Страница 27 из 34
* * *
Изучение ближайших к Солнцу звезд
При анализе областей, близких к Солнцу, звездная материя считается жидкостью, которая подчиняется уравнениям гидродинамики и обладает цилиндрической симметрией (именно этот вид симметрии характерен для нашей спиральной галактики).
С помощью статистических и численных методов рассматривается наложение двух звездных населений (населения I и населения II) друг на друга. При рассмотрении наложения теоретические результаты намного точнее согласуются с результатами наблюдений, чем при рассмотрении единственного звездного населения.
Различие между звездами галактических дисков и звездами, находящимися в так называемых балджах галактик, открыл немецкий астроном Вальтер Бааде (1893–1960). Он же определил два класса звезд — звездное население I и звездное население II — еще до того, как был изучен процесс звездной эволюции. К критериям классификации звезд относятся скорость их движения в пространстве, расположение внутри галактики, возраст, химический состав и различия в цвете и яркости.
Структура Млечного Пути, на которой отмечены гало, диск и центральный балдж.
Согласно Бааде, звезды, принадлежащие к звездному населению I, образуют галактический диск. Они содержат значительные объемы более тяжелых элементов, чем гелий. Эти тяжелые элементы образовались внутри звезд предыдущих поколений и распространились в межзвездном пространстве в результате взрывов сверхновых. Наше Солнце принадлежит к звездному населению I. Звезды такого типа часто встречаются в спиральных рукавах Млечного Пути и других спиральных галактик.
Звезды населения II принадлежат к первым поколениям звезд, образовавшихся после Большого взрыва. Следовательно, в большинстве из них содержание металлов невелико. Крайне маловероятно, что вокруг этих звезд вращаются планеты. Звезды населения II располагаются в шаровых скоплениях и в центре Млечного Пути. Находясь в галактическом гало, они действительно обладают низкой металличностью и намного старше, чем звезды населения I. По результатам изучения звездной эволюции известно, что звезды населения II обладают малой массой, так как массивные звезды, появившиеся одновременно с ними, уже мертвы.
В 1925 году американский астроном Эдвин Хаббл предложил классификацию галактик по схеме, которая используется и сегодня и отчасти позволяет объяснить их эволюцию. В рамках этой классификации выделяются две основные категории галактик: спиральные и эллиптические.
Спиральные галактики делятся на обычные и диффузные в зависимости от формы и относительных размеров балджа. Для них характерен большой объем газа в диске, что приводит к образованию множества звезд, особенно молодых звезд населения I. Такие галактики обычно располагаются в зонах с малой галактической плотностью.
Эллиптические галактики делятся на более или менее округлые и вытянутые — от сферических (типа Е0) до крайне вытянутых (типа Е7). Они обладают равномерной яркостью и внешне выглядят как балдж спиральной галактики без диска.
Эти галактики состоят из старых звезд населения И, которые практически не содержат газа. Эллиптические галактики обычно располагаются в зонах с высокой галактической плотностью, преимущественно в центрах крупных скоплений галактик.
В настоящее время классификацию Хаббла дополняют линзовидными галактиками (типа S0), которые имеют балдж и диск, но не имеют спиральных рукавов. Они практически не содержат газа, а следовательно, состоят из старых звезд.
Неправильные галактики — это малые галактики без балджа, имеющие неправильную форму. К этому типу относятся Магеллановы Облака.
Хаббл доказал, что галактики удалятся от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них; иными словами, Вселенная расширяется.
Типы и подтипы галактик.
Слева — эллиптическая галактика М87. Справа — спиральная галактика NGC2997.
Слева — диффузная спиральная галактика NGC 1365, расположенная на расстоянии 56 млн световых лет от нас. Справа — Большое Магелланово Облако — пример неправильной галактики.
* * *
ГАЛАКТИКА В ДОМАШНИХ УСЛОВИЯХ
Эффектнее прочих выглядят спиральные галактики. Построить их модель можно в домашних условиях из подручных материалов. Налейте в круглую форму для выпечки воду и насыпьте в нее ложку очень мелкого песка или земли, просеянной через сито. Перемешав смесь ложкой, вы увидите «спиральную галактику». Этот простой эксперимент помогает увидеть, как распределяется материя при вращении и как образуются спиральные рукава.
* * *
Звездные величины и логарифмы
Во II веке до н. э. Гиппарх Никейский первым создал метод классификации звезд по их видимому блеску. В своем «Альмагесте» Птолемей привел классификацию звезд, следуя тому же критерию, что и Гиппарх, однако классификация Птолемея оказалась более популярной. Самые яркие звезды Птолемей назвал звездами первой величины, звезды в два раза меньшей яркости — звездами второй величины и так далее вплоть до шестой величины — эти звезды едва можно различить невооруженным глазом (их можно наблюдать только на безлунном небе и в отсутствие светового загрязнения). Уильям Гершель (1738–1822) заметил, что звезды первой величины светят в среднем в сто раз ярче, чем звезды шестой величины.
В XIX веке Норман Роберт Погсон определил, что отношение яркостей звезд, различающихся на одну величину, должно быть постоянным, и создал новый, более точный метод классификации, который используется и сейчас. Он предложил шкалу, в которой разница в пять звездных величин соответствовала разнице в яркости в 100 раз. Имеем:
1001/5 = 2,512.
Таким образом, отношение яркостей звезд таково: звезды первой величины в 2,512 раза ярче звезд второй величины; в (2,512)2 = 6,31 раза ярче звезд третьей величины; в (2,512)3 = 15,85 раза ярче звезд четвертой величины; в (2,512)5 = 100 раз ярче звезд шестой величины. Иными словами, величина звезд возрастает в арифметической прогрессии, блеск — в геометрической. Для двух звезд величины m и m’ яркость которых равна B и В’ соответственно, выполняется следующее соотношение:
Используем логарифмы и получим аналогичное выражение
где достаточно принять:
Удивительно, что наши глаза воспринимают блеск звезд в логарифмической шкале. Иными словами, если одна звезда в действительности светит в 100 раз ярче, чем другая, то нам кажется, что она блестит всего в пять раз сильнее (5 = 2,5 In 100).
Современная система звездных величин не ограничивается шестью, а очень яркие небесные тела имеют отрицательную величину. К примеру, Сириус, самая яркая звезда в Северном полушарии, имеет видимую величину в интервале от —1,44 до —1,46.
В современную шкалу звездных величин также включаются Луна и Солнце. Видимая величина Луны равна —12,6, видимая величина Солнца 26,7. Телескоп «Хаббл» позволяет увидеть звезды величиной до +30. Учитывая, что блеск звезды обратно пропорционален квадрату расстояния до нее, имеем: