Текст книги "Очерки о Вселенной"

Автор книги: Борис Воронцов-Вельяминов

сообщить о нарушении

Текущая страница: 30 (всего у книги 36 страниц)

По смещению линии излучения, испускаемой облаком нейтрального водорода, можно установить скорость облака по лучу зрения. Зная закон вращения нашей звездной системы и скорость облака, можно вычислить и расстояние до него. По интенсивности линии определяют плотность облаков, а изучение их распределения в пространстве чрезвычайно обогащает наше представление о строении нашей звездной системы.

Пыль, межзвездный газ и горячие диффузные туманности концентрируются в плоском слое толщиной около 600 световых лет, что мало сравнительно с размерами всей нашей звездной системы. Но отдельные облака горячего и холодного газа встречаются и на больших расстояниях от этого слоя, где они имеют значительные хаотические движения.

В 1963 г. радиотелескоп принес открытие в межзвездном пространстве радиолинии гидроксила ОН. Возможность ее наблюдения предсказывалась. Ее длина волны около 18 см. Линия эта сложная и состоит из нескольких компонент. Она наблюдается и в поглощении, и в излучении, обычно в области горячих газовых туманностей, но далеко не всех. Комплекс линий ОН обнаружил ряд пока еще крайне загадочных явлений. В частности, обнаружилась переменность яркости, очень различная у разных компонентов линии ото дня ко дню. Будущее развитие науки вскоре, вероятно, даст объяснение этим загадкам.

Инфракрасными наблюдениями был обнаружен межзвездный гелий, а в 1965-1966 гг. он же был обнаружен и в радиоизлучении. Одна из главных его линий излучения имеет длину волны около 6 см, а другая находится вблизи радиолинии водорода с длиной волны 21 см.

В общем к 1976 г., помимо атомов, в межзвездном пространстве, преимущественно методами радиоастрономии, открыто около 25 молекул. Одна из них состоит из семи атомов, одна из шести, но большинство двух– и трехатомные.

Самая сложная из этих молекул метилацетилен (СН3С2Н), затем идут метилцианид (CH3CN) и метиловый спирт (СН3ОН), обнаружены также типичные для состава комет СО, CN. Из других назовем Н2О, Н2, аммиак NH3.

К 1976 г. стало возможно заключить, что содержание разных химических элементов в межзвездном газе заметно отличается от процента их в газах, содержащихся в атмосферах звезд и Солнца, хотя часть этих атмосфер постепенно рассеивается в пространстве, а часть межзвездной среды аккумулируется на звездах, захватывается ими (аккреция газов). Например, в некоторых направлениях обнаружен недостаток многих атомов – поштношению к водороду их число там в 3 и более раз меньше, чем в атмосфере Солнца. Такие аномалии носят, однако, местный характер.

Как могло межзвездное пространство наполниться газом? Что старше – рассеянный межзвездный газ и туманности или же звезды? К этому вопросу мы вернемся в главе 11.

Глава 10. Острова Вселенной

Верстовые столбы и структура нашей Галактики

Нас интересует не только звездное население того дома, в котором мы живем. Нас интересует и архитектура этого дома и его размеры; интересует, как его обитатели расселены, где жилищная теснота звезд, какие жилплощади не заняты жильцами. И вот, глядя в звездную даль, в усыпанное звездами небо, мы должны это установить. От наивной древней картины мира, принимавшей за действительность кажущуюся одинаковую удаленность всех звезд и располагавшую их всех на поверхности хрустальной сферы, мы должны перейти к познанию истинной пространственной структуры грандиозной звездной системы.

Первое, что мы стремимся установить, – это общие контуры, общие очертания нашей звездной системы, хотя бы в самых грубых чертах. Это удалось сделать еще до того, как стало известно расстояние до ближайшей звезды. На первых порах совершенно правильно приняли для этой цели, что светимость всех звезд одинакова и что различие в их видимом блеске зависит исключительно от их расстояния до нас. Мы знаем теперь, что в действительности светимости звезд различаются прямо-таки чудовищно, но мы знаем также и то, что очень ярких звезд очень мало и что из очень слабых звезд видны лишь те, которые к нам совсем близки. Поэтому большинство видимых звезд – это средние звезды, и к ним в среднем наше предположение вполне применимо.

Допустим, вы стоите на высоком холме над равниной, на которой разбросаны купами старые и молодые деревья. Они различны по высоте, высоту каждого из них вы не знаете. Но, глядя на них с холма, вы по их кажущейся величине довольно правильно можете судить о расстоянии до каждой купы деревьев. Вы – разведчик Вселенной, холм – наша Солнечная система, деревья – это звезды. Применяйте к ним такой глазомер и изучайте местность. Такой путь изучения звездной Вселенной предложил Вильям Гершель. До него ограничивались наблюдением положения звезд на небе и изучением поверхности Луны и планет, а также увлекались изучением движения членов Солнечной системы.

Биография Гершеля стоит того, чтобы о ней сказать несколько слов. Музыкант, служивший вначале в Ганноверской армии, он переселился в Англию и там, урывая время от уроков музыки, посвящал вечера наблюдению неба. Открыв планету Уран, он приобрел большую известность, но все еще не имел средств на покупку большого телескопа и стал его делать сам. В этом он так преуспел, что впоследствии соорудил себе телескопы-рефлекторы, достигавшие 120 см в диаметре и долга бывшие наибольшими в мире. С ними он сделал множество открытий.

Для выяснения контуров Вселенной Гершель стал подсчитывать число звезд разного блеска, видимых в поле зрения его телескопа в различных участках неба, – в Млечном Пути и в стороне от него. Он обнаружил, что чем слабее звезды, тем быстрее возрастает их число по мере приближения к Млечному Пути. Сам же Млечный Путь, как открыл еще Галилей, состоит из бесчисленного множества слабых звезд, сливающихся в сплошную сияющую массу, которая как кольцо опоясывает все небо.

Из этих подсчетов Гершелю стало ясно, что дальше всего наша звездная система тянется во все стороны от нас по направлению к Млечному Пути в плоскости, проходящей через его среднюю линию. Так как Млечный Путь опоясывает все небо, деля его почти пополам, то, очевидно, наша Солнечная система находится вблизи этой плоскости (вблизи галактической плоскости, как ее называют).

Однако Гершель принимал, что он своим гигантским телескопом проник до границ нашей звездной системы, состоящей из звезд, расположенных в пространстве будто бы равномерно.

Основатель Пулковской обсерватории В. Я. Струве в 1847 г. пересмотрел расчеты Гершеля и, изучив распределение звезд, доказал ошибочность подобных выводов. Струве установил, что в пространстве звезды расположены не равномерно, а сгущаются к плоскости Млечного Пути, что наше Солнце вовсе не занимает центральное положение в этой звездной системе и что наибольшие телескопы Гершеля далеко еще не достигли ее границ, а потому и о форме ее говорить преждевременно. Гершель считал, что он как бы сидит со своим телескопом в центре правильно расположенной рощи, из которой обозревает все ее опушки, а Струве доказал, что Гершель сидел где-то в огромном лесу, полном чащ и разрежений, откуда опушки леса далеко еще не видны.

Чем дальше от плоскости Млечного Пути, тем меньше там видно слабых звезд и тем на меньшее расстояние в этих направлениях тянется звездная система. В общем наша звездная система, названная Галактикой, занимает пространство, напоминающее линзу или чечевицу. Она сплющена, толще всего в середине и утончается к краям. Если бы мы могли видеть ее «сверху» или «снизу», она имела бы, грубо говоря, вид круга (не кольца!). «Сбоку» же она выглядела бы как веретено. Но каковы размеры этого «веретена»? Однородно ли расположение звезд в нем?

Ответ дает уже простое рассматривание Млечного Пути, который весь состоит как бы из нагромождения звездных облаков. Одни облака ярче, в них больше звезд (как, например, в созвездиях Стрельца и Лебедя), другие же беднее звездами.

Видимая клочковатость Млечного Пути создается также и неравномерным распределением облаков космической пыли, темными туманностями разной плотности, поглощающими свет звезд, находящихся за ними. Но и с учетом этого наша звездная Вселенная неоднородна. Галактика состоит из звездных облаков, Солнечная система находится в одном из них, называемом «Местной системой». Самые мощные облака звезд находятся в направлении созвездия Стрельца; там Млечный Путь наиболее ярок. Он наименее ярок в противоположной части неба.

Рис. 174. Млечный Путь

Из этого нетрудно вывести заключение, что Солнечная система не находится в центре Галактики, который от нас виден в направлении созвездия Стрельца. Значит, Млечный Путь – это картина, видимая нами, находящимися внутри Галактики, вблизи ее плоскости, но вдали от ее центра.

