Страница 27 из 50
Компоненты Галактики
Многое из того, что мы знаем о компонентах Млечного Пути — диске, балдже и гало, — стало известным в ходе кропотливой работы, направленной на установление точных расстояний. В третьей и шестой главах мы говорили о том, что определять расстояния до звезд в окрестностях Солнца нам прежде всего помогал метод геометрического параллакса. Как мы помним, он зависит от орбиты, по которой Земля движется вокруг Солнца, — она становится базисной линией для триангулирования расстояний до ближайших звезд. Однако, чтобы эффективно исследовать Вселенную за пределами окрестностей Солнца, астрономам пришлось обратиться к другим методам, подходящим для иных, более обширных протяженностей. В масштабах Млечного Пути лучшими ориентирами оказались звездные скопления.
Звездные скопления
Некоторые звездные скопления можно увидеть невооруженным глазом. К ним относятся Плеяды («Семь Сестер»), расположенные в созвездии Тельца (рис. 7.3); Гиады, составляющие морду быка в этом же созвездии; и двойное скопление в созвездии Персея. Если рассмотреть Млечный Путь в бинокль, вы обнаружите множество других размытых объектов, в которых при ближайшем рассмотрении в телескоп можно распознать звездные скопления. Их много в созвездиях Близнецов и Возничего, расположенных неподалеку друг от друга, и за ними легко наблюдать в бинокль и небольшие телескопы. Как и другие 110 нечетких объектов, впервые внесенные в каталог Шарля Мессье в 1784 году, эти звездные скопления обозначаются литерой M (Messier); в таких созвездиях, как Близнецы и Возничий, наиболее заметны скопления М35, М36, М37 и М38.
Рис. 7.3. Вверху: звездная карта скопления Плеяд (М45), составленная Галилеем и основанная на его новаторских телескопических наблюдениях. Внизу: современное сравнение показателей звездных цветов (B — V) и видимых звездных величин (m) в скоплении Плеяд, представленных извилистой линией, по сравнению с калиброванными цветами и абсолютными звездными величинами (M), установленными для звезд главной последовательности. Разница между видимой и абсолютной звездными величинами (m — M) известна как модуль расстояния, по которому можно рассчитать отдаленность скопления. В данном случае этот модуль равен 5,6 звездной величины, а значит, скопление отдалено на 132 парсека (475 световых лет). (Вверху: По источнику Siderius Nuncius [ «Звездный вестник»], G. Galilei, Venice, Italy, 1610. Изображение любезно предоставлено: History of Science Collections, University of Oklahoma Libraries. Внизу: на основе интерактивной программы, применимой для звездных скоплений, автор: K. Lee. Источник: Университет Небраски в Линкольне.)
Звездные скопления настолько хорошо помогают нам измерять космическую протяженность в первую очередь потому, что каждая из их звезд отдалена от нас примерно на одно и то же расстояние. А значит, изменения блеска от звезды к звезде можно рассматривать как реальные различия в их светимости. Аккуратно измерив поток света от каждой звезды, входящей в скопление, астрономы смогли построить диаграммы «цвет — звездная величина», на которых показаны звезды главной последовательности (рис. 7.3). Сравнив их с «аналогами» из полностью откалиброванной подборки ближайших звезд, можно определить модуль расстояния того или иного скопления (m — M) и его соответствующую отдаленность (см. подпись к рис. 7.3). Этот важный метод известен как подгонка к главной последовательности.
Начав с ближайших скоплений, таких как Плеяды и Гиады, астрономы применили аналогичный подход к определению расстояний до звездных скоплений на значительной части диска, а также в пределах гало. Эти оценки стали важнейшим «каркасом», на основе которого были построены модели, уточняющие общее строение Млечного Пути (как показано на рис. 7.1).
