Неправильная галактика Местной системы

Ю. Н. Ефремов

Немало загадок таит в себе крошечная галактика IС 1613. Известный американский астроном Вальтер Бааде посвятил ее исследованию многие годы и только в 1971 г. Аллан Сендидж завершил начатую Бааде работу.

В Местной системе галактик, включающей два десятка членов, только три гигантские галактики — туманность Андромеды, наша Галактика и туманность в созвездии Треугольника. К гигантским галактикам можно отнести и Большое Магелланово Облако. Остальные члены Местной группы — карлики, и самая маленькая среди них — неправильная галактика IС 1613.

С 1928 г. и до конца своей жизни (1960 г.) Вальтер Бааде неустанно исследовал эту галактику. И хотя существенные результаты были получены им еще в 30-х годах, Бааде их не публиковал, и лишь в небольшой главе своей книги «Эволюция звезд и галактик» коротко рассказал о некоторых из них.

В 1928 г. Бааде разрешил галактику на звезды, ярчайшие из которых имеют 17-ю величину. В 1932—1937гг. он систематически фотографировал IС1613 на 100-дюймовом рефлекторе и открыл в галактике 60 переменных звезд. Половина из них оказалась цефеидами. Это — звезды-сверхгиганты, видимые с громадных расстояний. Бааде определил периоды цефеид и построил для них зависимость период — светимость, Как известно, эта зависимость делает цефеиды наиболее надежным индикатором расстояния. Период цефеид легко определяется при достаточно большом количестве измерений блеска, а сравнивая светимость — абсолютную звездную величину—и видимую величину, можно получить расстояние.

С помощью 5-метрового телескопа можно наблюдать цефеиды в тридцати галактиках, но трудоемкие исследования цефеид, начатые Э. Хабблом еще в 20-х годах, продвигаются очень медленно. IС 1613 стала седьмой галактикой, в которой они изучены.

Оказалось, что зависимость период—светимость для цефеид IС 1613 имеет очень малый наклон.

Вероятно, по этой причине Бааде не торопился с публикацией. Он продолжал уточнять шкалу звездных величин, но закончили эту работу лишь в 1963 г. его сотрудники, И только в мае 1971 г. Аллан Сендидж опубликовал результаты исследований IС 1613, основанных на пластинках, которые получил Бааде, его оценках блеска переменных звезд и уточненной Сендиджем шкале звездных величин.

Эта галактика интересовала Бааде, прежде всего, потому, что межзвездное поглощение внутри нее и на пути к ней в пределах нашей Галактики очень мало. Следовательно, форма зависимости период — светимость и дисперсия вокруг ее средней линии будут определяться лишь особенностями самих цефеид.

Для 24 цефеид Сендидж построил кривые блеска в новой шкале звездных величин. Периоды этих звезд заключены между 146,35 и 2,87 дня. Период 146 дней необычно велик для цефеиды, лишь одна звезда в Малом Магеллановом Облаке (HV 1956, период 210 дней) и одна в туманности Андромеды (Н 42, 176,7 дня) имеют большие периоды. Принадлежит ли звезда к цефеидам? Этот вопрос немало занимал Бааде. Амплитуда, светимость, форма кривой блеска и ее стабильность согласуются с классификацией звезды как цефеиды. Экспонируя 14 часов (блеск звезды 17^m,5), Бааде смог получить ее спектр, который, по мнению А. Джоя, относится к сК 2. По линиям водорода М. Хьюмасон классифицировал звезду как F 5 — G, а «хорошо известно,— заключает Бааде,— что в максимуме блеска цефеиды имеют аномально сильные линии водорода и по ним получается примерно на 8 подклассов более ранний спектр, чем по металлическим линиям. Итак, во всех отношениях звезда ведет себя, как цефеида...».

Еще одна переменная звезда V 39 вызывала пристальный интерес Бааде. Ее период составляет 28,7 дня. «Я никогда еще не встречал таких зверей»,— восклицает Бааде. В самом деле, кривая блеска этой переменной выглядит как перевернутая кривая блеска звезды типа b Лиры. Симметричная кривая блеска со вторичным максимумом при фазе 0,5 никогда не наблюдалась у цефеид. Кроме того, звезда несколько ярче, чем обычные цефеиды того же периода, и очень красная. По-видимому, последнее замечание Бааде ускользнуло от внимания Сендиджа, которому очень хочется, чтобы звезда была цефеидой. Многочисленные попытки получить другой период (с которым, может быть, удалось бы вывести и более разумную кривую блеска) не увенчались успехом.

