книги / Эволюция звёзд и галактик
..pdfФотографирование галактик |
61 |
Чтобы сохранить разрешающую способность как мож но более высокой, было необходимо, во-первых, наблю дать лишь при самых хороших изображениях, когда турбулентный диск1) звезд очень мал. Во-вторых, на блюдать стоило лишь в те ночи, когда форма зеркала близка к идеальной, без «завала» краев, что всегда ве дет к увеличению диска звезды. В-третьих (и это было главной проблемой), надо было что-то сделать с из менениями фокуса, возникавшими из-за того, что зерка ло 100-дюймового телескопа было изготовлено из стекла старой марки. Даже за хорошие ночи происходили из менения фокусного расстояния от 1,5 до 2 мм, а были и такие ночи, когда эти изменения достигали 5 и 6 мм.
Все определялось разрешающей способностью пла стинок. Для пластинок 103а-Е размер наименьших изо бражений составлял 30—40 мк. Лаборатория фирмы Истмен определяла разрешение, помещая перед пла стинкой нож и определяя затем при помощи фотомет ра, насколько резко его фотографическое изображение. Так получается значение линейного разрешения; для круглого изображения полученную величину удваивают и получают указанные значения. Масштаб в ньютонов ском фокусе 100-дюймового телескопа таков (в 1 мм — 16"), что наименьшие размеры изображения, опреде ляемые разрешающей способностью пластинок, были бы порядка 0",48—0",64, в зависимости от того, будет ли разрешение 30 или 40 мк\ конечно, не было никакого смысла в попытках сделать изображения еще меньше.
Это означает, что за время наблюдений, и если мож но, более чем за 4 час, турбулентный диск звезды дол жен иметь размеры порядка 0",5—0",6. К счастью, в конце лета и осенью у нас было достаточно таких но чей, хотя они и не были часты. Диск оставался меньше 0",6 в течение большей части ночи, а иногда и всю ночь.
Давайте теперь рассмотрим фокус. 100-дюнмовып телескоп имеет зеркало со светосилой //5, и при хоро ших изображениях его легко сфокусировать с точностью
Ю 0,1 мм или |
даже еще несколько лучше; вы |
ис- |
||
’) |
Турбулентный |
диск — «бурлящее» |
размытое изображение |
|
звезды |
вследствие неспокойствия земной |
атмосферы. — Прим, |
ред |
4 *
52 Глава 4
пользуете нож Фуко, проходите ряд значений фокуса и устанавливаете его с точностью до 0,1 мм. Так как вы работаете с зеркалом, светосила которого //5, ложный диск, возникающий из-за ошибки в фокусе, составляет, естественно, одну пятую от 0,1 мм\ следовательно, его максимальные размеры будут 0,02 мм. Если вы удержи ваете фокус в этих пределах, то все в порядке, потому что разрешение пластинки 0,03—0,04 мм.
Проблема фокусирования достаточно серьезна. Сна чала я испытал схему, предложенную Ричи и много раз им использованную для получения тех прекрасных снимков, которые воспроизводятся теперь во всех учеб никах. У Ричи была специальная кассета, которую мож но было выводить из фокуса и возвращать точно в прежнее положение; он мог убирать ее во время экспо зиции, когда чувствовал, что надо поправить фокус, за тем устанавливал фокус заново, возвращал кассету иа место и продолжал экспозицию. Но я обнаружил, что этот способ непригоден для моих целей: с «красными» пластинками все манипуляции надо проводить в темно
те — переходить к |
новой области |
(со |
звездой, доста |
||
точно |
яркой |
для |
фокусировки. — Перев.), устанавли |
||
вать |
фокус, |
делать |
отсчеты; на все |
это |
уйдет полчаса, |
и когда вы возобновите экспозицию, пластинка снова окажется вне наилучшего фокуса.
