Мыслящая Вселенная

Рассмотрим детальнее структуру Галактики. Начнем с ядра. Ядро Галактики представляет собой утолщение ее в центре. В ядре Галактики сосредоточено большое количество звезд. К сожалению, исследовать все объекты ядра не представляется возможным из-за той же пыли, которой там больше, чем в других частях Галактики. Между Солнцем и центром Галактики имеется большое количество темных пылевых облаков различной формы и толщины. Они закрывают от нас ядро Галактики. Правда, некоторую информацию о ядре исследователям удалось все же получить. Ученые исходили из того, что пылевые облака сильно поглощают только фиолетовые, синие и зеленые лучи. В то же время более длинноволновые желтые и красные лучи они поглощают слабее. Еще более длинноволновые инфракрасные лучи практически без поглощения проходят через пылевые облака. Здесь все зависит от соотношения размеров пылинок и длины

Рис. 4. Вид Галактики при наблюдении ее с ребра

волны данного излучения. Исходя из этого, стали проводить измерения излучений в инфракрасной области спектра. Именно в инфракрасных лучах были впервые прорисованы контуры ядра Галактики. Измерения позволили определить диаметр ядра Галактики. Он оказался равным 1300 пс. Ядро делает форму Галактики весьма своеобразной. Она напоминает не просто диск, а дискообразное колесо, которое имеет в центральной части утолщение — втулку. Если на-

Рис. 5. Галактика NGC 5907, сходная блюдать Галактику со с нашей Галактикой, наблюдаемая с стороны, то есть с ребра, ребра то ее границы должны выглядеть так, как показано схематически на рисунке 4. Там же показано и место нашего Солнца.

Сфотографировать нашу галактику с ребра мы пока что не можем, так как находимся внутри нее. Но мы можем сфотографировать с ребра другие галактики, которые похожи на нашу. На рисунке 5 показана фотография Галактики NGC 5907, которая напоминает нашу Галактику при наблюдении с ребра.

ДВОЙНЫЕ И КРАТНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Звездное население нашей Галактики весьма разнообразно. В нем есть разные сословия, отличающиеся не только внешним видом и другими свойствами, но и возрастом. Одиночных подобных друг другу звезд очень много. Другие же в меньшинстве. Таковыми, например, являются двойные и кратные звезды — группы звезд, которые состоят из двух, трех, четырех и т. д. до десяти звезд. В этих группах звезды удерживаются близко друг к другу благодаря взаимному притяжению по закону всемирного тяготения.

Так, в Солнечной системе притяжение огромного массивного Солнца удерживает планеты и другие тела системы. Сила притяжения заставляет планеты двигаться по замкнутым орбитам. Она не позволяет системе распасться.

Двойные и кратные звезды притягивают, удерживают друг друга. Они удерживают и тела меньших масс внутри сравнительно небольшого объема. Двойных и кратных звезд в нашей Галактике не так уж и много. Так, ближайшая к нам звезда альфа Центавра является тройной звездой. Если вокруг этих трех звезд вращаются планеты, подобные нашей Земле, то жители этих планет должны видеть на своем небе три солнца. Одно из них желтое и яркое, как наше Солнце. Второе — несколько менее яркое и оранжевое. Третье — красноватое, сильно уступающее первым двум в своем блеске. Но, так или иначе, все три солнца согревают и освещают все живое на планетах.

Если взять 30 ближайших к нам звезд, то 13 из них тройные системы. Наблюдения за двойными и кратными звездами ведутся уже почти 200 лет. За это время многие из них поменяли свое местоположение друг относительно друга. Проведенные за это время наблюдения дали существенную информацию об этих звездах. Было доказано, что эти звезды движутся под действием силы взаимного притяжения. Так же движутся планеты под действием силы притяжения Солнца. На основании данных, в частности, о скорости движения звезд по их орбитам была рассчитана масса звезд, которые входят в двойные системы. При этом выяснилось, что массы у звезд различны.

Некоторые из этих звезд уступают по массе Солнцу, а другие превосходят его. Но одно характерно для всех звезд — чем больше светимость звезды, то есть чем больше звезда излучает в единицу времени энергии в пространство, тем больше и ее масса. Это значит, что вдвое большей массе соответствует приблизительно вдесятеро большая светимость. Различие в светимостях у звезд гораздо большее, чем различие в массах.

