Уже давно признано, что звезды во Вселенной не существуют отдельно, а образуют большие группы – галактики. Галактики – это нечто вроде городов в звездном мире, огромных городов, включающих в себя миллиарды звезд.
Галактики
В среднем расстояния между галактиками составляют около миллиона световых лет, а чтобы пересечь одну из них, свет должен потратить 100 000 лет.
Галактики имеют далеко не одинаковые размеры и строение: звезды, которые населяют их, и облака пыли и газа, находящиеся в большинстве из них, придают им самый разнообразный вид; все эти виды объединены, как мы увидим, эволюцией, которую они испытали.
Наиболее известная форма галактик спиральная. К ней относятся большая туманность Андромеды М 31 и система нашего Млечного Пути – Галактика.
В спиральных туманностях звезды концентрируются главным образом в сплюснутом диске с утолщением в центре – «ядром», вокруг которого более или менее четко вырисовываются как бы вкрапленные в диск ветви спирали, расположенные симметрично по отношению к «ядру». Диск образует как бы экваториальную плоскость эллипсоидального объема, похожую на «галос» (круг) и включающую в себя более редкое звездное население, чем в самом этом диске. Кроме того, «галос» усеян очень компактными шарообразными звездными скоплениями, содержащими миллионы звезд.
Наряду со спиральными существуют многочисленные эллиптические галактики, имеющие в пространстве эллипсоидальную форму, подобно «галосу» спиральных галактик, а также неправильные галактики, у которых нет оси симметрии в отличие от спиральных и эллиптических галактик. Магеллановы облака и карликовые галактики, очень близкие к нам, являются примером неправильных галактик (они видны только в Южном полушарии).
В окрестностях Солнца
Исследование звездного мира началось с изучения наиболее ярких светил – они находятся в самых близких к Солнцу областях нашей Галактики, которые составляют лишь небольшую часть галактического диска. С давних пор они были предметом бесчисленных исследований. В настоящее время их свойства достаточно хорошо известны. Эти звезды классифицированы по двум характеристикам – «спектральным типам» (типам спектров) и «классам светимости» (по присущему им блеску или абсолютной звездной величине) Простота такой классификации приводит к мысли о существовании определенного единства состава в данном звездном населении, несмотря на различие свойств образующих его звезд. И действительно, тщательный анализ спектров звезд обнаруживает постоянство их химического состава.
В пространстве звезды группируются часто в скопления самых различных форм и размеров. Среди них Плеяды, или ассоциации (подобно находящейся в созвездии Ориона), которые окружены обычно светлыми или темными облаками – туманностями, образованными из газа и пыли.
Эти скопления, называемые «рассеянными, или открытыми скоплениями», и ассоциации по своему виду и структуре очень отличаются от шарообразных скоплений, с которыми мы встречались в «галосе». Они имеют неправильную форму и состоят из гораздо меньшего количества звезд, чем шарообразные скопления.
Среди изученных звезд самыми яркими являются голубые. Они принадлежат к типам, обозначаемым буквами O и B. Затем следуют звезды с убывающей яркостью: белые (типа A), желтые (типа F н G), красные (типа K и M) и так далее.
Каждому цвету соответствует определенная светимость. Самыми яркими являются голубые звезды, затем идут белые звезды, желтые и самые слабые – красные звезды. Это и есть карлики. Но имеется, кроме того, другой вид желтых и красных звезд, более ярких, чем предыдущие. Это желтые и более яркие красные гиганты (так называемая последовательность гигантов). Таким образом, многообразные рассеянные скопления весьма отличаются друг от друга. Объяснить это можно следующим образом.
Наряду со звездами с довольно постоянным блеском, звездное население, находящееся в соседстве с Солнцем, включает в себя также светила, блеск которых периодически, и притом довольно быстро, меняется; самые яркие из них составляют класс цефеид.
Звездное население, которое было только что вкратце описано, представляет собой образование, часто встречающееся во Вселенной.
Голубые звезды с большой светимостью (О – В), цефеиды, туманности представляют собой самые яркие объекты; они движутся близ плоскости галактического диска по почти круговым орбитам вокруг центра Галактики.