Для получения более правильной картины мы должны учитывать распределение звезд по светимости и поглощение света в пространстве, которое, как мы видели, значительно и, вдобавок, различно по разным направлениям.

Для изучения изменения звездной плотности с расстоянием от нас по различным направлениям подсчитываем звезды на фотографиях различных участков неба. При этом надо еще учесть, что на каждой фотографии круглая площадка на небе соответствует в пространстве объему, заключенному Рис. 174. Млечный Путь, внутри конуса с вершиной в Солнечной системе, если хотите – в глазу наблюдателя, жителя этой системы.

Учет всего перечисленного делает изучение строения Вселенной довольно сложным и трудоемким делом. Для учета поглощения света надо определить спектральные классы и цвет множества звезд на каждой фотографии. Нормальные цвета звезд каждого спектрального класса известны из изучения близких к нам звезд, на цвет которых межзвездное поглощение света не влияет. Свет же далеких звезд из-за поглощения становится тем более красным, чем дальше от нас и чем ближе к плоскости Млечного Пути они расположены. Ослабление видимого блеска звезды пропорционально ее покраснению. По степени покраснения оценивают величину ослабления видимого блеска каждой звезды, взятой для подсчетов. Необходимость фотографирования спектров звезд еще больше ограничивает исследования лишь более яркими звездами и позволяет изучить их распределение лишь до расстояний в несколько сотен световых лет. Так, мы изучаем лишь ближайшие окрестности Солнца, лишь внутреннюю часть звездного облака – «Местной системы», внутри которой мы находимся.

Для изучения, так сказать, костяка всей нашей звездной системы, для определения ее формы, размеров и структуры мы прибегаем к другим способам. Как было бы легко составить план равнинного редколесья, если бы на нем по всем направлениям встречались деревья-гиганты с надписью, на каком они расстоянии от нас находятся! Во Вселенной мы нашли звезды-гиганты, имеющие вполне определенную, известную нам светимость и видимые нам благодаря своей большой светимости на огромном расстоянии. Среди них первое место занимают переменные звезды – цефеиды, которые можно назвать маяками Вселенной. Их светимость возрастает, как мы знаем, с увеличением периода изменения их блеска. Стоит определить период изменения блеска звезды, и мы по рис. 154 сразу можем сказать, каковы ее абсолютная величина и светимость.

Из наблюдений легко можно определить период изменения блеска цефеиды и ее видимый блеск. Сравнение же видимого блеска с истинным, т. е. со светимостью L, сразу же нам дает расстояние до данной цефеиды, так как в прозрачном пространстве видимый блеск меняется обратно пропорционально квадрату расстояния. С учетом поглощения света в пространстве дело обстоит несколько сложнее. Если пользоваться абсолютной и видимой звездной величиной звезды, то расстояние в прозрачном пространстве, как мы знаем, можно вычислить по простой формуле. По этой формуле находится логарифм расстояния в световых годах:

lgD=(m-M+7 1/2)/5

Кроме цефеид – маяков Вселенной, верстовыми столбами в Галактике, или указателями расстояний, мы можем считать все звезды с большой и известной светимостью: долгопериодические переменные звезды (в максимуме блеска) и белые звезды с известным спектральным классом. Для первых светимость, как и у цефеид, известным нам спбразом зависит от периода изменения их блеска, для вторых мы можем ее отсчитать по диаграмме светимость – спектр.

Зависимость между периодом и светимостью у цефеид и у так называемых долгопериодических переменных звезд, а также диаграмма светимость – спектр построены по тем сравнительно близким к нам звездам этих типов, для которых светимость известна на основании надежно определенных расстояний. Для близких звезд расстояния можно определить непосредственно, применяя классический способ измерения тригонометрического параллакса. Для тех же звезд, которые расположены от нас так далеко, что их параллакс меньше, чем ошибки его измерения, этот способ неприменим, и вот тогда-то мы пользуемся способом, который только что был описан.

