви, как представляется, имеют стабильный период н стабильную кривую блеска, тогда как у плосковершииных звезд часто наблюдаются изменения периода и кризой блеска.
192 |
Глава 14 |
Обе разновидности звезд типа W Девы всегда пока зывают яркие линии водорода во время возрастания блеска. Это является также характерной особенностью звезд типа RV Тельца, но никогда не наблюдается у классических цефеид. У последних иногда видны яркие линии И и К, но это совсем не то, что яркие линии во дорода. Наконец, когда цефеиды II типа были изучены с большей дисперсией, оказалось, что все они показы вают раздвоение линий поглощения близ максимума.
Недавние исследования цефеид I типа (классиче ских) и цефеид II типа показали, что у них разный ки нематический механизмЕсли рассмотреть кривую луче вых скоростей цефеиды I типа в предположении, что звезда пульсирует, очень легко найти критические фазы. Кривая лучевых скоростей пересекает среднюю линию (определяющую пространственную скорость звезды.— Перев.) в те моменты, когда звезда имеет максимальные или минимальные размеры, поскольку тогда скорость поверхности совпадает с лучевой скоростью всей звезды. Отсюда при помощи интегрирования кривой лучевых скоростей мы можем получить изменения радиуса в функции времени.
В качестве примера цефеиды II типа можно взять не принадлежащую к скоплению очень хорошо изученную звезду W Девы. Когда звезда находится в максимуме, наблюдаются две системы линий поглощения, сдвину тые одна в красную, а другая в фиолетовую сторону (рис. 25). В каждом цикле появляется система сдвину тых в фиолетовую сторону линий; эта система сме щается в красную сторону до следующего максимума, затем ее линии делаются совсем слабыми и исчезаютПри каждом максимуме цефеиды II типа некоторый слой звезды внезапно приобретает очень высокую ско рость, расширяется до максимальных размеров и затем спадает. При сравнении с цефеидой I типа обнаружи вается большая разница: соответствующая часть кри вой лучевых скоростей последней простирается лишь от максимума до района минимума, тогда как для звезды II типа она занимает весь цикл, от максимума до макси мума. В классических цефеидах механизм таков, что поверхностные слои завершают полный цикл — от мак-
Переменные звезды в шаровых скоплениях |
193 |
симального диаметра до минимального, а в |
цефеидах |
II типа слой срывается и не завершает цикл. Если те перь проинтегрировать кривую лучевых скоростей, окажется, что объем звезды возрастает к максимуму
|
Фаза |
Р и с . 25. |
Кривая блеска, показателя цвета и лучевой скорости W |
|
Левы по линиям поглощения (черные круж ки) и эмис |
|
сионным линиям (светлые круж ки). |
и затем |
уменьшается, но прежде чем он достигнет мини |
мума, происходит столкновение с веществом, выбрасы ваемым из следующего слоя; все выглядит почти так, как если бы было такое столкновение. Я думаю, что в классических цефеидах пульсация и воздействия такого рода происходят синхронно, тогда как в случае цефеид II типа такой синхронности нет. Таким образом, между механизмами пульсации в этих двух типах имеется фун даментальное различие.
13 В. Бааде
194 |
Глава |
14 |
|
Ось ускорости |
(средней |
скорости. — Перев.) |
можно |
установить по проведенным Джоем наблюдениям |
четы |
рех звезд типа W Девы и трех звезд типа RV Тельца в шаровых скоплениях. Средние скорости совпадают со скоростями скоплений, в которых расположены эти звез ды. Дисперсия скоростей очень мала, и мы мо жем допустить, что эта ось представляет скорость звезды.
Для звезд типа RV Тельца я использую данные из статьи Абта об U Единорога. Периоды этих звезд под вержены изменениям, иногда чередуются высокие и низ кие минимумы. Кривая лучевых скоростей довольно по хожа на эту кривую у звезд типа W Девы: в максимуме блеска опять-таки всегда видны две системы линий по глощения. Поскольку минимумы часто бывают неодина ковой глубины, приводимый для звезды этого типа пе риод обычно является интервалом между сходными минимумами, однако кривая лучевых скоростей ясно по казывает, что истинный период должен быть вдвое меньше. Здесь, как и в случае звезд типа W Девы, нет синхронности между механизмом, вызывающим пульса ции, и самими пульсациями. Период свободных колеба ний звезды, очевидно, больше, чем период этого меха низма; находят, что отношение периода свободных коле баний к периоду вынужденных имеет величину поряд ка 1,5.
