Становление фундаментальной концепции звездных населений также связано с исследованием ближайших галактик. В 1943 году В. Бааде обнаружил, что центральная часть М 31 состоит из таких же звезд, как старые шаровые скопления. Стало окончательно ясно, что в дисках и спиральных рукавах галактик «обитает» молодое население I, в коронах и центральных областях спиральных галактик, в шаровых скоплениях и эллиптических галактиках—старое население II. Через несколько лет Бааде выяснил, что спиральные рукава М 31 обрисовываются не только звездами высокой светимости, но и пылью, а также областями ионизированного водорода Н II. Изучая области Н II в нашей Галактике, В.Морган и его сотрудники получили в 1952 году первые надежные данные о локализации отрезков спиральных рукавов в окрестностях Солнца.
Исследование спиральных рукавов в ближайших галактиках подтвердило также, что гигантские молекулярные облака (состоящие в основном из молекул водорода) концентрируются в рукавах. Эти облака были обнаружены в нашей Галактике в 1975—1976 годах. И вплоть до 1981 года одни исследователи полагали, что молекулярные облака «равнодушны» к спиральной структуре, другие же считали, что они концентрируются в спиральных рукавах. И только детальное изучение спиральной структуры М 31 позволило доказать, что молекулярные облака столь же хорошо обрисовывают рукава, как и атомарный водород. Облака образуются в спиральных рукавах, а затем разрушаются под воздействием излучения родившихся в них 0-звезд. А так как масса газа, не израсходованного на формирование звезд, обычно существенно больше суммарной массы звезд, остающаяся после раз-лета газа звездная группировка оказывается гравитационно неустойчивой, чем и объясняется распад 0-ассоциаций — разреженных группировок молодых звезд.
Поиски градиента возрастов звезд в спиральных рукавах также имеют наибольшие шансы на успех именно в ближайших галактиках. Одними из первых попытались это сделать французские астрономы. В М 33 они нашли признаки градиента возрастов лишь в части южного спирального рукава, ближайшей к центру галактики. Эти признаки (преимущественная концентрация пыли и областей Н II у внутреннего края рукава) выражены довольно слабо, а нейтральный водород (Н I) оказался плотнее всего не у края, а близ середины рукава. Спиральные рукава М 33 состоят из довольно коротких обрывков, много звезд высокой светимости находится за пределами рукавов, поэтому главная роль в образовании спиральной структуры этой галактики должна принадлежать не волнам плотности, а дифференциальному вращению и эпидемическому звездообразованию.
Четкий спиральный узор заметен у галактики М31, но его детальное исследование долгое время представлялось мало перспективным. Из-за небольшого угла между плоскостью галактики и лучом зрения расшифровка ее спиральной структуры весьма трудна, и до сих пор продолжаются споры не только о числе рукавов, но. и об их ориентации относительно направления вращения галактики. По мнению автора, даже на фотографиях видно, что рукава отходят от ядра М 31 по часовой стрелке и, поскольку галактика вращается в противоположном направлении, спирали закручиваются. Это предположение подтверждается формой пылевых волокон близ ядра М 31 и распределением нейтрального водорода вдали от центра галактики. Во всяком случае, локализация многих отрезков рукавов в М 31 однозначна, и, следовательно, особенности их структуры можно сопоставить с предсказаниями волновой теории.
Анатомия спирального рукава.
В юго-западном «углу» галактики М 31 хорошо заметен отрезок спирального рукава, обозначенный Бааде как S 4. Он пересекает большую ось галактики на расстоянии 50' от ее центра. В этом рукаве действительно наблюдается последовательность возрастов, предсказываемая волновой теорией. Перед его внутренним краем видна .мощная пылевая полоса, с нею совпадает максимум плотности нейтрального водорода. В центральной и юго-восточной частях S4 наиболее яркие области Н II встречаются почти исключительно у внутреннего края рукава. Здесь, следовательно, сосредоточены самые молодые и горячие 0-звезды. Максимумы плотности атомарного и молекулярного водорода совпадают друг с другом, указывая места максимального сжатия газа. Молекулы водорода образуются в наиболее плотных и холодных облаках, и именно в молекулярных облаках выполняются условия, необходимые для звездообразования. Этот процесс начинается перед краем рукава, там, где плотность нейтрального и молекулярного водорода максимальная, а в зонах Н II на самом краю наиболее массивные звезды уже сформировались. Здесь сияют 0-звезды, возраст которых не превышает 10^6 лет. Дальше от края рукава зон Н II почти нет, так как при своем движении от края рукава 0-звезды успевают проэволюционировать и превратиться в нейтронные звезды или черные дыры. Градиент возрастов звезд в поперечном сечении спирального рукава S 4 удобнее исследовать на участке, где рукав разворачивается, то есть близ большой оси. Здесь луч зрения направлен почти точно вдоль рукава и расстояния звезд от его внутреннего края определяются увереннее. В этой области рукава S 4 автор статьи вместе с сотрудником кафедры астрономии Софийского университета Г. Р. Ивановым измерили видимые величины звезд на пластинке, полученной с 2-метровым рефлектором Национальной астрономической обсерватории НРБ. Зная расстояние до М 31 и учтя межзвездное поглощение света, можно от видимых звездных величин перейти' к абсолютным, а значит, найти светимости звезд. Спиральный рукав S 4 неоднократно фотографировал на 5-метровом рефлекторе Бааде, изучавший в 1950—1952 годах переменные звезды в М31. К счастью, среди переменных оказалось много цефеид. Для них существует зависимость период—возраст (по наблюдательным данным ее получил автор статьи в 1964 году), объясняющаяся тем, что более массивные звезды быстрее переходят в стадию цефеид и имеют больший период пульсаций. Изучив в какой-то области галактики распределение цефеид разных возрастов, можно восстановить здесь историю звездообразования на временном интервале от 10 (период пульсаций 50 дней) до 90 (период пульсаций 2 дня) миллионов лет назад.