Все сказанное мы можем применить (и это для нас особенно ценно) к рассеянным и к шаровым звездным скоплениям, расстояния до которых очень велики в сравнении с их размерами. Тогда, если в такой далекой звездной системе есть среди ее членов цефеиды или красные долгопериодические переменные или белые (несомненно, яркие) звезды, то мы можем считать, что расстояние до системы практически равно расстоянию от нас до этих ее членов, а их расстояния мы определять умеем. Лежит ли подобная звезда у переднего края системы или в дальнем ее конце, при большом расстоянии это уже не так важно. Если ваш приятель с группой товарищей во время загородной прогулки ушел далеко вперед, а вы видите, что отстали от них на 2-3 км, то вам безразлично, что эта группа растянулась по дороге на 10-20 м, и вы не будете особенно интересоваться тем, где ваш приятель – в голове или в хвосте группы. Вот в таком же положении бывают и астрономы, рассматривая далекую звездную систему.

В состав нашей Галактики, кроме отдельных звезд и звездных скоплений, входит еще диффузная материя в форме темных пылевых туманностей, общего слоя космической пыли, газовых диффузных и планетарных туманностей и общей массы газа. Последняя в основном является невидимым нейтральным водородом, обнаруживаемым по его радиоизлучению на длине волны 21 см. Расположение диффузной материи также нужно изучить. Как определяют расстояния до пылевых и газовых туманностей, пояснялось нами в главе 9.

Самыми далекими объектами нашей Галактики, как бы обрисовывающими главные черты ее строения и определяющими ее размеры, являются долгопериодические цефеиды, горячие звезды-гиганты, планетарные туманности, сгущения облаков нейтрального водорода и шаровые звездные скопления.

Рис. 176. Нейтральный водород в Галактике

Для изучения движений населения нашей Галактики измеряются «собственные движения», т. е. видимые угловые перемещения (заметные на фотографиях лишь для ближайших звезд) и лучевые скорости очень далеких объектов. Для последней цели даже большой телескоп со спектрографом приходится иногда направлять точно на слабо видимый объект в течение многих часов или даже ночей. Скорости движения облаков нейтрального водорода определяют, изучая профили линии 21 см при помощи радиотелескопа. Тысячи накопленных во всем мире таких наблюдений исправляют с учетом различных влияний и подвергают затем столь же кропотливому изучению. Из этих материалов выясняются закономерности движений, масса нашей Галактики и распределение в ней плотности, создаваемой звездами, находящимися в единице объема.

Устройство звездного дома, в котором мы живем

В конечном счете выяснилось следующее. Большинство звезд-гигантов и звезд умеренной яркости концентрируется к плоскости нашей Галактики и в то же время к ее центру. Резкой границы у Галактики нет, все ее края постепенно сходят на нет. Поэтому, а также из-за неизбежных различий в выводах разных исследователей, размеры Галактики, приводимые разными авторами в книгах, изданных в разное время, бывают несколько различными. Можно принять, что диаметр Галактики составляет около 100 000 световых лет, а толщина ее раз в 10-15 меньше.

Однако распределение разных видов населения в Галактике различно. Самые яркие и массивные звезды – сверхгиганты – «жмутся» к плоскости Галактики сильнее остальных. То же надо сказать о слое космической пыли и межзвездного газа, уплотнения в которых наблюдаются как туманности. В окрестностях горячих звезд газ ионизован, и мы видим его как светлые туманности, а в остальном пространстве водород нейтрален и невидим, составляя основную массу газа. Плотность этой материи внутри слоя растет с приближением к плоскости Галактики. Однако отдельные облака газа, имеющие большую скорость, встречаются на расстояниях от галактической плоскости, превышающих 300 световых лет.

В середине Галактики находится ее ядро, которое по аналогии с ядрами других звездных систем (см. дальше) должно иметь вид немного сплюснутого эллипсоида вращения. Мы находимся от него несколько далее 25 000 световых лет. В ядре Галактики нет горячих сверхгигантов и возбуждаемых ими к свечению диффузных газовых туманностей. Нет там и пыли, но есть в нем нейтральный водород, который, по неясной еще причине, растекается оттуда в плоскости Галактики со скоростью около 50 км/сек. Ядро, вероятно, окружено быстро вращающимся кольцом нейтрального водорода. Основное излучение ядра создается, по-видимому, оранжевыми звездами-гигантами (не сверхгигантами) спектрального класса К и множеством звезд карликов класса М. По отдельности они все не видны, и этот вывод основан на анализе суммарного цвета и спектра ядра. В общих грубых чертах форма Галактики сходна с чечевицей или с тонкой линзой, в середине которой находится более толстое и яркое ядро. Это ядро должно было бы казаться очень ярким, если бы его не скрадывало, не затмевало поглощение света в массах космической пыли.