Рассмотрим теперь зависимость период — светимость для цефеид II типа. Если бы вся разница между цефеи дами I и II типа была известна с самого начала, мы не пытались бы втиснуть две совсем разные вещи в одно и то же прокрустово ложе, как это было сделано. Помимо тех отличий, о которых мы говорили, надо вспомнить, что в то время как цефеиды I типа удовлетворяют соот ношению масса — светимость (но с другой постоянной, чем звезды главной последовательности. — Перев.), мы определенно должны предполагать теперь, что все це феиды II типа имеют одну и ту же массу, равную 1,2 солнечной. Я думаю, что о единстве этих групп цефеид нельзя и говорить. Действительно, в обе группы входят пульсирующие звезды; но тип пульсации у них разный, и массы их также различны.
Переменные звезды в шаровых скоплениях |
195 |
|
Если попытаться построить |
зависимость |
период — |
светимость для цефеид II типа |
в шаровых скоплениях |
при помощи их абсолютных величин, связанных с вели чинами переменных типа RRJlHpbi, получится довольно неопределенная картина. Есть все основания считать, что должна быть тесная связь между звездами типа W Девы и RV Тельца, и я пытался их представить двумя параллельными линиями, однако отклонения были слишком велики. Испытав много других способов, я, на конец, сопоставил с периодом абсолютные величины (как фотографические, так и визуальные) в минимуме. В обоих случаях я получил замечательный результат. Теперь звезды типа W Девы и типа RV Тельца образо вывали единую группу. Я включил также некоторые бо лее новые наблюдения звезд типа RV Тельца с еще бо лее длинными периодами. Оказалось, что весь разброс диаграммы период — светимость вызван амплитудами. Однако есть ли какие-нибудь основания полагать, что минимальная яркость должна лучше коррелировать с периодом, чем средняя или максимальная яркость?
13*
Глава IS *
ЭЛЛИПТИЧЕСКИЕ
*ГАЛАКТИКИ
*
*
Детально рассмотрев диаграммы цвет — величина звездных скоплений обоих населений, обратимся теперь к галактикам и применим к ним наши эволюционные идеи.
При подробном изучении эллиптических галактик мы ограничены сравнительно небольшим числом этих сис тем в нашей Местной Группе; ярчайшими из них яв ляются спутники туманности Андромеды, есть также с полдюжины карликовых галактик типа системы в Скульпторе. Четыре из них столь близки, что с совре менным оборудованием можно без труда достичь в них переменных типа RR Лиры. Можно также надеяться расширить диаграмму цвет — величина до горизонталь ной ветви и даже еще слабее. В последние годы я ис следовал все четыре системы. Ближайшими являются системы в Драконе, в Малой Медведице и Скульпторе, последняя изучается в Претории. Система во Льве на ходится на очень высокой галактической широте и, хотя она вдвое дальше других, ее наблюдения нетрудны.
Исследование системы в Драконе теперь закончено. Наблюдения производились с помощью 200-дюймового телескопа, а это означает, что на пластинке умещалась лишь центральная часть системы. Было бы достаточно наблюдений и со 100-дюймовым инструментом, однако его монтировка не позволяет достичь склонения +67°. Видимый диаметр системы Дракона 48', а пластинка 200-дюймового телескопа размером 5X7 дюймов покры вает примерно 8'ХЮ'. Исследовалась квадратная об ласть примерно 20'Х20'; были проведены довольно тщательные поиски переменных звезд путем сравнения около 30 пар пластинок. Все 134 обнаруженные пере менные являются звездами типа RR Лиры, если только рассматривать как звезды этого типа все переменные
Эллиптические галактики |
197 |
с периодами до 2,5 дней, так как две или три звезды имеют период больше одного дня.
