§5. ЗВЕЗДНЫЕ СИСТЕМЫ

В связи с вопросом об определении масс звезд нам пришлось подробно говорить о двойных звездах. Двойные звезды являются простейшим видом небесных объектов, называемых звездными системами. Звездная система - это группа звезд, характеризуемых какими-либо общими свойствами, относящимися в первую очередь к движениям звезд и их положению в пространстве. Иногда в системе, состоящей из нескольких звезд (три, четыре и более), они находятся настолько близко друг к другу, что связаны силами взаимного притяжения и достаточно долгое время движутся около общего центра тяжести. Такие системы названы кратными звездами. Очень интересным примером кратной звезды может служить Кастор - самая яркая из звезд созвездия Близнецов. Еще в XVIII в. она была известна как визуально-двойная, а в XIX в. была обнаружена третья звезда системы на расстоянии, в 12 раз большем, чем взаимная удаленность звезд пары. Исследование же спектров показало, что каждая из этих звезд является спектрально двойной системой. Таким образом, Кастор представляет собой шестерную систему.

В системах другого вида - звездных скоплениях - число звезд значительно больше, а связь звезд друг с другом гораздо слабее, чем в кратных звездах. Выделяют три типа звездных скоплений: рассеянные, или открытые, скопления, шаровые скопления и звездные ассоциации. Рассеянное скопление - это группа из нескольких десятков или сотен звезд, приблизительно одинаково удаленных от Солнца и имеющих очень близкие как по величине, так и по направлению скорости движения. Одно из самых известных скоплений такого типа, Плеяды, содержит более 250 звезд, но лишь несколько из них видны невооруженным глазом. Рассеянные скопления занимают огромные области пространства - их размеры 10-100 световых лет.

Шаровые скопления получили такое название потому, что они имеют почти сферическую форму (рис. 18). Это очень компактные группы звезд. При диаметре всего в несколько раз большем, чем размер рассеянного скопления, шаровое скопление содержит сотни тысяч звезд. Поэтому на фотографиях, где изображение каждой звезды представляется очень маленьким кружочком, вблизи центра скопления изображения звезд сливаются, образуя просто яркую область. Число звезд, приходящихся на единицу объема, скажем на куб с ребром в 10 световых лет, внутри шарового скопления в десятки раз больше, чем в окружающем его пространстве. На звезды шаровых скоплений действует тяготение со стороны других звезд скопления. Оно препятствует звездам скопления покидать его. Это действие гораздо сильнее, чем в открытых скоплениях, так как в последних расстояния между звездами относительно велики.

Рис. 18. Шаровое скопление М 13.

Группы звезд, называемые звездными ассоциациями, обычно занимают большие объемы пространства с размерами в сотни световых лет. Ассоциация состоит из звезд одного и того же типа - либо из горячих гигантов классов О и В, либо из особых карликовых звезд (так называемых звезд типа Т Тельца). Звезды, принадлежащие ассоциации,- как правило, их десятки или сотни - вкраплены среди множества различных звезд других классов, которые не относятся к ассоциации. Силы тяготения, действующие на звезды ассоциации со стороны звезд, не относящихся к ней, должны приводить к быстрому уходу звезд ассоциации из занимаемого ею объема пространства, т. е. к распаду ассоциации. Расчеты показывают, что звездная ассоциация распадается всего за несколько миллионов лет, тогда как шаровые скопления могут сохранять более или менее устойчивую форму многие миллиарды лет.

Звездные скопления того и другого вида входят в состав грандиозной звездной системы, называемой Галактикой. Одной из звезд Галактики является Солнце. Основная часть звезд, составляющих Галактику, содержится в Млечном Пути. При телескопических наблюдениях различных участков этой светлой полосы, пересекающей весь небесный свод, видно, что она состоит из слабых звезд, неразличимых простым глазом. Звезды, входящие в Галактику (подсчеты показали, что общее число их превышает сотню миллиардов), расположены главным образом вблизи некоторой плоскости (галактической плоскости). Галактика оказывается сильно сплюснутой системой звезд, и если бы ее можно было увидеть с ребра, то она выглядела бы приблизительно так, как изображено на рис. 19.

Рис. 19. Спиральная галактика NGC 4565, видимая с ребра.

При наблюдении Галактики в плане (сверху) можно было бы заметить другую ее особенность. Звезды в Галактике не распределены по диску равномерно. В так называемых спиральных рукавах, идущих из ее центра, сосредоточены гигантские горячие звезды классов О и В, и там же расположены светящиеся под действием излучения этих звезд области межзвездного газа. В областях, более близких к центру, много холодных гигантских звезд. Пространство в пределах шара с диаметром, равным диаметру Галактики, причем они размещаются довольно симметрично между спиральными рукавами не пусто, но звезд и светящегося газа там гораздо меньше, чем в рукавах. Хотя мы находимся вблизи галактической плоскости и не можем посмотреть на нее сверху, заключение о виде Галактики удалось сделать по результатам подсчетов звезд на фотографиях в различных областях неба и, в особенности, по радионаблюдениям. О том, как выглядит Галактика в плане, можно судить по виду других аналогичных ей звездных систем. Фотография подобной системы приводится на рис. 20. Солнце расположено в одном из спиральных рукавов Галактики на расстоянии 30 000 световых лет от ее центра. Радиус Галактики - около 50 000 световых лет.

Рис. 20. Спиральная галактика NGC 5457, видимая в плане.

Своеобразно расположены в Галактике и ее окрестностях шаровые скопления. Большинство из них находится относительно ее центра. Шаровые скопления образуют подобие оболочки Галактики, или* как говорят, ее сферическое гало (ореол).

Все звезды Галактики испытывают силу взаимного притяжения. Звезды, находящиеся в центральной области, действуют как целое на звезды, расположенные ближе к периферии. Поэтому тяготение заставляет периферийные звезды, включая Солнце, вращаться вокруг центра Галактики наподобие того, как планеты вращаются под действием тяготения Солнца. Это движение происходит в согласии с законом Кеплера, т. е. период обращения и расстояние до центра связаны соотношением (10).

Период обращения Солнца вокруг центра Галактики нетрудно найти, зная расстояние Солнца от центра и его скорость. Поскольку во вращении Галактики не участвуют объекты, расположенные за ее пределами, так называемые внегалактические туманности, то, определив по отношению к ним скорость Солнца, тем самым нашли скорость его обращения v. Она составляет около 240 км/сек (Помимо участия в общем движении вокруг центра Галактики, звезды движутся хаотически друг относительно друга. Как правило, их скорости составляют 10-20 км/сек, что гораздо меньше, чем значение скорости, обусловленной вращением Галактики.). Солнце совершает полный оборот вокруг центра Галактики за время Р = 2πa/v, где а - его расстояние от центра. Используя известные значения а и и, находим, что Р-280 миллионам лет. Теперь легко по формуле (10) получить и ту массу УИ, тяготение которой вызывает движение Солнца (массой Солнца по сравнению с М можно, конечно, пренебречь). Оказывается, что общая масса всех звезд, находящихся ближе к центру Галактики, чем Солнце, равна двумстам миллиардам солнечных масс. Период обращения, а значит, и угловая скорость, изменяется с расстоянием от центра Галакти-ки и, следовательно, она вращается не как твердое тело.

Звездные системы содержат, помимо звезд, где вещество уплотнено, сконцентрировано, также и вещество в рассеянном, или диффузном, состоянии, характеризующемся крайне малой плотностью. Плотность диффузного вещества гораздо меньше, чем средняя плотность самых разреженных звезд - красных гигантов. Космический взрыв обычно сопровождается рассеянием вещества, и какая-то доля наблюдаемого ныне диффузного вещества возникла, по-видимому, в результате бурных процессов, вызвавших переход части звездной массы в форму разреженного газа. Исследование состояния и движения диффузного вещества в области космического взрыва является источником очень важных сведений о характере взрыва.

В среде, заполняющей пространство между звездами, на 1 см³ приходится всего несколько атомов. Распределение газа в пространстве крайне неравномерно. Основная его часть собрана в огромные облака, где плотность в 10 - 15 раз выше средней. Облака, тянущиеся на сотни и даже тысячи световых лет и подчас имеющие массу, которая в десятки тысяч раз превосходит солнечную, хаотически движутся со скоростями несколько километров в секунду. Помимо газа, в этих облаках часто содержатся твердые частички поперечниками 10^-4 - 10^-5см. Концентрация таких частиц, составляющих межзвездную пыль, удивительно мала - на 1 км³ приходится всего 40-50 пылинок. Однако вследствие своей большой протяженности облака оказываются либо полностью непрозрачными для излучения расположенных за ними звезд, либо излучение этих звезд доходит до нас сильно ослабленным. Пыль составляет всего 1-2% от общей массы межзвездного вещества.

Участки неба, занятые сравнительно близкими к нам газово-пылевыми облаками, представляются темными на фоне окружающих их областей, где видно множество далеких звезд. Такие облака называют темными диффузными туманностями. О размерах, плотностях и расстояниях от нас диффузных туманностей судят по вызываемому ими ослаблению общего излучения далеких звезд и по тому, как они поглощают излучение в различных длинах волн. Газ, заполняющий межзвездное пространство, способен поглощать излучение в спектральных линиях. Поэтому в спектрах далеких звезд, излучение которых проходит сквозь толщу межзвездного газа, появляются дополнительные линии поглощения, называемые межзвездными. По интенсивности и смещению этих линий находят распределение поглощающего вещества в пространстве и скорости движения туманностей.

Мощным средством изучения межзвездной среды служат радионаблюдения. В большей части пространства температура межзвездного газа низка, порядка 100 °К, и он не способен ни испускать оптическое излучение, ни поглощать его. Практически все атомы водорода при такой температуре находятся в основном энергетическом состоянии, а для перевода атома из этого состояния в ближайшее возбужденное энергии оптических квантов недостаточно. Но у атома водорода основной энергетический уровень состоит из двух очень близких так называемых подуровней, разность энергий которых соответствует энергии фотона с длиной волны 21 см. Фотоны с такой длиной волны, относящейся к хорошо наблюдаемой части радиодиапазона, могут и поглощаться и излучаться межзвездным водородом. Благодаря этому счастливому обстоятельству, удалось изучить распределение холодных облаков диффузного вещества в далеких областях Галактики, в том числе и в недоступных для оптических наблюдений ее частях, закрытых более близкими к нам газово-пылевыми облаками. Пылью радиоизлучение почти не ослабляется.

Газово-пылевые облака - темные туманности - располагаются сравнительно тонким слоем вблизи галактической плоскости, причем преимущественно, как и звезды, в спиральных рукавах. Если бы мы могли взглянуть на Галактику с ребра, то заметили бы в ее плоскости симметрии темную полосу, подобную той, которая видна на рис. 21. Это фотография одной из спиральных звездных систем, похожей на Галактику и видимой с ребра. Темная полоса в ее плоскости симметрии создается слоем межзвездного вещества, сильно поглощающего свет звезд, расположенных в этой плоскости.

Рис. 21. Темный слой поглощающего света вещества хорошо заметен на этом снимке спиральной галактики NGC 4594, видимой с ребра.

Между звездой и межзвездной средой нет резкой границы. Плотность газа в атмосфере звезды с удалением от фотосферы уменьшается постепенно и достигает значений, характерных для межзвездного газа, лишь на довольно большом расстоянии. Так, например, в самых внешних областях атмосферы Солнца, на расстоянии от его поверхности, равном нескольким радиусам Солнца, на 1 см³ все еще приходится 10⁴-10⁵ атомов, что в тысячи раз больше, чем в межзвездной среде.

