Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§1.13. Звездные ассоциации

181

Таким образом, можно полагать, что некоторые звездные ассоциации предста-

вляют собой звездные скопления (или группы скоплений), вероятно находящиеся

еще в процессе формирования из газопылевого вещества.

Ассоциации горячих звезд уверенно отождествляются в спиральных ветвях неко-

торых близких галактик. В некоторых галактиках группы горячих звезд, занимающие

объемы пространства диаметром до 600 пк, названы сверхассоциациями.

Известно около 100 ОВ-ассоциаций на расстояниях до 3,5 кпк от Солнца

(половина их расположена ближе 1,5 кпк). Возможное полное их число в Галактике —

около 4000. Т-ассоциаций известно 40 до расстояния 0,5 кпк. Таким образом, общее

их число может оказаться гораздо больше чем число ОВ-ассоциаций.

Рис. П4. Диффузные туманности в созвездии Ориона: NGC 1977 = М 43 вверху,

NGC

976 = М 42 внизу. Север вверху (менисковый телескоп, Алма-Ата)

182 Глава 1. Общие сведения

§1.14. Галактические туманности

Видимые даже простым глазом туманности в созвездиях Андромеды и Ориона

принадлежат к двум совершенно различным классам. Газовые, или диффузные ту-

манности, подобные туманности Ориона (рис. 114), имеют неправильную форму.

Они называются также галактическими туманностями и представляют собой облака

межзвездной пыли и газов, освещенные яркими, наиболее горячими и массивны-

ми звездами, которые расположены поблизости или даже внутри самих облаков.

Бывают туманности со спектром поглоще-

ния, другие обнаруживают спектр излуче-

ния (эмиссионный). В этом случае име-

ет место не только отражение света звез-

ды туманностью, но и свечение вещества

туманности, «возбужденного» излучением

звезды. Имеются также светящиеся облака,

лишенные освещающих их звезд. Их свече-

ние может явиться следствием столкнове-

ния молекул и мелких частиц при встрече

и взаимопроникновении двух облаков тем-

ного пылевого вещества.

В 1945-1955 гг. академик Г. А. Шайн

с помощью светосильных камер и особых

светофильтров с узкой полосой пропус-

кания возле водородной линии Н

от-

крыл существование многих новых, до тех

пор не известных водородных туманно-

стей. Они совершенно не видны на обыч-

ных фотографиях (рис.115). Кроме чи-

сто водородных туманностей Г. А. Шайн

и В. Ф. Газе на Крымской астрофизической

обсерватории открыли новые газопылевые

туманности. В сущности говоря, название

«галактические туманности» малоудачно,

так как газовые туманности имеются также

в других галактиках. Так, например, в со-

став Большого Магелланова Облака входит

гигантская газовая туманность, известная

под названием 30 Золотой Рыбы, или «Та-

рантул». На расстоянии туманности Ори-

она она занимала бы видимую площадь

всего этого созвездия; от ее блеска пред-

меты на Земле давали бы заметные тени.

Разновидностью газовых туманностей

являются так называемые планетарные ту-

манности (рис. 116). Это малоудачное на-

звание было дано потому, что некоторые из этих туманностей в телескоп напоминали

зеленоватые диски Урана и Нептуна. Они представляют собой весьма разреженную

газовую оболочку, светящуюся под действием излучения слабой, но очень горячей

(50000-100000 К) звезды, находящейся в ее центре.

Рис. 115. Водородная туманность 1С 1396:

вверху — снимок в фотографических лу-

чах, внизу — в лучах линии Н

(получены

Г.А. Шайном и В. Ф. Газе на КрАО). Сторона

каждого снимка 175'

§1.14. Галактические туманности 183

Рис. 116. Планетарная туманность NGC 7293 («Улитка») в созвездии Aqr. Расстояние до нее

около 70 пк. Видимый диаметр 15', линейный диаметр около 0,2 пк. Слабая звездочка

в центре — ядро туманности

Рис. 117. Снимок спектра кольцевой планетарной туманности М 57 = NGC 6720 в Lyr, полу-

ченный с объективной призмой. Слева направо: Н

, N|, N2 (последние две — от запрещенных

линий [О III]) и Hp, далеко направо (в УФ конце) - А 3869 [Ne III] + Н

(Л 3889)

184

Глава 1. Общие сведения

Рис. 118. Газопылевая туманность NGC 7000 «Америка» (слева) и газовая туманность 1С 5067

«Пеликан». Между ними — темная туманность. Размер по горизонтали 3° (снимок получен

на менисковом телескопе D = 500 мм в Алма-Ате)

Эти туманные оболочки похожи на те, которые с большими скоростями сбра-

сываются новыми звездами во время вспышек. Оболочки планетарных туманностей

расширяются во все стороны со скоростями порядка 15-30 км/с. Грубая модель пла-

нетарных туманностей — это сферически-симметричная оболочка. Однако большое

число разнообразных форм этих туманностей не укладывается в рамки этой модели.

