НОВОЕ В ЖИЗНИ, НАУКЕ, ТЕХНИКЕ
ПОДПИСНАЯ НАУЧНО-ПОПУЛЯР11АЯ СЕРИЯ
КОСМОНАВТИКА,
АСТРОНОМИЯ
9/1988
Издастся ежемесячно с 1971 г.
В. А. Амбарцумян,
академик
ИЗБРАННЫЕ
СТАТЬИ
Издательство «Знание» Москва 1988
ББК 22.63
А61
А61
Амбарцумян В. А.
Избранные статьи. — М.: Знание, 1988. — 64 с.,
ил. —■ (Новое в жизни, науке, технике. Сер. «Кос
монавтика, астрономия»; № 9).
11 к.
В настоящий сборник включены некоторые работы дважды Ге
роя Социалистического Труда, депутата Верховного Совета СССР,
иностранного пли почетного члена свыше двадцати пяти академий
мира, почетного доктора многих университетов, академика Виктора
Амазасповнча Амбарцумяна, выполненные им в различные периоды
его плодотворной научной жизни.
В брошюре рассказывается о развитии астрофизической концеп
ции. известной под названием «бюраканскон» и принадлежащей ав
тору сборника
Брошюра рассчитана на всех интересующихся проблемами астро
номии и астрофизики.
1605040000
ББК 22.63
(С) Издательство • Знание-. 1988 г.
18 сентября 1988 г. исполнилось 80 лет со дня рождения ака
демика В Л. Амбарцумяна — одного из самых выдающихся совре
менных астрофизиков, дважды Героя Социалистического труда, лау
реата Государственных премий СССР.
В. А. Амбарцумян родился в 1908 г в Тбилиси, в семье из
вестного филолога и педагога Л. А. Амбарцумяна. После оконча
ния Ленинградского университета он проходит аспирантуру в Пул
ковской обсерватории; его научным руководителем был крупнейший
советский астрофизик А. А. Белопольский. С 1934 г. В. А. Амбарцу
мян — профессор, заведующий кафедрой астрофизики ЛГУ, затем
директор Астрономической обсерватории университета, проректор по
научной части. В 1939 г. он избирается членом-корреспондентом АН
СССР, а в 1953 г. — академиком. В 1943 г. В. А. Амбарцумян пе
реезжает на работу в Ереван, где его избирают академиком и ви
це-президентом АН Армении, а в 1947 г — президентом. В 1946 г.
он основал и возглавил Бюраканскую обсерваторию, известную мно
гими выдающимися открытиями.
В. А. Амбарцумян — почетный или иностранный член многих за
рубежных академий наук и научных обществ, в том числе Нацио
нальной академии наук США, Лондонского королевского общества,
Французской академии, почетный доктор ряда зарубежных универ
ситетов. Оп был вице-президентом и президентом Международного
астрономического союза, президентом Международного совета на
учных союзов.
Научные исследования В. А. Амбарцумяна охватывают ряд
крупных областей астрофизики, астрономии, физики; в их числе —
физика газовых туманностей и звездных оболочек, теория рассея
ния света, так называемые обратные задачи астрофизики, звездная
и внегалактическая астрономия, изучение эволюционных процессов
во Вселенной. Много внимания уделяет В. А. Амбарцумян философс
ким и методологическим проблемам естествознания, в частности ас
трономии.
Некоторые из работ В. А. Амбарцумяна, отражающие основ
ные вехи его научного творчества, собраны в предлагаемой внима
нию читателя брошюре (иногда они перепечатываются с незначи
тельными сокращениями).
В 30—40-е годы В. А. Амбарцумян опубликовал ряд крупных
работ по теории переноса излучения, им разработана теория рас
сеяния излучения в мутных средах, имеющая большое значение не
только для астрофизики, но и для решения чисто практических за
3
дач. Б. А. Амбарцумян предложил также метод, основанный
на
так называемом принципе инвариантности, с помощью
которого
уравнения переноса излучения сводятся к некоторым легко решае
мым уравнениям.
Еще в .'50-е годы нм была выдвинута идея, что нестационарные
объекты, которые раньше считались чем-то случайным, аномальным
в плавном течении процессов космической эволюции, иа самом деле
представляют собой закономерные фазы этих процессов и содержат
в себе своеобразный «ключ» к разгадке их механизмов Эта идея,
сначала почти не замеченная, а затем вызывавшая большое недо
верие, оказалась необычайно плодотворной. Она продолжает сти
мулировать многие из основных направлений научного поиска в ас
трономии.
Работы В. А. Амбарцумяна, выполненные в 30-х годах, положи
ли начало статистической динамике звездных систем — двойных и
кратных звезд, звездных скоплений. Они впервые позволили полу
чить правильные оценки среднего возраста звезд Галактики
На
основе исследования нестационарных процессов — темпов установ
ления равновесного распределения орбит двойных звезд — В А.
Амбарцумян показал, что вопреки общепринятой в то время «длин
ной шкале», согласно которой возраст звезд составляет порядка
Ю'3 лет. он не может быть больше 1010 лет («короткая шкала»).
Этот важнейший вывод содержался в статье «Космогония и сов
ременная астрофизика» и в ряде других работ. В А. Амбарцумяном
было также выяснено, что звезды, входящие в двойные и кратные
группы, а также в звездные скопления, имеют общее происхожде
ние.
Дальнейший анализ механизмов совместного возникновения
компонентов звездных групп и скоплений привел В. А. Амбарцу
мяна к фундаментальному выводу: процесс звездообразования не
закончился, как склонно было считать большинство
астрономов.
Напротив, он продолжается и в наше время, «почти на наших гла
зах». Этот вывод содержался в работе «Звездные ассоциации», а
также других, выполненных в Бюракаиской обсерватории в -10—
50-е годы.
Собственно говоря, сами эти группировки звезд были известны
астрономам. Определенное число их обнаружено уже в первые де
сятилетия нашего века; иногда даже употреблялся термин «ассо
циации» или «звездные ассоциации». Некоторые из соответствующих
фактов приводит н В. А. Амбарцумян.
Принципиально новый момент, внесенный им в изучение звезд
ных ассоциаций, - интерпретация этих объектов как «очагов
звездообразования» в нашей и других спиральных галактиках.
В А. Амбарцумян пришел к выводу, что звездные ассоциации —
динамически неустойчивые системы, находящиеся в состоянии рас
ширения и распада; их возраст не превышает в ряде случаев 10 —
20 млн. лет, а иногда еще меньше. По его мнению, звезды в ассо
циациях возникают группами из «каких-то других, нам неизвестных
объектов». Это — плотные или сверхплотные тела, фрагментация
которых приводит к формированию комплексов молодых звезд и
диффузного вещества. Распад остатков дозвездного вещества мо
жет вызывать бурные нестационарные явления во внешних слоях
молодых звезд.
Выводы В. А. Амбарцумяна о продолжающихся в нашей и дру
гих галактиках процессах формирования звезд, о звездных ассоциа-
4
пнях как очагах звездообразования в спиральных ветвях галактик
оказали огромное влияние на прогресс пауки о Вселенной.
Они
были полностью подтверждены многочисленными исследованиями
астрономов разных стран.
Сейчас иногда говорят, что в 40-е годы астрофизика уже бук
вально вплотную подошла к идее молодости, т е. недавнего воз
никновения, звезд некоторых типов. Тем более примечательно, что
общепринятой эта идея стала именно под влиянием исследований,
выполненных в Бюраканской обсерватории.
Несколько иначе обстоит дело с представлением о динамичес
кой неустойчивости звездных ассоциаций и концепцией Амбарцумя
на относительно физической природы протозвездного вещества- они
продолжают вызывать бурные, бескомпромиссные дискуссии. Явле
ния расширения и распада были действительно обнаружены во мно
гих ассоциациях. Но их иногда рассматривают «скорее как исключе
ние, чем как правило». Особенно сильное «отторжение» со стороны
многих астрофизиков встречает гипотеза о существовании и распаде
сверхплотных доэвездных тел.
Интерпретация звездных ассоциаций как динамически неустой
чивых систем, возникающих вследствие фрагментации сверхплотного
протовсщсства, подсказывала идею, что аналогичные процессы —
только в значительно более грандиозных масштабах — могут про
исходить и в галактиках В 1954—55 гг. В. Л. Амбарцумян пришел
к выводу, что в современной Метагалактике скопления и группы га
лактик могут либо сохраняться, либо распадаться. Но они не мо
гут обогащаться за счет галактик, которые возникли независимо от
них. Многие группы и скопления галактик нестационарны и нахо
дятся в состоянии распада, «дисперсия скоростей в некоторых боль
ших скоплениях столь велика, что они могут представлять собой
распадающиеся системы». Но если бы группы и скопления форми
ровались путем конденсации диффузного вещества, они во всех
случаях были бы стационарными системами. Следовательно, и здесь
можно предположить действие альтернативного механизма — фраг
ментации, распада плотных или даже сверхплотных тел.
Этот момент концепции В. Л. Амбарцумяна также вызвал воз
ражения. Предполагается, что в группах и скоплениях галактик мо
гут быть «скрытые массы» — вещество, пока не обнаруживаемое
прямыми наблюдениями; оно-то и «стабилизирует» скопления, н тог
да отпадают возражения против идеи их формирования из диф
фузного вещества. Но для этого необходимо, чтобы масса скрытого
вещества в десятки, а иногда и в сотни раз (1) превышала массу
«светящегося» вещества. В. А. Амбарцумян считает подобное до
пущение искусственным.
Дальнейшим развитием концепции В. А. Амбарцумяна явился
вывод о существовании нового, ранее не известного астрофизике яв
ления активности ядер галактик Долгое время околоядерные об
ласти галактик нс привлекали особенного внимания. Считалось,
что это —• «рядовые детали» строения, в них находятся обычные
звездные скопления. Правда', некоторые, буквально единичные иссле
дования свидетельствовали, что ядра галактик содержат в себе
весьма неожиданные «сюрпризы». Например, в 1943 г. американский
астрофизик К. Сейферт обнаружил несколько галактик, ядра ко
торых обладали резко повышенной яркостью и выбрасывали потоки
газа со скоростями порядка 1000 км/с. Казалось бы. эти аномаль
ные факты содержат явный намёк на какие-то необычные явления
о
в центральных частях некоторых галактик. Но понят этот намек
был только В. А. Амбарцумяном более чем десять лет- спустя.
Непосредственным событием, которое привело к обнаружению
активности ядер галактик, стало открытие в 1952 г. американскими
астрономами В. Бааде и Р. Минковским радиогалактик. Сами авто
ры открытия предложили модель, согласно которой радиогалактики
возникают в результате столкновения двух ранее независимых
звездных систем. В. А. Амбарцумян, однако, в 1953—54 гг сфор
мулировал альтернативное объяснение, выдвинув сначала гипотезу
о разделении галактик, затем — деления ядра галактики на две
части, и наконец, гипотезу о том. что в ядре каждой радиогалактики произошел сверхмощный взрыв, сопровождающийся выбросом
облаков частиц высокой энергии В. А Амбарцумяном было обна
ружено существование и других форм активности ядер (выбросы
плотных сгущений масштаба небольших галактик; выбросы газовых
струй и релятивистской плазмы; наличие ультрафиолетового кон
тинуума в спектрах так называемых галактик Маркаряна и др )
В обобщенной форме совокупность идей В. А. Амбарцумяна
была сформулирована в его докладе «Об эволюции галактик» на
XI Сольвейском конгрессе (Брюссель. 1958 г.). Основные выводы
доклада, резко противоречащие общепринятым взглядам, были
встречены довольно сдержанно. Интерпретация явлений пестапионарности в ядрах галактик, предложенная В А. Амбарцумяном, бы
ла настолько новой, что подобные сомнения неоднократно высказы
вались и в дальнейшем Но в ходе острых дискуссий понятие ак
тивности ядер галактик получило многочисленные новые обоснова
ния. Б своей Ломоносовской лекции (1972 г.) В. А. Амбарцумян
высказался об этом так: «...самым серьезным моим достижением и
одним из лучших достижений коллектива Бюраканской обсервато
рии я считаю обнаружение активности ядер галактик .. В отличие
от ситуации, имевшей место 15 лет назад, когда вне Бюракана ник
то не верил в существование такой активности, сегодня о ней гово
рят почти на каждом углу».
Но если бы ядра галактик состояли только из звезд и диф
фузного вещества, обнаруженные в них явления активности типа
взрывов и выбросов, которые сопровождаются огромным энерго
выделением за сравнительно короткие промежутки времени, были
бы. по мнению В. А. Амбарцумяна, невозможны. Он выдвинул ги
потезу о том. что ядра галактик состоят из трех компонентов: звезд,
газа и небольших по размерам сверхмассивных тел, составля
ющих Как бы их сердцевину. Масса таких тел может быть равна
сотням миллионов и даже миллиардам солнечных масс. Эти доволь
но плотные пли даже сверхплотные тела представляют собой новую
форму существования материи, возможно вовсе неизвестную совре
менной физике. Активность ядер — результат деятельности этих
тел Они способны разделяться на части, удаляющиеся друг от дру
га с большими скоростями, а также выбрасывать массивные сгуст
ки вещества. Для этого в них должны быть заключены в потенци
альном состоянии громадные количества энергии. Взрыв ядра при
водит к образованию новых галактик или. в других случаях, — раз
личных звездных подсистем в галактиках. Часть энергии, освобо
дившейся при взрыве ядра, переходит в кинетическую энергию об
разовавшихся объектов. В результате такого рода взрывов могут воз
никнуть не только пары галактик, но и целые группы, а также ско
пления галактик.
6
Многие астрофизики, приняв идею активности ядер галактик,
не соглашаются с выдвинутым В. А Амбарцумяном объяснением
физической природы этих процессов. Они считают более вероятным
механизм коллапса, в частности, аккреции, т. е. падения вещества
па сверхмассивпую черную дыру, находящуюся в ядре галактики.
Со своей стороны В А. Амбарцумян отмечает, что все подобные
попытки пока не привели к успеху. Хотя существование черных дыр
во Вселенной вполне возможно, явления активности ядер галактик
в силу многих причин едва ли могут быть объяснены их наличием.
В 60—70-е годы В. А. Амбарцумян (и возглавляемый им кол
лектив Бюракаиской обсерватории) вернулся к изучению явлений
нестационарности, наблюдаемых во внешних слоях так называемых
вспыхивающих звезд. Считалось, что вспыхивающие звезды —
относительно редкие объекты Но В. Л. Амбарцумяном было
показано, что на самом деле все звезды-карлики, входящие в
скопления, проходят длительную фазу высокой вспышечной активнос
ти. при которой в звезде происходят мощные, по дискретные и срав
нительно кратковременные процессы Теория звездной эволюции,
считает В. Л. Амбарцумян, пока не в состоянии дать сколько-нибудь
обоснованное объяснение аномального энерговыделения молодых
звезд: все разработанные до сих пор модели являются довольно ис
кусственными, ни одна из них нс дает ответа на вопрос, откуда бе
рется энергия вспышки. По мнению В. А. Амбарцумяна, качествен
но наиболее правдоподобной остается выдвинутая им ранее гипоте
за: в недрах молодых звезд могут оставаться отдельные, еще не
распавшиеся сгустки сверхплотного дозвездного вещества Их рас
пад в атмосфере звезды пли даже вне ее вызывает явление вспыш
ки. Некоторые проблемы изучения звездных вспышек рассматрива
ются В. А. Амбарцумяном в работе «К статистике вспыхивающих
объектов».
Итак, исходя из анализа явлений нестационарности во Вселен
ной, В А. Амбарцумян считает, что процессы космической эволю
ции идут не в направлении от менее плотных состояний вещества к
более плотным, как считает большинство астрофизиков, а в прямо
противоположном направлении — от плотных или даже сверхплот
ных состояний — к менее плотным. Взгляды В А. Амбарцумяна
на эволюционную роль диффузного рассеянного вещества изложе
ны нм в докладе «О происхождении туманностей».
Стремительный прогресс науки о Вселенной за последние деся
тилетия приносит все новые подтверждения идеи о важнейшей эво
люционной роли явлений нестационарности во Вселенной, впервые
выдвинутой В А. Амбарцумяном более полувека назад. Вселенная
оказалась не только расширяющейся, но и буквально взрывающейся
Эта идея стала сейчас общим достоянием, она по праву вошла в
научную картину мира и определяет многие важнейшие направле
ния астрофизических исследований. Но проблема теоретического
объяснения этих явлений — несмотря на многие десятилетия ин
тенсивных усилий исследователей — остается в ряде случаев от
крытой. Причина состоит, вероятно, в том. что Вселенная неизмери
мо сложнее, чем считалось еще недавно.
В. В. КАЗЮТИНСКИП, кандидат философских паук
КОСМОГОНИЯ И СОВРЕМЕННАЯ АСТРОФИЗИКА
(1937 г.)
Девятнадцатое столетие и первое десятилетие двад
цатого ознаменовались появлением целого ряда «космо
гонических гипотез» и вообще усиленным вниманием к
вопросам космогонии. Весьма характерно, что рассмат
риваемый при этом круг вопросов касался главным об
разом происхождения и развития нашей Солнечной сис
темы. не затрагивая сколько-нибудь серьезно развития
звезд вообще и той звездной системы, в которую входит
наше Солнце. Мы имели некоторое представление о сос
тоянии Солнца в данный момент, но не было никаких
эмпирических данных о состоянии Солнца в предыдущие
эпохи. .-Между тем именно Солнце является главным те
лом Солнечной системы. Таким образом, все представле
ния о состоянии Солнечной системы в предыдущие эпо
хи основывались только на знании современного ее сос
тояния. Поэтому космогонические гипотезы сводились
почти исключительно к умозрительным рассуждениям
па основе известных законов механики.
Применение спектроскопических и других астрофизи
ческих методов исследования привело в двадцатом сто
летии к необычайно быстрому расширению наших сведе
ний о звездах. Поэтому естественно, что были сделаны
первые попытки построить теорию эволюции звезд во
обще. а не только Солнца.
Здесь дело уже представлялось значительно менее
безнадежным. Наблюдения указывали на то, что различ
ные звезды находятся в различных состояниях, обладая
самыми различными диаметрами, массами и яркостями.
Естественно думать, что среди многочисленных наблю
даемых нами состояний звезд есть такие, которые пере
ходят с течением времени одно в другое, т. е. что одни
из наблюдаемых звезд с течением времени приобрета
ют физические характеристики, наблюдаемые у других
звезд. Поэтому задачей теории звездной эволюции явля
ется выяснение того, какие же из наблюдаемых состоя
ний звезд эволюционно связаны между собой. Такое
связывание отдельных звеньев в эволюционную цепь
должно, конечно, производиться на основании-той или
иной физической гипотезы.
Отдельные звезды
Внешними характеристиками отдельных звезд явля
ются три величины: масса Л4, светимость Л и радиус /?.
Кроме того, звезды могут отличаться друг от друга по
химическому составу. Это, однако, не значит, что сово
купность звезд есть совокупность, зависящая от трех
или более произвольных параметров. На самом деле
опыт показывает, что между этими параметрами сущест
вуют зависимости.
Для всех звезд, за исключением белых карликов,
имеет место эддингтоновское соотношение между массой
и светимостью. Для звезд данной массы дисперсия све
тимостей настолько мала, что это соотношение трудно
назвать корреляцией. Речь идет о почти строгой функци
ональной зависимости. Все звезды главной последова
тельности и звезды-гиганты ей подчиняются. Таким об
разом, остаются только два свободных параметра для
них: Л и /?. На самом деле между Ь и /? также сущест
вует корреляция, изображаемая диаграммой Рессела.
Согласно этой диаграмме звезды малой светимости (сла
бее абсолютной величины -т-2т) имеют сравнительно
малую дисперсию радиусов, в то время как дисперсия
радиусов для более ярких звезд огромна.
Среди звезд очень низкой светимости (абсолютная
величина слабее + 10т ) также имеется огромная дис
персия (белые карлики и красные карлики).
Ио если взять только звезды главной последователь
ности с абсолютными яркостями между -г-2'п и 10“ , то
можно сказать, что они образуют совокупность, завися
щую только от одного параметра — массы. Для них при
данной массе дисперсии радиусов и светимостей малы.
Поскольку все состояния этих звезд определяются од
ним параметром — массой, то последовательное и непре
рывное прохождение звезды через эти состояния долж
но быть связано с изменением массы.
Звезды же более яркие, чем +2'п , и более слабые,
чем +10"', могли бы испытывать непрерывные эволюци
онные изменения без заметного изменения массы, пере
ходя из одного класса в другой.
Однако нужно отметить, что мыслимы и скачкообраз
ные изменения. Например, мыслимы переходы звезды
типа Е главной последовательности в состояние белого
карлика без изменения массы. Но этот переход должен
неизбежно сопровождаться изменением яркости на ко
нечную величину, в короткий промежуток времени. Ина
че мы наблюдали бы среди звезд такой массы объекты
промежуточной светимости.
До сих пор принималось, что изменение массы звез
ды может происходить только в результате потери мас
сы, происходящей, в свою очередь, вследствие излуче
ния звезды. Однако эта потеря массы происходит нас
только медленно, что для заметного изменения массы
звезды требуется, чтобы излучение продолжалось в те
чение времени порядка Ю13 лег. Тем самым гипотеза о
значительном изменении массы при эволюции звезды
приводит к определенной величине продолжительности
процесса этой эволюции.
С другой стороны, имеется ряд весьма веских аргу
ментов в пользу того, что возраст всей пашей звездной
системы не превосходит 1010 лет. Эти аргументы будут
приведены далее. Укажем здесь только на один факт.
Известно, что в распределении звезд по галактической
долготе встречаются нерегулярности и неоднородности.
Эти неоднородности вызываются, вероятно, как неравно
мерностями в распределении звезд, так и неравномернос
тями в распределении темной материи. Между тем га
лактическая система находится в состоянии вращения
вокруг общего центра тяжести. Поэтому в результате
нескольких десятков оборотов должно было бы произой
ти полное смешение звезд (и космической пыли) и рас
пределение должно было бы стать равномерным по дол
готе, за исключением случайных флуктуаций как для
звезд, так и для темной материи. Этого пет. Следова
тельно, число оборотов, которое успела претерпеть Га
лактика со времени своего возникновения как звездной
системы, не может быть порядка больше десяти. По
всем данным период обращения в галактической систе
ме заключен между 2• 108 и 3-108 лет. Потому и возраст
Галактики по порядку не должен превосходить 3 -109 лет
ю
и во всяком случае 1010 лет. Как вероятную верхнюю
границу можно указать 2-Ю9 лет.
С другой стороны, данные геологии и минералогии
приводят для возраста Земли тоже к цифре порядка
2 • 109 лет. Считая, что возраст Земли является нижней
границей для возраста Галактики, мы приходим к зак
лючению, что вообще возраст галактической системы из
меряется сроком 2-109 лет.
Таким образом, возникают две противоположные кон
цепции: одна —• о «долгой шкале времени:? эволюции
порядка 1013 лет, другая —• о «короткой шкале» порядка
2 ■ 109 лет.
Если справедлива долгая шкала эволюции, то звез
ды в течение своего развития успевают сильно изменить
свою массу и перемещаются вдоль главной последова
тельности диаграммы Рессела от В к М.
Если справедлива короткая .шкала, то изменение
массы вследствие лучеиспускания незначительно. Эво
люция тогда будет сводиться либо к перемещению на
диаграмме Рессела по прямым постоянной светимости
(поскольку соблюдается соотношение масса — свети
мость), либо к скачкам из области «обычных» звезд в
область белых карликов (где нарушается соотношение
масса — светимость) или обратно.
Таким образом, для теории звездной эволюции фун
даментальным вопросом является выбор между долгой
и короткой шкалой времени эволюции. Для того что
бы осветить вопрос о правильности той или иной шкалы
времени, мы обратимся к рассмотрению звездных сис
тем, входящих в состав нашей Галактики, и прежде все
го к двойным звездам.
Двойные звезды
Двойные звезды представляют собой значительно бо
лее широкое поле для поисков эволюционных связей!,
чем одиночные звезды. Это следует уже из того, что вме
сто трех параметров Т, Л1 и /?, доступных наблюдению
и притом еще связанных между собой, имеется значи
тельно большее число их. Этими главнейшими парамет
рами являются Ь, М, К для главной звезды и для спут
ника, большая полуось орбиты а и полный вращатель
ный момент Н системы. Другие параметры, характеризу
ющие ориентацию орбиты в пространстве, для космого11
пин, вероятно, менее существенны. Однако удобнее вме
сто полного вращательного момента /7 рассматривать
эксцентриситет, вместе с массами и большой полуосью
определяющий величину тон части полного вращатель
ного момента, которая связана с орбитальным движени
ем и которая обычно близка к полному моменту.
Джинс указал на то, что среди звезд с определенны
ми орбитами число пар с эксцентриситетами между е и
в +
скоплении в Сота. Если мы применим теорему вириала,
то для его массы получим огромную цифру порядка
5000 Мг. В этом случае получается, что средняя масса
членов скопления превосходит половину Мг. Это значе33
ине массы только с большой натяжкой можно примирить
со светимостями членов скопления.
Вывод. Дисперсия скоростей в некоторых больших
скоплениях галактик столь велика, 'что они могут пред
ставлять собой распадающиеся системы.
Радиогалактики в Персее и Лебеде. Если мы при
мем сделанные выше выводы о совместном образовании
компонентов кратной галактики и о взаимном удалении
галактик в некоторых скоплениях и группах, то естест
венно заключить, что каждая группа непосредственно
после своего образования представляла систему более
тесп"ю. чем мы наблюдаем сейчас. При этом возможны
две гипотезы: а) галактики данной группы или кратной
системы образуются из единой аморфной массы, диа
метр которой по порядку величины не меньше диаметра
•средней галактики (несколько тысяч парсек); б) перво
начальное ядро галактики по неизвестным нам причи
нам телится на отдельные части, которые дают начало
самостоятельным галактикам, составляющим компонен
ты системы. В этом случае процесс деления должен про
исходить в небольшом объеме с поперечником, измеряе
мым парсеками или десятками парсек.
Части разделившегося ядра должны в начальный пе
риод удаляться друг от друга со скоростями порядка со
теп или даже тысяч километров в секунду. В противио^
случае их взаимное притяжение не может быть преодо
лено и получится несколько галактик с совмещенными
центрами, которые сольются в одну галактику.
Рассмотрим несколько подробнее вторую гипотезу.
Разделение ядра и последующее взаимное удаление
продуктов деления (новых ядер в уже существующей
галактике) должны вызвать весьма бурные нестационар
ные процессы, продолжающиеся в течение нескольких
десятков миллионов лет. Можно представить себе, что
новые ядра, прежде чем прийти в стационарные состо
яния. выделяют из себя вещество, которое, распростра
няясь. образует вокруг них оболочки, состоящие из
звезд и газа. Таким образом, мы приходим к представ
лению о том, что через первоначально существовавшую
галактику происходит движение молодых галактик, на
ходящихся в состоянии становления и быстро обрастаю
щих соответствующими оболочками.
Именно такую картину бурных нестационарных про
цессов мы наблюдаем в случае радиогалактик Лебедь
39
7 и
рсеп Л. Наличие интенсивного радиоизлучения
должно при этом рассматриваться как указание на про
исходящие бурные процессы столкновений масс меж
звездного вещества.
В обоих этих случаях мы наблюдаем огромные ско
рости взаимных движений. Так, галактика ПСС 1275'
(Персеи А) как бы состоит из двух галактик, движущих
ся относительно друг друга так, что разность лучевых,
скоростей,
определенная
Минковским,
достигает3000 км/с.
В случае радногалактики Лебедь А мы непосредст
венно наблюдаем два ядра внутри одной галактики. Мы.
не имеем данных, относящихся к скорости относительно
го движения этих ядер, однако очевидно, что они не мо
гут быть неподвижными относительно друг друга.
Таким образом, вторая из высказанных выше гипо
тез находится в соответствии (правда, грубом) с данны
ми о радиогалактиках Лебедь А и Персей А.
Что касается первой гипотезы, то пока трудно гово
рить о наблюдательных данных, которые бы соответст
вовали представлению о зарождении групп галактик изаморфного вещества. Наличие радиоизлучения нейтраль
ного водорода в линии 21 см, исходящего от скопления,
галактик в Сота, Северной Короне и Геркулесе, свиде
тельствует как будто о существовании больших масс
нейтрального водорода в этих скоплениях. Однако неяс
но, в какой степени эти массы независимы от отдельных
галактик. Еще более неясно, как межгалактическое ве
щество, излучающее в оптических длинах волн, связанос этим нейтральным водородом. Поэтому нет достаточ
ных данных для обоснования и развития первой гипоте
зы.
Необходимо отметить, что открытие радиогалактшс
дало повод к выдвижению гипотезы о столкновениях
прежде независимых друг от друга объектов. Учитывая,
что все радногалактики, т. е. галактики, дающие особен
но интенсивное радиоизлучение, являются сверхгиганта
ми с абсолютной величиной порядка —20, мы должны
отказаться от этой гипотезы, поскольку взаимные столк
новения карликовых галактик должны были быть гораз
до более частыми.
Вывод. Радиогалактики Персей А и Лебедь А пред
ставляют собой системы, в которых имело место деление
ядер, но полное разделение галактик еще не наступило.
