Материал: Шахбазян Ю. АМБАРЦУМЯН. Этапы жизни и научные концепции

И.М. Копылов привел распределение новых звезд в соседней галактике М31 (туманность в Андромеде). Они оказались сконцентрированными, в основном, в центральной части галактики. Он обратил внимание на ту особенность вспышек новых, что «чем меньше светимость звезды, тем медленнее последующее падение блеска». Он также показал, что пространственное распределение планетарных туманностей и новых в Галактике практически одинаково. Однако в Галактике появляется одна планетарная туманность за два года, а за это время здесь же вспыхивает не менее ста новых звезд. Приводились веские доводы в пользу того, что взрывные переменные являются наиболее молодыми звездами.

И.С. Шкловский привел убедительные данные, свидетельствующие о том, что остатки сверхновых являются сильными источниками радиоизлучения, но не подтвердил наличие радиоизлучения от центральных областей и ядер галактик.

Несколько умозрительных схем взрыва новых звезд предложили в своем докладе Л. Э. Гуревич и А. И. Лебединский. Причину возникновения взрыва новых они видели в нарастании энергии ядерных источников, расположенных в центральной области звезды, в которой сосредоточена ее основная масса. Они считали, что взрыв происходит вследствие того, что тепловыделение при ядерных реакциях растет с температурой гораздо быстрее, чем теплоотдача из области периферических источников энергии наружу, и при медленном разогреве может быть достигнута такая критическая температура, выше которой тепловыделение протекает быстрее, чем теплоотдача. С этого момента квазистационарное состояние становится невозможным, и начинается сравнительно быстрый рост температуры на внутренней границе области периферических источников энергии. Кроме этой схемы, они рассмотрели и другую возможность достаточно быстрого постепенного повышения температуры звезды. На такую возможность указал еще в 1942 году Чандрасекар. После «выгорания» водорода в центральной части звезды в ней образуется постепенно растущая изотермическая область. Эта область, при достижении определенных критических размеров, нарушает стационарное состояние звезды. Нестационарность возникает, когда имеет место разность масс безводородной и содержащей водород частей звезды. Далее Чандрасекар предполагал, что происходит гравитационное сжатие, коллапс звезды с последующим

еевзрывом. Оценки этой модели были даны нами в предыдущих главах.

Всякий выброс материи из звезд является признаком ее

нестационарности. Такому важному вопросу, как образование туманности, диффузной материи, вследствие выброса ее из звезд, посвятил свой доклад академик Г. А. Шайн. В конце 1940-х годов Фесенковым, Масевич, О. Струве и Кратом было показано, что эволюция звезд главной последовательности сопровождается значительной потерей массы путем выброса или истечения материи из звезды (до 95 процентов первоначальной массы). Кроме того, Шайн предполагал, что имеет место в той или иной степени истечение или выброс материи, подобно явлениям, наблюдаемым на Солнце. Замечено также, что звезды классов О-В и нестационарные звезды WR окружены газовыми оболочками и кольцами. Шайн пытался выяснить, какой именно, случайный или генетический, характер носит связь звезды и туманности, то есть, могло ли быть так, что туманность образовалась независимо от звезды. Шайн и Газе в 1953 году утверждали, что около 50 процентов всех звезд WR и О ассоциируются с туманностями, и потому в генетической связи между этими звездами и туманностями не приходится сомневаться.

Но есть удивительный факт в ассоциации в Персее, где на участке около 40 квадратных градусов не обнаруживается заметных туманностей, хотя здесь сконцентрировано свыше ста (!) горячих звезд высокой светимости. По этому поводу Шайн говорит: «Если даже представить, что образование туманности связано с какой-то особой фазой в развитии звезд, то невероятно, что эта фаза имеет место сразу для сотен белых сверхгигантов».

В. Г. Горбацкий1 считал установленным, что из звезд класса Ве происходит выбрасывание вещества, приводящее к образованию вокруг них оболочек, которые в свою очередь излучают непрерывный спектр. Он обращал внимание на нерегулярность выбрасывания вещества. Временами даже выброс прекращается. Отсюда делается вывод, что выброс не есть следствие лишь быстрого вращения звезды, так как скорость вращения не может существенно изменяться за короткое время. Что же происходит со звездой типа Ве? Для обнаружения переменности излучения звезды В. Г. Горбацкий предложил метод, основанный на особенностях спектра поглощения ионизованной оболочки. Такой метод дает возможность описать дальнейшую судьбу оболочки. После того, как процесс ионизации оболочки заканчивается, она подвергается давлению излучения Lα (лаймановской серии), причем, давление на внешние слои оболочки гораздо меньше, чем на внутренние.

