Зіркове населення галактик та хімія зірок

Хотя звезды находятся в непрерывном движении, полного их перемешивания в галактиках не происходит. Если исследовать совокупность звезд в разных обла­стях одной галактики, то может оказаться, что их сред­ние характеристики (скажем, цвет, химический состав) будут различными. Это характерно, например, для звездных скоплений Галактики: скопления вблизи Млечного Пути и вдали от него, как правило, непохожи друг на друга.

К плоскости Млечного Пути концентрируются так называемые рассеянные скопления. Типичный пример — Плеяды, яркие звезды которого хорошо видны невоору­женным глазом. Возраст звезд рассеянных скоплений не бывает очень большим — он обычно много меньше 1 млрд. лет. Это не так уж много для звезд: возраст Солнца, например, около 5 млрд. лет. Среди наблюдае­мых рассеянных скоплений есть и такие, которые не просуществовали еще и 100 млн. лет.

Второй тип — так называемые шаровые скопления, которые можно встретить в Галактике на любых рас­стояниях от плоскости Млечного Пути. Их массы из­меряются десятками тысяч масс Солнца. Они имеют правильную форму, близкую к сферической (отсюда и их название). Плотность звезд в них особенно велика в центре скопления. На любых фотографиях центр ско­плений выглядит сплошной белой массой, словно звез­ды сливаются там в один клубок. Это, конечно, только фотографический эффект: звезды движутся и через центр скопления, не сталкиваясь друг с другом.

Звезды шаровых скоплений отличаются от звезд рассеянных скоплений своим цветом (первые более красные). Исходя из современных представлений об эволюции звезд, можно по цвету и светимости звезд скопления оценить его возраст. Оказалось, что крас­новатый цвет шаровых скоплений объясняется тем, что возраст входящих в них звезд очень велик. Эти скоп­ления содержат, по-видимому, самые старые звезды, которые есть в природе, они уже «прожили» 12— 18 млрд. лет. Сейчас в нашей Галактике таких массив­ных скоплений, как шаровые, практически не образует­ся, однако образование рассеянных продолжается.

Интересно, что звезды таких типов, какие образу­ют шаровые скопления, среди звезд, окружающих Солн­це, встречаются очень редко, а если и попадаются, то обладают необычайно высокими скоростями, говоря­щими о том, что они, как и большинство шаровых ско­плений, движутся в Галактике по очень вытянутым орбитам.

При исследовании галактик важно выяснить, какого типа звезды их населяют? На какие звезды нашей Га­лактики они похожи? Первые звезды, которые были обнаружены с помощью крупнейших телескопов в бли­жайших спиральных галактиках, относятся к плоской составляющей. Это такие же звезды большой светимо­сти, которые можно найти в молодых рассеянных скоп­лениях Галактики. Они наблюдаются в тех областях, где хорошо различима спиральная структура. «Разложить» же центральную яркую часть галактик на звез­ды долгое время не удавалось никому. Они там оказа­лись слишком слабыми. Потребовалось несколько де­сятилетий для того, чтобы астрономы смогли сущест­венно понизить порог обнаружимости звезд. Лишь в 1944 г. американскому астроному В. Бааде с помощью фотопластинок, чувствительных к красному свету, пос­ле года тщательной подготовки инструмента (250-сан­тиметрового рефлектора) и тренировки удалось вы­явить изображения отдельных звезд в центральном сгу­щении туманности Андромеды. Оказалось, что по сово­купности таких характеристик, как цвет и светимость, они отличаются от звезд, открытых в этой галактике ранее. При этом, как выяснилось, они очень похожи на звезды шаровых скоплений нашей Галактики, которые редко встречаются в звездных окрестностях Солнца.

Чтобы подчеркнуть различие в характеристиках звезд, населяющих Галактику, Бааде ввел термин «звездное население типов I и II». Звезды в спираль­ных ветвях и рассеянных скоплениях — пример населе­ния типа I, а звезды р шаровых скоплениях нашей Га­лактики — населения типа II. Бааде связал различие между населениями с возрастом звезд. Он предполо­жил, что образование звезд шло как бы поэтапно: сна­чала образовались звезды населения типа II, затем — звезды населения типа I. Но в действительности кар­тина оказалась более сложной, и это выяснилось при изучении химического состава звезд.

В конце прошлого века в науке появился новый метод анализа химического состава вещества, приме­нимый к горячим газам, — метод спектрального анали­за. Очень скоро после своего открытия спектральный анализ был применен в астрономии и привел к одному из фундаментальных открытий науки. Оказалось, что звезды, как фантастически далекие, так и близкие, со­стоят из набора тех же самых атомов, которые извест­ны на Земле и включены в таблицу Менделеева. То же относится и к составу облаков межзвездного газа, и других небесных тел. Атомы везде одни и те же — и на Земле, и на Солнце, и в далеких галактиках. При этом обнаружилось, что и в Солнце, и в звездах, и в межзвездном газе больше всего содержится водорода (около 70%), затем идет гелий, а после него — все остальные элементы (причем за некоторыми исключениями выполняется общее правило: чем больше атом­ный вес элемента, т. е. чем массивнее атомные ядра, тем реже встречается в природе).

Относительные массы вещества, приходящиеся на долю различных химических элементов, в наблюдае­мых звездах, как правило, почти одинаковы. Существу­ет даже такое понятие: стандартный химический состав, или космическая распространенность элементов. Силь­ные аномалии химического состава звездных атмосфер наблюдаются очень редко. Однако, как известно, и не­большие изменения содержания элементов тяжелее ге­лия могут заметно повлиять на температуру звезды и на ее способность вырабатывать энергию, а значит, и на эволюцию звезды.