Поэтому я вернулся к старому способу, использо ванному Килером в первые дни работы Ликской обсер ватории: я следил за изменениями фокуса, наблюдая за комой звезды, по которой велось гидирование. Искажен ное комой изображение может иметь различную форму в зависимости от установки фокуса. Оно ограничено двумя довольно яркими линиями, вызванными дифрак цией, а внутри их находится вторая система линий. Я могу подтвердить то, что установил Килер: положе ние ограничивающих линий очень чувствительно к изме нениям фокуса. Если положение фокуса так или иначе изменяется, внутренняя линия начинает пересекать на ружную или же отступает далеко внутрь от нее. Поэто му фокус надо установить таким образом, чтобы внут ренняя линия асимптотически касалась бы внешней. После того как я находил фокус с ножом Фуко, я сразу
Фотографирование галактик |
S3 |
же фокусировал гидирующую звезду так, чтобы линии внутренней дифракционной картины асимптотически касались двух других близ центра.
Я хотел бы объяснить, почему этот метод «потерял свою репутацию». Для того чтобы с достаточной уве ренностью наблюдать эти линии, нужно иметь очень хорошие изображения и очень большое увеличение. Что бы видеть линии дифракционной картины, гидируя, я всегда применял увеличение в 2800 раз; малейшее не спокойствие изображений мешает их увидеть. Часа по четыре, иногда и в посредственные ночи, я изучал все тонкости слежения за фокусом; начинал с фокусировки по ножу и затем переходил иа описанный метод, изме няя фокус каждый раз, как только это требовалось ха рактером изображения.
Очень хорошо помню первую ночь; она намеренно была выбрана тогда, когда можно бы ожидать не слиш ком хороших изображений. Еще помню, в каком заме шательстве я решал, что делать. Но нужно сразу же успокоиться и ждать момента хороших изображений, и после того как вы справитесь с этой трудностью, просто удивительно, как мало потребуется времени, чтобы разобраться в ситуации и быстро отыскать фокус. Тре нируя себя таким образом, я, наконец, овладел этим методом. Уверенно могу сказать, что при идеальных изображениях любой наблюдатель сможет им овладеть после нескольких попыток. Все дело в том, что мешают случайные ухудшения изображений; могу себе пред ставить, как некоторые сразу же теряют голову, нерв ничают и начинают бешено вертеть фокусировочный вии г.
Я был очень доволен, обнаружив после одной такой тренировки, что в течение 4 часов я удерживал правиль ное значение фокуса, манипулируя одним лишь фокуснровочным винтом. Оказалось, что в течение мочи фокус изменился почти на 6 мм; под конец я прочитал отсчет фокусировочиого винта, сразу же перешел на нож Фуко и обнаружил, что мой фокус верен с точностью до 1 мм. Таким образом, этот способ можно всячески рекомен довать, он совсем нетруден, если с ним освоиться. Нуж но сразу же начинать работать с очень большим уве личением, а это означает, что нельзя использовать
84 |
Глава 4 |
чрезмерно слабую |
гидировочную звезду, так как, ко |
гда изображения слегка ухудшаются, вы уже не видите
деталей.
У меня была специально изготовленная кассета, сде ланная чрезвычайно точно, и соответствующий нож Фуко тщательным образом регулировался так, чтобы определенный по нему фокус в указанных пределах точ но соответствовал положению эмульсии пластинки.
Другой проблемой было сохранение правильной фор мы зеркала. Одной из больших трудностей, возникаю щих, когда большие рефлекторы помещаются в башнях без температурной изоляции, является суточный подъем и спад температуры, влияющий, конечно, иа форму зеркала. Главные трудности во всех ньютоновских ком бинациях связаны со вторичным зеркалом, а не с глав ным, которое находится ниже и медленно реагирует на изменения температуры, если только эти изменения не слишком быстры. Большие изменения фокуса, о кото рых я говорил, вызваны именно дневным нагревом вто ричного зеркала, которое находится довольно высоко. В утренние часы купол нагревается так сильно, что плоское зеркало превращается в гиперболическое (или вроде этого), затем зеркало медленно возвращается к исходной форме, вызывая изменения фокуса и астигма тизм.
