Курс общей астрономии - Бакулин Павел Иванович. Страница 33

или (12.2)

Однако из наблюдений следует, что в действительности количество звезд возрастает с увеличением т не так быстро, а именно, для небольших значений т отношение близко к 3, а с увеличением т оно уменьшается, и для звезд 17m равно, примерно, 2. Если бы светимости всех звезд были одинаковыми, то по наблюдаемому отношению легко было бы определить изменение звездной плотности по мере удаления от Солнца. Действительно, при = 4, с увеличением расстояния в 1,6 раза (что соответствует переходу от звездной величины т к т + 1) звездная плотность была бы постоянна, а при = 3 она убывала бы в отношении 3:4. Наблюдаемое отношение говорит о том, что по мере удаления от Солнца в каждом данном направлении звездная плотность убывает. Если в этом направлении межзвездное поглощение света, о котором мы будем говорить в § 167, несущественно, то можно оценить протяженность нашей звездной системы в этом направлении. В результате оказывается, что Галактика ограничена. Описанный принцип лежит в основе решения значительно более сложной задачи, учитывающей, что в действительности звезды имеют различные светимости, а наблюдения сильно искажены межзвездным поглощением света. Чтобы охарактеризовать, сколько в данной области пространства содержится звезд различных светимостей, вводят функцию светимости j (М), которая показывает, какая доля от общего числа звезд имеет данное значение абсолютной звездной величины, скажем, от M до М + 1. Если бы функция светимости нам была известна, то, несмотря на большую математическую сложность, задача определения звездной плотности на различных расстояниях принципиально ничем не отличалась бы от рассмотренного случая одинаковых светимостей звезд. На практике в звездной астрономии приходится иметь дело с еще большими трудностями и на основании результатов подсчетов звезд находить как функцию светимости, так и зависимость звездной плотности от расстояния в данном направлении. Зная звездную плотность на разных расстояниях и в различных направлениях, можно составить представление о структуре Галактики. На рис. 220 представлена схема общей структуры Галактики. Из него видно, что она действительно является сплюснутой системой, симметричной относительно главной плоскости, называемой плоскостью Галактики. Большой круг, по которому она пересекается с небесной сферой, называется галактическим экватором. Он почти совпадает со средней линией Млечного Пути. Центр этой системы – центр Галактики

– при наблюдении из Солнечной системы проектируется в созвездие Стрельца, в точку с координатами a = 265° и d = –29°. По направлению к центру Галактики, а также по мере приближения к ее плоскости звездная плотность возрастает. Таким образом, распределение звезд в Галактике имеет две ярко выраженные тенденции: во-первых, очень сильно концентрироваться к галактической плоскости; во-вторых, концентрироваться к центру Галактики. Последняя тенденция усиливается по мере приближения к центральной части Галактики, называемой центральным сгущением Галактики или ядром.

Определяя расстояния, на которых происходит существенное падение звездной плотности, получаем представления о размеpax Галактики и о том месте, где примерно находится Солнце. Установлено, что Солнце удалено от центра Галактики на расстояние около 10 000 пс (10 кпс), а ее граница в направлении на антицентр находится на расстоянии 5000 пс от Солнца. Таким образом, диаметр Галактики составляет около 2 (10 000 + 5000) = 30 000 пс или 30 кпс. Точнее указать размеры Галактики нельзя, поскольку по мере удаления от ее центра звездная плотность убывает постепенно и не существует резкой границы. Солнце расположено близ плоскости Галактики и удалено от нее к северу на расстояние около 25 пс. Следующим шагом в изучении Галактики является применение метода подсчета к объектам различного типа с целью найти их распределение в Галактике. Большинство галактических объектов занимает пространство в пределах тонкого плоского слоя. К ним относятся звезды ранних спектральных классов О и В, цефеиды, не принадлежащие шаровым скоплениям, сверхновые звезды второго типа, рассеянные звездные скопления, звездные ассоциации (см. § 164) и темные (пылевые) туманности. О всех этих объектах говорят, что они образуют плоскую подсистему (или составляющую) Галактики (см. рис. 220). К ней концентрируется большинство звезд, образующих звездный диск. Как правило, это все молодые объекты. Однако если из всей Галактики выделить некоторые другие объекты, например, звезды типа RR Лиры, W Девы и m Цефея, сверхновые первого типа, субкарлики и