Когда теоретически вычисленные зависимости све­тимости звезд от их вдета сравнили с результатами фотоэлектрических наблюдений шаровых скоплений, то оказалось, что многие скопления «развиваются» так, как если бы в составе их звезд было во много раз мень­ше металлов, чем у Солнца или близких к нему звезд. Этот вывод был подтвержден прямыми исследованиями звездных спектров.

Низкое содержание элементов тяжелее гелия най­дено и у звезд сфероидальной составляющей нашей Га­лактики, не входящих в состав скоплений. Орбиты этих звезд в Галактике похожи на орбиты шаровых скопле­ний. Как правило, чем вытянутее орбита, тем сильнее дефицит тяжелых элементов. Это может показаться очень странным: откуда звезда с тем или иным химиче­ским составом «знает», как ей надо двигаться? Видимо, такая зависимость отражает изменение со временем ди­намических характеристик вещества, из которого возник­ли звезды (газ), и его химического состава.

Звезды с малым содержанием тяжелых элементов относятся (в нашей Галактике) к старым звездам на­селения типа II. Но большинство звезд (по-видимому, все звезды, за исключением самых-самых старых) от­носятся к населению типа I.

В чем причина особенности химического состава очень старых звезд? Очевидно, большинство химических элементов не существовало в природе всегда в том же количестве, что и сейчас. Элементы могут образовы­ваться под действием внутриатомных ядерных сил. Наиболее вероятно, что появление основного количе­ства всех существующих химических элементов (кроме двух самых легких, — водорода и гелия) связано с ядерным «горением» массивных звезд. (Гелий, правда, тоже образуется при термоядерных реакциях в звез­дах, но не в таких количествах, чтобы можно было объяснить его большое содержание в природе.) Эле­менты же тяжелее гелия, как показывают расчеты, не­избежно должны появиться при эволюции массивных звезд. На определенной стадии своей эволюции эти звезды взрываются и отдают часть своего вещества окружающей среде. Выброшенное вещество перемеши­вается с водородо-гелиевым газом (О водороде и гелии надо сказать особо: их происхождение связывают с ранними этапами расширения Вселенной, когда еще не существовало ни звезд, ни галактик, а была плотная, горячая и быстро расширяющаяся плазма. Она состояла из равновесной смеси непрерывно взаимодействующих элементарных частиц. Как показали расчеты, на определенной стадии расширения Вселенной нейтроны вместе с частью протонов оказались связанными в ядра атомов гелия, а немного позднее протоны вместе с электронами образовали нейтральные атомы водорода.) со временем все больше и больше обогащая его возникшими химически­ми элементами.

Здесь и надо искать разгадку различного химиче­ского состава звезд населения типов I и II. Население типа II объединяет звезды, которые образовались пер­выми. Наиболее массивные из них, сбросив часть сво­его вещества, обогатили тяжелыми элементами меж­звездный газ, и когда из этого газа появились второе и последующие поколения звезд, то последние уже име­ли химический состав, близкий к солнечному (Конечно, здесь дана лишь грубая, упрощенная схема. В дей­ствительности согласовать теорию с наблюдениями количественно оказалось не просто, и задача эта не может считаться окончатель­но решенной и поныне, хотя сама идея оказалась очень плодо­творной.).

Итак, звезды населения типа II — самые старые; они относятся к сфероидальной составляющей галак­тик. Звезды населения типа I («нормальный» химиче­ский состав) могут присутствовать в любой составляющей. Например, в туманности Андромеды звезды, обогащенные металлами, можно обнаружить не только в диске, но и в сфероидальной составляющей. То же от­носится и к гигантским эллиптическим галактикам — в спектре этих галактик, как и в спектре ядер массив­ных спиральных систем, содержится хорошо заметная полоса циана, типичная для населения типа I. Конеч­но, звезды населения типа II там также имеются (прав­да, не они дают основной вклад в светимость). Вооб­ще говоря, звезды, «бедные» тяжелыми элементами, оказались во всех галактиках, где их присутствие мож­но было обнаружить, а в эллиптических галактиках-карликах небольшой массы (меньше 10⁸ масс Солнца) практически все звезды можно отнести к населению типа II.

Это не случайно. Подмечена такая закономерность: чем менее массивна галактика, тем меньше в ее звез­дах тяжелых элементов. На первый взгляд зависи­мость по меньшей мере странная — как звезды или сре­да, из которой они возникают, «узнают» о том, какова суммарная масса всех тел, составляющих галактику, и как они могут «подстроить» под эту массу свой хи­мический состав? Существует, однако, очень интерес­ная гипотеза, которая объясняет упомянутую связь. Вспомним, что вещество (газ), обогащенное образовав­шимися элементами, поступает в среду при взрывах Сверхновых или при быстром истечении вещества из звезд. Что с ним происходит дальше? Выброшенное вещество имеет определенную начальную скорость, зависящую от свойств породившей его звезды. Но га­лактика малой массы в отличие от галактики-гиганта слабее удерживает газ своим гравитационным полем, и выброшенный газ может легко ее покинуть, унося с собой образовавшиеся элементы. Звезд населения ти­па I в этом случае возникнет очень мало.

• ← Структура галактик
• Газ у галактиках →