В 1948 г. советские ученые В. Б. Никонов, В. И. Красовский и А. А. Калиняк на Крымской обсерватории добились большого успеха. Применяя электронно-оптические преобразователи, они сфотографировали невидимое скопление звезд, являющееся ядром нашей Галактики. Своего успеха они добились потому, что космическая пыль слабо задерживает инфракрасные лучи, испускаемые, так же как и видимые лучи, звездами галактического ядра. Прибор советских ученых был способен реагировать на эти невидимые глазом лучи, почти беспрепятственно пронизавшие облака космической пыли и дошедшие до нас. Невидимое изображение центра Галактики можно было превратить в изображение, лучи которого запечатлеваются фотопластинкой; так впервые в мире центр Галактики был заснят сквозь скрывавший его занавес.

Для изучения структуры Галактики мы находимся в очень невыгодном положении. Мы живем в ней и видим ее изнутри. Это очень затрудняет установление того, что мы могли бы выявить, бросив на нее лишь мимолетный взор откуда-нибудь издали.

Догадаться о внешнем виде нашего дома, не выходя из него, можно, изучая другие дома, видимые нами из окна. Наш дом – Галактика, другие дома – другие галактики.

Опять-таки по аналогии с другими сплющенными звездными системами – галактиками давно уже предполагали, что наша Галактика в своей плоскости должна иметь спиральные ветви, выходящие из ядра и закручивающиеся вокруг него. Обнаружить эти длинные спиральные ветви, погруженные в основной звездный диск, в ее, как говорят, плоскую составляющую, было невозможно пока не смогли научиться определять расстояние до очень далеких объектов и находить их на небе. В других системах спиральные ветви, иногда очень широкие, выделяющиеся своей яркостью на фоне диска, обрисовываются лучше всего расположением горячих гигантов, рассеянных звездных скоплений и газовых диффузных туманностей. В своей же Галактике мы до сих пор, отчасти из-за мешающего влияния межзвездной пыли, не можем изучать эти объекты во всем объеме. Спиральные ветви часто не являются сплошными и геометрически правильными, нередко имеют ответвления. Поэтому относительно расположения спиралей нашей Галактики между учеными нет пока полного согласия. Радиометодами также обнаруживают спиральные ветви в расположении нейтрального водорода. Но эти ветви, прослеженные в большем объеме, пока еще не так легко согласовать с наметками ветвей, полученными из визуальных наблюдений. Может быть, их неполное совпадение реально.

Планетарные туманности и новые звезды являются промежуточными системами. Их концентрация к галактической плоскости умеренна, но она велика в направлении к центру Галактики. Эта система не плоская, она ближе к сферической. Почти сферическую звездную систему представляют собой немногочисленные шаровые скопления, сильно концентрирующиеся к центру Галактики. Они-то и распространяются до крайних границ Галактики, очерчивая ее максимальные размеры.

Наконец, сферическую систему образуют звезды умеренных светимостей – субкарлики и короткопе-риодические цефеиды, которых множество находится и в почти сферическом ядре Галактики. Таким образом, в слабо светящуюся сферическую корону, образованную этими звездами, погружено и ядро Галактики, и ее плоская составляющая, в которой выделяются своей яркостью спиральные ветви. Спиральные ветви, бросающиеся в глаза в других галактиках, – это эффектный, но легковесный (малый по массе) придаток внутри почти шарообразной системы, состоящей из слабых звезд, масса которых, однако, уступает массе сверхгигантов не так уж сильно, как уступает их светимость. Природа спиральных ветвей – этого украшения некоторых звездных систем – нам еще не ясна.

Масса нашей Галактики, оцененная несколькими способами, составляет 2•1011 масс Солнца. Около 1/100 этой массы составляет межзвездный водород, преимущественно нейтральный. Масса 2•1011 соответствует оценке числа звезд в Галактике, так что на долю несветящихся звезд, если такие вообще есть, приходится очень малая доля массы.