1 Горбацкий Виталий Герасимович (1920—2005) — советский и российский астроном. Труды по физике звезд и изучению межзвездной среды.

Это приводит к увеличению линейной толщины оболочки, ее расширению и, естественно, к ее постепенному рассеянию.

В.А. Крат привел доказательства того, что двойные звезды в тесной паре должны образовываться одновременно, так как при последовательном их возникновении из диффузного вещества второй компонент, еще не успевший превратиться

взвезду, будет разорван приливными силами главной звезды и будет диссипировать под действием ее излучения. Он показал, что жизнь нестационарных звезд примерно в тысячу раз короче жизни обычной устойчивой звезды и что стационарные двойные тесные пары большая редкость. Кроме того, как правило, в нестационарной паре оказывается лишь одна нестационарная звезда, вторая звезда не обнаруживает никаких признаков нестационарности. Подробно рассматривалась корпускулярная неустойчивость равновесия вблизи поверхности звезды. Неожиданный резюмирующий вывод Крата, что явление нестационарности может возникать на различных стадиях развития звезды, должного объяснения тогда не нашел.

В.А. Амбарцумян в своем докладе чрезвычайно подробно остановился на непредсказуемом поведении звезд типа Т Тельца. В предыдущих главах об этом уже много говорилось.

И. С. Шкловский высоко оценил исследование Амбарцумяна, новизну и оригинальность его концепции. Новые данные о звездном составе звездных ассоциаций привел на совещании Ю. Н. Ефремов из ГАИШа. Совещание успешно завершилось.

Нескончаемыми были последующие Бюраканские совещания, в основном международного характера, посвященные дальнейшим исследованиям нестационарных звезд и галактик. В Бюракан приезжали Харо (Мексика), Хербиг, Бааде, Бербиджи1, Цвикки, Терзян (США), Оорт (Голландия), Северный, Горбацкий, Мустель, Кукаркин, Соболев, Иванов, Крат, Шкловский, Домбровский, Мельников.

Многие бюраканцы включились в этот процесс обнаружения и исследования новых сверхмощных взрывных процессов во Вселенной. Например, Л. В. Мирзояном и его сотрудниками отдела физики звезд и туманностей БАО было обнаружено и исследовано более 2900 звездных вспышек у более чем 1300 вспыхивающих звезд. Во всех Т-ассоциациях были открыты вспыхивающие звезды. Э. С. Парсамян, Г. А. Погосян

1 Бербидж Джефри (pод. 1925) и Бербидж Элинор Маргерит (pод. 1919) — американские астрофизики. Основные труды супругов Бербиджей относятся к ядерной астрофизике, теории внутреннего строения и эволюции звезд, физике галактик и квазаров.

и Р. Ш. Нацвлишвили показали, что есть внешнее подобие между «медленными» вспышками и фуорообразными изменениями блеска некоторых орионовых переменных. Амбарцумян высоко оценил эту работу, заметив, что фуорообразные изменения блеска в столь резкой форме не наблюдаются

вПлеядах, и обратил внимание на возможность появления таких явлений в Т-ассоциациях. Амбарцумян получил, как уже говорилось, свою знаменитую формулу статистической оценки полного числа и нижнего предела числа неизвестных

всистеме вспыхивающих звезд. Она лежит сейчас в основе практически всех статистических исследований вспыхивающих звезд в скоплениях. Позже Р. М. Мурадян обобщил формулу Амбарцумяна на случай распределения Планка.

Г.Н. Сулаквидзе привел интересные данные о том, что в 85 процентах случаев в Т-ассоциациях имеются конфигурации звезд типа «трапеций» (от трехдо шестикратных). Вспомним, как их не собирались замечать Воронцов-Вельяминов и другие, отрицая существование звездных конфигураций типа «трапеций» и даже звездных ассоциаций.

