Поль Лаберенн - Происхождение миров
Аналогия между Млечным Путем и спиральными туманностями подтверждается рядом других факторов. Например, в спиральных туманностях наблюдаются такие же появления «новых» звезд, как и в нашей Галактике. Все астрономы в настоящее время считают, что наша Галактика представляет собой лишь одну из спиральных туманностей. Если предположить, что каждая из ста миллионов спиральных туманностей, доступных наблюдениям, содержит также многие миллиарды звезд, то общее число звезд в той части вселенной, которую мы можем исследовать, должно оцениваться многими сотнями миллионов миллиардов.
Следует заметить, что спиральные туманности обладают собственным вращением, хотя и очень медленным. На их полный оборот уходит очень много времени — сотни миллионов лет.[14] Однако вследствие больших размеров спиральных туманностей скорости областей, достаточно удаленных от центра, весьма значительны: они могут достигать сотен километров в секунду. Между прочим, это относится и к тому местному скоплению звезд, к которому принадлежит наше Солнце.
Рис. 4. Малое Магелланово облако, представляющее собой галактику неправильной формы. Наблюдается в южном полушарии
Необходимо также отметить, что наряду со скоплениями, имеющими вид спиральных туманностей, существуют другие скопления, также богатые звездами и имеющие разнообразные формы. Встречаются сферические и эллиптические скопления, лишенные спиральных рукавов; встречаются скопления, имеющие совсем неправильные контуры, как, например, так называемые Магеллановы облака, находящиеся на расстоянии 160 000 световых лет от Солнца.
Все эти небесные объекты — как спиральные туманности, так и другие скопления, содержащие миллиарды звезд каждое, — носят общее название галактик.
При изучении распределения галактик в пространстве можно заметить, что они располагаются далеко не равномерно. Некоторые галактики являются изолированными, но большинство их образует группы. Местное скопление галактик, к которому принадлежит наш Млечный путь, насчитывает 19 галактик; его размеры (в наиболее широкой части) оцениваются в два миллиона световых лет. Среди этих 19 галактик три принадлежат к спиральным туманностям, причем одна из них превышает по своим размерам нашу Галактику. Другие члены этого местного скопления имеют меньшие размеры и принадлежат к сферическим, эллиптическим или к галактикам неправильной формы.
Разумеется, ставился вопрос о том, не являются ли группировки галактик в свою очередь элементами гораздо более обширной группы, т. е. «скопления скоплений», которому можно дать название Метагалактики.[15]
Если бы это имело место, то при исследовании небесных глубин все более и более мощными телескопами пришлось бы констатировать, что, начиная с некоторого расстояния, число наблюдаемых галактик определенно уменьшается и даже стремится к нулю.
Наблюдения Хаббла и Шепли показали, что галактики не распределены равномерно в пространстве: по одну сторону от экваториальной плоскости Млечного пути их гораздо больше, чем по другую сторону. Можно, очевидно, предположить, что речь идет о нерегулярности местного характера: наиболее близкие скопления галактик в одной области более богаты галактиками, чем в другой. Если бы, однако, позднейшие наблюдения подтвердили существование этой асимметрии на более далеких расстояниях и показали, что она увеличивается, то можно было бы истолковать этот результат таким образом, что в том направлении, где галактики становятся все менее я менее многочисленными, мы приближаемся к границе гигантской группировки скоплений галактик. Тогда Метагалактика стала бы реальностью. Но, несомненно, пройдет еще очень много времени, прежде чем мы сможем с уверенностью сказать о существовании Метагалактики и вычислить ее размеры; еще больше времени понадобится для открытия других метагалактик, которые могут населять бесконечное пространство.
в) Типы звездного населения Бааде. Мы уже видели, что галактики можно прежде всего классифицировать по форме. Имели место также исследования с целью определить, в какой пропорции распределяется в различных галактиках распыленная материя и звезды. В течение долгого времени полагали, что в галактиках со спиральными рукавами гораздо больше звезд, чем распыленной материи, а сферические или эллипсоидальные галактики, наоборот, состоят в основном из рассеянной газо-пылевой материи. Но в 1945 г. американскому астроному Бааде удалось установить, что эллиптические галактики также состоят из звезд, причем в них не наблюдается никаких следов распыленной материи.