Внешние области атмосферы Солнца, называемые солнечной короной, являются, по существу, обширной газовой оболочкой. В той или иной форме газовые оболочки существуют, по-видимому, у всех звезд. В дальнейшем нам придется подробно рассматривать оболочки звезд, возникающие при сильных космических взрывах. Взрыв может как создать оболочку, так и действовать на уже имеющуюся оболочку звезды. Именно благодаря изучению газовых оболочек взрывающихся звезд мы и располагаем довольно обширными данными о природе космических взрывов. В связи с выдающейся ролью газовых оболочек в интересующей нас проблеме рассмотрим подробнее процессы их свечения.

Одной из причин, вызывающих свечение диффузного вещества, является действие на разреженный газ излучения горячей звезды. Этот процесс особенно хорошо исследован для так называемых планетарных туманностей, по существу представляющих собой гигантские звездные оболочки.

Обычно планетарные туманности имеют вид светлого диска или кольца, в центре которого расположена звезда (Первые наблюдатели этих туманностей назвали их планетарными из-за чисто внешнего сходства с дисками некоторых планет Солнечной системы. Никакого отношения к планетам они не имеют.). Мы видим лишь проекцию туманности, а на самом деле она сферической формы. Поперечники планетарных туманностей огромны - порядка светового года. Общее оптическое излучение планетарной туманности во много раз сильнее, чем излучение центральной звезды в той же спектральной области. Следовательно, излучение туманности не может быть просто рассеянным в ней излучением звезды. Особый характер свечения туманности подтверждается и видом ее спектра. В нем главную роль играют эмиссионные линии, принадлежащие атомам водорода, гелия, дважды ионизованным атомам кислорода и другие, тогда как в спектре центральной звезды этих линий нет. Как мы уже говорили выше, спектр, состоящий из эмиссионных линий, характерен для излучения нагретого разреженного газа. Каким же путем возбуждается свечение планетарных туманностей, откуда, в данном случае, берется излучаемая энергия? Ответ на этот вопрос был дан еще в тридцатые годы. Разработанная тогда теория свечения планетарных туманностей сыграла важную роль в объяснении свечения звездных оболочек и, следовательно, в истолковании различных явлений, связанных со звездными взрывами.

Центральная звезда обычно имеет очень высокую температуру - порядка 100 000°. Из закона Вина следует, что при такой температуре основная часть энергии испускается звездой в области длин волн 3х10^-6 - 5х10^-6см. Излучаемые в этой области фотоны, имеющие энергию на порядок большую, чем фотоны оптического участка спектра, способны ионизовать атомы водорода, гелия и других элементов, составляющих туманность. В плазме, образованной излучением звезды, происходят рекомбинации атомов.

Ион, соединяясь с электроном, в одних случаях сразу образует атом в основном состоянии, в других же сначала получается возбужденный атом. Возбужденный атом, переходя в состояния с меньшей энергией, излучает фотоны, соответствующие спектральным линиям. Таким образом, в планетарных туманностях источником энергии свечения служит излучение горячей центральной звезды в невидимой ультрафиолетовой области спектра. Оно перерабатывается в туманности в оптическое излучение, преимущественно в частотах спектральных линий. Описанный процесс переработки излучения называется флуоресценцией.

Флуоресценция будет осуществляться беспрепятственно только при том условии, что атом за время перехода в другое состояние не столкнется с частицей (или фотоном), которая может возбудить его или отнять у него энергию. По спектру туманностей мы видим, что переходы атомов в состояния с меньшей энергией происходят. Следовательно, концентрация частиц в среде, составляющей туманность, и число фотонов, приходящихся на единицу ее объема, достаточно малы. Эти же условия выполняются в оболочках звезд и межзвездном газе. Поэтому расположенный вблизи горячих звезд (классов О и В) газ должен излучать, причем спектр его излучения (подобно спектру планетарных туманностей) состоит из эмиссионных линий. Если же температура звезды недостаточно высока, то излучение звезды неспособно возбуждать свечение газа, находящегося около нее.

