16. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД И ГАЛАКТИКИ

16.1. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА — РЕССЕЛА И ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ

Чтобы рассматривать проблему происхождения космических лучей как астрофизическую задачу, необходимо кратко познакомиться с эволюцией звезд и галактик. Если физика звезд принадлежит к числу наиболее разработанных разделов астрофизики, то галактики изучены весьма плохо по причинам, которые станут ясны позднее.

Изучение внутреннего строения и эволюции звезд основывается на так называемой диаграмме Герцшпрунга — Рессела, или диаграмме светимость — температура. Непосредственно определить поверхностную температуру непросто, однако она связана с другими наблюдаемыми параметрами, в частности с показателем цвета звезды. Показатель цвета равен разности видимых звездных величин в двух стандартных спектральных полосах; чаще всего используются показатели цвета (табл. 14.1). Оказывается, голубые звезды — горячие, а красные — холодные, что и следовало ожидать.

Если построить диаграмму звездная величина — показатель цвета, которая полностью эквивалентна диаграмме светимость — температура, то точки на ней будут распределены не случайным образом, а будут занимать только определенные области (рис. 16.1). На такой диаграмме отчетливо выделяется полоса звезд, идущая из правого нижнего угла в левый верхний. Она называется главной последовательностью, так как в нее попадает большая часть звезд Галактики. Четко выделяются также ветвь гигантов и горизонтальная ветвь.

Как выяснилось, существует взаимно-однозначное соответствие между массой звезды и ее положением на главной последовательности. К сожалению, из наблюдений можно определить массу звезды только в том случае, если она является членом двойной системы, орбитальные параметры которой известны. Поэтому указанное соотношение основано на наблюдениях относительно малого числа звезд. Если соотношение между светимостью и массой записать в виде то для звезд массой порядка солнечной При массах, существенно больших или меньших солнечной, х близко к 3. Теория дает убедительные аргументы в пользу для звезд массой

Рис. 16.1. Схематическое изображение диаграммы светимость — температура. Приведены названия ветвей и последовательностей, в которых располагаются звезды. Указаны также массы звезд главной последовательности в единицах солнечной массы.

Большое значение для изучения эволюции звезд и Галактики имеют звездные скопления, поскольку все звезды в скоплении находятся практически на одинаковом расстоянии. Кроме того, обычно считается, что все звезды в данном скоплении образовались примерно в одно и то же время из вещества одинакового химического состава. Поэтому основным параметром, по которому различаются их свойства, является масса. Определив параметры звезд в скоплении, получают мгновенный снимок, показывающий стадию эволюции звезд разных масс. Обычно звездные скопления подразделяют на два класса: галактические, или рассеянные, скопления и шаровые скопления, хотя существует непрерывная последовательность промежуточных типов.

Галактические, или рассеянные, скопления — это слабосвязанные неправильные по форме ассоциации молодых звезд главной последовательности. Они называются галактическими, поскольку расположены очень близко к диску Галактики, в среднем на расстоянии примерно от галактической плоскости. В типичном рассеянном скоплении содержится около 100 звезд, в Галактике насчитывается около 20 000 таких скоплений. Они являются молодыми системами лет) и часто содержат межзвездный газ и пыль либо связаны с газопылевыми комплексами.

Шаровые скопления, напротив, состоят из старых звезд, которые распределены в них однородно и сферически симметрично. К динамическому центру системы плотность звезд увеличивается до больших значений. Как

Рис. 16.2. Диаграммы цвет — звездная величина для шаровых (слева) и рассеянных (справа) скоплений.

правило, такое скопление содержит 105—107 звезд и имеет массу В Галактике их насчитывается около 500, причем они сильно разбросаны по галактической широте. Аксиальное отношение их пространственного распределения составляет приблизительно тогда как у рассеянных скоплений оно близко к 50 или Шаровые скопления являются прорелаксировавшими связанными системами в том смысле, что гравитационное поле самого скопления удерживает в нем звезды, а время его существования достаточно велико, чтобы распределение звезд по скоростям и расстояниям от центра благодаря гравитационному взаимодействию успело стать равновесным. Как правило, радиусы этих скоплений равны примерно а параболические скорости составляют всего В шаровых скоплениях нет межзвездного газа, и это неудивительно, поскольку они являются очень старыми системами лет) с низкими параболическими скоростями. Кроме того, поскольку скорости их движения перпендикулярно плоскости Галактики велики (около даже если газ не испарился из скопления, он наверняка был выметен давлением межзвездного газа при прохождении через диск Галактики.

Диаграммы Герцшпрунга — Рессела для рассеянных и шаровых скоплений сильно различаются. Диаграммы различных шаровых скоплений очень похожи между собой и имеют вид, показанный на рис. 16.2,а. Наблюдается участок главной последовательности, соответствующий малым массам, не превышающим примерно Кроме того, имеются развитые ветвь гигантов и горизонтальная ветвь. Эти наблюдения подтверждают предположение о том, что шаровые скопления — очень старые образования, их возраст порядка лет. Сходство их диаграмм Герцшпрунга — Рессела является прямым свидетельством подобия их эволюции за последние лет.

(см. скан)

Напротив, диаграммы рассеянных скоплений сильно различаются по виду. Здесь тоже есть хорошо выраженная главная последовательность, но положение ее верхнего конца сильно меняется (рис. 16.2,6). Эти точки соответствуют большим массам и светимостям, чем у шаровых скоплений. Указанное различие связано с тем, что возраст рассеянных скоплений (а они значительно моложе шаровых) меняется в широких пределах. Ветвь гигантов развита слабо, причем между нею и главной последовательностью существует промежуток, называемый «пробелом Герцшпрунга».

Наконец, рассмотрим понятие звездных населений. Представление о населениях было введено в 1944 г. Бааде в ходе изучения туманности Андромеды ближайшей к нам гигантской спиральной галактики. Его наблюдения показали, что свойства звезд, вносящих основной вклад в излучение центральных и периферийных районов различны. Звезды, находящиеся во внешних частях диска, особенно расположенные в спиральных рукавах, оказались в основном голубыми, и их диаграмма Герцшпрунга — Рессела походила на диаграммы рассеянных скоплений. Эти звезды были названы звездами населения Диаграмма Герцшпрунга — Рессела красных звезд, обеспечивающих большую часть светимости центральной сфероидальной области напоминала диаграммы шаровых скоплений. Эти звезды были отнесены к населению II. Вскоре оказалось, что подобное же разделение можно сделать и для звезд нашей Галактики и что существует скорее непрерывная последовательность, заполняющая промежуток между типичными представителями населения I и II. В табл. 16.1 введено пять типов населений и перечислены их основные свойства.

Табл. 16.1 демонстрирует важную взаимосвязь между пространственным распределением и кинематическими свойствами звезд, с одной стороны, и их физическими свойствами, такими, как содержание тяжелых элементов и возраст, — с другой. Самые молодые ярчайшие голубые звезды с очень высоким содержанием тяжелых элементов сосредоточены в галактическом диске, особенно в спиральных рукавах, тогда как самые старые слабые красные звезды образуют обширное сфероидальное гало с центром в ядре Галактики. Этот факт имеет принципиальное значение для понимания характера эволюции Галактики к современному состоянию.