Звездные скопления
<< 1.5 Открытие скоплений переменных звезд в диффузных туманностях | Оглавление | 1.7 Открытие OB-ассоциаий >>
1.6 Открытие движущихся скоплений
Прогресс в области изучения звездных скоплений тесно связан с прогрессом в области определения звездных величин, собственных движений, спектральных классов и лучевых скоростей звезд.
Точные положения звезд, в том числе и в скоплениях, послужившие основой для будущих определений собственных движений, начали определяться во второй половине XVIII в. Брадлеем и другими астрономами. В первой половине XIX в. Бессель заложил основы фундаментальной астрометрии. Опираясь на новый ряд своих наблюдений и заново обработанные им наблюдения Брадлея, Бессель (1841) определил с достаточной точностью движения большого количества звезд, и в том числе, по-видимому, впервые, одиннадцати наиболее ярких звезд в Плеядах, обнаружив сходство движений последних.
Пользуясь гелиометром, Бессель определил также точные относительные положения 42 звезд в области Плеяд, положив начало триангуляции звезд в звездных скоплениях. Бессель считал, что эти измерения окажутся ценными не только для исследования новых инструментов. "Придет время, для которого представит интерес вопрос о внутренних движениях звезд в этом замечательном звездном скоплении, а для решения его нужна максимальная точность самых ранних наблюдений", - писал Бессель. Это высказывание впоследствии цитировали Вольф (1877) и Притчард (1885), повторившие измерения Бесселя с имевшимися в их распоряжении микрометрами. Оба автора были убеждены в том, что им удалось обнаружить небольшие относительные перемещения ряда звезд в Плеядах, свидетельствующие о наличии гравитационного взаимодействия этих звезд.
Используя данные Бесселя, Мэдлер (1846) впервые опубликовал значение среднего собственного движения Плеяд. В той же работе он обратил внимание на общность собственных движений звезд Гиад, направленных к востоку и слегка к югу, а также на преобладание в этом районе созвездии Тельца звезд, движущихся в восточном направлении.
Проанализировав собственные движения звезд в районе Плеяд до 20°; от Альцеоны, Мэдлер обнаружил возрастание этих движений с удалением от Альционы и интерпретировал это явление как свидетельство обращения всей звездной системы, окружающей Солнце (до самых ее внешних границ, намечаемых Млечным Путем), вокруг Плеяд. Мэдлер даже назвал Плеяды центральной группой нашей звездной системы, а Альциону - центральным Солнцем. Эта идея не встретила сочувствия у его современников.
Четверть века спустя Проктор (1872) нанес на карты, составленные в стереографической проекции, собственные движения 1600 звезд, обнаружив, что в ряде областей неба встречаются обширные группировки звезд, имеющих сходные по величине и направлению собственные движения. Общее движение звезд в районе Гиад оказалось лишь одним из таких "звездных течений".
Хотя в основном собственные движения звезд являлись отражением движения Солнца к апексу, Проктор (1870) отметил, что существуют группы, нарушающие эту закономерность. Так, он обнаружил, что пять ярких звезд ковша Большой Медведицы движутся с одинаковой скоростью к апексу Солнца, доказав тем самым, что эти звезды образуют единую систему - скопление, движущееся в пространстве. На рис. 3 мы воспроизводим рисунок, взятый из книги "Иные миры" Проктора (1871, с. 276-281). Длины векторов на этом рисунке соответствуют величинам собственных движений за 36 000 лет.
Открытие Проктора было сразу же и совершенно независимым образом подтверждено Хаггинсом (1872) - одним из пионеров применения методов спектрального анализа к исследованиям звездных скоплений, уже совершившим, как мы видели выше, переворот во взглядах на природу туманностей. Применив принцип Доплера к интерпретации смещений спектральных линий в спектрах звезд, Хаггинс определил лучевые скорости ряда ярких звезд, в том числе и семи звезд ковша Большой Медведицы. Он обнаружил, что пять из них (обладающих общим собственным движением и сходными спектральными характеристиками) имеют и сходные лучевые скорости (+30 английских миль в секунду).
Хаггинсовские визуальные определения лучевых скоростей были очень неточными. В монографии "Звездные движени" Кэмпбел (1913, с. 9) пишет: "Двадцать два года назад мы не знали лучевой скорости ни одной звезды на небе. Правда, были опубликованы наблюдавшиеся лучение скорости многих десятков звезд, но на них нельзя было полагаться даже как на приближения к истине".