Если плотность такой сферической оболочки невелика, то она представляется нам

в виде кольца, так как в этом случае луч зрения, касательный к оболочке шаровой

формы, пронизывает большую толщу светящегося вещества. На снимке, полученном

с объективной призмой, видны отдельные монохроматические изображения плане-

тарной туманности в различных лучах (рис. 117). Диаметры планетарных туманностей

составляют от 3000 а. е. до нескольких световых лет. Массы их от 0,01 до 0,1 9Я

За время порядка 10

лет планетарная туманность успеет рассеяться в пространстве.

Известно более 1200 планетарных туманностей и каждый год открывают все но-

вые. Удаленные объекты имеют звездоподобный вид и обнаруживаются по спектру,

§1.14. Галактические туманности 185

Рис. 119. Яркая диффузная туманность NGC 2024. В центре темная туманность «Конская

голова» близ £ Ori. Север вверху. Горизонтальная сторона снимка 74'. Вверху слева — темная

туманность «Италия». (Фотография получена с красным фильтром на менисковом телескопе

Горной обсерватории АН Казахстана в Алма-Ате)

состоящему из отдельных ярких точек (линий) на слабом фоне непрерывного спек-

тра. Такие спектры хорошо заметны на снимках, снятых с объективной призмой.

Всего в Галактике, вероятно, несколько десятков тысяч планетарных туманностей.

Совокупность планетарных туманностей характеризуется большой концентрацией

к центру Галактики. Они испускают слабое тепловое радиоизлучение. Планетарные

туманности обнаружены и в ближайших галактиках.

Особый класс галактических туманностей представляют собой упомянутые вы-

ше темные туманности. Они имеют большую галактическую концентрацию — их

особенно много в полосе М. П., где они ясно выделяются на ярком фоне звездных

186

Глава 1. Общие сведения

облаков в виде темных пятен и волокон (рис. 118 и 119). Темные туманности — это

облака космического газа и пыли, которая поглощает свет звезд, лежащих за нею.

Средняя плотность газо-пылевого облака составляет ~10

-22

г/см

В разных местах М. П., в частности около туманности М 8, в яркой диффузной

туманности, окружающей рассеянное скопление NGC 2244, и в туманности NGC 281

обнаружено несколько десятков крошечных темных объектов шаровой формы,

названных глобулами. Они имеют диаметры от 10

ООО

до 35

ООО

а. е., а в NGC 2244 —

даже меньше 4000 а. е. Некоторые исследователи полагают, что глобулы являются

одной из форм образования звезд, возможно, что в настоящее время из них

конденсируются звезды (о происхождении звезд см. § 1.19).

В табл. 59 и 60 дан список некоторых галактических туманностей различного

типа.

§1.15. Подсистемы и составляющие Галактики

Звезды и другие объекты, составляющие нашу Галактику (а также и другие звезд-

ные системы), могут быть разделены по их физическим особенностям на ряд

взаимопроникающих подсистем, имеющих общий центр, но различные зако-

ны распределения в пространстве по отно-

шению к этому центру и по отношению

к средней плоскости Галактики, а также

различную кинематику. Подсистемы, как

сказано, выделяются по какому-либо фи-

зическому признаку; например, можно го-

ворить о подсистеме переменных звезд ти-

па 6 Цефея, подсистеме звезд спектрального

класса О, подсистеме темных туманностей

и т.д.

По характеру своего распределения в

пространстве и по средним пространствен-

ным скоростям входящих в нее объектов

подсистема может принадлежать к одной

из трех составляющих Галактики: плоской,

промежуточной и сферической. В литературе

можно встретить также термины: населе-

ние 1 типа (соответствует плоской соста-

вляющей Галактики) и население II типа

(сферическая составляющая) (рис. 120). Так

как у сферической составляющей преобла-

дает концентрация к центру, а у плоской —

к плоскости Галактики, то население II типа

преобладает в ядре Галактики (и других галактик), а I типа — в ветвях спиральных

галактик (о более подробной классификации — делении на пять типов населения

см. в книгах по звездной астрономии).

Эти концентрации количественно характеризуются величинами Gr И G

—

градиентами плотности D вдоль радиуса Галактики R и перпендикулярно к ее

ВО АО FO СгО

Спектральный класс

Рис. 120. Схема расположения на диа-

грамме Герцшпрунга—Рассела звезд насе-

лений I и II

§ 1.15. Подсистемы и составляющие Галактики

187

плоскости (вдоль координаты г):

d\gD

OR '

d\gD

dz '

(24)

Эти градиенты рассчитываются на один килопарсек в окрестностях Солнца.