Ряд областей, окружающих центр системы, изредка наблюдался на 200-дюймовом телескопе, чтобы при по мощи переменных типа RR Лиры иметь представление о размерах системы; переменные искались на 8—10 пла стинках в каждой из этих областей. В них оказалось всего 53 переменные; конечно, выявлены не все звезды, но мы представляем теперь, до каких расстояний встре чаются переменные типа RRЛиpы. Все они заключены в круге диаметром 48'. Я думаю, что это еще занижен ные размеры — одна из переменных находится даже за границами этого круга. На пластинках камеры Шмидта видно, что из-за низкой галактической широты систему Дракона очень трудно отличить от фона, например, по подсчетам звезд. Это справедливо и для системы Малой Медведицы. Поэтому подсчеты звезд вести бесполезно.
В центральной области мисс Суоп нашла 134 пере менные и определила их периоды и кривые блеска. Кри вые блеска вполне нормальны, встречаются периоды от
0?55 (причем это еще не самый короткий период) до
1?59. Система Дракона замечательна тем, что в ней от сутствуют правильные кривые блеска типа с• В шаро вых скоплениях всегда обнаруживаются два типа кри вых блеска: тип с синусоидальной формы и асимметрич ные кривые с большой амплитудой. А вот в системе Дракона кривых типа с нет даже среди самых коротко периодических звезд. Вместо них в некотором интервале периодов мы находим очень правильные кривые блеска. Затем внезапно у них начинает наблюдаться большая дисперсия, потом снова в каком-то интервале периодов появляются правильные кривые, затем вновь кривые с большим разбросом и т. д. Амплитуда может быть небольшой, но кривые блеска всегда асимметричны. Кри вые блеска изменяются периодическим образом, что не понятно, и в этом отношении переменные системы Дра кона резко отличаются от переменных шаровых скоп
лений.
Распределение периодов по частоте в системе Дра кона очень интересно. Периоды начинаются у 0,3, но
14 В. Бааде
198 |
Глава 15 |
кривые блеска всегда асимметричныОт 75 до 85% пе риодов лежат в очень узком интервале (от 0,55 до
0?70), и в распределении периодов наблюдается резкий максимум. Это опять-таки нечто необычное, не встре чающееся в шаровых скоплениях. Средний период всех
переменных системы Дракона составляет 0,614; в шаро вых скоплениях Остерхоф обнаружил две группы пере менных: одну с максимумом распределения периодов у
0?525 и другую у 0?625.
Диаграмма цвет — величина системы Дракона имеет все особенности, присущие шаровым скоплениям. На ней очень много звезд фона, так как галактическая ши рота всего 28°; есть ветвь гигантов, переходящая в ветвь субгигантов, горизонтальная ветвь и пробел переменных типа RR Лиры. В системе В, V этот пробел лежит не много ниже 20т , а ветвь гигантов доходит до 17т , так что ярчайшие звезды имеют фотовизуальную абсолют ную величину —Зт, если для переменных типа RR Лиры принять нулевую величину. В основных чертах диаграм ма не отличается от диаграмм шаровых скоплений.
Однако система Дракона обнаруживает также и за мечательные отличия от шаровых скоплений. Например, горизонтальная ветвь очень интенсивна с «красной» сто роны от пробела переменных типа RR Лиры и чрезвы чайно слаба с «синей»- Эту разницу легко заметить при сравнении с диаграммами М 3 и М 5 (см. рис. 19 на стр. 159), где с «красной» стороны от пробела звезд сравнительно мало, а с «голубой» стороны очень много. Таким образом, это действительная разница, хотя в ос новных чертах диаграммы одинаковы.
Большинство звезд, разбросанных по диаграмме, должно быть звездами фона, но есть одна звезда 17” 2
с показателем цвета —0,ш25 почти на той же высоте, что и ветвь гигантов, являющаяся, по-видимому, членом сис темы. Ее абсолютная величина —Зт , и она представляет особый интерес. Это одна из тех ярких голубых звезд, вновь и вновь обнаруживаемых в шаровых скоплениях и особенно в системах типа системы Скульптора.