Рис. 3. Движущееся скопление Большой Медведицы (Проктор,
1871)
Первые реальные лучевые скорости звезд и туманностей визуальным методом были определены лишь в 1890 г. Килером. Но к этому времени в астрономии уже получили широкое применение сухие бромосеребряные пластинки, на которых с 1875 г. начали фотографировать спектры звезд. В конце 80-х и начале 90-х гг. прошлого века Фогель и Шейнер в Потсдаме и Белопольский в Пулкове начали определять лучевые скорости звезд фотографическим методом, сразу завоевавшим признание астрономии. И тем не менее, "я хотел бы одним из первых выразить свое уважение и высоко оценить первые усилия измерения лучевой скорости визуальными методами. Каждая попытка пионеров, - успех или неудача, - это указатель пути к достижению цели для наблюдателей, следующих за ними", - пишет Кэмпбел (1913, с. 40).
В 1873 г. Клинкерфюс (1878), веривший в реальность лучевых скоростей, измеренных Хаггинсом, сделал следующий шаг в изучении движущихся скоплений, показав, что если собственные движения звезд движущегося скопления при их продолжении на небесной сфере пересекаются в одной точке (точке схождения, к которой они направлены и которую в дальнейшем мы будем называть апексом, или точке радианта, если они расходятся от нее), то, зная лучевую скорость хотя бы одного члена системы, можно определить параллаксы каждого из ее членов.
Пусть V - пространственная скорость скопления относительно Солнца S (рис. 4) (предполагается, что все члены скопления движутся в пространстве с одинаковой скоростью); SR - направление от Солнца к радианту R скопления; SC - расстояние r от Солнца до некоторой звезды С скопления; Vr - лучевая, Vt - тангенциальная скорости этой звезды, λ - угловое расстояние между звездой и радиантом скопления.
Из очевидных соотношений (Vr = V cos λ , Vt = V sin λ , Vr = rμ) вытекает известная формула для параллакса
|
(1.1) |
где собственное движение звезды ц выражено в секундах дуги в год, а V и Vr - в км/с. Коэффициент 4,74 появляется здесь при переводе отношения μ"/π", представляющего собой тангенциальную скорость звезды, выраженную в астрономических единицах в год, в км/с. Формула (1.1) дает непосредственно абсолютные параллаксы, в отличие от тригонометрических параллаксов звезд, которые, вследствие малости, всегда определяются как относительные и подвергаются последующей абсолютизации.
Рис. 4. Схема, поясняющая вывод формулы (1.1).
Воспользовавшись данными Хаггинса о средней лучевой скорости пяти членов движущегося скопления Большой Медведицы, Клинкерфюс применил свой метод для определения их параллаксов, получив, к сожалению, совершенно фиктивные результаты, так как низкая точность собственных движений этих звезд, заимствованных у Мэдлера, не позволила ему (по его собственному признанию) надежно определить положение точки пересечения их движений. Клинкерфюс поместил эту точку в 20°; перед скоплением, в направлении его движения, считая ее точкой схождения движений. Четверть века спустя по другим данным Хёфлер (1897) нашел иное положение этой точки, оказавшейся точкой радианта. Новые определения лучевых скоростей членов скопления, полученные на Потсдамской обсерватории уже с помощью спектрографа, показали, что, в отличие от заключения Хаггинса, звезды скопления приближаются к Солнцу, а не удаляются от него.
Исследование движущегося скопления Большой Медведицы затруднялось еще и тем, что большинство его ярких членов (β , ε , ζ UMa) оказались спектрально-двойными системами. Лишь в 1909 г. Лудендорф (1909) впервые надежно определил положение радианта и среднее расстояние этой группы звезд от Солнца (28 пс).
В том же году Херцшпрунг (1909) заметил, что к группе Большой Медведицы, судя по их движениям, могут относиться звезды 37 UMa и α СrВ. Угловое расстояние между этими звездами близко к 60°; , следовательно, линейное расстояние между ними сравнимо с их расстоянием от Солнца. Херцшпрунг предположил, что можно продолжить поиски еще более удаленных от основной группировки членов группы, находящихся на совершенно различных расстояниях от Солнца, но движущихся в пространстве одинаковой скоростью. Среди нескольких звезд, выделенных таким образом Херцшпрунгом, оказались β Аur и α CМа (Сириус), параллаксы которых различаются на порядок. Одна из точек пересечения больших кругов, определяемых средним собственным движением пяти ярких звезд Большой Медведицы и собственным движением Сириуса, оказалась столь близка к радианту скопления, найденному Лудендорфом, что Херцшпрунг, не колеблясь, отнес Сириус к скоплению Большой Медведицы и даже предпочел свое определение радианта скопления с помощью Сириуса определению Лудендорфа.
