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.