Светящиеся области межзвездной среды называют светлыми диффузными туманностями. Помимо туманностей, излучение которых возникает путем флуоресценции, существуют и другие светлые туманности. Они видны, потому что содержащаяся в них пыль отражает свет близких звезд. Такую туманность можно сразу отличить по ее спектру, так как он аналогичен спектру освещающей звезды.

Видя спектр, состоящий из эмиссионных линий, мы вправе заключить, что в светящемся газе происходят возбуждение атомов и ионизация, сопровождающаяся рекомбинациями. Однако причиной ионизации вовсе не обязательно должно быть излучение горячей звезды. Возможно, например, что сталкиваются два газовых облака, летящие навстречу друг другу со скоростью в десятки километров в секунду. Часть кинетической энергии облаков будет сначала затрачена на ионизацию атомов путем столкновений. Рекомбинируясь, эти атомы будут излучать энергию, в значительной доле, в частотах линий. В подобных случаях, с которыми мы встретимся в дальнейшем, в энергию излучения переходит, в конечном счете, кинетическая энергия газа.

Исследование эмиссионных линий в спектрах туманностей и звездных оболочек дает много сведений о характере источника свечения (в частности, о температуре звезды, возбуждающей свечение, если оно связано с флуоресценцией) и о состоянии излучающего газа. Так, например, о плотности газа можно судить по яркости туманности, которая определяется числом фотонов, излучаемых ею в той или иной спектральной линии. Эти фотоны возникают при рекомбинациях, т. е. при встречах ионов с электронами. Частота встреч зависит от того, насколько велика скорость частиц (определяемая температурой газа) и какова концентрация частиц в газе. Количество испускаемых единицей объема туманности за одну секунду фотонов определяется по интенсивности линии. Эту же величину в зависимости от температуры и плотности газа находят путем расчетов по известным характеристикам атомов. Сравнение наблюдаемой величины с выводами теории дает значения температуры и плотности газа, составляющего данную туманность. Указанным путем получили, что в 1 см³ объема планетарной туманности содержится 10³-10⁴ атомов, а концентрация атомов в светлых диффузных туманностях в 10-100 раз меньше. Температура же у тех и у других около 10 000 °К.

Мы рассмотрели различные формы, в которых наблюдается вещество, составляющее Галактику. Основная его часть - более 90% по массе - собрана в звезды, остальное приходится на темные и светлые туманности (Некоторая доля, вероятно, очень малая по сравнению с количеством звездного вещества, может быть сконцентрированной в крупных телах, подобных планетам Солнечной системы.). Выходя за пределы Галактики, мы встречаем вещество в этих же видах. Окружающее пространство содержит другие звездные системы - галактики.

Многие из галактик похожи на нашу Галактику наличием спиральных ветвей. Они называются спиральными. Наблюдаются также звездные системы сравнительно правильной эллиптической формы и без заметных спиральных ветвей. Эти галактики получили название эллиптических. Существуют звездные системы, не обладающие какой-либо специфической формой и представляющиеся просто туманными объектами. Они называются неправильными галактиками. Таковы две ближайшие к Галактике системы -Малое и Большое Магеллановы Облака. Указанные классы или типы галактик - основные. Различают и промежуточные подклассы.

В галактиках, расположенных достаточно близко к нам, можно различить отдельные яркие звезды, а также шаровые скопления и яркие газовые туманности. Для подобных объектов, входящих в Галактику, известна зависимость между их видимым блеском (звездной величиной) и расстоянием от Солнца. Следовательно, по наблюдаемой звездной величине того или иного объекта в другой галактике можно найти и расстояние до нее. Таким путем было установлено, что каждому подклассу галактик соответствует определенное среднее значение интегрального блеска (Интегральным блеском галактики называют наблюдаемый суммарный блеск всех входящих в нее звезд и туманностей.) галактики, принадлежащей к этому подклассу.