шаровые звездные скопления (см. § 164), то окажется, что все они занимают объем эллипсоида, для которого галактическая плоскость является диаметральным сечением. Поэтому перечисленные объекты принято относить к сфероидальной (иногда говорят сферической) подсистеме Галактики. Объекты сфероидальной составляющей имеют ярко выраженную тенденцию концентрироваться к центру Галактики. Наконец остальные объекты, например, новые звезды, звезды типа RV Тельца, долгопериодические переменные, белые карлики, звезды спектральных классов С и S, а также планетарные туманности располагаются в пределах более или менее сплюснутых эллипсоидов. Их выделяют в промежуточные подсистемы, так как предельными случаями эллипсоидов их распределения служат обе предыдущие составляющие. Объекты, принадлежащие всем этим подсистемам, различаются также своими кинематическими характеристиками, т.е. средними значениями индивидуальных скоростей. Подобно тому как в более горячей атмосфере газ поднимается на большую высоту, так и в Галактике быстрее движущиеся объекты занимают объем менее сплюснутого эллипсоида. В заключение важно отметить, что некоторые объекты (например, горячие звезды классов О и В) встречаются не всюду в плоскости Галактики, но преимущественно на определенных расстояниях от ее центра, образуя спиральную структуру, подобную структуре туманности Андромеды. Спиральное строение нашей Галактики подтверждается также результатами изучения распределения в ней диффузного вещества и магнитного поля.

§ 164. Звездные скопления

Звездными скоплениями называются группы динамически связанных между собою звезд, содержащие большое количество объектов и отличающиеся своим видом и звездным составом. По внешнему виду звездные скопления делятся на две группы: рассеянные скопления, содержащие несколько десятков и сотен звезд, и шаровые скопления, состоящие из десятков и сотен тысяч звезд. Рассеянные звездные скопления встречаются вблизи галактической плоскости. Всего известно более 800 таких объектов в радиусе нескольких килопарсеков от Солнца. Более далекие рассеянные скопления труднее обнаружить. Учитывая, какую долю объема Галактики занимает область, содержащая известные рассеянные скопления, можно оценить, что всего в нашей звездной системе должно быть несколько десятков тысяч рассеянных звездных скоплений. Наиболее известны рассеянное звездное скопление Плеяды (см. рис. 110), удаленное от нас на расстояние 130 пс, и Гиады, которое находится в сорока парсеках от нас.

Чтобы отделить звезды, принадлежащие скоплению, от звезд поля, случайно проектирующихся в ту же область неба, можно построить диаграмму спектр – светимость. Для скоплений обычно строят диаграмму цвет – видимая звездная величина, откладывая по осям показатель цвета (вместо спектрального класса) и видимую звездную величину которая одинаково для всех звезд скопления отличается от абсолютной. На диаграмме Герцшпрунга – Рессела для рассеянных скоплений, как правило, хорошо заметна главная последовательность. Ветвь гигантов в большинстве случаев отсутствует или почти отсутствует (рис. 221). Поскольку все звезды скопления практически находятся на одинаковом расстоянии, его диаграмма цвет – видимая звездная величина отличается от обычной сдвигом по вертикальной оси на величину модуля расстояния, а из-за влияния межзвездного поглощения света, о котором

будет сказано в § 167, и по горизонтальной оси. Ясно, что звезды, не попадающие

на “свои” места на диаграмме, могут не принадлежать скоплению. Проверить принадлежность этих звезд скоплению можно, изучив собственные движения и лучевые скорости, которые для звезд скопления должны быть примерно одинаковыми. Выделив звезды, принадлежащие скоплению, и найдя нормальное положение главной последовательности, получим модуль расстояния, а следовательно, и само расстояние до звездного скопления. Коль скоро расстояние до звездного скопления установлено, легко вычислить его линейные размеры, которые для большинства рассеянных скоплений в среднем составляют от 2 до 20 пс.