Я уже упоминал, что на Маунт Вилсон ночи с пре восходными изображениями бывают довольно часто, и можно даже предсказать, когда наступит такой период. Цикличность изменения погоды в Южной Калифорнии летом примерно такова. Бывают периоды медленного потепления, и вблизи максимума этого потепления изоб ражения очень хороши. Это продолжается 3—4 дня, а иногда целую неделю; затем внезапно наступает похо лодание, когда температура падает иа 10° или более за сутки. И в это время вы погибаете, так как имеете дело со смесью различных воздушных масс и изображения становятся плохими. Но в общем, если вы побудете не которое время на горе, то сможете довольно уверенно предсказать наступление такого периода. В течение этого времени необходимо сохранять максимально хо рошую форму зеркала. Поскольку температурная изоля
Фотографирование |
галактик |
55 |
ция отсутствует, единственное, |
что остается |
делать,— |
это пораньше открыть купол и повернуть его таким об разом, чтобы прямые солнечные лучи не могли попасть на инструмент. При этом используются преимущества горного климата: в тени воздух холодный, разница ме жду температурой иа солнце и в тени велика, и темпе ратура воздуха мало изменяется от ночи к дню. Поэто му вторичное зеркало успевает охладиться, и обычно за время от часа дня до десяти вечера (когда инструмент уже должен работать) оно вполне может вернуться к правильной форме.
Эти приготовления тянулись с осени 1942 г. до осени 1943 г., когда, наконец, я подготовился к проведению практических испытаний. И с соблюдением всех этих предосторожностей разрешение оказалось очень про стым делом. В августе и сентябре я разрешил цент ральную часть М31 и сразу же после этого два его ближайших спутника. Мейел сказал мне, что NGC 185 (составляющая пару с NGC 147, примерно в 12° от М 31) имеет лучевую скорость, очень близкую к наблюдаю щейся у М31, и он подозревает, что эта пара находится по соседству с системой туманности Андромеды и свя зана с ней. Я снял NGC 185 и NGC 147; оказалось, что их в самом деле легко разрешить иа звезды.
После того как задача была решена, стало совер шенно очевидным, что все эти предосторожности дейст вительно были необходимы, ни одна из них не оказалась излишней и в запасе ничего не оставалось. Выяснилось, что это та самая ситуация, когда вы просто должны ра ботать с хорошей методикой.
К концу первого сезона стало ясно, что достигнуто реальное разрешение. Я получил две или три пластинки NGC 205 и обнаружил на них первые полдюжины пе ременных. Это означало, что найденные объекты на са мом деле одиночные звезды, хотя во многих случаях мы еще видели группы звезд. Последующие работы на 200-дюймовом телескопе убедили всех, что в разреше нии нет никаких сомнений.
Замечательно то обстоятельство, что, как только раз решение было достигнуто, звезды появились в очень большом числе — тысячами и десятками тысяч. Это,
56 Глава 4
очевидно, означало, что мы достигли областей очень высокой звездной плотности, в которых много красных гигантов — иначе это было бы необъяснимым. На «крас ной» стороне диаграммы Г — Р заметна значительная концентрация нормальных гигантов, но выше их, в об ласти сверхгигантов, такой концентрации звезд нет. Прошло некоторое время, и я понял, чем могли бы быть эти красные звезды. Они определенно не могли быть обычными гигантами, которые слишком слабы, чтобы получиться на снимке. В этом и состоял весь вопрос: что бы еще это могло быть?
Я всегда очень интересовался шаровыми скопления
ми, но в те дни я почти совсем забыл о них. |
Лишь |
спустя долгое время меня, наконец, осенила |
мысль, |
что на диаграмме Г — Р есть и другое сгущение |
(крас |
ных звезд. — Перев.)у называемое теперь ветвью |
гиган |
тов шаровых скоплений. И тогда все сразу приобрело смысл, потому что красные гиганты в шаровых скопле ниях имеют как раз подходящую яркость. Не может быть и речи о нормальных красных гигантах с абсо лютной величиной 0т , даже если учитывать неопреде ленность шкалы звездных величин, расстояние слишком велико. Я не знаю, что бы случилось, если б мы не смогли отбросить эту возможность; уверен, что и я, и любой другой на моем месте увяз бы, отождествив эти звезды с обычными красными гигантами. Но о них не могло быть и речи, и тогда мне вспомнились шаровые скопления с их красными гигантами, абсолютные вели чины которых концентрируются вблизи значения —Зш, как раз там, где должны быть наши звезды. Поскольку
ветвь красных гигантов асимптотически |
приближается |
к своей верхней границе на диаграмме |
Г — Р, то в тот |
момент, когда вы ее достигаете, сразу же обнаружи вается большое число звезд.