“Галос” нашей Галактики
Уже давно были изучены и другие объекты нашей Галактики. Среди них наиболее близки к нам шарообразные скопления в «галосе». Их диаграммы «спектр – светимость», аналогичные между собой, отличаются от диаграмм звезд, близких к Солнцу. Одна из них – диаграмма скопления М 3, полученная Сандажем похожа на диаграмму рассеянного скопления М 67 тем, что ни одно из этих скоплений не содержит в себе ни голубых, ни белых звезд: однако красные гиганты в М 3 ярче, чем в М 67. И все же они раз в 100 менее ярки, чем белые сверхгиганты населения I.
Существуют еще и короткопериодические переменные звезды, типичные для шарообразных скоплений, но в рассеянных скоплениях они не встречаются.
Различие между звездным населением шарообразных скоплений и населением I подтверждено спектроскопией. Звезды скоплений имеют спектры, трудно различимые из-за слабого блеска этих звезд, весьма удаленных от нас. Они очень отличаются от спектров звезд населения I. Поэтому звезды скоплений не могут быть включены в классификацию, составленную для населения I. Металлы в них представлены гораздо беднее, чем в звездах населения I.
Перейдем теперь от шарообразных скоплений к отдельным звездам, которые составляют редкое население «галоса». Как правило, они весьма удалены, и их очень трудно изучать, но некоторые из них находятся все же достаточно близко к нам, и их можно исследовать с помощью спектроскопии. Они характеризуются скоростью движения, намного превышающей скорость звезд населения I, эллиптическими орбитами, расположенными наклонно к плоскости галактического диска. Это указывает на их принадлежность к «галосу» и на то, что они только пересекают диск (тогда как орбиты звезд населения I, как мы это уже видели, целиком лежат внутри диска). Среди них есть звезды с постоянным блеском, такие, как обычные субкарлики, голубые субкарлики Гумасона и Цвикки и др., а также короткопериодические переменные звезды, как RR Лиры. Их спектры также отличаются от спектров звезд населения Iи не могут быть классифицированы по двум показателям; в них присутствуют очень слабые линии металлов, как в звездах шарообразных скоплений.
Таким образом, население «галоса» (звезды шарообразных скоплений и отдельные звезды) имеет много общих черт и в целом весьма отлично от населения I. Его самые яркие звезды – красные гиганты из шарообразных скоплений – почти в 100 раз слабее голубых звезд большой светимости населения I. Эти различия, несомненно, происходят от больших отклонений в химическом составе двух населений. Население «галоса» содержит металлов значительно меньше, чем население I. Бааде назвал его «население II».
Мы сейчас увидим, что именно население II преобладает во Вселенной.
Исследование других галактик
С появлением больших телескопов стало возможным изучать и соседние галактики. Эти исследования оказались очень плодотворными, так как гораздо легче раскрыть строение галактики, когда она наблюдается извне, чем строение нашего Млечного Пути, которое мы наблюдаем изнутри.
В свое время Хаббл, пользуясь стодюймовым телескопом обсерватории Моунт-Вилсон, смог изучить ветви спирали большой туманности Андромеды (М 31). Он нашел в них голубые звезды О – В, цефеиды, скопления и туманности, характерные для населения I. Это соответствует тому, что мы находим также в ветвях нашей Галактики.
Бааде положил начало расчленению на звезды других частей М 31 и обнаружил в них (частично) красные гиганты, характерные для населения II. Красные гиганты, раз в 100 менее яркие, чем блестящие голубые звезды, было гораздо труднее сфотографировать, так как при выдержках, которые требовались для этого, пластинки вуалировались светом ночного неба, возникающим в верхних слоях атмосферы.
Таким образом, красные гиганты населения II были обнаружены на всем протяжении диска, то есть не только в ядре спирали, но и в промежутках, разделяющих ветви, и даже за пределами диска до 2 градусов от центра в направлении большой оси.