В некотором отношении диаграмма эллиптической галактики —точное представление диаграммы шарового
Эллиптические галактики |
199 |
скопления- В М 3 и М 5 мы не можем наблюдать цент ральные области — это скопления с большой концентра цией к центру, — но в системе Дракона можно измерить каждую звезду и получить правильное представление о центральной области. К сожалению, детальных иссле дований бедных шаровых скоплений не проводилось, изучали лишь богатые скопления. Идеальным объектом для сравнения было бы бедное шаровое скопление, та кое, как NGC 5053, где можно наблюдать звезды в са мом центре. Возможно, существует разница в относи тельной населенности ветви гигантов и горизонтальной ветви. При простом сравнении диаграмм М3 и М 5- с диаграммой системы Дракона возникает впечатление,,
что градиент от 20т к 18'”5 в системе Дракона намного больше, но дальше этого я бы не пошел.
Здесь мы имеем первую диаграмму цвет — величина карликовой эллиптической галактики. Основные черты ее именно таковы, какие и следовало бы ожидать, если бы она состояла из чистого населения II. Для системы Дракона никаким разумным способом нельзя вывести абсолютную величину и интегральный цвет — мешают большие угловые размеры и сильное влияние звезд фона. Однако имеются надежные указания на то, чтовсе системы этого типа не отличаются ни по свети мости, ни по другим свойствам от системы Лев II. Ин тегральную величину и показатель цвета этой системы можно определить, поскольку она находится на высокой галактической широте и, будучи вдвое дальше, кажется более сконденсированной. Холмберг и сделал это, ис пользуя предварительный показатель цвета и среднююяркость ряда переменных типа RRJInpbi. Таким путем выяснилось, что объект типа системы Дракона имеет величину около —10т , лишь немного превосходящую абсолютную величину ярчайших шаровых скоплений. В международной системе их показатели цвета состав
ляют около + 0™8; для системы Лев II Холмберг дает
значение +0'л83. Эта величина находится в довольно хорошем согласии со средним значением, полученным вследствие наблюдательной селекции главным образом для гигантских эллиптических галактик высокой свети-
14*
200 |
Глава |
15 |
|
мости. Согласно |
Холмбергу, |
средний показатель |
цвета |
для эллиптических галактик, полученный по 15 |
систе |
||
мам, составляет |
+ 0"'85±0,'"1 |
с очень небольшой диспер |
сией. Стеббинс и Уитфорд по 36 эллиптическим галак тикам получили +о;"87±о;"01. Таким образом, карлико вые эллиптические галактики в этом отношении не отличаются от класса эллиптических галактик в целом.
Теперь, когда Морган провел наблюдения интеграль ных спектров ряда гигантских эллиптических галактик, мы знаем, что это еще не все. Он исследовал эти сис темы в скоплении галактик в Деве. Интенсивности ли ний, содержание металлов и т. д. очень трудно интер претировать, потому что линии спектров гигантских эллиптических галактик кажутся очень широкими из-за громадной дисперсии скоростей звезд в этих системах. Если масса эллиптической галактики составляет 1010 масс Солнца, теорема вириала предсказывает дис персию скоростей порядка 200 км/сек. Линии металлов настолько расширены, что они образуют бленды, и не известно, представляют ли эти бленды те же линии, что наблюдаются в нормальных спектрах.
Однако Морган получил несомненно важный резуль тат, обнаружив, что в спектрах этих гигантских эллип тических систем очень сильны полосы циана. В спектрах гигантов чистого населения II полосы циана всегда очень слабы, и, если бы эти системы состояли из одного лишь населения II, следовало бы ожидать, что полосы циана будут слабыми, как в шаровых скоплениях. Но Морган фактически нашел-таки, что полосы циана очень сильны; возможно (хотя он и не зашел так далеко, что бы сказать это), они столь же сильны, как и у нормаль ных гигантов-
Как я уже говорил при рассмотрении интегральных спектров шаровых скоплений, при любой приемлемой функции светимости интегральный блеск таких систем в основном определяют звезды трех или четырех самых ярких величин. Наблюдения Моргана, следовательно, просто означают, что большая часть света гигантских эллиптических галактик приходит от звезд не с низким содержанием металлов, а со значительно более высо