Оорту (Голландия) в 1927 г. удалось обнаружить обращение звезд и в том числе Солнце (вместе с его планетами) вокруг центра Галактики. Как можно обнаружить вращение нашей звездной системы, впервые указал еще в середине прошлого века казанский астроном М. А. Ковальский, но его открытие было забыто. Галактика вращается не как колесо, но и не так, как планеты обращаются вокруг Солнца. Закон ее вращения сложен и является сочетанием законов, представляющих указанные два типа вращения. Солнечная система обращается вокруг центра Галактики, лежащего от нас на расстоянии 25 000 световых лет со скоростью около 220 км/сек. Форма орбиты как следует еще не известна, но если она близка к окружности, что вероятно, то один оборот по ней Солнце завершает примерно за 270 млн. лет. Этот период, если хотите, можно принять за «космический год» для измерения очень больших промежутков времени. Вер история человечества в сравнении с таким периодом – только краткий миг! Если бы мы могли видеть, как Солнце несется и заворачивает по своей орбите, как мы видим поезд, заворачивающий на закруглении пути, то мы не могли бы уследить за оборотами планет около Солнца. Они казались бы вертящимися быстрее, чем лопасти электрического вентилятора.

Звезды обращаются вокруг центра Галактики с разными скоростями и, например, короткопериодические цефеиды отстают от Солнца на 100 км за каждую секунду! Движение нашей Солнечной системы со скоростью 20 км в секунду в направлении к созвездию Лиры – это ее движение внутри нашего звездного облака или Местной системы. Оно мало и не мешает нам вместе со всей Местной системой обращаться вокруг галактического центра.

Расположение невидимого нейтрального газа можно установить во всем объеме Галактики. При этом очень важно следующее. В галактической плоскости оптические исследования ограничиваются поглощением света в космической пыли. Это поглощение для радиоизлучения практически отсутствует, в радиолучах Галактика прозрачна. С другой стороны, допле-ровские смещения водородных линий с λ=21 см от облаков, лежащих на разных расстояниях от нас и движущихся с разной скоростью, позволяют эти линии изучать раздельно. В результате нейтральный водород, не в пример туманностям и звездам, можно изучать до самых удаленных областей Галактики.

Исследования распределения газа в Галактике показали, что в длинных уплотненных волокнах шириной около 200 парсек средняя концентрация водорода – 1 атом в 1 см3, а между ними она раз в 10 меньше.

В центральной области Галактики масса газа составляет ничтожную долю от массы звезд, но на периферии его масса равна примерно 15%, так как там звездная плотность падает. В целом масса газа составляет около 1-2 % от массы Галактики, остальное приходится на звезды. Более 90 % межзвездного водорода находится в нейтральном состоянии. Ионизован он лишь там, где много горячих гигантов, что бывает в основном в средних частях спиральных галактик. В нашей Галактике доля ионизованного водорода достигает 40 % на расстояниях между 3000 и 3500 парсек от центра.

Следовало ожидать, что в связи с этим светлые газовые диффузные туманности расположены там, где проходят волокна уплотненного нейтрального водорода. Ожидалось также, по аналогии с другими спиральными галактиками, что и светлые туманности, и нейтральный водород, и горячие звезды, в частности, скопления их, должны обрисовывать спиральные ветви нашей Галактики.

Такие сопоставления малоубедительны ввиду значительного произвола в объединении объектов в спиральные ветви. Основное расхождение состоит, объективно говоря, в том, что найденные волокна нейтрального водорода образуют скорее окружности, чем спирали. Мы полагаем, что расстояния до оптических объектов этого типа установлены еще ненадежно, как и расстояния до облаков нейтрального водорода, выведенные по экстраполяции закона вращения Галактики.

Рис. 176. Нейтральный водород в Галактике

Спиральные галактики бывают и с широко открытыми двумя-четырьмя спиральными ветвями и со многими ветвями или с почти концентрическими дугами. Возможно, что наша Галактика принадлежит к последнему виду: ее спиральные рукава или сильно ветвятся или состоят из бесчисленных коротких дуг. Тогда понятно, что обрывки этих образований трудно уложить в правильные схематические кривые, каких у реальных галактик почти не бывает.

Голландские астрономы установили существование в центре Галактики диска толщиной около 130 и радиусом около 400 парсек. Он вращается со скоростью около 200 км/сек на периферии. На расстоянии 300 парсек от центра они же нашли кольцо, или часть спирали, удаляющуюся от центра со скоростью около 50 км/сек. Кроме того, найдено, что слой межзвездного газа имеет перекос относительно плоскости Галактики, будучи приподнят в направлении к Магеллановым Облакам и опущен в противоположном направлении. Вероятно, это объясняется эффектом влияния этих небольших неправильных галактик (наших спутников) на газовый слой нашей Галактики. Подобные явления перекоса мы обнаружили еще раньше в некоторых парах других галактик.