Тем не менее свет, излучаемый диском спиралькой галактики (за исключением ветвей), только частично исходит от этих гигантов населения II. Исследования Морганом суммарного света диска показали, что он исходит и от многочисленных звезд, более слабых и еще не разрешенных. В своем преобладающем большинстве они должны относиться к типу F и G (население I), которые подобны самым ярким звездам, наблюдаемым нами в рассеянном скоплении М 67. Таким образом, диск вне ветвей представляет собой смешение гигантов населения II и многочисленных звезд населения I.
Это наблюдение, подтвержденное целой серией других исследований, приводит к разделению населения I на «население I крайнее», находящееся в ветвях (голубые звезды О – В, цефеиды и т. д.), и на «население диска», которое находится в самом диске, связанном с «населением I крайним» в ветвях и с гигантами населения II в остальной части диска. И все же кажется, что соотношение в числе звезд населения И н населения I в центральных областях диска спиральных галактик различно в разных галактиках: например, в нашей Галактике большее количество звезд насчитывается в населении II (в противоположность тому, что имеется в М 31).
В то же время, изучая М 31, Бааде разрешил (то есть разделил на отдельные звезды) по соседству с ним еще две эллиптические галактики, М 32 и NGC 205. Оказалось, что обе они состоят из населения II так же, как и эллиптические галактики в созвездиях Скульптора и Печи, что было найдено Хабблом и Бааде несколькими годами раньше. Более глубокие исследования не обнаружили населения I в эллиптических галактиках. Эти галактики как бы ограничиваются «галосами» спиральных систем.
Если мы перейдем к неправильным галактикам, например, к Магеллановым облакам, то их население предстанет перед нами как обильное население I, смешанное с населением II, намного более редким и труднообнаруживаемым.
Межзвездный водород
Кроме звезд, в галактиках встречаются туманности, облака, более или менее протяженные, в большей или меньшей степени насыщенные межзвездной пылью и газом (обильнее всего водородом).
Методы радиоастрономии позволили определить, что эти облака сопутствуют только населению I, точнее сказать, «населению I крайнему», и что с галактиками они связаны постольку, поскольку сопутствуют «населению I крайнему». Таким образом, значительная часть массы неправильной галактики («население I крайнее», очень обильное) состоит из водородных облаков, тогда как спиральные галактики содержат в себе только несколько процентов (от всей своей массы) водородных облаков, локализующихся в витках спирали (и в меньшей степени – в населении I). Эллиптические галактики практически совсем не имеют облаков (отсутствует население I).
Обилие облаков межзвездной пыли соответствует облакам водорода.
Что касается нашей Галактики, то исследования Моргана и голландских радиоастрономов обнаружили несколько спиральных ветвей, содержащих голубые звезды, характерные для чистого населения I, и водородные облака (что убедительно доказывает принадлежность нашей Галактики к категории спиральных); они содержат также и туманности. Напротив, «галос» и шарообразные скопления не содержат ни водородных облаков, ни межзвездной материи (чистое население II).
Возраст звездных населений
Предыдущие наблюдения позволяют предполагать, что эти два звездных населения различаются и по своему возрасту. Население I имеет в своем составе голубые звезды, излучение которых настолько велико, что их внутренняя энергия должна очень быстро исчезнуть: они должны быстро стареть, переходя к стадии, гораздо менее яркой. По-видимому, новые представители этого вида постоянно заменяют те звезды, которые уменьшают свой блеск в ветвях спиральных галактик, внутри облаков межзвездной материи. Отсюда можно заключить, что в этой материи и образуются новые представители.
Население I и особенно «население I крайнее», таким образом, должны быть молодыми, рождаясь из межзвездной материи.
Напротив, в «галосе», шарообразных скоплениях и эллиптических галактиках нет больше межзвездной материи, образование звезд, видимо, давно прекратилось, что приводит к мысли о том, что население II должно быть значительно старше населения I.
«Население диска», в которое входят менее яркие звезды населения I, так же как гиганты населения II, должно представлять собой переходную стадию.
