V. СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ

26. НАША ГАЛАКТИКА

1. Млечный Путь и Галактика.

Долгий путь прошла наука, прежде чем была установлена структура окружающей нас Вселенной.

Английский ученый Вильям Гершель первым указал правильный путь для решения задачи о строении мира звезд, состоящий в подсчете звезд в одинаково малых участках, выбранных в различных областях неба

Гершель предполагал, что все звезды подобны Солнцу не только по своей природе, но и по светимости. Если бы все звезды были одинаковой светимости и их плотность в пространстве была бы везде одинакова, то, переходя к звездам на одну видимую звездную величину, т. е. в 2,512 раза более слабым, мы переходили бы к объему сферы радиусом, в раза большем. А ее объем и, следовательно, число звезд в ней должны быть тогда примерно в 4 раза больше предыдущего. Но фактический подсчет показывает, что в разных направлениях этот прирост разный и с ослаблением яркости звезд он уменьшается.

Но у звезд разная светимость, число звезд разной светимости неодинаково, да еще существует ослабление света звезд межзвездной космической пылью. Оно тем больше, чем звезда дальше от нас, и по разным направлениям различно. В. Я. Струве впервые обнаружил это поглощение света и доказал, что с приближением к светлой полосе Млечного Пути плотность звезд в пространстве растет. Полоса Млечного Пути опоясывает все небо по большому кругу. Значит, мы находимся вблизи его плоскости, которую называют галактической. В Млечном Пути наблюдаются отдельные облакообразные сгущения (рис. 89). Отчасти это обусловлено реальным облакообразным расположением слабых (т. е. далеких) звезд, из которых он состоит, отчасти тем, что местами Млечный Путь закрывают облака космической пыли. Такое темное облако можно заметить около звезды Денеб в созвездии Лебедя. Как раз в этом созвездии начинается разделение Млечного Пути на две ветви, соединяющиеся снова в южном полушарии неба. Это раздвоение кажущееся. Оно вызвано скоплением космической пыли,

заслоняющей часть самых ярких мест Млечного Пути, в том числе находящихся в созвездиях Скорпиона и Стрельца (рис. 90).

Постепенно выяснилось, что звезды Млечного Пути составляют основную часть нашей сильно сплющенной звездной системы — Галактики Дальше всего Галактика простирается вдоль плоскости Млечного Пути. В перпендикулярном к ней направлении плотность звезд быстро падает, следовательно, Галактика в этом направлении простирается не так далеко.

Иногда неудачно говорят, что Млечный Путь — это и есть наша Галактика. Млечный Путь — это видимое нами на небе светлое кольцо, а наша Галактика — это гигантский звездный остров. Большинство ее звезд в полосе Млечного Пути, но ими она не исчерпывается. В Галактику входят звезды всех созвездий.

Подсчитано, что число звезд 21-й величины и всех более ярких на всем небе составляет около Конечно, это далеко не исчерпывает звездное «население» нашей звездной системы — Галактики. Масса Галактики оценивается по ее вращению (см. § 29) и составляет около масс Солнца.

Размеры Галактики были намечены по расположению в пространстве звезд, которые можно видеть на больших расстояниях. Это — цефеиды и горячие сверхгиганты.

В центре Галактики находится ядро диаметром огромное уплотненное скопление звезд. Оно расположено от нас на расстоянии почти 10 000 пк (30 световых лет) в направлении созвездия Стрельца, но почти целиком скрыто от нас завесой облаков космической пыли (рис. 90). В состав ядра Галактики входит много красных гигантов и короткопериодических цефеид. Звезды верхней части главной последовательности, а особенно сверхгиганты и классические цефеиды, составляют более молодое население. Оно располагается дальше от центра и образует сравнительно тонкий слой, или диск. Среди звезд этого диска расположена пылевая материя и облака газа.