Любопытно, что двойные и кратные звезды не обязательно состоят из звезд одного семейства, одного типа. Они могут состоять из звезд различных типов. Так, звезда белый гигант может комбинироваться с красным карликом, или же желтая звезда средней светимости кооперируется с красным гигантом.

РАССЕЯННЫЕ СКОПЛЕНИЯ ЗВЕЗД

Двойные и кратные звезды тесно связаны друг с другом. Но в нашей Галактике есть коллективы звезд, связь между которыми менее тесная. Это рассеянные скопления, в которые входят от нескольких десятков до нескольких сотен звезд. Существуют скопления, в которые входит до двух тысяч звезд. Но их мало. Эти коллективы звезд не случайно были названы «рассеянными». Звезды в них действительно рассеяны на достаточно большом пространстве, и часто специалисты затрудняются четко очертить его границы. Форма этих скоплений может быть и неправильной, — по-видимому, именно из-за неуверенного определения их границ.

Самое известное рассеянное скопление звезд в нашей Галактике называется Плеяды. Знают его все потому, что его можно наблюдать невооруженным глазом. В наших широтах осенью в вечерние часы Плеяды видны высоко над горизонтом. Искать их надо в созвездии Тельца. При очень хорошем (отличном) зре-

Рис. 6. Рассеянное скопление Плеяды. Кроме звезд, в скоплении видны входящие в его состав газовые облака

нии можно насчитать семь звезд. Наблюдая в телескоп, можно увидеть не менее сотни звезд. В телескоп можно наблюдать и газовые туманности. Плеяды показаны на рисунке 6. На фото кроме звезд видны и входящие в их состав газовые облака.

Кроме одинарных рассеянных скоплений звезд есть и двойные, например скопление h и с Персея. Оно показано на рисунке 7. В этом двойном рассеянном скоплении содержится около 600 звезд.

 Красные и желтые гиганты в таких скоплениях встречаются крайне редко. Зато белые и голубые гиганты являются обязательными членами рассеянных скоплений.

И это несмотря на то, что они сами по себе являются редкими звездами. Есть и другие редкие звезды — белые и голубые сверхгиганты. Это звезды высокой температуры и очень высокой светимости. Каждая из таких звезд излучает энергии в сотни тысяч и даже в миллионы раз больше, чем наше Солнце. Так вот, и эти редкие звезды чаще всего можно найти в рассеянных скоплениях. Во всяком случае, чаще, чем в других местах Галактики.

Рассеянные скопления звезд — это не просто группы звезд, которые оказались рядом. Эти звезды обладают общими свойствами. Например, связь между показателями цвета этих звезд и их светимостью очень своеобразна. На рисунке 8 представлена диаграмма цвет — видимая звездная величина для Плеяд. Особенность этих звезд состоит в том, что практически все они ложатся на

Рис. 7. Cкопление h и c Персея

Рис. 8. Диаграмма цвет — видимая звездная величина для Плеяд

главную последовательность. Так, диаграмма, построенная для Плеяд, содержит только звезды главной последовательности. Среди этих звезд нет ни одного желтого или красного гиганта, нет здесь и субкарликов. Но есть несколько голубых сверхгигантов. Они как бы венчают главную последовательность. В самой главной последовательности звезды тесно группируются в узкой полосе. Для других рассеянных скоплений характерно то же самое, хотя в некоторых из них эти особенности диаграммы цвет-светимость выражены менее четко. Примером может служить рассеянное скопление NGC 6530, показанное на рисунке 9. В этом скоплении есть несколько красных гигантов. Кроме того, в главной последовательности звезды скопления располагаются менее тесно. Другими словами, полоса главной последовательности более широкая, чем для рассеянного скопления Плеяд. Тем не менее

и здесь четко видно господствующее положение главной последовательности. Можно сделать такой обобщающий вывод: в рассеянных звездных скоплениях есть особый тип звездного населения — звезды главной последовательности в большей степени преобладают над всеми остальными.