40
Радиогалактика Дева Л = МСС 4486 = М87. Эта ра
диогалактика имеет в оптических лучах две особенности,
которые ее выделяют среди других эллиптических га
лактик: 1) наличие струи со сгущениями, которые испус
кают поляризованное излучение, и 2) наличие очень
.большого количества шаровых скоплений.
Тот факт, что струя исходит из центра, не оставляет
■сомнения в том, что мы имеем в данном случае дело с
выбросом из ядра галактики. С другой стороны, нали
чие поляризации излучения указывают на то, что меха
низм свечения если не полностью, то частично аналоги
чен механизму свечения Крабовидной туманности. От
сюда следует, что в сгущениях струи источником излу
чения являются не только звезды, ио и диффузное ве
щество.
С другой стороны, известно, что источники радиоиз
лучения сосредоточены непрерывно по всему объему га
лактики N00 4486.
Возможны два предположения: а) релятивистские
электроны были непосредственно выброшены из ядра га
лактики и б) из ядра выброшены объекты, которые яв
ляются источниками релятивистских электронов столь
высокой энергии, что их синхротронное излучение сос
редоточено в оптической области.
Ограничиться первой гипотезой невозможно, посколь
ку в этом случае нельзя будет понять сосредоточение оп
тического излучения в малом объекте сгущений. Поэто
му надо думать, что в самих этих сгущениях сосредото
чены источники, испускающие электроны высокой энер
гии.
Вывод. Наряду с делением ядер галактик в при
роде могут происходить процессы выбросов из ядер га
лактик относительно небольших масс. Эти выброшенные
массы могут п короткие сроки превращаться в конгло
мераты, состоящие из молодых нестационарных звезд,
межзвездного газа и облаков частиц высокой энергии.
Голубые выбросы из ядер эллиптических галактик.
Галактика N60 4486 не является единственной галакти
кой, в которой мы наблюдаем выброс вещества из ядра.
Особенно интересен случай галактики N60 3561 а. Эта
галактика имеет сферическую форму и истечение в виде
струи. Струя заканчивается сгущением, довольно ярким
па синем снимке и почти незаметным на красном. Рас
стояние до галактики N60 3561 а нам неизвестно. Од41
'
есьма осторожная оценка, основанная на сравиеи видимой величины голубого выброса с видимой ве
личиной 1ганболее ярких галактик того скопления, куда
входит .\СС 3561а, позволяет считать, что абсолютная
фотографическая величина выброса не слабее —14,5.
По своей абсолютной величине этот выброс представля
ет собой, по существу, карликовую галактику, ио види
мому, отделившуюся от ядра гигантской галактики.
Как известно, выброс, наблюдаемый в N60 4486, яв
ляется, хотя и в небольшой степени, тоже более голу
бым, чем основная галактика. Поэтому представлялось
целесообразным произвести поиски голубых объектов в
окрестностях других эллиптических галактик. Было най
дено примерно два десятка голубых спутников, как пра
вило, не связанных струею с главной галактикой и име
ющих отрицательный показатель цвета. Значительная,
часть этих объектов по абсолютной величине намного
превосходит обычные звездные ассоциации. Они могут
быть приняты за отдельные галактики.
Это не значит, что выбросы из центральных частей,
эллиптических галактик не могут быть желтыми или
даже красными. Однако выбросы с большими показате
лями цвета трудно отличить от слабых галактик отда
ленного фона.
В отличие от N00 4486 выбросы и спутники, о кото
рых здесь идет речь, проектируются уже за пределами
изображения наиболее яркой части соответствующе:': га
лактики, а иногда и довольно далеко — на расстоянии
нескольких радиусов основной галактики. Поэтому нуж
но считать, что в возрастном отношении эти объекты яв
ляются более старыми. Быть может, вследствие этого
мы не наблюдаем интенсивного радиоизлучения от них.
Вывод. В некоторых случаях выбросы из централь
ных частей эллиптических галактик имеют резко выра
женную голубую окраску. Независимо от того, является,
ли причиной голубого цвета наличие большого количест
ва ярких голубых звезд или фиолетовая непрерывная
эмиссия, эта особенность не может длительно сохранять
ся. Поэтому весьма вероятно, что обнаруженные голубые
выбросы и спутники являются весьма молодыми галак
тиками.
Перемычки и волокна, связывающие
галактики.
Большой заслугой Цвикки является то, что он обратил
внимание на существование двойных и тройных галак
42
тик, компоненты которых связаны между собой волок
нами или перемычками различной толщины. Согласно
Цвикки перемычки и волокна состоят нз звезд, выбро
шенных в результате прилива из данной галактики. Не
трудно видеть, что такая интерпретация не соответству
ет фактическим данным. В самом деле, волокна, соеди
няющие две галактики, иногда являются весьма тонки
ми. Между тем если даже предположить, что приливная
волна вырвалась как струя с поверхности данной галак
тики из узколокализованной области и поэтому должна
•была иметь сначала небольшую толщину, все же вслед
ствие наличия дисперсии скоростей она должна была бы
все более расширяться. Отношение толщины к длине на
конце струи должно быть порядка отношения дисперсии
•скоростей звезд к скорости истечения. Простые сообра
жения показывают, что скорость истечения, в свою оче
редь, не должна превосходить скорости удаления, выз
вавшей прилив галактики.
Ео многих системах соединяющая перемычка явля
ется продолжением спиральных рукавов. Поэтому пред
положение о приливном происхождении перемычек, по
существу, влечет за собой вывод о том, что спиральные
рукава также являются продуктом приливного взаимо
действия, причем было бы естественно распространить
это и на все остальные спиральные галактики, т. е. и на
те, которые не входят в пары или группы, связанные
между собой перемычками. Такой вывод, однако, мог
бы вызвать серьезные возражения/ Например, известно,
что в плотных скоплениях галактик, где приливные вза
имодействия более вероятны, спиральных галактик
■очень мало, например, в скоплении Сота. Наоборот, их
много в разреженных группах и скоплениях.
Поэтому представление о приливных взаимодействи
ях как причине образования волокон должно быть ос
тавлено. В свете высказанной выше идеи о делении га
лактик волокна следует рассматривать как последнее
звено, связывающее между собой уже разделившиеся и
значительно удалившиеся друг от друга галактики.
В ы в о д. Перемычки и волокна между галактиками
не являются следствием приливных взаимодействий.
Можно предполагать, что они возникают при взаимном
удалении двух или нескольких галактик, возникших из
одного ядра.
Галактики типа М 51. Наличие в спиральной галак43
тике ДА 51 спутника \’СС5195, находящегося на концеспиральной ветви, всегда казалось нам сильным дово
дом в пользу высказанного в предыдущем пункте пред
положения. По нашему мнению, тот факт, что спираль
ный рукав не продолжается пли почти не продолжается
за N605195, явл яется серьезным свидетельством про
тив предположения, что N00 5195 случайно проектиру
ется па экваториальную плоскость спиральной галакти
ки N00 5194. Такой же случай был найден моей сту
денткой Искударяи на картах Паломарского атласа.
Речь идет о двойной галактике N00 7752—7753. На фо
тографии в синих лучах спиральный рукав состоит из;
трех параллельных волокон, которые одновременно пре
рываются, достигнув спутника. Два волокна из трех на
правлены в центральную область эллиптического спут
ника, в то время как третье волокно, идя параллельно
первым двум, почти доходит до периферии эллиптичес
кого спутника и непосредственно перед достижением
спутника резко заворачивает к его центру.
Сходство между рассматриваемой двойной системой
и ДА 51 подчеркивается тем, что в обоих случаях при
приближении к спутнику кривизна спирального рукава
сильно уменьшается.
Таким образом, образование типа ДА 51 нельзя счи
тать результатом простого проектирования. Как былоуказано Б. А. Воронцовым-Вельяминовым, это один из
типов двойных галактик, в котором компоненты связа
ны между собой мощным спиральным рукавом, а не
тонким волокном. Это, по-видимому, частично обуслов
лено тем, что расстояние между компонентами, по край
ней мере на современной фазе развития системы, срав
нительно невелико.
Вывод. Существование галактик типа М 51 подтвер
ждает гипотезу о связи между процессом деления пер
воначального ядра и образованием спиральных рукавов.
Крупные сгущения в спиральных рукавах. Галактики
типа 8с и галактики с еще более разложившимися рука
вами часто содержат в своем составе яркие сгущения,
являющиеся богатыми звездными ассоциациями. Ассоци
ации горячих гигантов с абсолютной величиной —11 яв
ляются уже очень яркими объектами. Ио в отдельных
случаях галактики типа 8с содержат сгущения еще бо
лее высокой светимости. Сгущения, имеющие абсолют
ную величину около —14, уже могут быть сравнены с
44
отдельными галактиками. Иными словами, подобные
сгущения могут рассматриваться как спутники галак
тики, а подобная галактика — как некоторая кратная
система. Итак между обычными сгущениями в рукавах
и галактиками-спутниками пет резкой границы.
Галактика 1С 1613, являющаяся членом локальной
группы, имеет, как известно, на своей периферии об
разование, состоящее из целой совокупности О-ассоциаций. Это образование является своего рода сверхассо
циацией.
Такая же сверхассоциация, представляющая собой
целое созвездие О-ассоциаций, наблюдается на окраине
спиральной галактики 1С 2574. Подобные сверхассоциа
ции по своим масштабам вполне сравнимы с отдельными
галактиками и поэтому тоже могут считаться спутника
ми соответствующих центральных галактик.
Объекты, о которых говорится в настоящем пункте,,
являются в известной степени аналогами спутника М51,
но уже состоящими из крайнего населения I типа Баа
де. Эти объекты, очевидно, могли возникнуть только в:
результате отделения значительной и вместе с тем ком
пактной массы от первоначального центрального ядра.
Нам кажется, в частности, что существование сверхас
социаций рассмотренного выше типа невозможно объяс
нить, если допустить, что входящие в них звезды возник
ли из чисто газовых облаков. В самом деле, газовое об
лако столь больших размеров, отделившись от централь
ного ядра, должно было бы рассеяться вследствие эф
фекта дифференциального вращения по всему объему
галактики.
