Ление Плеяды (его главные в созвездии Геркулеса,

звезды освещают окружа-
ющую их космическую
пыль).

сверхгигантов со слабой концентрацией к центру. Шаровые скопления
(рис. 92) состоят из десятков или сотен тысяч звезд главной
последовательности и красных гигантов. Иногда они содержат
короткопериодические цефеиды.

Размер рассеянных скоплений — несколько парсеков. Пример
их — скопления Гиады и Плеяды в созвездии Тельца. Если на
скопление Плеяды навести телескоп, то вместо группы из 6 звезд, ви-
димых невооруженным глазом, в поле зрения телескопа мы увидим
бриллиантовую россыпь звезд. Размер шаровых скоплений с силь-
ной концентрацией звезд к центру — десятки парсеков. Они все да-
леки от нас и в слабый телескоп выглядят как туманные пятна.

Диаграммы «цвет — светимость» для звезд шаровых и рассеян-
ных скоплений различны. Это и помогает различать тип звездного
скопления.

Расстояния до ближайших шаровых скоплений определяют по
находящимся в их составе короткопериодическим цефеидам, сравни-
вая их видимую звездную величину с известной для них абсолют-
ной звездной величиной.

Расстояния до рассеянных скоплений определяют, строя для
их звезд диаграмму «цвет — видимая звездная величина» и сопос-
тавляя ее с диаграммой «цвет — абсолютная звездная величина».
Это позволяет найти разность между видимой и абсолютной величи-
нами для звезд одного и того же цвета, отсюда — и расстояние до
звезд скопления (см. формулу (4)).

Известно более 100 шаровых и сотни рассеянных скоплений,
но в Галактике последних должно быть десятки тысяч. Мы видим
лишь ближайшие из них.

110

Рис. 93. Схематическое изображение Га-
лактики с системой шаровых
звездных скоплений (вид с ребра,
положение Солнечной системы
отмечено крестиком).

Рис. 94. Спиральные ветви Галак-
тики (схематическое изо-
бражение Галактики в пло-
скости, вид плашмя).

Рассеянные скопления лежат вблизи галактической плоскости,
вблизи полосы Млечного Пути. Звезды рассеянных скоплений назы-
вают населением I типа. Они располагаются в диске Галактики.
Шаровые скопления имеют сферическое распределение, концентриру-
ясь к центру Галактики (рис. 93). Самые далекие из них находятся
на границах Галактики. По ним-то вместе с наиболее далекими
цефеидами и определяют размер Галактики.

За диаметр Галактики можно принять округленно 30 000 пк,
или 100 000 световых лет, но четкой границы у нее нет. Звезд-
ная плотность в Галактике постепенно сходит на нет.

По аналогии с другими звездными системами, о которых будет
рассказано в § 29, можно считать, что в диске нашей Галактики
должны существовать спиральные ветви, выходящие из ядра и схо-
дящие на концах на нет (рис. 94). Для населения таких" вет-
вей характерны горячие сверхгиганты, рассеянные скопления, осо-
бенно содержащие горячие звезды, и классические цефеиды.

Однако на таком расстоянии, на каком от центра Галактики
находится Солнечная система, спиральная структура в плоскости
Галактики должна теряться. Расположение населения I типа извест-
но только до расстояния в 2—3 тыс. парсеков от Солнечной
системы, и поэтому положение спиральных ветвей в нашей Галактике
с надежностью еще не установлено.

На небе наблюдаются рассеянные группы горячих сверхгиган-
тов, которые советский ученый академик В. А. Амбарцумян назвал
О-ассоциациями. Звезды их далеки друг от друга и не удержива-
ются взаимным тяготением, как в звездных скоплениях. О-ассоци-
ации также характерное население спиральных ветвей.

in

281- Каково расстояние до шарового звездного скопления, если в нем видно
несколько короткопериодических цефеид? Их видимая звездная величина
15,5, а абсолютная 0,5. Каков линейный диаметр скопления, если его угловой
диаметр Г?

Какую видимую звездную величину имело бы Солнце если бы оно находилось
от нас на том же расстоянии, что и указанное скопление?

2. На фотографии звездного скопления Плеяды (рис. 91) угловой масштаб 1,2'
в 1 мм. Параллакс скопления р = 0,15". Определите линейное расстояние
между двумя ярчайшими звездами этого скопления в проекции на небо.

ДИФФУЗНАЯ МАТЕРИЯ

1. Межзвездная пыль и темные туманности. Мы упоминали, что
В. Я. Струве более ста лет назад указал на существование межзвезд-
ного поглощения света. Окончательно его существование было дока-
зано только в 1930 г Межзвездное поглощение света ослабляет
яркость звезд тем больше, чем они дальше от нас, и тем сильнее,
чем короче длина волны. Поэтому далекие звезды выглядят крас-
нее, чем они есть. Такой эффект должна вызывать мелкая пыль,
размеры частичек которой сравнимы с длиной световой волны.

Исследования показали, что межзвездная пыль сосредоточена в
узком слое толщиной около 200—300 пк вдоль галактической
плоскости. Этот слой состоит из сплошной разреженной среды и
из плавающих в ней облаков газа и пыли. В среднем на расстоянии
в 1000 пк свет в плоскости Галактики ослабляется на 1,5 звездной
величины. Некоторые облака из-за присутствия пыли непрозрачны
для света и наблюдаются как темные туманности. Примером
темной туманности может служить туманность «Конская голова»
в созвездии Ориона (рис. 95).

Рис. 95. Темная пылевая туманность «Конская голова», окаймленная светлой пы-
левой туманностью.