В рукаве S 4 светимости постоянных звезд и периоды цефеид, максимальные для данного расстояния от края рукава, убывают с удалением от него. Это и есть градиент возрастов, ибо максимальные светимости звезд и периоды цефеид зависят от возраста. Какова же скорость вращения спирального узора (волны плотности) в М31? У внешнего края рукава S 4, на расстоянии примерно 2, 5 кпк от его внутреннего края, возраст самых молодых звезд около (2—2, 5)*10^7 лет. За это время звезды, родившиеся, согласно исходному предположению волновой теории, у внутреннего края рукава, успели его пересечь, поскольку их скорость превышает скорость твердотельного вращения спирального узора. Зная ширину рукава (2, 5 кпк) и время, затраченное звездами на его пересечение, можно оценить различие скоростей вращения спирального узора и звезд. Поскольку скорости звезд известны из наблюдений, можно теперь найти и угловую скорость вращения спирального узора в М31. Она составляет 10 км/с на 1 кпк. Эта величина может быть ошибочна на 50%, и все же она, пожалуй, самая надежная из существующих ныне оценок скорости вращения спирального узора в других галактиках. При этом ее значении радиус коротации в М31, на котором нет движения звезд относительно спирального рукава и не должно быть градиента возрастов, равен около 20 кпк. Примерно на таком расстоянии от центра галактики находится спиральный рукав S 6. В нем ярчайшие звезды занимают полосу шириной 100—200 пк, но находится она не у внутреннего края рукава, как в S 4, а посередине его, распределение звезд в поперечном сечении рукава S 6 симметрично. Градиента возрастов звезд в рукаве S 6 действительно нет. Вероятно, этот рукав существует лишь потому, что области звездообразования растягиваются дифференциальным вращением.
Спиральные рукава в м 31 и в галактике.
Итак, ситуация в центральной и юго-восточной части рукава S 4 в галактике М 31 полностью объясняется волновой теорией и современными представлениями о происхождении массивных звезд. В северной части рукава S 4 положение более сложное. Здесь находится гигантский комплекс звезд высокой светимости NGC 206, который уступает по яркости лишь центральной части М 31 и ее эллиптическим спутникам М 32 и NGC 205. Почему именно в этой области образовались самые массивные звезды? Плотность газа перед внутренним краем рукава близ NGC 206 гораздо меньше, - зоны Н II разбросаны беспорядочно, а не сконцентрированы около внутреннего края. Севернее NGC 206 рукав S 4 на значительном протяжении теряется вообще; точнее, локализации газа, звезд высокой светимости и пылевых прожилок становятся мало связанными Друг с другом. Именно эту область подразумевал Бааде, говоря, что спиральный рукав иногда ведет себя подобно хамелеону, превращаясь из пылевого в звездный и наоборот.
Особенности гигантского звездного комплекса NGC 206, расщепление близ него рукава S 4 и появление тянущихся к соседним рукавам перемычек не нашли еще полного объяснения. Возможно, все это связано с воздействием на спиральную структуру М 31 ее близкого спутника — эллиптической галактики М 32. Можно также предположить, что дело просто в большой массе этого комплекса, позволяющей ему почти не зависеть от условий в спиральном рукаве и даже, наоборот, влиять на них. Однако вполне понятно, почему к югу от NGC 206 спиральный рукав S 4 показывает столь ярко выраженный градиент возрастов. Скорость встречи рукава и набегающего на него газа тем больше, чем больше угол закручивания рукава ' и чем дальше рукав от радиуса коротации. В центральной части S 4 угол закручивания едва ли не максимальный в М 31 (около 25°, тогда как в среднем в М 31 около 10°), поэтому скорость набегания газа на него очень велика. На границе рукава возникает ударная волна, и плотность газа повышается в 10—30 раз, что весьма благоприятно для звездообразования, в первую очередь—образования массивных звезд, которых у внутреннего края S 4 особенно много. Резко выраженная волна плотности управляет звездообразованием в рукаве S 4, и вне этого рукава массивных звезд, в том числе цефеид, почти нет.