Вывод. Помимо случаев, когда спиральный рукав
соединяет данную галактику со спутником, состоящим из
населения И типа, имеются случаи, когда спиральный
рукав заканчивается спутником, представляющим собой
большой конгломерат объектов, относящихся к населе
нию 1 типа (сверхассоциацию).
О природе ядер галактик. Иаши сведения о ядрах га
лактик весьма скудны. Говоря о ядрах, мы имеем в ви
ду небольшие образования, обладающие диаметром в
несколько парсек, очень высокой поверхностной яркос
тью и находящихся в центре галактики.
Выше мы пришли к выводу, что ядра могут делить
ся, а также выбрасывать спиральные рукава и радиаль
ные струи, содержащие в себе сгущения. Одиако спои-
танное деление звездной системы, состоящей из одних
.лишь звезд, кажется динамически невозможным. Поэ
тому если ядра состоят только из звезд, то мы должны
-отказаться от развитых выше представлений о фунда
ментальной роли ядра в генезисе галактик и в деле
'формирования спиральных рукавов. Серьезная трудность
возникает из того факта, что плотность нейтрального
водорода в области ядра не превосходит плотность во
дорода во внешних частях (например, в рукавах) нашей
Галактики. Вследствие малого объема ядра это означа
ет совершенно ничтожное суммарное количество ней
тральноговодорода в нем. Между тем в некоторых слу
чаях мы наблюдаем истечение вещества из ядра почти
■непосредственно. Я имею в виду не только струи в
N00 4486 и N00 3561, но и истечение межзвездного во.дорода из центра нашей Галактики, открытое голландс
кими астрономами. Согласно сообщению Ван дер Холста
•скорость этого истечения составляет около 50 км/с. Мощ
ность истечения такова, что за промежутки времени по
рядка миллионов лет может быть выброшена масса по
рядка сотен тысяч масс Солнца. Таким образом, получа
ется, что поток водорода огромной мощности вытекает
из ядра, где его очень мало, по крайней мере в диффуз
ном состоянии.
Здесь мы имеем одну из самых больших трудностей
•в астрофизике, которая может быть преодолена только
путем изменения представления о ядре как звездной сис
теме.
По-видимому, мы должны отказаться от мысли, что
.ядра галактик состоят только из обычных звезд. Мы
.должны допустить, что эти ядра содержат весьма мас
сивные тела, которые не только способны разделиться
•на части, удаляющиеся друг от друга с большими ско
ростями, но могут также выбрасывать наружу сгустки
материи, имеющие массы, во много раз превосходящие
массу Солнца.
Новые тела, получающиеся в результате деления или
выброса, удаляются от объема первоначального ядра
■со скоростями, достаточными для того, чтобы преодо
леть притяжение к этому объему, и при этом выделяют
значительные массы газов, а также более плотные сгуст
ки. По истечении некоторого времени эти сгустки могут
прийти в квазиустойчивое состояние под влиянием соб
ственного притяжения, т. е. превратиться в звезды.
46
Не все превращения, о которых говорилось выше,
должны закапчиваться непосредственно вслед за обра
зованием спирального рукава или новой галактики. В’
некоторых случаях эти превращения могут запаздыватьвследствие перехода ряда отдельных осколков в своегорода метастабильные состояния, и лишь после опреде
ленного периода времени эти осколки превращаются в
звезды и газ.
Вывод. Имеются данные, свидетельствующие о воз
никновении новых галактик и спиральных рукавов за
снет вещества, заключенного в ядрах галактик. Эти яд
ра имеют малые размеры и высокую плотность. Пос
кольку такие процессы рождения звездных систем немогут происходить за счет звездного населения обычно
го типа, заключенного в ядрах, мы должны допустить,,
что ядра могут содержать значительные массы дозвездного вещества.
О повторении процессов возникновения компонентов
и рукавов. Многие спиральные галактики имеют слож
ное строение, свидетельствующее о том, что процессы
выбросов и истечений из их ядер имели место не один
раз и в разнос время. Так, например, спиральные ветви
нашей Галактики и население ее плоских подсистем
сконцентрированы около основной плоскости симметрии
Галактики. Однако Магеллановы Облака и слабый спи
ральный рукав, связывающий Облака с Галактикой, со
средоточены в совершенно другой плоскости. Поэтому
кажется, что космогонический процесс, ведущий к обрачованию спиральных рукавов, повторялся в нашей Га
лактике дважды.
Хотя в нашем распоряжении пет данных о простран
ственном расположении спиральных ветвей других га
лактик, тем не менее обзор изображений большого числавнешних галактик в проекции приводит к впечатлению,
что спиральная структура не всегда сосредоточена в од
ной плоскости. Это, в частности, касается галактик, об
ладающих внешней и внутренней спиральными структу
рами. В некоторых случаях их плоскости, по-видимому,
не совпадают. Если это так, то можно думать, что послевозникновения одной из спиральных структур ядро га
лактики, а возможно, и осколки, удаляющиеся от него,,
продолжают оставаться потенциальными центрами ак
тивных космогонических процессов. С другой стороны,
несомненно, существуют ядра, которые уже утратили
47
эту способность. Наконец, существуют галактики без
■ядер (как, например, галактики типа Скульптора), где
не может быть и речи о формировании новых структур
ных элементов. Такая градация интенсивности космого
нической деятельности, по-видимому, в какой-то степени
зависит от массы и светимости галактик. Галактикисверхгиганты должны обладать наиболее активными
ядрами. В таком случае понятно, почему радиогалакти
ки являются сверхгигантами. Тем не менее возможно,
что среди галактик одной и той же массы встречаются
• объекты, обладающие разной степенью активности.
О роли межзвездного газа. Как показывают радио
наблюдения в 21-сантиметровой линии нейтрального
водорода, межзвездный газ составляет заметную часть
массы спиральных галактик позднего типа, а также га.лактик неправильной формы. Сопоставляя это с тем,
что как раз эти системы особенно богаты О-ассоциациями, обычно делают вывод о возникновении молодых
звезд из межзвездного газа.
Однако нам кажется, что параллелизм между при
сутствием межзвездного газа и наличием О-ассоциаций
■сам по себе допускает две интерпретации: а) возникно
вение звезд из газа и б) совместное возникновение
звезд и межзвездного газа из дозвездных тел. Поэтому
наибольшую ценность должны представлять факты, ко
торые могут позволить делать выбор между этими дву:мя истолкованиями. Перечислим здесь некоторые из по
добных фактов:
А. Ассоциация, в которой находится двойное скопле
ние в Персее, расположена в области, особенно бедной
межзвездным газом. Об этом свидетельствуют как обыч
ные наблюдения с помощью небулярных спектрографов,
так и радионаблюдения нейтрального водорода. Между
тем эта ассоциация является одной из самых богатых
среди тех, которые обнаружены в нашей Галактике. Она
особенно богата звездами-сверхгигантами. Предположе
ние о том, что возникновение ассоциаций сразу привело
к исчерпанию газа, является искусственным. Более то
го, наличие очень ярких сверхгигантов, возраст которых
не превышает 10° лет, указывает на то, что формирова
ние звезд в этой ассоциации продолжается. А это совер
шенно несовместимо с гипотезой о возникновении звезд
из газа.
Б. Плотность межзвездного газа в Малом Магелла
-48
новом Облаке не меньше, а, пожалуй, больше, чем со
ответствующая плотность в Большом Магеллановом Об
лаке. Между тем Большое Магелланово Облако гораздо"
богаче ассоциациями и особенно ассоциациями, состо
ящими из звезд очень высокой светимости. Допустить,,
что в малом Магеллановом Облаке ассоциации еще не
успели возникнуть, нельзя. В самом деле, время, необ
ходимое для образования ассоциаций, должно быть са
мое большее порядка 107 лет. Между тем современноераспределение газа в Малом Облаке должно было су
ществовать не менее чем 108 лет. Более того, мы наблю
даем непосредственно некоторое число О-ассоциаций вМалом Облаке. Но они беднее звездами высокой све
тимости, чем большинство ассоциаций Большого Обла
ка.
В. Наблюдения показывают, что распределение ней
трального водорода в Галактике гораздо лучше кор
релирует с распределением классических цефеид, чем с
распределением О-ассоциаций. В частности, представля
ет интерес тот факт, что в Малом Магеллановом Облакеклассических цефеид особенно много. Поэтому несомнен
но, что происхождение классических цефеид так или
иначе связано с межзвездным газом. Если считать, чтозвезды возникают из газа, то это означает, что процесс
превращения газа в звезды в Малом Облаке идет ужедавно. Это делает еще более острым противоречие, ука
занное в предыдущем пункте.
Г. Мюнч обратил внимание на то, что в М 13 и в.
других шаровых скоплениях нашей Галактики имеются
отдельные голубые звезды высокой светимости. Между
тем на больших расстояниях от плоскости Галактики;
плотность межзвездного газа должна быть очень мала,,
в то время как дисперсия турбулентных скоростей долж
на быть очень велика.
Указанные факты противоречат гипотезе образова
ния ассоциаций из газа. Вместе с тем мы не хотим ска
зать, что они прямо подтверждают гипотезу совместно
го образования звезд и газа из протозвезд, имеющих со
вершенно иную природу. Однако общий параллелизм
между количеством газа и наличием ассоциаций сви
детельствует о генетической связи между ними. Поэто
му гипотеза о совместном возникновении звезд и меж
звездного газа является единственным остающимся вы
ходом.
49-
Вывод. Факты, относящиеся к межзвездному газу
ш ассоциациям, свидетельствуют скорее о совместном
• возникновении звезд и газа из протозвезд, чем о возник.новении звезд из газа.
■'К СТАТИСТИКЕ
ВСПЫХИВАЮЩИХ ОБЪЕКТОВ
■>(1009 г.)