Этого было, конечно, недостаточно, чтобы решить весь вопрос, и следующим шагом была попытка достичь другой части диаграммы цвет — величина шаровых скоплений,' что оказалось совсем нетрудным делом. В своих ранних работах о шаровых скоплениях Шепли установил все важные соотношения между составляю щими их типами звезд; он знал, что переменные типа
Фотографирование галактик |
57 |
RR Лиры в среднем на Г,"5 слабее в фотографических лучах, чем ярчайшие гиганты; так как показатель цвета
красных гигантов равен +1 "'5, разность в фотовизуаль-
ных лучах должна составлять З'я0. Была ли хоть какаянибудь возможность достичь переменных типа RR Лиры? Поскольку мы едва-едва и с большими трудно стями дошли до красных гигантов, эти переменные были заведомо недосягаемы.
Системы в Скульпторе и Печи были открыты в Гар
варде за несколько лет до |
этого. |
Их природа, неясная |
в то время, прояснилась |
после |
изучения NGC 185 и |
NGC 147. Эти системы явились связующим звеном меж ду эллиптическими галактиками промежуточной свети мости, подобными ярким спутникам М31, и эллиптиче скими галактиками очень низкой светимости, представ ленными системами в Скульпторе и Печи. Стало ясно, что их, а также подобные им системы, открытые позже, следует классифицировать как карликовые эллиптиче ские галактики. Здесь положение было идеальным, ибо
кэтому времени Хаббл и я открыли переменные типа RR Лиры в системе Скульптора, и они оказались в фо
тографических лучах на 1"*5 или 1“ 6 слабее, чем гиган ты. Приняв поэтому, что данная система является про сто эллиптической галактикой с очень низкой свети мостью (а в этом больше не было сомнений), мы полу чали цепочку доказательств того, что звезды, найден ные при разрешении М31, подобны звездам шаровых скоплений. Во-первых, верхний предел их абсолютных величин был того же порядка; во-вторых, эти системы также содержали переменные типа RR Лиры, свети мости которых были связаны со светимостями ярчай ших звезд обычным образом. Поэтому можно было предположить, что диаграмма цвет — величина фикси руется двумя точками: гигантами и переменными типа RR Лиры, особенно последними.
Смешная сторона данной ситуации состояла в том, что после всех этих усилий оказалось, что необходи мости в них не было. Когда Шепли открыл системы в Скульпторе и Печи, из-за их своеобразного вида он опи сал их как новый тип звездных систем. Хаббл и я, ко
58 |
Глава 4 |
нечно, сразу же ими заинтересовались, предприняли небольшое исследование и открыли переменные типа RR Лиры. Мы рассматривали систему Скульптора, как если бы она была нормальным шаровым скоплением; обна ружили переменные типа RR Лиры, заметили, что они
на l'"5—1'м6 слабее ярчайших гигантов, и так и не по няли, что мы держали в руках. В описании этих систем мы указали, что они обнаруживают хорошо известные особенности шаровых скоплений, хотя в некоторых от ношениях и отличаются от них. Вскоре была опублико вана статья, все ее обсуждали, но так никто и не дога дался, что проблема уже решена, что мы знаем теперь, из чего состоят эллиптические галактики. Понадобился трудный обходный маневр, прежде чем блеснул свет ис тины. Я думаю, что это должно утешить студента, который иногда бывает слегка обескуражен не столь уж хорошим ходом дел. Как сказал Эйнштейн, человеческий род очень инертен, и прогресс идет крайне медленно.