И природа, и облик звездных скоплений рождают в душе восторг. Одни из них обладают полной палитрой спектральных цветов: в них есть голубые, желтые, красные звезды; в других — только желтые и красные. Подробный анализ диаграмм «цвет — звездная величина», характеризующих скопления, позволил показать, что различное звездное население можно описать в показателях соответствующего возраста звезд (рис. 7.4). Ключ к такому описанию — определить цвет и светимость в той точке, где обрывается главная последовательность, образованная звездами скопления. Эта область на диаграмме называется точкой поворота главной последовательности; ее занимают звезды, уже близкие к тому, чтобы закончить свою нормальную жизнь и стать красными гигантами. Если в скоплении с такой точкой есть горячие голубые звезды, значит, оно относительно молодо, поскольку им еще предстоит эволюционировать, покинуть главную последовательность и в конечном счете исчезнуть. Однако, если скопление с такой точкой «населено» желтыми или красными звездами, значит, свои более горячие, голубые, яркие и массивные звезды оно уже утратило. Видя точку поворота главной последовательности, характерную для скопления, и зная установленные соотношениям цвета, светимости и времени жизни звезд — о последних мы говорили в шестой главе, — астрономы могут рассчитать, как долго живут звезды главной последовательности, совершающие этот переход, и благодаря этому вычислить возраст всего скопления. Как оказалось, большинству звездных скоплений в диске не более нескольких миллиардов лет.
Рис. 7.4. Составная диаграмма «цвет — звездная величина» для заметных звездных скоплений в диске Галактики. Для двойного звездного скопления в созвездии Персея характерна «густонаселенная» главная последовательность; в ней есть и горячие недолговечные звезды класса В, что указывает на молодой возраст скопления — около 107 лет. А вот в главной последовательности Плеяд уже нет столь горячих звезд с высокой светимостью, значит, скопление старше — ему 108 лет. У Гиад главная последовательность усечена еще сильнее, а возраст скопления — 109 лет. (По источнику: The Milky Way, B. J. Bok and P. F. Bok, 5th edition, Harvard University Press [1981], со ссылкой на источник: H. L. Johnson and A. R. Sandage, Astrophysical Journal, vol. 121 [1955], pp. 616–627.)
Такое впечатление, что условия в диске неблагоприятны для сохранения целостности звездных скоплений. Вероятно, рассеяние их родительских облаков и сближение с другими звездными скоплениями и газовыми облаками привело к тому, что большинство этих звездных коллективов подверглись гравитационным возмущениям и, в конечном итоге, рассеялись. Многие астрономы считают, что Солнце и Солнечная система родились как часть довольно большого скопления, однако за 4,6 млрд лет, прошедших с момента его образования, оно распалось. И сейчас мы, по всей видимости, живем в одной из многих осиротевших солнечных систем, скитающихся по диску, — и живем, как странники среди других странников.
Условия в гало гораздо более благоприятны для пребывающих там шаровых звездных скоплений. Их орбиты, по большей части, проходят вдали от переполненного диска, и шаровые скопления могут находиться в гало гораздо дольше без каких-либо провокаций. Аналогичные методы датирования показали, что шаровые скопления очень древние: их возраст составляет 11–13 млрд лет. Это нижний предел возраста самого Млечного Пути и всей галактической Вселенной.
Суперзвезды
В шестой главе мы упоминали, что в окрестностях Солнца преобладают тусклые красные звезды, которые можно увидеть только в телескоп. А вот на ночном небе, видимом невооруженным глазом, господствуют суперзвезды — светила настолько яркие, что их можно наблюдать с больших расстояний. Посмотрим на созвездие Ориона. Все его заметные звезды необычайно далеки от нас и ярки. Самая яркая из них — Ригель (β Ориона А) — голубой сверхгигант, отдаленный от нас примерно на 900 световых лет. Он в 79 раз больше Солнца и светит в 120 000 раз сильнее. Бетельгейзе (α Ориона) — красный сверхгигант, который, как считается, находится от нас в 520 световых годах. Хотя эта суперзвезда намного холоднее Ригеля, она настолько огромна, что ее поверхность излучает свет, как 120 000 солнц, только на более длинных волнах. Ее прямое изображение показало размер, способный вместить тысячу солнц. И более того, если бы она заменила Солнце, расположившись в центре Солнечной системы, то поглотила бы все планеты вплоть до Юпитера. Диапазон звездных размеров показан на рис. 7.5.