Наглядной характеристикой концентрации к галактической плоскости объектов

той или иной подсистемы является также величина (3 = 0,4343/<?

, выражаемая

в парсеках и сходная с геофизическим понятием «высоты однородной атмосферы».

Если бы температура и плотность воздуха не менялись с высотой, то при давлении

760 мм и температуре 0°С вся земная атмосфера имела бы высоту всего 8 км. Это

и есть «высота однородной атмосферы».

Таблица XVIII

Составляющие и подсистемы нашей Галактики

Составляющие подсистемы

п N

Плоская составляющая

Цефеиды типа 6 Сер 0,11 9,86

44 500 30000

Звезды класса В

9,5 46

10000 150000

Рассеянные звездные скопления

0,11

8,2

53 500 ЗЗООО

Звезды класса О 0,10 7,5 58

200 6500

Темные (пылевые) туманности (0,16) 4,34 100

000 10

Промежуточная составляющая

Новые звезды

0,22 2,39 182

100 10

Переменные типа RV Таи

0,23

2,2 200 80 10

-10

Звезды классов

R, N, неправ, перемен.

(0)

4,3

100

130

13000

R, N, полупр. перем.

(0)

2,5 175 45 4500

R, N, постоянные

(0)

1,3

335

260 16000

Планетарные туманности 0,4

2,00

217 1200 400000

Звезды класса S 0,14

1,20

360

90 5000

Белые карлики 0,36

(1,08) (400)

250 5- 10

Миры с периодом больше 200

0,26 0,86

500

3000

1,3- I0

Сферическая составляющая

Миры с периодом 150—200

(0,26)

0,22, 2000 300 ю

Переменные типа RR Lyr 0,27

0,22 2000

3000

170000

Цефеиды типа W Vir

0,25 0,2 2000 50 20000

Субкарлики

0,27

(0,17) (2600) 300 10"

Шаровые скопления

0,26

0,15

3000 100

250

В табл. XVIII приведен перечень подсистем, относящихся к различным соста-

вляющим Галактики, величины G

, G

, (3, наблюденное число п объектов каждой

подсистемы и предполагаемое полное число N этих объектов (по П. П. Парена-

го). Скобки отмечают неуверенные определения. Полное число звезд в Галактике

П. П. Паренаго предварительно оценил как N

и 1,2 10".

188 Глава 1. Общие сведения

§1.16. Галактика. Ее форма, вращение

Исследование строения Млечного Пути и распределения в нем звезд, звездных скоп-

лений и туманностей привело к выяснению формы Галактики. Наиболее плотная ее

часть напоминает по форме двояковыпуклую линзу или карманные часы (рис. 121)

с некоторым утолщением в центральной части (объекты плоской составляющей);

она окружена облаком сферической формы или гало (объекты сферической соста-

вляющей). Наше Солнце находится почти точно в средней плоскости Галактики

на расстоянии около 8 кпк, или 26000 световых лет от центра системы, имеющей

диаметр около 30 кпк = 10

км = 100 000 световых лет.

Рис. 121. Схема строения Галактики, рассматриваемой «с ребра». Стрелка отмечает поло-

жение Солнца. Большие белые кружки — шаровые скопления. Темная полоса — тонкий слой

поглощающей свет пылевой материи. Шкалы — в парсеках

Строение нашей системы показывает ее сходство с внегалактическими спираль-

ными туманностями (галактиками) типа Sb или Sc (см. рис. 123-126).

В спиралях располагаются наиболее молодые объекты: ОВ-звезды, диффузное

вещество, пыль, молодые скопления, звездные ассоциации и т.д.

На Крымской астрофизической обсерватории в 1949 г. В. Б. Никонов, А. А. Ка-

линяк и В. И. Красовский с помощью электронно-оптического преобразовате-

ля (ЭОП) впервые получили фотографию центральной области нашей Галактики.

Фотографирование проведено в инфракрасных лучах (с длиной волны 9700 А) с вы-

держкой около получаса. На снимках отчетливо видно тело эллипсоидальной формы.

Половина его совпадает с известным ярким облаком в созвездии Стрельца, а другая

половина на обычных снимках не выходила, так как она загорожена облаками тем-

ного вещества. Область ядра Галактики — очень плотное (в миллионы раз плотнее,

чем окрестности Солнца) скопление очень старых звезд с примесью молодых звезд.

В самом центре Галактики открыт интенсивный источник радиоизлучения (Sgr А).

