Астрономия 10 класс Воронцов-Вельяминов (стр. 24 из 31)

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

В центре Галактики находится ядро диаметром 1000—2000 пк—
огромное уплотненное скопление звезд. Оно расположено от нас на
расстоянии почти 10 000 пк (30 000 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. Звез-
ды верхней части главной последо-
вательности, а особенно сверхгиган-
ты и классические цефеиды, состав-
ляют более молодое население. Оно
располагается дальше от центра и
образует сравнительно тонкий слой,
или диск. Среди звезд этого диска
расположена пылевая материя и об-
лака газа.

Звезды, принадлежащие к после-
довательности субкарликов на диаг-
рамме «цвет — светимость», обра-
зуют разреженную корону вокруг
ядра и диска Галактики
2. Звездные скопления и ассоциа-
ции. Различают два вида звездных
скоплений: рассеянные и ша-
ровые. Сопоставим их свойства.
Рассеянные скопления (рис 91) со-
стоят обычно из десятков или сотен
звезд главной последовательности v>

Вильям Гершель (1738—1822)

Английский астроном и оптик.
Построил несколько крупнейших
для своего времени телескопов.
Открыл планету Уран. Обнаружил
движение Солнца в пространстве.
Исследовал закономерности строе-
ния окружающего звездного мира.

108

Рис. 91. Рассеянное звездное скоп- Рис. 92. Шаровое звездное скопление

ление Плеяды (его главные в созвездии Геркулеса,

звезды освещают окружа-
ющую их космическую
пыль).

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, ви-
димых невооруженным глазом, в поле зрения телескопа мы увидим
бриллиантовую россыпь звезд. Размер шаровых скоплений с силь-
ной концентрацией звезд к центру — десятки парсеков. Они все да-
леки от нас и в слабый телескоп выглядят как туманные пятна.

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

Расстояния до ближайших шаровых скоплений определяют по
находящимся в их составе короткопериодическим цефеидам, сравни-
вая их видимую звездную величину с известной для них абсолют-
ной звездной величиной.

Расстояния до рассеянных скоплений определяют, строя для
их звезд диаграмму «цвет — видимая звездная величина» и сопос-
тавляя ее с диаграммой «цвет — абсолютная звездная величина».
Это позволяет найти разность между видимой и абсолютной величи-
нами 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.

110

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

Рис. 94. Спиральные ветви Галак-
тики (схематическое изо-
бражение Галактики в пло-
скости, вид плашмя).

Рассеянные скопления лежат вблизи галактической плоскости,
вблизи полосы Млечного Пути. Звезды рассеянных скоплений назы-
вают населением I типа. Они располагаются в диске Галактики.
Шаровые скопления имеют сферическое распределение, концентриру-
ясь 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. Звезд-
ная 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 схо-
дящие на концах на нет (рис. 94). Для населения таких" вет-
вей характерны горячие сверхгиганты, рассеянные скопления, осо-
бенно 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 извест-
но 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 сверхгиган-
тов, которые советский ученый академик В. А. Амбарцумян назвал
О-ассоциациями. Звезды их далеки друг от друга и не удержива-
ются взаимным тяготением, как в звездных скоплениях. О-ассоци-
ации также характерное население спиральных ветвей.

in

281- Каково расстояние до шарового звездного скопления, если в нем видно
несколько короткопериодических цефеид? Их видимая звездная величина
15,5, а абсолютная 0,5. Каков линейный диаметр скопления, если его угловой
диаметр Г?

Какую видимую звездную величину имело бы Солнце если бы оно находилось
от нас на том же расстоянии, что и указанное скопление?

2. На фотографии звездного скопления Плеяды (рис. 91) угловой масштаб 1,2'
в 1 мм. Параллакс скопления р = 0,15". Определите линейное расстояние
между двумя ярчайшими звездами этого скопления в проекции на небо.

27. ДИФФУЗНАЯ МАТЕРИЯ

1. Межзвездная пыль и темные туманности. Мы упоминали, что
В. Я. Струве более ста лет назад указал на существование межзвезд-
ного поглощения света. Окончательно его существование было дока-
зано только в 1930 г Межзвездное поглощение света ослабляет
яркость звезд тем больше, чем они дальше от нас, и тем сильнее,
чем короче длина волны. Поэтому далекие звезды выглядят крас-
нее, чем они есть. Такой эффект должна вызывать мелкая пыль,
размеры частичек которой сравнимы с длиной световой волны.

Исследования показали, что межзвездная пыль сосредоточена в
узком слое толщиной около 200—300 пк вдоль галактической
плоскости. Этот слой состоит из сплошной разреженной среды и
из плавающих в ней облаков газа и пыли. В среднем на расстоянии
в 1000 пк свет в плоскости Галактики ослабляется на 1,5 звездной
величины. Некоторые облака из-за присутствия пыли непрозрачны
для света и наблюдаются как темные туманности. Примером
темной туманности может служить туманность «Конская голова»
в созвездии Ориона (рис. 95).

Рис. 95. Темная пылевая туманность «Конская голова», окаймленная светлой пы-
левой туманностью.

Уменьшение видимой яркости далеких звезд затрудняет точ-
но определить расстояние до них путем сравнения их абсолютной
звездной величины с видимой звездной величиной. Приходится
изучать неравномерное распределение космической пыли, темных
туманностей и учитывать их влияние.

Светлые пылевые диффузные туманности. Если вблизи от боль-
шого пылевого облака находится яркая звезда-гигант, то она ос-
вещает это облако. Оно, отражая излучение звезды, выглядит
светлой туманностью. Спектр такой туманности совпадает со спект-
ром освещающей его звезды. Достаточно ярко освещена звездами
всего лишь малая доля всех темных, пылевых туманностей.
Существуют туманности, в которых освещаемая звездой пыль
перемешана со светящимся разреженным газом. Такие туман-
ности называют газопылевыми.

Диффузные газовые туманности. В созвездии Ориона находится
в типичная газопылевая туманность (рис. 96). Ее видно (зимой) в

сильный бинокль, но только фотография выявляет ее структуру. Га-
зопылевых и чисто газовых разреженных диффузных туманностей из-
вестно много. Все они клочковаты, неправильной формы, без чет-
ких очертаний. Спектр газовых туманностей состоит из ярких ли-
ний водорода, кислорода и других легких газов. Некоторые газы
находятся в таком состоянии, что дают спектр, никогда не
наблюдавшийся в земных условиях. Две самые яркие зеленые линии
спектра туманностей долго приписывали предполагаемому химичес-
кому элементу «небулию» (что значит «туманный»), имеющемуся
только в туманностях. Но потом выяснилось, что эти линии принад-
лежат атому кислорода, потерявшему два электрона и светящемуся
в условиях такой разреженности, какая в лаборатории неосущест-

Рис. 96. Диффузная газопылевая туманность в созвездии Ориона.

вима. Действительно, плотность газовых туманностей около 10 18 —
Ю-20 кг/м3.

Водород в туманностях почти полностью ионизован. Все газы
туманности светятся только в том случае, если в ней или побли-
зости от нее есть очень горячая голубая звезда с температурой
не ниже 25000 К. Излучение звезды ионизует водород и другие
газы туманностей и заставляет их светиться. Газ поглощает ультра-
фиолетовые лучи, а излучает в красных, зеленых и других
линиях спектра. Если бы горячая звезда вдруг угасла, туманность
бы тоже вскоре перестала светиться.