Эти общие и еще не вполне ясные выводы, сделанные на основании чисто астрономических наблюдений, подтверждены теорией, которая, кроме всего прочего, привлекает данные ядерной физики
Эта теория объясняет, что рассеянные скопления, постепенно снижаясь по главной последовательности, переходят от очень молодых вверху ко все более и более старым внизу; их возраст составляет около миллиона лет для NGC 2362, 20 миллионов лет — для Плеяд, 200 миллионов — для Гиад и до 5 – 6 миллиардов лет – для М 67 – самого старого рассеянного скопления, известного в настоящее время.
5 или 6 миллиардов лет являются и возрастом шарообразных скоплений, а также звезд населения II.
Вышеприведенные соображения позволяют понять различия между населениями I и II, различия в их виде и положении, в также дают возможность понять, что они объединяются в диске спиральных галактик, который содержит в себе представителей обоих населений, сравнимых по возрасту.
Эволюция галактик
Многие проблемы еще ждут своего решения. Образование различных типов галактик – неправильных галактик, спиральных, эллиптических, содержащих более или менее многочисленных представителей населения II, и образование звезд в них должно было начаться приблизительно одновременно. Почему же тогда образование звезд в первых, где население II очень старое и редкое, происходило так медленно, а в последних, где население II, наоборот, преобладает, шло так быстро?
С другой стороны, как объяснить различие химического состава населений I и II, если некоторые звезды населения 1 и населения II образовывались в них одновременно 5 – 6 миллиардов лет назад?
Довольно грубый характер оценки возраста в 5 – 6 миллиардов лет позволит, может быть, исправить оценки возраста, данные выше, и приписать древним звездам населения I (звезды F и I скопления М 67) например, на миллиард лет меньше, чем у населения II. Тогда можно было бы объяснить изменение состава межзвездной материи, происшедшее в течение миллиарда лет, извержением материи звезд в определенные моменты их жизни (эта материя обогатилась металлами благодаря ядерным реакциям, которые происходят в недрах звезд).
Этот общий и очень неполный обзор наших знаний о строении и эволюции Вселенной показывает все значение построенного здания, но он выясняет и то, что здание еще очень далеко от завершения и что некоторые его части еще хрупки и потребуют много усилий для своего упрочения, а может быть, и переделки.
Непрерывный прогресс техники и развитие международного сотрудничества позволяют, тем не менее, надеяться на быстрые и существенные новые успехи.
источникГалактики
В среднем расстояния между галактиками составляют около миллиона световых лет, а чтобы пересечь одну из них, свет должен потратить 100 000 лет.
Галактики имеют далеко не одинаковые размеры и строение: звезды, которые населяют их, и облака пыли и газа, находящиеся в большинстве из них, придают им самый разнообразный вид; все эти виды объединены, как мы увидим, эволюцией, которую они испытали.
Наиболее известная форма галактик спиральная. К ней относятся большая туманность Андромеды М 31 и система нашего Млечного Пути – Галактика.
В спиральных туманностях звезды концентрируются главным образом в сплюснутом диске с утолщением в центре – «ядром», вокруг которого более или менее четко вырисовываются как бы вкрапленные в диск ветви спирали, расположенные симметрично по отношению к «ядру». Диск образует как бы экваториальную плоскость эллипсоидального объема, похожую на «галос» (круг) и включающую в себя более редкое звездное население, чем в самом этом диске. Кроме того, «галос» усеян очень компактными шарообразными звездными скоплениями, содержащими миллионы звезд.
Наряду со спиральными существуют многочисленные эллиптические галактики, имеющие в пространстве эллипсоидальную форму, подобно «галосу» спиральных галактик, а также неправильные галактики, у которых нет оси симметрии в отличие от спиральных и эллиптических галактик. Магеллановы облака и карликовые галактики, очень близкие к нам, являются примером неправильных галактик (они видны только в Южном полушарии).
В окрестностях Солнца
Исследование звездного мира началось с изучения наиболее ярких светил – они находятся в самых близких к Солнцу областях нашей Галактики, которые составляют лишь небольшую часть галактического диска. С давних пор они были предметом бесчисленных исследований. В настоящее время их свойства достаточно хорошо известны. Эти звезды классифицированы по двум характеристикам – «спектральным типам» (типам спектров) и «классам светимости» (по присущему им блеску или абсолютной звездной величине) Простота такой классификации приводит к мысли о существовании определенного единства состава в данном звездном населении, несмотря на различие свойств образующих его звезд. И действительно, тщательный анализ спектров звезд обнаруживает постоянство их химического состава.