Глава четырнадцатая

ВНЕГАЛАКТИЧЕСКАЯ АСТРОНОМИЯ

Краткие сведения о метагалактике

Представления о размерах окружающего нас мира на протяжении многих веков развития астрономии претерпели радикальные изменения. Во времена Коперника размеры Вселенной сводились к размерам Солнечной системы. Первый, кто осознал огромность расстояний до самых близких звезд по сравнению с размерами Солнечной системы, был Ньютон. Однако истинным пионером в звездной астрономии справедливо считают Гершеля, который был одним из первых, кто в деталях определил распределение звезд во Вселенной. В ХVIII веке разные мыслители высказывали идеи об «островной Вселенной», тo есть о Вселенной, состоящей из бесконечного количества гигантских звездных ансамблей — «островов». Любопытно, что в это время некоторые астрономы пытались доказать, что Крабовидная туманность состоит из звезд. Первоначально астрономы обнаружили звезды в некоторых туманностях, не зная расстояния до них. Среди звезд, наблюдавшихся, например, в туманности Андромеды, встречалось много «старых знакомых» — цефеид, новых звезд и др. Впоследствии знание некоторых особенностей этих звезд сделало возможным определить расстояния до них и до галактик, содержащих такие звезды. Одновременно вырисовывались контуры такого острова Вселенной, как наша Галактика.

Между тем, исследование туманностей интенсивно продолжалось. Определенную роль в обнаружении внегалактических объектов сыграл французский астроном Шарль Мессье (1730—1817). В течение 1771 по 1784 годы он опубликовал каталог ярких туманностей, с тем, дабы они не принимались за новые кометы, в исследовании которых он являлся лиди-

рующим астрономом. Интересна история его становления как астронома. Он получил только начальное образование и работал в Париже чертежником и переплетчиком у знаменитого французского астронома и картографа Жозефа Никола Делиля (1688—1768). Делиль в 1726 году был приглашен в Россию в качестве первого академика астрономии в основанной незадолго до этого Петербургской академии наук, членом которой он состоял до 1747 года. Это он оснастил Кунсткамеру астрономическими инструментами, создал и возглавил Географический департамент России, разработал метод определения орбит комет и многое, многое другое. Притягательность работы и доброе отношение к Шарлю его учителя дали свои плоды. Путем только самообразования он приобрел математические и астрономические знания, освоил астрономические инструменты, стал опытным наблюдателем. Систематически вел поиски новых комет. Всего Мессье пронаблюдал 41 комету. Для успешного поиска комет составил первый в истории астрономии каталог туманностей и звездных скоплений. Его каталог в 1781 году содержал 103 объекта, из которых 60 были открыты самим Мессье. Конечно, в каталог Мессье попали галактические туманности и разные звездные скопления, но среди них оказались и очень интересные внегалактические объекты, обратившие на себя внимание астрономов. В 1764 году Мессье становится членом Лондонского королевского общества и Берлинской академии наук, с 1776 года — почетным членом Петербургской академии наук.

Следующий, качественный скачок во внегалактических исследованиях принадлежит английскому астроному и оптику Уильяму Гершелю. Он собственноручно изготовил сотню зеркал, построил уникальный для того времени рефлектор с диаметром главного зеркала 122 см, открыл планету Уран. Однако главным направлением его исследований была звездная астрономия, основоположником которой он по праву считается. Величайшей заслугой Гершеля является составление (вместе с сестрой Каролиной) каталога свыше 2500 туманностей. Успешно продолжил дело отца сын Уильяма — Джон Гершель1, который в 1864 году опубликовал Общий каталог туманностей (General сatalogue of nebula), содержащий уже 5079 объектов, из которых 449 были открыты Гершелями.

1 Гершель Джон Фредерик Уильям (1792—1871) — английский астроном и физик, сын Уильяма Гершеля, неоднократный президент Лондонского королевского астрономического общества. Открыл большое число двойных звезд, звездных скоплений, туманностей, изучал их распределение по небесной сфере, составил каталог, один из основоположников астрофотометрии.

В 1888 году Джон Дрейер1 дополнил каталог новыми туманностями и опубликовал значительно более обширный список 7840 туманных объектов, названный им Новым общим каталогом туманностей и скоплений звезд (New general catalog, NGC). В1894 и 1908 годах Дрейер издал дополнения к своему каталогу, так называемые Индекс-каталоги (Index catalogue, IC), насчитывающие 15000 туманных объектов.