1. Вспыхивающие звезды в Плеядах
Трудно переоценить значение работ .‘\ро по изучению
(вспыхивающих звезд в звездных агрегатах. Фактичес
ки ему удалось установить, что если изменения блеска
звезд типа К\\' Возничего характеризуют раннюю моло.дость звезды (грубо говоря, возраст до 107 лет), то
■вспышки типа V СеН соответствуют молодости звезды
.в гораздо более широком смысле, когда возраст ее не
(превосходит величину порядка 108 лет.
Ярким примером этого являются Плеяды, где к нас
тоящему времени уже открыто до 70 вспыхивающих
звезд. Остановимся вкратце на этом примере.
Покажем прежде всего, как можно пытаться оценить
полное число вспыхивающих
звезд в каком-либо
.агрегате на основе наблюдений, которые далеко ие дос
таточны для выявления всех вспыхивающих звезд.
Допустим, что наблюдения велись только некоторое
время I, в течение которого выявлены все вспышки с
.амплитудой большей, чем некоторая минимальная ам
плитуда е, выраженная в звездных величинах. Разу•меется. при этом речь идет о наблюдениях с определен
ным инструментом, мощность которого ограничивает ис
следуемую совокупность звезд некоторой величиной то.
На самом деле некоторые из вспышек, происшедших
за время наблюдений, могут остаться незамеченными, ио
мы можем ввести некоторое эффективное время, нес
колько меньшее, чем суммарная длина всех фотографи
ческих экспозиций. Точно так же предельная звездная
■величина различна для вспышек разной амплитуды, и
при большей амплитуде могут получаться вспышки
звезд, которые в минимуме не получаются па снимках
даже при больших экспозициях. Тем не менее можно
■говорить о какой-то эффективной предельной звездной
величине в минимуме, слабее которой вспышки не обна
руживаются. Сделаем еще два допущения: примем, что
последовательность вспышек каждой звезды носит ха. 50
рактср случайного стационарного потока событий, рас
пределенного по оси времени согласно закону Пуассона,,
и что средняя частота вспышек для всех вспыхивающих,
звезд агрегата одна и та же.
Если /V есть полное число всех вспыхивающих звезд,
в агрегате и х- — средняя частота вспышек у отдельной
звезды, то при указанных условиях математические ожи
дания чисел звезд, не испытавших за время I ниодной вспышки, имевших по одной вспышке и по две:
вспышки за тот же промежуток времени, выразятся со
ответственно формулами:
/?о = Л’е л1,
(1)
11 \ = А С ~
V/,
(2);ы=\'с.
(3).
Деля (3) на (2), получаем
Х1 = 2-Д.,
"1
(4).
х-/=
(5):
а деля (2) на (1),
/1о
Сравнивая (5) с (4), имеем:
по=
п12 .
2л2
(6)-
Формула (6) позволяет определить математическоеожидание числа не вспыхнувших звезд через матема
тические ожидания чисел звезд, вспыхнувших по одному
и два раза.
Заменяя приближенно математические ожидания чи
сел звезд, вспыхнувших один и два раза, реально наб
люденными числами таких звезд, мы получаем, такимобразом, практическую возможность найти число не
вспыхнувших вспыхивающих звезд, а прибавив сюда,
полное число всех обнаруженных за время I вспыхнув
ших звезд, мы получим оценку полного числа вспыхива
ющих звезд.
Согласно данным Аро к 1966 г. в Плеядах наблюда
лись вспышки у 60 различных звезд. Из них только по
одной вспышке наблюдалось у 52 звезд, а по две вспыш
ки — у 5 звезд. Подставляя эти числа вместо щ и п2 в(6), находим для числа вспыхивающих, у которых ненаблюдалось ни одной вспышки, лго = 260. Прибавив сю
51:
да полное число звезд, у которых наблюдались вспышки,
получаем для полного числа всех вспыхивающих звезд
Л'= 320.
С другой стороны, можно принять, что все эти звез
ды должны иметь видимую визуальную величину в
минимуме У> 13,25, так как самая яркая из обнаружен
ных вспыхивающих звезд имеет в минимуме 1/=13,3.
Число известных звезд Плеяд (включая и звезды, обоз
наченные Джонсоном и Митчеллом как вероятные чле
ны) ярче 1''= 13,25 равно 211. Так как они известны, их
■ суммарная масса может быть подсчитана прямо па ос
новании соотношения масса — светимость. Полная мас
са первых 211 более ярких членов Плеяд оказывается
■равной 262 Л4С. Поскольку общая масса Плеяд из ди
намических соображений оценивается приближенно в
■400 4'1 с. то получается, что полная масса всех членов
Плеяд слабее П= 13,25 должна быть порядка 140 Л4С.
Но в эти более слабые звезды должны входить все 320
вспыхивающих звезд.
С другой стороны, рассмотрим, какую среднюю мас• су следует приписать вспыхивающим звездам.
Для этого используем тот факт, что самая яркая из
вспыхнувших звезд имеет в минимуме видимую величи
ну 1/=13,3, а наиболее слабая, для которой наблюдалась
вспышка. 1/=19,5. Это означает, что абсолютные визу.альные величины обсуждаемых 320 вспыхивающих звезд
в их минимуме заключены между 7,8 и 14,0, что соответ
ствует интервалу значений масс от 0,6 Мг. до 0.12 МсПоскольку распределение вспыхивающих звезд по мас
сам неизвестно, то трудно оцепить среднее значение их
-массы. Однако арифметическое среднее приведенных
-предельных значений 0.36 Л4с не должно быть слишком
завышенной оценкой, так как функция светимости Пле
яд в этой области убывает. •
В таком случае для суммарной массы всех вспыхи
вающих звезд мы должны иметь значение около 120 Мс.
■Сравнивая это число с полученной выше суммарной
массой всех звезд слабее V— 13,25 и учитывая, что, ве
роятно, имеются еще вспыхивающие звезды слабее, чем
19,5 в минимуме, которые мы пока не наблюдаем и
которые, очевидно, не входят в полученное число А' =
= 320, приходим к следующему выводу: все звезды сла*бее видимой величины V = 13,25 в Плеядах или подавля
ющее большинство их являются вспыхивающими.
Этот вывод приобретает еще более твердую почву
■по следующим соображениям. Выше при выводе форму
лы (6) мы считали, что вспышки всех звезд подчииятотся закону Пуассона с одним и тем же значением па
раметрам, т. е. с одной и той же средней частотой вспы
шек. На самом деле эти частоты должны быть различ
ны. и можно представить некоторые данные в пользу
того, что они действительно различны. Легко показать,
что при наличии дисперсии значений V формула (6) при
ведет к меньшему значению п,„ чем реальное число
■вспыхивающих звезд, у которых не наблюдалось ни од
ной вспышки.
Поэтому реальное число вспыхивающих звезд до V =
= 19.5. вспышки которых еще не наблюдались, должно
•быть несколько больше, чем 260, а полное число их боль
ше. чем 320,
Учитывая все это. вряд ли можно допустить, что
больше, чем 10% всех членов Плеяд, более слабых, чем
\’'= 13.25, являются не вспыхивающими. Вполне возмож
но. что не вспыхивающими являются только некоторые
из более ярких звезд такого рода, например часть тех,
которые находятся в промежутке от У= 13,25 до У=14.
2. Проблемы, относящиеся к вспыхивающим звездам в
Плеядах
Из сказанного следует, что замечательные наблюде
ния Аро и его сотрудников не только установили нали
чие вспыхивающих звезд среди слабых членов Плеяд,
но и позволяют сделать гораздо дальше идущее заклю
чение: почти все, а может быть, и все звезды Плеяд
слабее И= 13,25 являются вспыхивающими переменны
ми.
Таким образом, вся задача дальнейшего изучения
слабых звезд в Плеядах в известном смысле перевора
чивается. В дальнейшем мы не столько должны быть за
интересованы в подтверждении многочисленности вспы
хивающих звезд, сколько в доказательстве существова
ния слабых членов, которые вовсе не вспыхивают.
Казалось бы. сделанный нами вывод о том. что прак
тически вес «слабые» звезды Плеяд, т. е. те. у которых
1/> 13.25, являются вспыхивающими, вполне естествен
ней. ибо физическая природа всяких двух звезд в Плея
дах, имеющих одинаковую светимость, должна быть оди53
какова,’ и если одна из них вспыхивает, то должна вспы
хивать и другая.
Однако на самом деле нельзя а рпоп отрицать воз
можность того, что вспышечная активность _у. звезд мо
жет носить сложный характер и быть периодической или
неправильной функцией времени. Например, можно бы
ло бы представить себе, что активность замирает на пе
риод в несколько лет или десятков лет, а потом снова
появляется на определенное время. Поскольку наблюде
ния вспышек ведутся всего несколько лет, то существо
вание звезд с временно погасшей активностью сказалось,
бы в наших расчетах так же, . как существование не
вспыхивающих звезд. Сказанное выше заставляет ду
мать, что либо такие промежутки замирания вспышечной
активности отсутствуют, либо они кратковременны и по
этому мало влияют на статистику, либо же таким свой
ством обладает лишь небольшое число слабых звезд.
Плеяд.
Другая проблема, вытекающая также из исследова
ний Аро, относящихся к ряду различных агрегатов, за
ключается в следующем. Из этих исследований следует,
что на более ранней стадии жизни скопления вспыхива
ли и более яркие, чем 1/= 13,25, звезды. Но как проис
ходит прекращение больших вспышек? Становятся ли
они более редкими или их средняя амплитуда уменьша
ется постепенно? Для ответа на этот вопрос необходимо
сравнить статистику вспышек звезд, непосредственно
примыкающих к пределу У = 13,25, т. е. звезд в проме
жутке 13,25—14,25, со статистикой вспышек более сла
бых звезд. Нам кажется, что это одна из важнейших,
проблем физики молодых звезд.