Радионаблюдения позволили установить и температуру межзвездного газа по интенсивности линии 21 см в слоях, где он достаточно непрозрачен и излучает как черное тело. Была найдена температура излучения в 125°К вместо 10-15° К, как считали раньше. Предполагают, что столкновения облаков ведут к их нагреву до 3000°, после чего происходит охлаждение до 25° К, так что температура разных облаков весьма различна.

В итоге всех исследований можно сказать, что в нашей Галактике космической пыли раз в 10 меньше, чем диффузного газа.

Галактики – острова Вселенной

Вскоре после изобретения телескопа внимание наблюдателей привлекли многочисленные светлые пятна туманного вида, так и названные туманностями, видимые неизменно в одних и те же местах в разных созвездиях. Их заносили в каталоги, но главным образом с чувством досады на то, что они мешают открывать кометы, имеющие вид таких же туманностей, но отличающиеся своим перемещением на фоне звездного неба, подобно планетам.

Первый такой каталог составил в XVIII веке француз Мессье. По этому каталогу, включающему около сотни объектов, туманности и звездные скопления обозначаются номерами после буквы М. Например, шаровое скопление в Геркулесе М 13, большая туманность в Андромеде М 31, в Треугольнике М 33. О другом подобном каталоге (NGC) мы говорили ранее (стр. 567). С помощью светосильных телескопов Вильям Гершель и его сын Джон, а затем Росс (тоже в Англии) открыли множество таких туманных пятен, а к концу прошлого века у некоторых из них Россом была обнаружена спиральная форма. В таких спиральных туманностях из туманного ядра, более яркого к центру, выходят ветви или рукава, закручивающиеся вокруг ядра по спирали подобно часовой пружине. Что представляют они собой, – долго гадали, пока в 1924 г. Хабблу не удалось получить с помощью крупнейшего в то время телескопа исключительно резкие фотографии спиральных туманностей. Края этих туманностей оказались состоящими из множества чрезвычайно слабых звезд – туманность, как говорят, была разрешена на звезды. Стало ясно, что ближе к центру сплошное туманное сияние получается лишь вследствие слияния для нас в одну сплошную массу мириад звезд, расположенных очень тесно. Эти фотографии сразу показали, что перед нами не облака пыли, светящие отраженным светом, и не облака разреженного газа, а чрезвычайно далекие звездные системы, в которых звезд несравненно больше, чем в шаровых звездных скоплениях.

Рис. 177. Спиральная галактика М 81

Те маленькие спиральные туманности, которые еще не разрешены на звезды, несомненно, такие же звездные системы, только слишком далекие от нас, чтобы их структуру могли различить современные телескопы.

В 1944 г. Бааде удалось разрешить на звезды и центральную часть спиральной туманности в Андромеде М 31 и две небольшие туманности эллиптической формы – ее соседки. До этого многие допускали, что эллиптические туманности и центральные части спиральных туманностей состоят не из звезд, а из газа или космической пыли.

Спектры подтверждают звездную природу ядер эллиптических и спиральных туманностей. Это спектры, очень похожие на спектр Солнца, показывающие, что большинство звезд в них – желтые и красные. Спиральные ветви состоят из более горячих белых звезд. По смещению темных линий в спектрах спиральных туманностей можно было определить скорости их движения. Как целое, они движутся со скоростями в сотни километров в секунду.

Рис. 178. Галактика в созвездии Андромеды с новыми звездами и цефеидами

Окончательно природа спиральных туманностей вскрылась, когда в них на упомянутых фотографиях были найдены и цефеиды, и долгопериодические переменные, и яркие голубоватые звезды. Позднее открыли в спиральной туманности Андромеды шаровые звездные скопления, вполне подобные скоплениям нашей Галактики, но вследствие их дальности едва отличимые по своему виду от ярких звезд. Были открыты в спиральных туманностях и огромные клочья разреженного газа, дающие спектр из ярких линий и опять-таки подобные тем, какие кое-где встречаются в межзвездном пространстве внутри Галактики. Выяснилось, что в шаровых звездных скоплениях, а также в эллиптических звездных системах составляющие их звезды образуют другую диаграмму спектр – светимость, чем та, о которой мы говорили раньше и которая относится к звездам, составляющим спиральные ветви и неправильные, клочковатые звездные системы типа Магеллановых Облаков. Они видны невооруженным глазом и похожи на обрывки Млечного Пути.