Обнаружено мощное истечение газа из центральной области Галактики, которое

на расстоянии 3-4 кпк от центра проявляет себя как ветвь, имеющая в настоящее

время скорость ~50 км/с в радиальном направлении.

§1.17. Галактики

189

Слой водорода, концентрирующийся вблизи галактической плоскости, увеличи-

вает свою толщу к периферии Галактики и отклоняется от этой плоскости, подобно

загнутым полям шляпы. Может быть, это ре-

зультат взаимодействия газовой составляющей

Галактики с межгалактическим магнитным по-

лем, а может быть, это возмущающее влияние

на Галактику Магеллановых Облаков. Рассма-

тривая Галактику извне, мы увидели бы, что

поверхностная яркость вблизи Солнца 23,4"'

с квадратной секунды дуги (для М 31 это соот-

ветствует расстоянию от центра этой галактики

12 кпк, для М 33 — 4 кпк).

Изучение звездных движений указывает

на то, что вся наша звездная система вращается

вокруг оси, перпендикулярной к средней плос-

кости Галактики. Однако Галактика вращается

не как твердое тело; движения звезд в Галакти-

ке напоминают движения планет вокруг Солнца — чем дальше от центра вращения,

тем медленнее движение (рис. 122). Солнце движется по своей орбите вокруг центра

Галактики со скоростью 220 км/с и совершает полный оборот примерно в 220 млн лет.

Участвуя в галактическом вращении, Солнце движется в направлении созвездия Ле-

бедя, а по отношению к окружающим его звездам — к апексу, находящемуся в созвез-

дии Геркулеса. Общая масса Галактики 2,8- 10

г~ 2- 10" масс Солнца, общее число

звезд ~2• 10". Средняя плотность вещества в окрестностях Солнца 1,06- Ю

-23

г/см

. Вся Галактика как целое движется в пространстве со скоростью

~580 км/с, определенной по отношению к реликтовому излучению.

§1.17. Галактики

Галактики, раньше называвшиеся внегалактическими туманностями, представля-

ют собой такие же звездные системы, как наша Галактика; некоторые из них

имеют большое сходство с Галактикой. Примером может служить туманность Ан-

дромеды (рис. 123) — единственная галактика, видимая в наших широтах невоору-

женным глазом в безлунную ночь. По внешнему виду различают: эллиптические

галактики Е (~17%), отличающиеся друг от друга степенью сплюснутости, спи-

ральные S (~80%) и неправильные 1г (~3%). Спиральные отличаются степенью

развитости спиральных ветвей. Кроме того, спиральные галактики подразделяются

на обыкновенные S и пересеченные (или с перемычкой) SB. Рис. 124 дает пример га-

лактики с перемычкой, спирали начинаются с концов перемычки. Неправильные 1г

бывают двух типов: Ir I — рассеянные и Ir II — компактные. Большинство галактик 1г

сплюснуты (от 1/5 до 2/5), что свидетельствует в пользу предположения об их

вращении.

Внешний вид галактики зависит от угла, который составляет наш луч зрения

с экваториальной плоскостью системы. Некоторые из них мы видим «плашмя»

(рис. 125), другие «с ребра» (рис. 126), большинство же мы рассматриваем под

некоторым углом (см. рис. 123).

Видимая сплюснутость эллиптической галактики обозначается дополнительной

цифрой от 0 до 7 (ее можно выразить формулой е = 10 (а - Ь)/а, где а — большая,

а Ь — малая оси эллипса), а степень развитости ветвей спиральных туманностей

Рис. 122. Схема влияния вращения

Галактики на /ij. S„ — Солнце, S —

звезда; угол Hifa — t]) связан с обраще-

нием Солнца вокруг центра Галактики

Рис. 123. Спиральная галактика в созвездии Андромеды (М 31 = NGC 224) с двумя спутни-

ками (эллиптическая галактика М 32 = NGC 221 ниже центра М 31 и эллиптическая галактика

NGC 205 вверху справа). Север вверху

обозначается дополнительными буквами, a, b или с. Индекс «с» характеризует хо-

рошо развитые ветви, которые можно проследить почти до самого центра ядра.

Рис. 127 представляет схему первоначальной классификации Э. Хаббла (1926), ко-

торая в дальнейшем подвергалась уточнениям и улучшениям. Интегральный спектр

галактики представляет собой результат взаимного наложения линий поглощения

и эмиссионных линий звезд и межзвездного газа. Эквивалентный спектральный

класс галактики зависит от того, какие звезды вносят главный вклад в свечение

галактики. Обозначения спектрального класса (А-, AF-, F-, FG- и К-системы)

указывают на преобладающее звездное население.