В пространстве звезды группируются часто в скопления самых различных форм и размеров. Среди них Плеяды, или ассоциации (подобно находящейся в созвездии Ориона), которые окружены обычно светлыми или темными облаками – туманностями, образованными из газа и пыли.
Эти скопления, называемые «рассеянными, или открытыми скоплениями», и ассоциации по своему виду и структуре очень отличаются от шарообразных скоплений, с которыми мы встречались в «галосе». Они имеют неправильную форму и состоят из гораздо меньшего количества звезд, чем шарообразные скопления.
Среди изученных звезд самыми яркими являются голубые. Они принадлежат к типам, обозначаемым буквами O и B. Затем следуют звезды с убывающей яркостью: белые (типа A), желтые (типа F н G), красные (типа K и M) и так далее.
Каждому цвету соответствует определенная светимость. Самыми яркими являются голубые звезды, затем идут белые звезды, желтые и самые слабые – красные звезды. Это и есть карлики. Но имеется, кроме того, другой вид желтых и красных звезд, более ярких, чем предыдущие. Это желтые и более яркие красные гиганты (так называемая последовательность гигантов). Таким образом, многообразные рассеянные скопления весьма отличаются друг от друга. Объяснить это можно следующим образом.
Наряду со звездами с довольно постоянным блеском, звездное население, находящееся в соседстве с Солнцем, включает в себя также светила, блеск которых периодически, и притом довольно быстро, меняется; самые яркие из них составляют класс цефеид.
Звездное население, которое было только что вкратце описано, представляет собой образование, часто встречающееся во Вселенной.
Голубые звезды с большой светимостью (О – В), цефеиды, туманности представляют собой самые яркие объекты; они движутся близ плоскости галактического диска по почти круговым орбитам вокруг центра Галактики.
“Галос” нашей Галактики
Уже давно были изучены и другие объекты нашей Галактики. Среди них наиболее близки к нам шарообразные скопления в «галосе». Их диаграммы «спектр – светимость», аналогичные между собой, отличаются от диаграмм звезд, близких к Солнцу. Одна из них – диаграмма скопления М 3, полученная Сандажем похожа на диаграмму рассеянного скопления М 67 тем, что ни одно из этих скоплений не содержит в себе ни голубых, ни белых звезд: однако красные гиганты в М 3 ярче, чем в М 67. И все же они раз в 100 менее ярки, чем белые сверхгиганты населения I.
Существуют еще и короткопериодические переменные звезды, типичные для шарообразных скоплений, но в рассеянных скоплениях они не встречаются.
Различие между звездным населением шарообразных скоплений и населением I подтверждено спектроскопией. Звезды скоплений имеют спектры, трудно различимые из-за слабого блеска этих звезд, весьма удаленных от нас. Они очень отличаются от спектров звезд населения I. Поэтому звезды скоплений не могут быть включены в классификацию, составленную для населения I. Металлы в них представлены гораздо беднее, чем в звездах населения I.
Перейдем теперь от шарообразных скоплений к отдельным звездам, которые составляют редкое население «галоса». Как правило, они весьма удалены, и их очень трудно изучать, но некоторые из них находятся все же достаточно близко к нам, и их можно исследовать с помощью спектроскопии. Они характеризуются скоростью движения, намного превышающей скорость звезд населения I, эллиптическими орбитами, расположенными наклонно к плоскости галактического диска. Это указывает на их принадлежность к «галосу» и на то, что они только пересекают диск (тогда как орбиты звезд населения I, как мы это уже видели, целиком лежат внутри диска). Среди них есть звезды с постоянным блеском, такие, как обычные субкарлики, голубые субкарлики Гумасона и Цвикки и др., а также короткопериодические переменные звезды, как RR Лиры. Их спектры также отличаются от спектров звезд населения Iи не могут быть классифицированы по двум показателям; в них присутствуют очень слабые линии металлов, как в звездах шарообразных скоплений.