Наконец, отметим, что, применяя формулу (4), мы
можем из отношения чисел звезд, у которых вспышки
наблюдались дважды и однажды, определить V/ и от
сюда эффективную среднюю частоту вспышек, которая
оказывается порядка 10—3, т. е. средний промежуток
между двумя последовательными вспышками одной и
той же звезды порядка одной тысячи часов. Конечно,
речь идет при этом о вспышках с большой амплитудой
(>0 т ,6), которые только и могут обнаруживаться ме
тодом, примененным Аро (последовательные десятими
нутные экспозиции).
На самом деле, вероятно, частоты вспышек у звезд
с разной массой различны. По-видимому, частота испы
54
тывает вековые изменения в связи с эволюцией звезды.
•Представляется очень важным выяснить характер этих
изменений, что возможно лишь при сравнении звезд оди
наковой массы, но разных возрастов. Для этого, очевид
но. надо сравнить частоты вспышек в разных агрегатах.
Исходя из сказанного, мы можем утверждать, что
более полное исследование Плеяд в отношении вспыхи
вающих звезд, так же как и вспышек в других агрега
тах, является очень важной и актуальной задачей.
■О ПРОИСХОЖДЕНИИ ТУМАННОСТЕЙ
4 1982 г.)
С большим удовольствием и теплой симпа
тией автор посвящает эту работу академику
Дж. КСАНТАКПСУ.
1. Вводные замечания
Происхождение и эволюция звезд всегда привлекали
внимание астрофизиков. Намного меньше внимания бы
ло уделено проблеме происхождения и эволюции туман
ностей как отдельных объектов. В учебниках туманнос
ти часто рассматриваются в главах, посвященных «меж
звездной среде». Косвенным образом это создает впе
чатленне, что туманность — это нечто лишенное инди
видуалыюсти пли нечто вроде флуктуаций «межтуманностнон материи». В действительности же туманности
являются дискретными объектами, и их взаимные рас
стояния. как правило, намного превосходят их диамет
ры. Поэтому следует предположить, что они должны
быть взаимно независимыми.
Даже поверхностное изучение известных фактов от
носительно галактических туманностей достаточно, что
бы заключить, что:
а) наблюдения нам дают намного больше прямой и
богатой информации о динамических изменениях и фи
зических процессах, происходящих в туманностях, чем
в случае звезд, где наши надежды получить скромное
количество прямой информации о внутренней структуре
с помощью нейтринных потоков хотя бы для одной звез
ды пока еще не вполне материализованы;
б) изменения, которые имеют место в туманностях,
во многих случаях тесно связаны с какими-то перелом
ными точками в жизни некоторых звезд. Поэтому лю
55-
бой вывод о происхождении и эволюции туманностей мо
жет служить в качестве ценйой информации об эволю
ции и, может быть, даже о происхождении звезд.
Имея в виду эту связь между указанными двумя,проблемами, мы здесь постараемся дать краткий обзор
идей о происхождении туманностей.
2. Случай, когда туманность связана
лишь с одной звездой
•
Существует несколько классов туманностей болееили менее правильной формы, для которых та или иная,
форма связи с определенной звездой почти очевидна.
Решение проблемы происхождения для некоторых из.
таких классов туманностей с точки зрения современной
астрофизики можно считать почти тривиальным. Давай
те рассмотрим эти случаи:
а) В течение вспышки Новых мы наблюдаем образо
вание небольших расширяющихся туманностей вокруг
них. Они расширяются со скоростью около 1000 км/с, и
через несколько десятилетий расширяющаяся туманность
исчезает в пространстве, 'которое окружает Новую. Нет
сомнении, что туманность выброшена из звезды и состо
ит из вещества, принадлежащего прежде внешним слоям
звезды. Выброшенная масса обычно бывает порядка
10~5 /Ис;
б) Образование планетарных туманностей является
результатом выбрасывания внешних слоев их звездных
ядер. Образованный в этом случае туманный объект
намного более массивен й имеет массу между 0,01 /Ис.
и 0,1 Мс. Планетарные туманности тоже расширяются
в окружающем пространстве, однако они доступны наб
людениям в течение около 105 лет;
в) Остатки сверхновых (ОСН) — туманности, кото
рые образовались вследствие огромных звездных взры
вов. Считается, что их первоначальная масса приблизи
тельно порядка одной солнечной. Однако в' течение рас
ширения первоначальная масса часто увлекает окружаю
щее межзвездное вещество. Таким образом, масса рас
ширяющейся оболочки может расти чрезмерным обра
зом. Так иногда образуются туманности большой ■ мас
сы;
г) Теперь кажется совершенно определенным, что
кометарные туманности образовываются из вещества.
56
которое выброшено переменными звездами, находящими
ся в области, их «головы»;.
д) Некоторые звезды класса Вольфа-Райе (ВР)
•нашей Галактики окружены круглыми туманностями,
похожими на НОС 6888. Подобные случаи наблюдались
в Большом Магеллановом Облаке (БМО). Наблюдатель
ные данные, связанные как с этими звездами, так и с
•окружающими туманностями, подсказывают, что такие
туманности образуются из вещества, изверженного звез
дами ВР таким же путем, как ОСН образовались вслед
ствие взрыва сверхновой.
Рассмотренные выше пять случаев охватывают все
известные классы туманностей более или менее пра
вильной формы. Мы видим, что во всех этих случаях
эволюционные переходы материи между плотными
звездными телами и разреженным туманным состояни
ем идут в одном и только в одном направлении: плот
ное вещество — диффузное вещество.
3. Процессы в диффузных туманностях
Около 35 лет назад, когда мы начали исследование
звездных ассоциаций, на нас произвел огромное впечат
ление тот факт, что почти каждая ОВ-ассоциация со
держит одну или несколько диффузных туманностей.
Исходя из этого, был сделан вывод о том, что образо
вание групп молодых звезд должно происходить однов
ременно с образованием туманностей, поскольку сами
формы туманностей указывали на их неустойчивость и
молодость.
Тем не менее многие теоретики, исходя из идей клас
сической космогонии, поспешили из факта существова
ния молодых туманностей в звездных ассоциациях сде
лать заключение, что здесь мы являемся свидетелями
непосредственного преобразования массы туманностей в
молодые звезды.
Были предложены различные механизмы так называ
емого коллапса, но в то же время мы нуждались больше
в наблюдательных данных, чем в разработках моделей
конденсации вещества.
В результате применения новых наблюдательных ме
тодов (наблюдения водорода на 21 см, радионаблюде
ние молекул, инфракрасные наблюдения, наблюдения
тонких деталей с помощью интерферометра со сверх
57
длинным плечом) ускорилось накопление необходимых
данных. Были обнаружены некоторые качественно но
вые явления. Среди них: компактные Н II области, на
ходящиеся глубоко в холодных и темных частях туман
ностей, мазеры ОН и НгО, горячие области инфракрас
ного излучения. Было показано, что многие оптически
яркие эмиссионные туманности, которые окружают груп
пы молодых ОВ-звезд, расширяются со значительной ско
ростью. Например, в туманности Розетка вокруг скоп
ления N00 2244 скорость расширения доходит до20 км/с. Совершенно ясно, что такие случаи прямо про
тиворечат идее конденсации.
Однако позднее, когда было показано, что туманнос
ти в ОВ-ассоциациях содержат большие холодные об
лака водородных и других молекул и что градиент ско
рости в них, как правило, очень мал, научное мнение
снова склонилось в пользу процессов конденсации. Л от
крытие компактных областей ионизованного водоро
да внутри молекулярных облаков было расценено как
прямое доказательство процессов коллапса внутри мо
лекулярных облаков.
Истина же такова, что открытие компактных облас
тей ионизованного водорода в таких облаках может
служить лишь прямым свидетельством о процессах об
разования звезд, но отнюдь не является прямым свиде
тельством о процессах коллапса.
4. Инфракрасные источники
в диффузных туманностях
Согласно классификации Роуэна-Робинсона (1979)
все диффузные туманности принадлежат одному из
следующих двух классов:
а) холодные туманности без заметного инфракрасно
го излучения в области 1—20 мкм;
б) облака, которые содержат инфракрасный источ
ник (ИКИ) (или источники). Средние массы облаков
второго типа превосходят средние массы холодных обла
ков. Облака второго типа, как правило, находятся в
ОВ-ассоциациях.
Присутствие ПКИ очень часто совпадает с присут
ствием компактных Н II областей. В этих случаях есть
вполне естественное объяснение происхождения ПК из
лучения. Пыль в облаке полностью поглощает излуче58
нпс ОВ-звезды (звезд) и нагрета до температур в нес
колько сотен градусов.
.
Однако есть случаи, когда облако содержит ИКИ без
радиоконтинуума. Как известно, подобный континуум яв
ляется неизбежным последствием присутствия Н II об
ласти.
Приверженцами гипотезы коллапса эти случаи были
рассмотрены как области, в которых окружающее моле
кулярное облако вследствие коллапса образовало очень
молодую звезду, на которую все еще аккрецирует ве
щество. падающее из облака. Лучшим примером подоб
ного ПК источника может служить источник Клейнма
на — Лоу.
Наблюдения показали, что в обоих случаях (в при
сутствии или отсутствии компактной Н II области) ис
точник сопровождается мазером или группой мазеров (в
молекулярных линиях ОН или Н2О). Они были объясне
ны как следствие возбуждения газов инфракрасным из
лучением источника.
В конце 70-х годов многие теоретики были убеждены,
что дальнейшее детальное исследование объектов, по
хожих на область Клейнмана—Лоу в Орионе, даст в ре
зультате ясную картину процесса коллапса в молекуляр
ных облаках и образования звезд-коконов.
5. Новые наблюдательные данные
За последние три года были получены новые наблю
дательные данные, которые полностью изменили ситуа
цию, описанную выше:
а) Измерения профилей радиолиний СО инфракрас
ных источников описанных выше типов со значительным
угловым разрешением (десятки арксекунд) показали их
доплеровское уширение со скоростью 80—90 км/с и
даже больше. Это значит, что скорости по отношению к
центру масс объекта порядка 40 км/с. В случае паде
ния вещества при конденсации массы 103 А4с ожидае
мые скорости с трудом могут превысить 10 км/с.