Для рассеянных звездных скоплений характерно и то, что практически все они располагаются вблизи плоскости симметрии Галактики. Более того, большинство из этих скоплений находится почти точно в плоскости Галактики. На рисунке 10 показано, какую картину мы могли бы наблюдать со стороны,

Рис. 9. Диаграмма цвет — видимая звездная величина рассеянного скопления NGC 6530

если бы из Галактики убрали все, кроме рассеянных звездных скоплений. Видно, что все рассеянные скопления находятся либо в плоскости Галак-

Рис. 10. Система рассеянных скоплений Галактики при наблюдении Галактики с ребра

тики, либо очень близко прижаты к ней.

На рисунке 10 рассеянные скопления звезд в нашей Галактике находятся в одной плоскости. В настоящее время специалисты зарегистрировали восемьсот рассеянных скоплений звезд в Галактике. Но это не предел. Ведь даже в телескоп мы можем различать только относительно близкие рассеянные скопления. Что касается далеких рассеянных скоплений звезд, то они практически неразличимы. Их трудно зафиксировать, поскольку в них мало видимых звезд. Специалисты считают, что число рассеянных звездных скоплений в Галактике не менее 30 000. Сколько же в них звезд? Если полагать, что в одном рассеянном скоплении примерно 300 звезд, то общее число звезд в них приблизительно равно десяти миллионам. Поскольку в Галактике всего около ста миллиардов звезд, то в рассеянные скопления входит только одна сотая процента всех звезд Галактики.

В Галактике есть и более многочисленные коллективы звезд. Таковыми, например, являются шаровые звездные скопления. В каждом из таких скоплений находятся сотни тысяч, а иногда и более миллиона звезд. На рисунке 11 показана фотография шарового скопления то Центавра. Видно, что по мере удаления от края свет от звезд сливается и различить отдельные звезды невозможно. Но это на фотографии. А на самом деле даже в центральных областях шаровых скоплений расстояния между звездами огромны по сравнению с размерами самих звезд. Конечно, в центре шаровых скоплений звезды располагаются значительно

ближе друг к другу, чем, на-

Рис. Шаровое скопление ω Центавра

пример, в окрестности Солнца.

Если в рассеянных скоплениях преобладают горячие бело-голубые звезды гиганты и сверхгиганты, а красных и желтых гигантов очень мало, а таких же сверхгигантов и вовсе нет, то в шаровых скоплениях все наоборот: очень много звезд красных и желтых гигантов, много красных и желтых звезд сверхгигантов и очень мало бело-голубых звезд гигантов. Бело-голубые сверхгиганты и вовсе отсутствуют. Специалисты говорят, что звездное население шаровых скоплений совершенно иного типа, чем звездное население рассеянных скоплений. Так, в шаровых скоплениях много переменных звезд, тогда как в рассеянных скоплениях переменных звезд очень мало. Более того, переменные звезды, которые там есть, совсем не такие, как в шаровых скоплениях. Они намного больше излучают света в пространство. Периоды изменения их блеска равны нескольким дням или десяткам дней, тогда как шаровые скопления изобилуют короткопериодически-ми цефеидами с периодом изменения блеска меньше суток. Кроме того, в рассеянных скоплениях звезд обычно много газа и пыли, тогда как в шаровых скоплениях газа и вовсе нет. Пыли же в шаровых скоплениях или нет, или же ее очень мало.

Все эти различия имеют очень глубокий смысл. Он проявляется и в отличии диаграммы цвет — видимая звездная величина. У шаровых скоплений звезд эта диаграмма отличается от типовой для звезд рассеянных скоплений. На рисунке 12 представлена диаграмма шарового скопления NGC 5272. Для построения этой диаграммы цвет — видимая звездная величина использовались результаты наблюдений с помощью самого крупного в мире телескопа с диаметром объектива 5 метров. Специалисты определили цвета звезд до 21-й видимой звездной величины. Если скопление удалено от нас на расстояние 14 кпс, то это соответствует абсолютной звездной величине звезд +5m,3. Наиболее полно представлена последовательность желтых и красных гигантов. В верхней части диаграммы она переходит в последовательность крас-

Рис. 12. Диаграмма цвет — видимая звездная величина

шарового скопления NGC 5272

ных гигантов. Слабые звезды главной последовательности также многочисленны. Это относится, главным образом, к той части главной последовательности, которая расположена на диаграмме ниже и правее места, где начинается ветвь гигантов. Яркие звезды главной последовательности отсутствуют. Но есть еще так называемая горизонтальная последовательность звезд с абсолютной звездной величиной, около +1m,0. На диаграмме у этой последовательности посередине имеется пробел. На самом деле он заполнен не приведенными на диаграмме, но имеющимися в шаровом скоплении короткопериодическими цефеидами.