Найдя абсолютные величины членов группы Большой Медведицы и сопоставив их со спектральными классами этих зезд (в системе гарвардской спектральной классификации), Херцшпрунг отметил, что спектры звезд группы становятся более поздними по мере уменьшения их светимости. "В этом отношении система ведет себя аналогично физически связанным Плеядам", - писал он.
На год раньше работ Лудендорфа и Херцшпрунга, исследовавших движущееся скопление Большой Медведицы, появилась классическая работа Л. Босса (1908), посвященная Гиадам. В течение многих лет Л. Босс безуспешно пытался определить положение радианта или апекса Гиад. Как и в случае скопления Большой Медведицы, этого не удавалось сделать потому, что обычно рассматривались звезды внутренней, наиболее плотной области скопления, собственные движения которых, хотя и достаточно большие, оказывались почти параллельными друг другу. Завершение работы по составлению "Предварительного общего каталога 6188 звезд" (PGC), содержащего точные координаты и собственные движения последних, позволило Л. Боссу изучить собственные движения звезд во внешней области Гиад и обнаружить явление схождения этих движений к общей точке - апексу. Л. Босс выделил 39 возможных членов этой группы, которая оказалась почти сферическим звездным скоплением диаметром около 15°; с хорошо выраженным центральным сгущением. Существование звездного потока в Тельце, как отмечалось выше, было известно еще Проктору, и Л. Босс сохранил это название за движущимся скоплением Гиад.
Рис. 5. Собственные движения членов скопления Гиады (Л. Босс,
1908).
На рис. 5 (Л. Босс, 1908) показаны собственные движения звезд скопления. Использовав значения измеренных Кюстнером лучевых скоростей трех звезд скопления (γ , δ и ε Tau), Л. Босс определил пространственную скорость скопления и индивидуальные параллаксы всех его членов. На рис. 6 (Л. Босс, 1908) показано распределение звезд скопления в проекции на плоскость, проходящую через центр скопления, его апекс и Солнце. Сферическая форма скопления, наблюдаемая в картинной плоскости (рис. 5), сохраняется, центральное сгущение остается хорошо выраженным. Этот рисунок наглядно свидетельствует о высокой точности определения расстояний до членов движущегося скопления по формуле (1.1) и о безусловной принадлежности к скоплению практически всех рассмотренных Л. Боссом звезд. В противном случае скопление на рис. 6 выглядело бы вытянутым по лучу зрения.
Рис. 6. Распределение членов Гиад в плоскости, проходящей
через центр скопления, его апекс и Солнце (Л. Босс, 1908).
Среднее расстояние членов скопления от Солнца оказалось равным 40 пс, диаметр его 10 пс.
Ознакомившись с работой Л. Босса, Херцшпрунг (1909) отнес к потоку Тельца еще 7 звезд, расположенных в разных созвездиях: Андромеды, Треугольника, Малого Льва, Змеи, Большой Медведицы и др.
Работы Л. Босса и Херцшпрунга способствовали упрочению взглядов Проктора и Клинкерфюса о существовании в галактическом пространстве обширных движущихся скоплений звезд, члены которых связаны между собой не физически (ибо они находятся друг от друга на огромных расстояниях), а общностью происхождения. Клинкерфюс полагал, что подобные системы могут при встречах проходить одна сквозь другую, не оказывая друг на друга никакого влияния, подобно метеорным потокам. Сохранение в течение длительного времени в Галактике подобных систем казалось необъяснимым. "Если мы предположим, - писал о потоке в Тельце Л. Босс, - что это скопление сконденсировалось из обширной туманности, которая первоначально имела современную скорость и направление движения скопления, трудность просто немного отодвинется".
Отнеся Сириус, находящийся в 2,5 пс от Солнца, к движущемуся скоплению Большой Медведицы, а θ UMa и другие звезды - к Гиадам и признав тем самым, что размеры этих скоплений могут достигать многих десятков парсек, Херцшпрунг выпустил на волю джина локальных звездных потоков, положив начало появлению множества работ, авторы которых занимались и занимаются поисками групп звезд в пространстве скоростей, независимо от их плотности и размеров.
Между тем еще Эддингтон (1914) в своей монографии "Звездные движения и структура Вселенной" (с. 68) предупреждал об опасности придания слишком большого веса согласию собственных движений при отнесении той или иной звезды к данному движущемуся скоплению. Это согласие может быть случайным, и нужен очень тщательный статистический анализ для решения вопроса о реальных размерах движущегося скопления, возможные члены которого разбросаны по всему небу. Мы вернемся к этому вопросу в главе 4, а сейчас перейдем к истории открытия ОВ-ассоциаций, явившегося естественным следствием развития только что описанных исследований.
<< 1.5 Открытие скоплений переменных звезд в диффузных туманностях | Оглавление | 1.7 Открытие OB-ассоциаий >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