Таким образом, население «галоса» (звезды шарообразных скоплений и отдельные звезды) имеет много общих черт и в целом весьма отлично от населения I. Его самые яркие звезды – красные гиганты из шарообразных скоплений – почти в 100 раз слабее голубых звезд большой светимости населения I. Эти различия, несомненно, происходят от больших отклонений в химическом составе двух населений. Население «галоса» содержит металлов значительно меньше, чем население I. Бааде назвал его «население II».
Мы сейчас увидим, что именно население II преобладает во Вселенной.
Исследование других галактик
С появлением больших телескопов стало возможным изучать и соседние галактики. Эти исследования оказались очень плодотворными, так как гораздо легче раскрыть строение галактики, когда она наблюдается извне, чем строение нашего Млечного Пути, которое мы наблюдаем изнутри.
В свое время Хаббл, пользуясь стодюймовым телескопом обсерватории Моунт-Вилсон, смог изучить ветви спирали большой туманности Андромеды (М 31). Он нашел в них голубые звезды О – В, цефеиды, скопления и туманности, характерные для населения I. Это соответствует тому, что мы находим также в ветвях нашей Галактики.
Бааде положил начало расчленению на звезды других частей М 31 и обнаружил в них (частично) красные гиганты, характерные для населения II. Красные гиганты, раз в 100 менее яркие, чем блестящие голубые звезды, было гораздо труднее сфотографировать, так как при выдержках, которые требовались для этого, пластинки вуалировались светом ночного неба, возникающим в верхних слоях атмосферы.
Таким образом, красные гиганты населения II были обнаружены на всем протяжении диска, то есть не только в ядре спирали, но и в промежутках, разделяющих ветви, и даже за пределами диска до 2 градусов от центра в направлении большой оси.
Тем не менее свет, излучаемый диском спиралькой галактики (за исключением ветвей), только частично исходит от этих гигантов населения II. Исследования Морганом суммарного света диска показали, что он исходит и от многочисленных звезд, более слабых и еще не разрешенных. В своем преобладающем большинстве они должны относиться к типу F и G (население I), которые подобны самым ярким звездам, наблюдаемым нами в рассеянном скоплении М 67. Таким образом, диск вне ветвей представляет собой смешение гигантов населения II и многочисленных звезд населения I.
Это наблюдение, подтвержденное целой серией других исследований, приводит к разделению населения I на «население I крайнее», находящееся в ветвях (голубые звезды О – В, цефеиды и т. д.), и на «население диска», которое находится в самом диске, связанном с «населением I крайним» в ветвях и с гигантами населения II в остальной части диска. И все же кажется, что соотношение в числе звезд населения И н населения I в центральных областях диска спиральных галактик различно в разных галактиках: например, в нашей Галактике большее количество звезд насчитывается в населении II (в противоположность тому, что имеется в М 31).
В то же время, изучая М 31, Бааде разрешил (то есть разделил на отдельные звезды) по соседству с ним еще две эллиптические галактики, М 32 и NGC 205. Оказалось, что обе они состоят из населения II так же, как и эллиптические галактики в созвездиях Скульптора и Печи, что было найдено Хабблом и Бааде несколькими годами раньше. Более глубокие исследования не обнаружили населения I в эллиптических галактиках. Эти галактики как бы ограничиваются «галосами» спиральных систем.
Если мы перейдем к неправильным галактикам, например, к Магеллановым облакам, то их население предстанет перед нами как обильное население I, смешанное с населением II, намного более редким и труднообнаруживаемым.
Межзвездный водород
Кроме звезд, в галактиках встречаются туманности, облака, более или менее протяженные, в большей или меньшей степени насыщенные межзвездной пылью и газом (обильнее всего водородом).
Методы радиоастрономии позволили определить, что эти облака сопутствуют только населению I, точнее сказать, «населению I крайнему», и что с галактиками они связаны постольку, поскольку сопутствуют «населению I крайнему». Таким образом, значительная часть массы неправильной галактики («население I крайнее», очень обильное) состоит из водородных облаков, тогда как спиральные галактики содержат в себе только несколько процентов (от всей своей массы) водородных облаков, локализующихся в витках спирали (и в меньшей степени – в населении I). Эллиптические галактики практически совсем не имеют облаков (отсутствует население I).