Продолжая развивать свои исследования, Бааде пришел к разделению всех звезд, входящих в состав галактик,[16] на два типа: а) звезды типа II, из которых целиком образованы сферические или эллиптические галактики и шаровые скопления; они встречаются также в ядрах спиральных галактик; б) звезды типа I, которые обнаруживаются лишь в спиральных рукавах галактик; звезды этого типа никогда не встречаются отдельно, но всегда перемешаны со звездами, принадлежащими к типу II.
Уточняя это деление, отметим, что среди звезд типа II, наиболее многочисленных во вселенной, не встречаются голубые пли белые сверхгиганты очень большой светимости. Системы, состоящие из звезд этого типа, лишены также распыленной материи. Самыми большими звездами этого типа являются красные гиганты. Напротив, белые и голубые сверхгиганты, а также звезды главной последовательности, принадлежат к звездам типа I. В тех областях, где имеются звезды этого типа, присутствует также распыленная материя.
Ниже мы увидим, что эта классификация представляет большой интерес с точки зрения воссоздания эволюции галактик, так как продолжительность жизни звезд типа I гораздо меньше, чем звезд типа II.
Следует, однако, указать, что такое разделение звезд лишь на два типа рассматривается некоторыми астрономами (в частности, советскими) как слишком схематичное.
г) Звездные скопления (входящие в состав Галактики). Скопления звезд можно наблюдать также внутри нашей Галактики и в ее «окрестностях». Одни скопления имеют почти сферическую форму; это — так называемые шаровые звездные скопления. Их насчитывают в Галактике около сотни, и каждое шаровое скопление содержит несколько десятков тысяч звезд, причем в центральной части скопления звезды расположены гораздо теснее, чем в окрестностях Солнца. Другие скопления содержат гораздо меньше звезд и имеют неправильную форму; это так называемые рассеянные звездные скопления.
В центральных областях Галактики шаровых скоплений нет. Ближайшее скопление удалено на 18 000 световых лет от центра. Наиболее удаленное от центра шаровое скопление находится почти в десять раз дальше. Некоторые астрономы полагаю, что под воздействием притяжения центральных областей, наиболее богатых звездами, шаровые скопления, находящиеся вне этих областей, могли когда-то приблизиться к центру Галактики, а затем распасться и превратиться в рассеянные скопления (которые гораздо менее удалены от центра).
Туманности в собственном смысле этого словаВ настоящее время мы имеем данные о сравнительно небольшом числе (нескольких сотнях) таких туманностей; большинство их принадлежит нашей Галактике.
Их можно разбить на две категории:
а) Планетарные туманности, названные так потому, что при наблюдении в небольшой телескоп они имеют подобно планетам вид светящихся дисков, в центре которых находится звезда.
Рис. 5. Планетарная туманность в созвездии Лиры
б) Диффузные туманности, т. е. туманности, не имеющие определенной формы. По своим размерам эти туманности больше планетарных; некоторые из них светятся, другие же являются темными. Последние были обнаружены благодаря тому, что они образуют на фотографиях некоторых участков звездного неба ясно очерченные темные пятна. Темные туманности располагаются вблизи плоскости Галактики и образуют на небе как бы пояс, проходящий вдоль светлой полосы Млечного пути. Присутствие аналогичного темного «пояса» обнаруживается и при наблюдениях других галактик. Возможно, что здесь речь идет об остатках вещества, из которого формировались звезды. Но возможно также, что материалом для образования некоторых диффузных туманностей послужило вещество, извергаемое в пространство некоторыми неустойчивыми звездами, в частности сверхновыми, в момент их взрывов.
Рис. 6. Газовая туманность М8 в созвездии Стрельца
Все диффузные туманности имеют низкую температуру и должны быть, вообще говоря, темными. Если среди них все же имеются светящиеся, то это либо вследствие того, что они попросту отражают свет других звезд, либо вследствие «возбуждения» атомов составляющего их газа излучением какой-либо соседней очень горячей звезды.