Сравните рис. 12 с рис. 8 ирис. 9, и вы убедитесь в принципиальном различии шаровых и рассеянных скоплений. Этим различием специалисты пользуются в том случае, когда скопление далеко и плохо наблюдается из-за сильного поглощения света межзвездной пылью. В таких случаях диаграмма позволяет однозначно сказать, какое это скопление — шаровое или рассеянное.

Шаровые скопления состоят из большого количества звезд и являются плотными. Они резко выделяются среди других объектов Галактики. Шаровые скопления видны на очень больших расстояниях. Уже открыто 119 шаровых скоплений, которые входят в состав нашей Галактики.

Как мы видели, рассеянные скопления звезд сосредоточены главным образом в плоскости Галактики или очень близко к ней. Шаровые же скопления звезд распределены практически по всей Галактике. Многие из них значительно удалены от плоскости Галактики. По сути, все шаровые скопления образуют как бы сферу, которая проникла в Галактику, и даже выходит за ее пределы, как это показано на рисунке 13.

Поскольку шаровые скопления располагаются симметрично по отношению к центру Галактики, а Солнце находится далеко от этого центра, то почти все они должны наблюдаться в одной половине неба, именно в той, где на-

Рис. 13. Система шаровых скоплений, окружающая Галактику

ходится центр Галактики. Поскольку центр всей совокупности шаровых скоплений совпадает с центром Галактики, то, определив направление на этот центр и расстояние до него, можно определить центр нашей звездной системы при наблюдении Галактики с ребра Если полагать, что в каждом из известных шаровых скоплений в среднем находится немногим менее миллиона звезд, то общее число звезд в шаровых скоплениях составит около 100 миллионов. Но в относительном измерении это немного, только одна десятая процента всех звезд нашей Галактики.

ЗВЕЗДНЫЕ АССОЦИАЦИИ

Звездные ассоциации являются молодыми образованиями Галактики. Наиболее горячие звезды — гиганты расположены на небе как бы отдельными гнездами. Как правило, в таком гнезде (О-ассоциации) имеется два-три десятка звезд — горячих гигантов спектральных классов О и В0, В1, В2. Каждая такая ассоциация занимает большой объем — несколько десятков или сотен парсек. В этой области, как и в других местах Галактики, много звезд-карликов, звезд средней светимости и два-три десятка горячих гигантов. Однако относительно общего количества звезд их число пренебрежимо мало. Поэтому звездная ассоциация не создает существенной дополнительной силы притяжения и не может удерживать в себе звезды, которые находятся внутри ассоциации. Горячие гиганты движутся со скоростями в 5 — 10 км/с. Поэтому им требуется всего несколько сотен тысяч лет или, самое большее, несколько миллионов лет для того, чтобы уйти из ассоциации. То, что горячие гиганты находятся в ассоциациях, означает, что они являются молодыми звездами, что они недавно образовались и еще не успели уйти из ассоциации. Все открытые О-ассоциации лежат около плоскости симметрии Галактики и находятся ближе 3,5 кпс. Половина из них находится ближе 1,5 кпс. Можно полагать, что именно на этом расстоянии до 1,5 кпс все ассоциации уже выявлены. Общее число ассоциаций в Галактике составляет 2800. Это число определено следующим образом. Ученые считают, что повсюду около плоскости Галактики О-ассоциации располагаются с такой же частотой, как и в районе Солнца. Учитывая, что радиус Галактики составляет 15 кпс, и принимая в расчет, что уже открыто 82 О-ассоциации на расстоянии до 1,5 кпс, определяется число О-ассоциаций в Галактике — оно равно (82: 3) 100. Считается, что в каждой звездной ассоциации в среднем имеется 30 звезд классов О и В0, В1, В2. Если все гиганты самых ранних спектральных классов входят в О-ассоциации, то общее число этих звезд в Галактике составит 80 000.