Обилие облаков межзвездной пыли соответствует облакам водорода.
Что касается нашей Галактики, то исследования Моргана и голландских радиоастрономов обнаружили несколько спиральных ветвей, содержащих голубые звезды, характерные для чистого населения I, и водородные облака (что убедительно доказывает принадлежность нашей Галактики к категории спиральных); они содержат также и туманности. Напротив, «галос» и шарообразные скопления не содержат ни водородных облаков, ни межзвездной материи (чистое население II).
Возраст звездных населений
Предыдущие наблюдения позволяют предполагать, что эти два звездных населения различаются и по своему возрасту. Население I имеет в своем составе голубые звезды, излучение которых настолько велико, что их внутренняя энергия должна очень быстро исчезнуть: они должны быстро стареть, переходя к стадии, гораздо менее яркой. По-видимому, новые представители этого вида постоянно заменяют те звезды, которые уменьшают свой блеск в ветвях спиральных галактик, внутри облаков межзвездной материи. Отсюда можно заключить, что в этой материи и образуются новые представители.
Население I и особенно «население I крайнее», таким образом, должны быть молодыми, рождаясь из межзвездной материи.
Напротив, в «галосе», шарообразных скоплениях и эллиптических галактиках нет больше межзвездной материи, образование звезд, видимо, давно прекратилось, что приводит к мысли о том, что население II должно быть значительно старше населения I.
«Население диска», в которое входят менее яркие звезды населения I, так же как гиганты населения II, должно представлять собой переходную стадию.
Эти общие и еще не вполне ясные выводы, сделанные на основании чисто астрономических наблюдений, подтверждены теорией, которая, кроме всего прочего, привлекает данные ядерной физики
Эта теория объясняет, что рассеянные скопления, постепенно снижаясь по главной последовательности, переходят от очень молодых вверху ко все более и более старым внизу; их возраст составляет около миллиона лет для NGC 2362, 20 миллионов лет — для Плеяд, 200 миллионов — для Гиад и до 5 – 6 миллиардов лет – для М 67 – самого старого рассеянного скопления, известного в настоящее время.
5 или 6 миллиардов лет являются и возрастом шарообразных скоплений, а также звезд населения II.
Вышеприведенные соображения позволяют понять различия между населениями I и II, различия в их виде и положении, в также дают возможность понять, что они объединяются в диске спиральных галактик, который содержит в себе представителей обоих населений, сравнимых по возрасту.
Эволюция галактик
Многие проблемы еще ждут своего решения. Образование различных типов галактик – неправильных галактик, спиральных, эллиптических, содержащих более или менее многочисленных представителей населения II, и образование звезд в них должно было начаться приблизительно одновременно. Почему же тогда образование звезд в первых, где население II очень старое и редкое, происходило так медленно, а в последних, где население II, наоборот, преобладает, шло так быстро?
С другой стороны, как объяснить различие химического состава населений I и II, если некоторые звезды населения 1 и населения II образовывались в них одновременно 5 – 6 миллиардов лет назад?
Довольно грубый характер оценки возраста в 5 – 6 миллиардов лет позволит, может быть, исправить оценки возраста, данные выше, и приписать древним звездам населения I (звезды F и I скопления М 67) например, на миллиард лет меньше, чем у населения II. Тогда можно было бы объяснить изменение состава межзвездной материи, происшедшее в течение миллиарда лет, извержением материи звезд в определенные моменты их жизни (эта материя обогатилась металлами благодаря ядерным реакциям, которые происходят в недрах звезд).
Этот общий и очень неполный обзор наших знаний о строении и эволюции Вселенной показывает все значение построенного здания, но он выясняет и то, что здание еще очень далеко от завершения и что некоторые его части еще хрупки и потребуют много усилий для своего упрочения, а может быть, и переделки.
Непрерывный прогресс техники и развитие международного сотрудничества позволяют, тем не менее, надеяться на быстрые и существенные новые успехи.
Комментариев нет:
Отправить комментарий