Особый интерес для проблемы эволюции звезд, как эта будет видно в § 12, представляют диаграммы Герцшпрунга — Рессела, построенные для более или менее компактных групп звезд, получивших название «скоплений». Различают два типа скоплений — «рассеянные» и «шаровые». Помимо своей весьма правильной, сфероидальной формы, шаровые скопления отличаются огромным количеством входящих в их состав звезд (порядка сотни тысяч) и весьма характерным пространственным распределением. Они совершенно не концентрируются к галактической плоскости и обнаруживают сильнейшую концентрацию к центру нашей звездной системы. Как показывают спектральные исследования, входящие в состав шаровых скоплений звезды бедны металлами и вообще тяжелыми элементами. В этом отношении (так же как во многих других) звезды, входящие в состав таких скоплений, тождественны субкарликам, имеющим, кстати сказать, такое же пространственное распределение в Галактике. Важность построения диаграмм Герцшпрунга — Рессела для звездных скоплений состоит в том, что все члены одного скопления по причине того, что они образовались из одного газово-пылевого облака межзвездной среды, имеют приблизительно одинаковый возраст. Бросается в глаза, что вид диаграмм Герцшпрунга — Рессела для различных скоплений весьма различен. Например, начало главной последовательности у разных скоплений приходится на различные спектральные классы. Заметим также, что общий вид диаграммы для рассеянных и шаровых скоплений весьма различен (рис. 1.4—1.8). О причине этих примечательных различий речь будет идти в § 12. Подчеркнем еще раз, что создание таких диаграмм[ 1 ], потребовавшее большого труда по прецизионному измерению видимых величин и цветов огромного количества звезд, имеет непреходящее значение для нашей науки. Построение таких диаграмм не требует знания расстояний до скоплений. Важно только то, что все звезды скопления находятся от нас на практически одинаковом расстоянии. Сейчас известны диаграммы Герцшпрунга — Рессела более чем для 300 скоплений в нашей Галактике и 50 скоплений в Магеллановых Облаках, причем не найдено ни одного скопления, для которого диаграмма была бы необъяснима сточки зрения развиваемой далее теории.
 |
| Рис. 1.4: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звездного скопления Плеяды. |
Мы уже обратили внимание на весьма специфическое пространственное распределение шаровых скоплений и субкарликов. Эти объекты образуют в нашей Галактике подобие некоторой почти сферической «короны» с сильной концентрацией к галактическому центру. Вместе с тем, пространственное распределение других объектов сильно отличается от «сферического». Например, массивные горячие звезды главной последовательности, а также, как мы увидим в следующем параграфе, облака межзвездного газа образуют в нашей Галактике весьма уплощенную систему, концентрирующуюся к плоскости галактического экватора. На расстояниях, заметно превышающих 100 пс от указанной плоскости, таких объектов уже очень мало: Пространственное распределение большинства звезд главной последовательности с умеренной и малой массой является как бы «промежуточным» между двумя описанными выше крайними случаями. Эти звезды концентрируются одновременно и к галактическому центру, и к галактической плоскости, образуя гигантские диски толщиною в несколько сотен парсек[ 2 ].
 |
| Рис. 1.5: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звездного скопления Гиады. |
 |
| Рис. 1.6: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для молодого звездного скопления NGC 2264. |
 |
| Рис. 1.7: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для старого рассеянного звездного скопления М 67. |
 |
| Рис. 1.8: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для старого шарового скопления М 3. |
Различие в пространственном распределении между звездами разных типов имеет очень глубокий физический смысл. Весьма примечательно, что химический состав звезд, имеющих разное пространственное распределение, заметно отличается. Мы уже обратили внимание на то, что атмосфера субкарликов весьма бедна тяжелыми элементами. То же самое относится и к звездам, входящим в состав шаровых скоплений. Таким образом, мы приходим к выводу, что объекты, образующие «корону» Галактики, имеют низкое содержание тяжелых элементов по сравнению с объектами, образующими «плоскую составляющую» и диск в нашей звездной системе. Это обстоятельство объясняется существенным различием возрастов звезд, образующих «сферическую» и «плоскую» составляющие звездного населения Галактики. Из того факта, что облака межзвездного газа имеют пространственное распределение; практически совпадающее с пространственным распределением горячих массивных звезд, вытекает наличие между ними генетической связи. Это дополняет известные в настоящее время астрономам аргументы в пользу основного предположения, что звезды «перманентно» образуются в Галактике путем конденсации облаков межзвездной среды (см. § 3). О связи между возрастом звезд и их химическим составом речь будет идти в § 12.
Звезды, образующие галактическую «корону», часто называют «населением II типа», в то время как объекты, сильно концентрирующиеся к галактической плоскости, носят название «население I типа». В окрестностях Солнца (которые находятся, как известно, на периферии Галактики очень близко от ее плоскости симметрии) преобладают объекты I типа населения. Именно по этой причине на диаграмме Герцшпрунга — Рессела ветвь субкарликов (принадлежащих ко II типу населения) представлена сравнительно небольшим числом объектов. Наоборот, в области ядра нашей звездной системы, где плотность звезд в десятки раз больше, чем в окрестностях Солнца, преобладают объекты II типа населения, прежде всего субкарлики. Их полное количество в Галактике порядка 100 миллиардов, т. е. они составляют большинство звезд.
  |
| Рис. 1.9: Схема затмения в тесной двойной системе с эллипсоидальными компонентами и ее кривая блеска. |
Таковы самые общие сведения об основных характеристиках звезд. Они, конечно, далеко не исчерпывают всех свойств этих объектов. Среди звезд попадаются объекты, сильно отличающиеся от «нормы». Мы уже говорили выше о звездах с необычнымхимическим составом. Имеются в Галактике звезды, светимость которых меняется. Это так называемые «переменные» звезды. Последние отличаются удивительным разнообразием. Иногда переменность вызывается чисто геометрическими причинами: в тесной двойной системе, если луч зрения образует незначительный угол с плоскостью орбиты, периодически наблюдаются «затмения», когда одна звезда заходит за другую (рис. 1.9). Но чаще звездная переменность связана с вполне реальными вариациями светимости, обычно сопровождаемыми изменениями поверхностной температуры и радиуса.
Среди переменных звезд особый интерес представляют звезды, строго периодически меняющие свою светимость, радиус и температуру по причине пульсаций. Эти звезды периодически сжимаются и расширяются, меняя при этом свою температуру. Такие звезды называются цефеидами. Они сыграли выдающуюся роль в истории астрономии, так как помогли определить расстояния до очень удаленных объектов (галактик), которые другими методами измерить было невозможно. Как же это было сделано? Дело в том, что эмпирически было найдено, что чем длиннее период цефеиды, тем больше ее светимость[ 3 ]. Наблюдая в удаленных галактиках очень слабенькие цефеиды и изучив их периоды, астрономы оценили их светимости, по которым легко нашли абсолютные величины. После этого расстояние определялось по формуле (1.3). Так как светимости цефеид (особенно долгопериодических) очень велики, они видны с больших (в частности, межгалактических) расстояний. Не случайно цефеиды называются «маяками Вселенной».
1
1 На этих диаграммах вместо спектральных классов по оси абсцисс приведены показатели цвета
2
2 Звезды, имеющие «сферическое» пространственное распределение, обладают значительными хаотическими скоростями (до
3
3 Зависимость была установлена для цефеид, находящихся в Магеллановых Облаках — ближайших к нам галактиках. Так как расстояния до всех обнаруженных там цефеид практически одинаковы, то их видимые величины непосредственно определяют светимости, поскольку расстояние до Магеллановых Облаков известно.