Есть и другие звезды, которые располагаются гнездами. Это переменные звезды особого класса — карлики с эмиссионными линиями в спектре. Их называют переменными типа Т Тельца. Дело в том, что звезда Т в созвездии Тельца была первой такой исследованной звездой. Группы этих звезд обладают малой общей звездной плотностью. Они неустойчивы, как и О-ассоциации. Их специалисты назвали Т-ассоциациями. По размерам они меньше О-ассоциаций. Светимость звезд, составляющих Т-ассоциации, невысока. Поэтому они видны на сравнительно небольших расстояниях. Полагают, что в Галактике существует несколько десятков тысяч Т-ассоциаций звезд.

Изучение ассоциаций привело исследователей к пониманию того, что в Галактике наряду со старыми звездами есть также молодые и даже очень молодые звезды. Отсюда следует очень важный вывод: звездообразование в Галактике — это длительный процесс. Более того, образование звезд происходит и сейчас.

ПОДСИСТЕМЫ ГАЛАКТИКИ

Рассмотренная выше структура Галактики наводит на мысль о том, что Галактика как система состоит из подсистем. Одну из подсистем — плоскую образуют рассеянные скопления звезд. Шаровые скопления образуют сферическую подсистему.

По расположению звезд в Галактике все типы звезд и все другие объекты можно разделить на три группы. Объекты первой группы сосредоточены главным образом у галактической плоскости. Они образуют плоские подсистемы. К этим объектам относятся горячие сверхгиганты и гиганты, долгопериодические цефеиды, пылевая материя, газовые облака, а также рассеянные звездные скопления. Надо помнить, что в состав рассеянных скоплений звезд в основном входят те объекты, которые сами по себе тоже образуют плоские подсистемы.

Рис. 14. Области, занимаемые плоскими, промежуточными и сферическими подсистемами при наблюдении Галактики с ребра

Вторую группу образуют сферические подсистемы

Промежуточные стемы: это объекты, располагающиеся одинаково часто как у плоскости Галактики, так и на значительном расстоянии от нее. Такими объектами являются желтые и красные субкарлики, желтые и красные гиганты, ко-роткопериодические цефеиды, а также шаровые скопления.

Есть и промежуточные подсистемы. В них объекты сосредоточены в плоскости Галактики, но не так плотно, как в плоских подсистемах. Промежуточные подсистемы составляют красные и желтые звезды-карлики, желтые и красные звезды-гиганты, а также особые переменные звезды, называемые звездами типа Миры Кита. Эти звезды очень значительно изменяют свой блеск. Схема расположения объектов различных подсистем показана на рисунке 14.

Любопытно, что объекты различных подсистем не только по-разному распределены в Галактике, но и имеют разные скорости. Объекты сферических подсистем имеют наибольшую скорость движения в направлении, перпендикулярном плоскости Галактики. У объектов плоских подсистем скорости указанного направления самые маленькие. Это логично, поскольку большая перпендикулярная скорость позволяет объекту отходить на большие расстояния от плоскости Галактики. Поэтому эти объекты заполняют сферический объем. Те звезды, у которых перпендикулярная скорость мала, не могут удалиться на большое расстояние от плоскости Галактики. Притяжение Галактики их возвращает обратно. Они далеко не уходят, а только совершают небольшие колебания около плоскости симметрии Галактики. Поэтому они и заполняют очень плоский объем.

Химический состав объектов различных подсистем также различный. Установлено, что звезды плоских подсистем богаче металлами, чем звезды сферических подсистем. Все это говорит о том, что звезды разных типов формировались в разных местах Галактики и при различных условиях.

СПИРАЛЬНЫЕ РУКАВА ГАЛАКТИКИ

Рис. 15. Галактика NGC 6814, сходная с нашей Галактикой, наблюдаемая в плане Галактики, подобные нашей, при наблюдении в плане выглядят как галактика NGC 6814, показанная на рисунке 15.

Из ядра галактики выходят спиральные ветви, рукава. Они огибают ядро и, постепенно расширяясь и разветвляясь, теряют яркость. На определенном расстоянии их след и вовсе пропадает.

