Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса

Уоллер Уильям

Следующий компонент Млечного Пути — балдж — заметен невооруженным глазом. Он простирается поверх темного диска и под ним к созвездиям Стрельца, Змееносца и Скорпиона. В бинокль можно увидеть, как «звездные облака» очерчивают в пыльной дымке границы «окошек», сквозь которые просматриваются звезды бал- джа. Как и у других галактик, в балдже Млечного Пути присутствуют в основном желтые, оранжевые и красные звезды. Эта ограниченная палитра контрастирует с полным диапазоном звездных цветов, видимых на диске. Насколько можно судить, балдж содержит в основном старые холодные звезды, а диск по-прежнему остается родным домом для молодых горячих голубых звезд и для богатого наследия из более старых звезд с красноватым оттенком.

Форма балджа остается спорной. По крайней мере одна его часть выглядит явно вытянутой, в виде бара (перемычки), наклоненного примерно на 45° к нашему лучу зрения. Другие галактики, имеющие тонкие диски и спиральные рукава, тоже содержат подобные центральные

бары (см. гл. 8). Если смотреть издалека, Млечный Путь был бы сочтен спиральной галактикой с баром. Галактика М109, расположенная в созвездии Большой Медведицы и отдаленная от нас на 46 млн световых лет — это близкая аналогия к тому, как мог бы выглядеть наш Млечный Путь (рис. 7.2).

Еще один компонент Млечного Пути — гало — был бы невидим, если бы не шаровые звездные скопления, которых в нем очень много. Эти плотные группы, насчитывающие от тысяч до миллионов звезд, восходят к древнейшим временам, когда Млечный Путь еще формировался из хаоса сталкивающейся и сливающейся материи, наступившего вслед за Большим взрывом. Сегодня шаровые скопления «населены» только долгоживущими звездами с малой массой. Более массивные недолговечные звезды давным-давно исчезли, оставив лишь напоминание о том, как, должно быть, выглядели скопления в далеком прошлом. И все же они даже сейчас выглядят потрясающе — словно броши с драгоценными камнями на черном бархате. Хороший любительский телескоп позволит вам в полной мере впечатлиться красотой этих звездных «елочных игрушек».

Рис. 7.2. Вероятно, если смотреть издалека, Млечный Путь напоминал бы спиральную галактику М109, показанную на снимке. (Материалы любезно предоставлены: S. Swanson and A. Block. Источник: Национальная обсерватория оптической астрономии, Ассоциация университетов по исследованию в области астрономии, Национальный научный фонд.)

Гало и балдж в совокупности составляют сфероидальный компонент Галактики. В них есть старые звезды, у которых не хватает тяжелых элементов (хотя в балдже присутствуют и богатые металлом звезды разного возраста). Стремительные движения звезд и газа в диске навели астрономов на мысль о том, что сфероидальный компонент «населен» чем-то еще. Это невыразимое «нечто», наделенное невероятно огромной массой, своим притяжением удерживает в диске подвижные звезды и газ и тем самым защищает нашу Галактику от рассеивания в небытие. Астрономам еще не удалось даже мельком увидеть это гравитирующее вещество, и поэтому его окрестили «темной материей». Поиски различных экзотических частиц, которые, согласно предположениям ученых, составляют эту темную материю, ведутся и сегодня. Пока что убедительных кандидатов нет (см. гл. 13). Но астрономы, несмотря на неудачу, по-прежнему считают, что галактики состоят в основном из гало темной материи и небольшой доли обычной материи, сосредоточенной в их «густонаселенных» балджах и вращающихся дисках, свет которых рассеивает тьму и — в случае Млечного Пути — оберегает наше наследие.

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.)