Природа объектов, имеющих спиральную или эллиптическую форму, долгое время оставалась неясной. Не было ясно — это галактические или внегалактические объекты. Почти в это же время были открыты переменные пульсирующие звезды, яркость которых регулярно менялась с определенной амплитудой. Они были названы цефеидами по названию звезды δ Цефея. Класс этих пульсирующих звезд, цефеид, обладает важным свойством: чем больше период пульсации звезды, тем больше ее светимость. Астроном из Гарварда мисс Генриетта Ливитт2, изучая переменные звезды в Малом Магеллановым облаке (1912) обнаружила более тридцати цефеид и открыла их вышеотмеченное свойство. Четкая зависимость периода пульсации цефеид от светимости позволила с высокой точностью определить расстояние до них по периоду пульсаций. Таким образом, если цефеида наблюдалась в какой-либо галактике или звездном скоплении, то по измерению ее периода можно определить ее абсолютную звездную величину и, следовательно, расстояние до нее.

Этим методом можно определить расстояния примерно до 3 мегапарсек. Такое ограничение обусловлено сравнительно небольшой яркостью цефеид (до абсолютной звездной величины М порядка 6). И так как большинство галактик находятся значительно дальше, то для определения расстояния до них использовались данные о более ярких астрономических объектах, как например, ярчайшие звезды с абсолютной звездной величиной М порядка −8, звездные ассоциации — с М около −12, сверхассоциации — с М порядка −14 и т. д., до тех пор пока не был открыт закон Хаббла.

Выдающаяся роль в открытии и исследовании метагалактики принадлежит замечательному американскому астроному Эдвину Хабблу, доказавшему в конце 1920-х годов расширение метагалактики и установившему закон пропорциональ-

1 Дрейер Джон Людвиг Эмиль (1852—1926) ирландский астроном датского происхождения. Главным трудом обычно считается Новый общий каталог туманностей и скоплений звезд, которые он каталогизировал по номерам в 1888 году.

2 Ливитт Генриетта Суон (—1921) — американский астроном, известная трудами по изучению переменных звезд.

ности красного смещения спектральных линий расстоянию до далеких галактик, навсегда связанный с его именем (закон Хаббла).

Одной из первых задач, вставшей перед Хабблом, когда он начал систематическое изучение других звездных систем — галактик, была задача их классификации. Хаббл избрал самый простой метод классификации по внешнему виду, которым пользуются и до сих пор. Он предложил разбить все галактики на три основных вида:

1)эллиптические, обозначаемые È,

2)спиральные, обозначаемые S,

3)неправильные (иррегулярные), обозначаемые I или Ir. Следует заметить, что хаббловская классификация не пре-

тендует на охват характера происхождения галактик и их эволюции.

Эллиптические галактики имеют вид гладких эллипсов или кругов с постепенным уменьшением яркости от центра к периферии. Внешне никакого дополнительного рисунка у них нет. Но если постараться получить «недодержанные» снимки эллиптических галактик, то обнаружится интересная внутренняя структура галактики. В особенности, интересна морфология у М87: виден отчетливый ультрафиолетовый выброс (джет) из ядра этой гигантской галактики.

Началась новая эпоха в астрономии. В десятки тысяч раз увеличился радиус исследуемого человеком мира, а объем исследуемого мира возрос, следовательно, в тысячи миллиардов раз. История науки показывает, что расширение области исследования никогда не ограничивается простым количественным увеличением материала исследования, оно приводит к открытию новых качеств, новых неизвестных до сих пор объектов. Конечно, решающим шагом в исследовании галактик явилось появление крупных инструментов — телескопов и сверхчувствительных приемников излучения в широком диапозоне электромагнитных длин волн.

Мир галактик чрезвычайно разнообразен и некоторые из них очень живописны. Для каждой галактики, как бы ни был сложен ее внешний рисунок, можно разыскать другую галактику, очень на нее похожую, на первый взгляд — двойника. Однако более внимательное рассмотрение всегда обнаружит заметные различия в любой паре галактик, а большинство галактик очень сильно отличается друг от друга своим внешним видом.

Вшестидесятых годах прошлого века Анри Вокулёр1 раз-

1 Вокулёр Жерар Анри де (1918—1995) — американский астроном французского происхождения. Труды по звездной фотометрии, физике планет и внегалактической астрономии.