Уменьшение видимой яркости далеких звезд затрудняет точ-
но определить расстояние до них путем сравнения их абсолютной
звездной величины с видимой звездной величиной. Приходится
изучать неравномерное распределение космической пыли, темных
туманностей и учитывать их влияние.

Светлые пылевые диффузные туманности. Если вблизи от боль-
шого пылевого облака находится яркая звезда-гигант, то она ос-
вещает это облако. Оно, отражая излучение звезды, выглядит
светлой туманностью. Спектр такой туманности совпадает со спект-
ром освещающей его звезды. Достаточно ярко освещена звездами
всего лишь малая доля всех темных, пылевых туманностей.
Существуют туманности, в которых освещаемая звездой пыль
перемешана со светящимся разреженным газом. Такие туман-
ности называют газопылевыми.

Диффузные газовые туманности. В созвездии Ориона находится
в типичная газопылевая туманность (рис. 96). Ее видно (зимой) в

сильный бинокль, но только фотография выявляет ее структуру. Га-
зопылевых и чисто газовых разреженных диффузных туманностей из-
вестно много. Все они клочковаты, неправильной формы, без чет-
ких очертаний. Спектр газовых туманностей состоит из ярких ли-
ний водорода, кислорода и других легких газов. Некоторые газы
находятся в таком состоянии, что дают спектр, никогда не
наблюдавшийся в земных условиях. Две самые яркие зеленые линии
спектра туманностей долго приписывали предполагаемому химичес-
кому элементу «небулию» (что значит «туманный»), имеющемуся
только в туманностях. Но потом выяснилось, что эти линии принад-
лежат атому кислорода, потерявшему два электрона и светящемуся
в условиях такой разреженности, какая в лаборатории неосущест-

Рис. 96. Диффузная газопылевая туманность в созвездии Ориона.

вима. Действительно, плотность газовых туманностей около 10 18 —
Ю-20 кг/м3.

Водород в туманностях почти полностью ионизован. Все газы
туманности светятся только в том случае, если в ней или побли-
зости от нее есть очень горячая голубая звезда с температурой
не ниже 25000 К. Излучение звезды ионизует водород и другие
газы туманностей и заставляет их светиться. Газ поглощает ультра-
фиолетовые лучи, а излучает в красных, зеленых и других
линиях спектра. Если бы горячая звезда вдруг угасла, туманность
бы тоже вскоре перестала светиться.

Газовые диффузные туманности образуют в галактической плос-
кости слой толщиной всего лишь около 200 пк. Они тоже принадле-
жат к населению I типа, характерному для спиральных ветвей Га-
лактики. Размеры туманностей — несколько парсеков или несколько
десятков парсеков, так что в них обычно бывает погружено несколько
звезд. Внутри них происходят медленные хаотические движения
газа Много сведений о межзвездном газе приносит изучение
его радиоизлучения.

4. Нейтральный водород. Водород в светлых туманностях ионизу-
ется и светится, только если поблизости есть горячие звезды. Но
основная масса водорода в Галактике нейтральна. Нейтральный
водород в космосе не светится и невидим. Однако он излучает
радиоволну длиной 0,21 м. По интенсивности излучения на этой длине
волны определяют массу и плотность водорода, а по отличию
фактической длины волны от 0,21 м по принципу Доплера — Физо
определяют скорость водородного облака. В настоящее время вы-
яснена общая картина распределения водорода в Галактике
(рис. 97). Он расположен преимущественно в тонком слое вблизи
галактической плоскости Облака водорода можно наблюдать на
расстояниях, гораздо больших, чем те, на которых возможно наблю-
дать в телескоп отдельные звезды. Температура облаков нейтраль-

ного водорода в среднем менее 100 К,
а температура ионизованных све-
тящихся облаков (туманностей) око-
ло 10000 К. В плотных газовых об-
лаках атомы водорода объединяют-
ся в молекулы Н2. Полная масса
межзвездного водорода составляет
несколько процентов от общей массы
Галактики, а масса космической пы-
ли еще в 100 раз меньше. Плот-
ность нейтрального водорода в пло-
скости Галактики составляет в сред-
нем около 10~21 кг/м3.

В межзвездном пространстве по-
мимо водорода находятся гелий,
а также атомы и некоторые простей-
шие молекулы других химических
элементов в количестве, малом срав-

Рис. 97. Распределение плотности
нейтрального водорода в
плоскости Галактики на
различных расстояниях от
ее центра.

114

нительно с водородом и гелием. Многие молекулы обнаружены
радиометодами (по излучению и поглощению радиоволн) Среди
них ОН, Н20, СО, С02, NH3 и некоторые более сложные мо-
лекулы.

5. Магнитное поле, космические лучи и радиоизлучение. В Галак-
тике существует общее магнитное поле. Линии индукции этого поля
в основном параллельны галактической плоскости. Изгибаясь, они
идут вдоль спиральных ветвей Галактики. Индукция магнитного поля
Галактики около 10~10 Тл, но в облаках газа она выше.

При вспышках сверхновых звезд, кроме быстрых атомных ядер
(в основном, протонов), составляющих космические лучи, выбрасы-
вается много электронов со скоростями, близкими к скорости света.
Магнитное поле Галактики тормозит быстрые электроны, и это вызы-
вает нетепловое (синхротронное) радиоизлучение на метровых и бо-
лее длинных волнах. Оно приходит к нам со всех сторон, но наиболее
сильное радиоизлучение принимается из области Млечного Пути.
Это радиоизлучение рождается в межзвездном пространстве вблизи
плоскости нашей Галактики, где плотность космических лучей и
индукция межзвездного магнитного поля достигают наиболее
высоких значений.