Когда астрономы не могут объяснить кривую блеска периодической звезды, они вспоминают о ее вращении. Действительно, вращение холодной звезды с горячими пятнами может дать кривую, похожую на кривую блеска V 39. Правда, тогда вторичный максимум вовсе не обязан быть посредине между главными, но это может быть случайностью. Бааде отмечал больший разброс точек вокруг этого максимума. Во всяком случае, кривая блеска загадочной звезды в IС 1613 несколько напоминает кривую недавно обнаруженной в Галактике переменной НK Lac с периодом 25 дней. Ее переменность объясняют вращением холодной звезды с горячим пятном.

Зависимость период — светимость, построенная Сендиджем, весьма необычна: слишком мала дисперсия зависимости и слишком мал ее наклон. А. Сендидж и Г. Тамманн недавно показали, что данные о цефеидах в туманности Андромеды, в Большом и Малом Магеллановых Облаках и в галактике NGC 6822 можно представить зависимостью период — светимость с одинаковым наклоном, существенно большим, чем для IС 1613.

Зависимость период — светимость для цефеид галактики IC 1613 (в синих лучах). Звездочкой отмечена переменная V 39, принадлежность которой к цефеидам сомнительна. Пунктиром показана зависимость, построенная Бааде. Она представляется формулой В = — l,518lgP + +22,422. Заштрихованная полоса— зависимость период — светимость, полученная Сендиджем и Тамманном. Ее наклон (коэффициент при lgP) близок к —2,8. По мнению Сендиджа, различие двух зависимостей можно объяснить наблюдательной селекцией. Не исключено, однако, что блеск цефеид максимальных периодов ослаблен поглощением

Если малый наклон зависимости для IC 1613 реален, то получается, что даже в галактиках одного типа светимость цефеид одинакового периода может быть различной, и цефеиды становятся плохим критерием расстояния.

Сендидж считает обе особенности следствием наблюдательной селекции и малого количества звезд. В IC 1613 есть дюжина звезд с периодом 2—9 дней, которые не учитывались при построении зависимости период — светимость, ибо в минимуме они слабее звезд, предельных для пластинок. А эти звезды увеличат дисперсию и несколько увеличат наклон зависимости. Нанеся на диаграмму период — светимость звезду V 39, Сендидж совмещает зависимость период — светимость, построенную Сендиджем и Тамманном, с зависимостью для IC 1613 и получает модуль расстояния 24,60.

Интерпретация Сендиджа не представляется убедительной. Уже говорилось, что V39 трудно считать цефеидой. Отсутствие звезд с большим периодом у верхнего края полосы зависимости период — светимость нельзя объяснить наблюдательной селекцией.

Можно предложить такую интерпретацию. Бааде отмечает, что обе цефеиды с максимальными периодами 146 и 40 дней находятся в сверхассоциации, богатой голубыми сверхгигантами и областями ионизованного водорода. Подсчеты звезд, как он пишет, показывают, что область близ ее центра еще совершенно непрозрачна. Хотя галактика в среднем прозрачна, цефеиды больших периодов, вероятно, расположены в областях с сильным поглощением, которое существенно ослабило их блеск, что и привело к малому наклону зависимости период — светимость. Предположение можно будет проверить, когда станут известны показатели цвета этих звезд. А до тех пор вопрос остается открытым.

Сверхассоциация сама по себе очень интересна. Ее диаметр 460 пс, находится она в северо-восточной части галактики и содержит почти все ее голубые звезды. «Я просто не мог понять,— пишет Бааде,— как господь ухитрился загнать все голубые звезды высокой светимости в один угол». На снимках в красных лучах вся эта область покрыта налагающимися друг на друга кольцами ионизованного водорода. В этих огромных перекрывающихся эмиссионных туманностях, как считает Бааде, продолжается звездообразование. В сверхассоциации нет красных сверхгигантов, что свидетельствует о ее молодости. Рядом с цефеидой, период которой равен 146 дням, в сверхассоциации видна ярчайшая голубая звезда (17-й величины) галактики. Абсолютная величина звезды меньше, чем в галактиках большей светимости. Ярчайшая красная звезда, напротив, имеет ту же самую светимость, что и красные сверхгиганты в других галактиках.

Слабые звезды II типа населения равномерно распределены в эллиптической области размером 5600 X 4500 пс, что вдвое больше размера IС1613, определяемого по ярким звездам. Неправильные контуры галактики создаются только яркими молодыми звездами, образовавшимися там, где еще сохранились газ и пыль. Любопытной особенностью 1С 1613 является полное отсутствие звездных скоплений. В таких неправильных галактиках, как Магеллановы Облака,— их многие сотни. Изучение этой странной галактики, несомненно, будет продолжено.

Земля и Вселенная, 1972, № 3