Вместе с тем, видимый блеск галактики зависит и от ее расстояния от нас: он изменяется, как известно, обратно пропорционально квадрату расстояния. Поэтому, зная к какому типу относится галактика, по ее блеску можно сравнительно надежно получить расстояние до этой галактики, даже если в ней не удается различить отдельные звезды. Тип же галактики определяется ее внешним видом.

Среднее расстояние между галактиками порядка миллиона световых лет. В пространстве, доступном наблюдениям с самыми большими из современных телескопов,- вся эта область называется Метагалактикой - содержится свыше десяти миллиардов галактик.

Рис. 22. Связь между видимой звездной величиной галактики и смещением линий в ее спектре. (Чем больше видимая звездная величина галактики, тем дальше от нас она находится.)

После того как в двадцатых годах текущего столетия при помощи 2/2-метрового телескопа были получены спектры слабых и, следовательно, очень далеких галактик, обнаружилась замечательная закономерность. Линии в спектрах удаленных галактик оказываются смещенными в сторону длинных волн (к красному концу), причем это смещение пропорционально расстоянию галактики от нас (рис. 22). Этот закон выражается формулой

где Δλ- величина смещения линии, Δ - несмещенная длина волны, r - расстояние до галактики и H - так называемая постоянная Хаббла. Для величины Н из современных наблюдений получено значение, близкое к 30 км/сек на 1 миллион световых лет. Это означает, что, например, в спектре галактики, удаленной от нас на 300 миллионов световых лет, линия с длиной волны А смещена на величину

«Красное смещение» линий в спектрах далеких галактик обусловлено эффектом Доплера и является результатом своеобразного движения галактик. Характер этого движения таков, что все галактики кажутся движущимися от нас. Но это ни в коей мере не означает преимущественного положения Галактики в Метагалактике. Просто все галактики взаимно удаляются друг от друга и наблюдатель, находящийся в какой-либо далекой звездной системе, должен видеть, как все другие галактики, в том числе и наша Галактика, удаляются от него (Иллюстрацией такого положения будет, например, движение точек поверхности раздувающегося резинового шарика. Ни одна из них не имеет преимущественного положения, но все точки удаляются от любой данной точки. ). Природа этого «разбегания галактик» окончательно не выяснена, а обсуждением различных теорий этого явления мы здесь заниматься не можем. Мы говорим о «красном смещении» только как об эффекте, на основе которого находят расстояния до самых удаленных объектов в Метагалактике.

По своим размерам в среднем наибольшими из галактик являются спиральные. Они же содержат и больше звезд, чем галактики других типов. Среди спиральных галактик выделяются самые крупные, такие, как наша Галактика, называемые гигантскими. Самые маленькие из галактик, карликовые, насчитывают всего десятки миллионов звезд. Они, как правило, принадлежат к типу эллиптических.

Массы галактик находят тем же путем, что и массу нашей Галактики - по скорости вращения (см. выше). Для Галактики было получено значение около 2 х 10¹¹ M. Оно характерно для гигантских галактик. В большинстве же случаев массы галактик составляют 10⁹-10¹⁰ M.

Галактики имеют тенденцию к скучиванию. Встречаются группы или скопления галактик, насчитывающие сотни и тысячи членов. Между галактиками нет абсолютной пустоты, но вещество, заполняющее межгалактическое пространство, очень разрежено. Сейчас нет единого мнения о возможном значении плотности межгалактической среды, но вряд ли она содержит более десяти атомов в одном кубическом метре. Простой подсчет, который может сделать сам читатель, покажет ему, что большая часть вещества в Метагалактике сосредоточена в галактиках, а значит, и в масштабах Метагалактики звездная форма существования вещества оказывается главной. Однако недавние открытия грандиознейших явлений в Метагалактике, таких, как квазары или взрывы в ядрах галактик, заставляют задуматься о том, нет ли во Вселенной каких-то иных, еще не изученных форм существования вещества.