Звезды, принадлежащие к последовательности субкарликов на диаграмме «цвет — светимость», образуют разреженную корону вокруг ядра и диска Галактики

2. Звездные скопления и ассоциации.

Различают два вида звездных скоплений: рассеянные и шаровые. Сопоставим их свойства. Рассеянные скопления (рис. 91) состоят обычно из десятков или сотен звезд главной последовательности

(кликните для просмотра скана)

Рис. 91. Рассеянное звездное скопление Плеяды (его главные звезды освещают окружающую их космическую пыль).

Рис. 92. Шаровое звездное скопление в созвездии Геркулеса.

сверхгигантов со слабой концентрацией к центру. Шаровые скопления (рис. 92) состоят из десятков или сотен тысяч звезд главной последовательности и красных гигантов. Иногда они содержат короткопериодические цефеиды.

Размер рассеянных скоплений — несколько парсеков. Пример их — скопления Гиады и Плеяды в созвездии Тельца. Если на скопление Плеяды навести телескоп, то вместо группы из 6 звезд, видимых невооруженным глазом, в поле зрения телескопа мы увидим бриллиантовую россыпь звезд. Размер шаровых скоплений с сильной концентрацией звезд к центру — десятки парсеков. Они все далеки от нас и в слабый телескоп выглядят как туманные пятна.

Диаграммы «цвет — светимость» для звезд шаровых и рассеянных скоплений различны. Это и помогает различать тип звездного скопления.

Расстояния до ближайших шаровых скоплений определяют по находящимся в их составе короткопериодическим цефеидам, сравнивая их видимую звездную величину с известной для них абсолютной звездной величиной.

Расстояния до рассеянных скоплений определяют, строя для их звезд диаграмму «цвет — видимая звездная величина» и сопоставляя ее с диаграммой «цвет — абсолютная звездная величина». Это позволяет найти разность между видимой и абсолютной величинами для звезд одного и того же цвета, отсюда — и расстояние до звезд скопления (см. формулу (4)).

Известно более 100 шаровых и сотни рассеянных скоплений, но в Галактике последних должно быть десятки тысяч. Мы видим лишь ближайшие из них.

Рис. 93. Схематическое изображение Галактики с системой шаровых звездных скоплений (вид с ребра, положение Солнечной системы отмечено крестиком).

Рис. 94. Спиральные ветви Галактики (схематическое изображение Галактики в плоскости, вид плашмя).

Рассеянные скопления лежат вблизи галактической плоскости, вблизи полосы Млечного Пути. Звезды рассеянных скоплений называют населением I типа. Они располагаются в диске Галактики. Шаровые скопления имеют сферическое распределение, концентрируясь к центру Галактики (рис. 93). Самые далекие из них находятся на границах Галактики. По ним то вместе с наиболее далекими цефеидами и определяют размер Галактики.

За диаметр Галактики можно принять округленно 30 000 пк, или 100 000 световых лет, но четкой границы у нее нет. Звездная плотность в Галактике постепенно сходит на нет.

По аналогии с другими звездными системами, о которых будет рассказано в § 29, можно считать, что в диске нашей Галактики должны существовать спиральные ветви, выходящие из ядра и сходящие на концах на нет (рис. 94). Для населения таких ветвей характерны горячие сверхгиганты, рассеянные скопления, особенно содержащие горячие звезды, и классические цефеиды.

Однако на таком расстоянии, на каком от центра Галактики находится Солнечная система, спиральная структура в плоскости Галактики должна теряться. Расположение населения I типа известно только до расстояния в 2—3 тыс. парсеков от Солнечной системы, и поэтому положение спиральных ветвей в нашей Галактике с надежностью еще не установлено.

На небе наблюдаются рассеянные группы горячих сверхгигантов, которые советский ученый академик В. А. Амбарцумян назвал О-ассоциациями. Звезды их далеки друг от друга и не удерживаются взаимным тяготением, как в звездных скоплениях. О-ассоциации также характерное население спиральных ветвей.

(см. скан)