В случае туманностей Клейнмана — Лоу профили
похожи на суперпозицию двух профилей: один показы
вает высокую скорость (плато шириной 100 км/с), дру
гой — низкую скорость (ширина 40 км/с);
б) В каждом случае дисперсия радиальных скорос
тей мазеров Н2О в таких ИК источниках и вокруг них
59
находится в хорошем согласии с шириной профилей СО
*
в областях инфракрасного излучения. Очевидно, что
это свидетельствует о тесной связи между системами
Н2О-мазеров и молекулярным потоком, уширяющим ли
нию;
в) В результате ряда высокоточных наблюдений по
средством интерферометров со сверхдлинным плечом
положений и определения собственных движений Н2Омазеров было установлено, что система мазеров внутри,
инфракрасной области Клейнмана — Лоу в туманности
Ориона и вокруг нее расширяется (Гензел и другие,
1981). Центр расширения был определен с достаточновысокой точностью.
В этой туманности есть две расширяющиеся группы
мазеров. Одна группа расширяется со скоростью
18 км/с, другая — со скоростью более 40 км/с. Это на
ходится в довольно хорошем согласии как с дисперсией
лучевых скоростей мазеров, так и с профилями линий:
СО.
Более запутанная картина для тангенциальных дви
жений была получена из аналогичного исследования
собственных движений Ы2О-мазеров в № 51-Главной.
Число НоО-мазеров здесь больше, и общий рисунок от
клоняется от картины радиального расширения. Тем не
менее вся область находится в энергичном движении, п
нет сомнений, что большие скорости стимулированы
процессами истечения. В любом случае модель коллап
са туманности кажется совершенно невозможной.
6. Оценка выброшенной массы
По оценке Гензела и других (1981), в случае исте
чения из Молекулярного Облака Ориона (МОО) интен
сивность выброса массы составляет около 10~3 Л1С за
год. В то же время продолжительность истечения, как
можно заключить из размеров туманностей Клейнмана —
Лоу, не меньше 2-Ю3 лет. Следовательно, полная масса,
выброшенная из центрального тела в течение процесса
истечения, должна превышать 2 Мс.
Первый важный вывод из этих наблюдений тот, что
Молекулярное Облако в Орионе (МОО-1) прирост мас
сы получает от тела, расположенного в инфракрасном
источнике П?С2.
60
Мы не знаем точного значения массы МОО-1. Однакс
Ю3 Мс нам кажется приблизительно правильным зна
чением этой величины. Сравнивая прирост массы вслед
ствие истечения, наблюдаемого в области туманности;
КЛ, с этой величиной, мы видим, что относительноеувеличение массы туманности сравнительно мало — око
ло 10-3 настоящей массы МОО-1.
Однако, если явление истечения повторимо, такой,
прирост может играть важную роль в образовании мас
сы МОО-1. Рассмотрим теперь свидетельства в пользу
повторности истечения.
7. Повторность выбросов
Согласно Доунсу и другим (1981) некоторые свой
ства, наблюдаемые в МОО-1 и \У51-Главной (широкиемолекулярные линии, присутствие мазеров), типичны;
для молекулярных облаков, содержащих инфракрасные
источники. Поэтому возможно, что наблюдения молеку
лярных линий в таких облаках с большим угловым раз
решением, так же как и определения собственных дви
жений находящихся там Н2О-мазеров, откроют в них
похожую кинематическую картину. И, поскольку боль
шинство ОВ-ассоциаций содержит диффузные туманнос
ти с инфракрасным ядром, это означает, что подобное
явление выбросов в течение большей части жизни ОВассоциаций в них сохраняется.
Так как продолжительность жизни ОВ-ассоциаций
составляет около 10" лет, мы можем считать с некото
рой уверенностью, что в течение 5-Ю6 лет продолжает
ся обогащение облаков, принадлежащих ассоциации.
Конечно, центр истечения может менять свое место,,
процесс выбросов может произойти из различных тел.
Но полный прирост массы облаков в ассоциациях завремя их жизни может дойти до 10' Мс.
Таким образом, мы можем предположить, что выб
росы из некоторых неизвестных источников, похожих натех, какие мы наблюдаем в МОО-1, могут играть важ
ную, если не сказать решающую, роль в формировании
рассматриваемых облаков.
Конечно, мы не знаем, какие звезды пли другие плот
ные тела являются источниками выбросов таких боль
ших масс. Но мы знаем, что бок о бок с явлением исте
чения в КЛ-подобных областях происходит выброс из
бк
,'ВР- и 0-звезд, которые наблюдаются в ассоциациях.
Количество вещества, которое выбрасывается О-звез,дой за год, по крайней мере на два порядка меньше,
■чем в случае КЛ-области, но зато больше продолжитель
ность выброса. Необходимо принять во внимание и то,
что в О-ассоциациях одновременно существует несколь
ко 0-звезд. Однако вполне возможно, что полное коли
чество вещества, привносимого О- и В-звездами в ту
манность, меньше, чем молекулярное истечение тина
КЛ. Другим источником массы туманностей является
•большое количество переменных звезд типа Т Тельца.
Может быть, даже интегральный выброс массы, обус.ловленный их деятельностью, больше, чем полная мас•са, выбрасываемая звездами типа ОВ.
Наш вывод таков: исходя исключительно из наблю
дательных данных, мы можем допустить, что большие
■туманности в ОВ-ассоциациях находятся в процессе рос
та. Они снабжаются массами, выброшенными плотными
телами, находящимися внутри них.
Существует ли необходимость в других факторах,
•образующих туманности? На этот вопрос мы не можем
.дать окончательного ответа. Однако обобщенная карти
на происхождения всех туманностей в Галактике из
•масс, выброшенных плотными телами, в настоящее вре■мя кажется более привлекательной, чем когда-либо.
’8. Общее происхождение звезд и туманностей
Целью настоящей статьи было показать, что мы мо
жем попытаться проследить происхождение диффузных
туманностей без умозрительных предположений и оста
ваясь на чисто наблюдательной почве. Возможность та
кого подхода связана с фактом, что каждая туманность
прозрачна для некоторых частот, которые мы имеем воз
можность использовать для наблюдений. В случае неко
торых туманностей правильной формы одни оптические
.наблюдения дают необходимые данные. Теперь радио
наблюдения в частотах молекулярных линий дают ре
шение для диффузных туманностей. Измерения мазеров
■ обеспечивают нас чувствительными данными о внутрен
ней кинематике туманностей в областях сравнительно
современного или сравнительно недавнего звездообразо
вания. Но мы не можем получить аналогичных данных
■о внутренней структуре и динамических процессах в
:32
звездах, которые находятся в процессе формирования.
Однако даже частичное решение задачи происхожде
ния туманностей содержит очень важную информацию о>
происхождении звезд. Первой и самой важной информа
цией является почти полное отсутствие свидетельств в.
пользу явления коллапса в туманностях. Вместо этого'
там встречаются явления выброса и сильных движении
большого количества вещества, имеющих место в облас
тях формирования звезд. Поэтому ясно, что процессы
образования звезд и туманностей идут вместе. Идея:
об их общем происхождении теперь кажется очень ве
роятной.
Во время наших исследований ОВ-ассоциаций нами:
было высказано мнение о том, что процесс образования1
звезд в ассоциациях продолжается в небольших груп
пах. Трапеция Ориона — одна из таких групп. Посколь
ку туманность Клейнмана — Лоу расположена очень близ
ко к этой кратной системе, создается впечатление, что>
здесь мы наблюдаем одновременный процесс образова
ния новой звездной группы и выброса туманной мас
сы из некоторого очень массивного тела. Возможно так
же, что сначала было выброшено туманное вещество, а
затем образовались звезды.
В обоих случаях должно было существовать неко
торое тело, из которого вырабатывается вещество звезд,
и выброшенная диффузная материя. Таким образом, мы
возвращаемся к идее протозвезд (Амбарцумян, 1948).
В середине этого столетия идея о массивных прото
звездах (пока еще не доступных для наблюдателей)
встретила мало симпатии среди теоретиков, которыепредпочитают продолжать создание моделей гравита
ционного коллапса. Целое поколение было вскормленопостроением этих моделей. Хотя идея коллапса произ
вела в свет большое число диссертаций о моделях кон
денсаций, она оказалась почти бесплодной в объясне
нии того, как образуются звезды.
СОДЕРЖАНИЕ
Космогония и современная астрофизика
.................................
8
'Звездные ассоциации........................................................................... 19
Об эволюции галактик..................................................................... 28
К статистике вспыхивающихся объектов
.
...
50
О происхождении туманностей......................................................... 55
Научно-популярное издание
АМБАРЦУМЯН Виктор Лмазаспович
ИЗБРАННЫЕ СТАТЬИ
Гл. отраслевой редактор Л. А Ерлыкин
Редактор И. Г■ Вирко
ЛАл. редактор С. С Патрикеева
Обложка художника /1. А. Астрецова
Худож. редактор Т. С. Егорова
Техннч. редактор А. М. Красавина
Корректор В. В. Коночкина
ИБ № 9644
Сдано в набор 07.07.88. Подписано к печати 17.08.88. Формат бумаги
81X108'..-. Бумага кн.-журнальная. Гарнитура литературная. Печать высокая.
Усл. не1-, л 3,36. Усл. кр.-отт. 3,57. Уч.-изд. л. 3.56. Тираж 30 561 экз. За
каз 1-18-’ Цена II коп. Издательство «Знание». 101835, ГСП, Москва, Центр,
проезд Серова, д. 4. Индекс заказа 884209.
‘Типография Всесоюзного общества «Знание». Москва. Центр. Новая пл , д. 3/4.
Последние комментарии
6 часов 27 минут назад
7 часов 2 минут назад
7 часов 55 минут назад
8 часов 30 секунд назад
8 часов 11 минут назад
8 часов 24 минут назад