Вам известно, что было потом. Связав воедино все, что мы так или иначе знали об этих галактиках, я при шел к выводу о том, что нужно различать по крайней мере две диаграммы Г — Р: нормальную диаграмму, которую мы уже хорошо знали, и диаграмму для шаро вых скоплений. Тогда же я пришел к выводу, что эллип тические галактики состоят в основном из звезд того же типа, как и шаровые скопления (население II), и что в спиралях Sb и Sa содержатся звезды обоих населений, различающихся по своему пространственному распреде лению, причем население II преобладает в центральной области. Весьма замечательно то, что некоторые систе мы состоят лишь из звезд населения II, а в других сме шаны оба типа населений. Тогда мы не могли догадать ся, какое положение будет в системах, подобных Магел
лановым Облакам, — наиболее замечательных |
системах |
|
населения I; звезды этого населения светят |
так ярко, |
|
что оно, без сомнения, |
перекрывает намного более сла |
|
бое население II, если |
только последнее специально не |
искать. В то время я так и предполагал, что население II также могло бы присутствовать в спиралях Sc и си стемах типа Магеллановых Облаков, но оно перекры вается сверхгигантами населения I. Такова была пер
Фотографирование галактик |
59 |
вая грубо нарисованная картина; очень |
интересным |
было существование целого класса галактик, которые (как я осторожно выражался) имели диаграммы цвет — величина, тесно связанные, если не идентичные, с диаг раммами шаровых скоплений.
Когда мы рассмотрели связь этих населений с газом н пылью, стало ясно, что это разделение имеет еще бо лее глубокое значение. В исследованиях Хаббла уже было статистически показано, что эллиптические галак тики в основном свободны от пыли и газа; однако было много указаний на то, что пыль и газ присутствуют в спиральных ветвях, поскольку темные поглощающие пятна видны в них повсюду. Поэтому казалось, что население I может быть в какой-то степени связано с газом и пылью. Наиболее загадочным результатом была эта связь между двумя населениями и пылью и газом: для населения II было характерно отсутствие пыли п газа, население же I, по-видимому, было с ними связано. В следующей главе мы увидим, как специаль ное исследование М31 действительно показало, что су ществует тесная связь между спиральной структурой, пылью и газом и населением I. Изучение туманности Андромеды быстро привело затем к выводу о том, что первичными являются газ и пыль, звезды же представ ляют собой вторичное явление. Таким путем возникла более ясная картина взаимосвязи газа и пыли идвух ти пов звездных населений.
Глава 5 *
СПИРАЛЬНАЯ
СТРУКТУРА
ТУМАННОСТИ
АНДРОМЕДЫ
Два типа звездных населений определяются их диа граммами Г — Р; в этом и состоит физический смысл понятия населений. Известно также, что звездные скоп ления можно разделить на две большие группы (шаро вые и рассеянные), основываясь на виде их диаграмм цвет — величина. И это очень приятно: два рода звезд ных скоплений, различавшихся с давних пор, оказы ваются представителями двух звездных населений.
Замечательная связь между типом населения и при сутствием пыли и газа определенно указывает на чтото еще более глубокое. Эллиптические галактики, кото рые, как полагают, состоят из чистого населения II ти па, в основном свободны от пыли и газа; если немного газа и есть, на что указывает яркая линия Х3727 !), то его количество пренебрежимо мало сравнительно с мас сой, заключенной в звездах.
Чтобы глубже проникнуть в существо этой связи между газом, пылью и звездными населениями, я, окон чив работу по разрешению ближайших галактик на звезды, решил предпринять новое исследование туман ности Андромеды со 100-дюймовым телескопом. Скажу о двух причинах, побудивших меня к этому. Во-первых, стало ясно, что М31 во всех направлениях простирается намного дальше, чем видно на обычных снимках. Вто рой причиной было то, что, к моему большому удивлению, на первой пластинке, где удалось разрешить М31, были видны три или четыре большие эмиссионные туман ности, которые я никогда раньше не замечал. Я уже го ворил, что Хаббл, который мог работать только на пла стинках, чувствительных к синим лучам, проводил очень
') Принадлежащая ионизованному атомарному кислороду.—
Прим. ред.