Исследования показали, что спиральные ветви других галактик состоят из звезд — горячих гигантов и сверхгигантов, а также из пыли и газа (водорода). Если перечисленные объекты убрать из спиральных галактик, то их ветви-рукава исчезнут. Исчезнет их спиральная структура. Дело в том, что красные и желтые звезды, как карлики, так и гиганты, одинаково равномерно заполняют как области в спиральных ветвях, так и области между спиральными ветвями.

Если мы хотим изучить спиральную структуру нашей Галактики, мы должны проследить расположение в ней звезд — горячих гигантов, а также пыли и газа. Но сделать это непросто, поскольку мы вынуждены наблюдать спиральную структуру Галактики изнутри. При этом различные части спиральных ветвей проектируются друг на друга. Наша задача усложняется и тем, что мы не умеем точно определять расстояние до далеких звезд — горячих гигантов. Можно сказать, что измерять большие расстояния в Галактике вообще нельзя — прежде всего из-за пылевого вещества, которое поглощает свет звезд. Спиральные рукава располагаются в плоскости Галактики. Именно там больше всего пыли. Но пылевое вещество не только поглощает свет и затрудняет измерения расстояний. Оно делает практически невидимыми очень далекие звезды — горячие гиганты. Именно за ними мы должны следить, если хотим узнать расположение спиральных рукавов. Таким образом, методом наблюдения распределения в пространстве звезд — горячих гигантов или звездных ассоциаций изучить спиральные ветви нашей Галактики не удается.

Получить определенную информацию о спиральных рукавах можно с помощью использования излучения нейтрального водорода на длине волны 21 сантиметр. Мы уже говорили, что таким образом можно вывести закон вращения Галактики. Была измерена плотность нейтрального водорода в различных местах Галактики. Результаты этих измерений показаны на рисунке 16. Видно, что в двух небольших секторах наблюдения отсутствовали. Тем не менее просматривается расположение спиральных ветвей. Дело в том, что водород обычно соседствует со звездами — горячими гигантами. Именно они определяют форму спиральных рукавов. Поэтому места уплотнения водорода должны повторять рисунок спиральной структуры Галактики.

Как уже говорилось, излучение нейтрального водорода с длиной волны 21 сантиметр находится в радиодиапазоне. Пыль не оказывает на него никакого влияния. Поэтому оно доходит до нас от самых далеких областей Галактики.

ФОРМИРОВАНИЕ ЗВЕЗД ИЗ ГАЗА

Одна из гипотез предполагает, что звезды образуются из газового вещества, того газового вещества, которое и сейчас наблюдается в Галактике. Начиная с момента, когда масса и плотность газового вещества достигают определенного, критического значения, газовое вещество под действием своего собственного притяжения начинает сжиматься и уплотняться. При этом вначале образуется холодный газовый шар. Но сжатие продолжается, и температура газового шара растет. Потенциальная энергия частиц в поле притяжения газового шара при приближении к центру становится меньше. Часть потенциальной энергии переходит в тепловую энергию.

Когда же газовый шар нагреется, он станет отдавать тепловую энергию через излучение с поверхностных слоев. Поэтому он будет охлаждаться вначале в поверхностном слое, а затем и в более глубоких слоях. Если бы в этом газовом шаре (звезде) не появились новые источники энергии, то процесс сжатия довольно быстро привел бы к исчезновению энергии и угасанию звезды. Всю

Рис. 16. Контуры спиральной структуры Галактики, определенные по расположению нейтрального водорода

энергию унесло бы излучение. Но на самом деле процесс этот более сложный. В результате сжатия центральные области звезды разогреваются до очень высоких температур. Они расположены очень глубоко и поэтому почти не испытывают влияния охлаждения, которое вызывается излучением с поверхностных слоев. Когда же температура центральной области достигает нескольких милли–5 онов градусов, в ней начинают протекать термоядерные реакции. Они сопровождаются выделением большого количества энергии.

Таким образом, первый период образования звезды — это период сжатия. Он длится до того момента, пока в центральной области звезды не начнут протекать термоядерные реакции. В продолжение периода

Рис. 17. Эволюционные перемещения звезд на диаграмме спектр — светимость в период сжатия