Далеко на южном небе, недостижимые для глаз оби­тателей северного полушария Земли, неуловимые для больших телескопов, которые построены и установлены в северном полушарии, находятся два замечательнейших объекта неба, два сокровища астрономии —Большое и Малое Магеллановы Облака.

Первое дошедщее до нас описание наблюдений Магел­лановых Облаков принадлежит Пигафетте, спутнику и историографу Магеллана в нервом кругосветном путешествии. Когда в 1519—1522 гг. корабли Магеллана шли по южным водам Атлантического, а затем Тихого и Индий­ского океанов, Пигафетта обратил внимание на стоящие высоко в небе, неуклонно сопровождавшие Экспедицию две сияющие туманности и описал их. Ничего подобного на северном небе не наблюдается.

Огромное значение Магеллановых Облаков для науки определяется тем, что это ближайшие к нам галакти­ки. Следующий сосед, система в Скульпторе, находится в два раза дальше. Кроме того, Магеллановы Облака — это галактики с чрезвычайно богатым и разнообразным соста­вом объектов. В этом отношения им принадлежит пальма первенства в Местной системе галактик. Система же в Скульпторе — значительно менее интересная галактика, лишенная звезд-сверхгигантов, звездных скоплений, га­зовых туманностей и других объектов, имеющих важное значение для изучения эволюции звезд и звездных систем. Ближайшими галактиками, сравнимыми по богатству состава с Магеллановыми Облаками, являются туманность Андромеды (NGC 224) и туманность Треугольника (NGC 598). Но они расположены в 10 раз дальше. А это означает, что при помощи 60-сантиметрового телескопа Магеллановы Облака можно изучать с той же подробно­стью, с какой изучают NGC 224 и NGC 598, используя гигантский 6-метровый телескоп. Какие же интересные сведения можно было бы получить, наведя на Магелла­новы Облака 6-метровый телескоп! Однако, как заметил один наблюдатель, «бог решил пошутить, поселив астро­номов в северном полушарии Земли, а Магеллановы Об­лака поместив на южном небе».

Страны северного полушария давно уже располагают 5-метровым телескопом и большим числом телескопов с диаметром объектива от двух до трех метров. А в 1976 г.

в Советском Союзе вошел в строй шестиметровый теле­скоп.

В южном же полушарии до последнего времени име­лось лишь два 180-сантиметровых телескопа. С их по­мощью в основном и наблюдали Магеллановы Облака. Лишь совсем недавно южное полушарие обогатилось, на­конец, 4- и 3,7-метровым телескопами. Пройдут годы, десяток лет, прежде чем эти телескопы внесут существен­ный вклад в изучение Магеллановых Облаков.

Многие объекты исследуются в Магеллановых Облаках даже успешнее, чем в самой нашей Галактике. Это свя­зано, во-первых, с тем, что наиболее интересные объекты Галактики лежат очень близко к ее главной плоскости, а так как и мы находимся около этой плоскости, то на­блюдениям сильно мешает поглощение света темной пылевой материей, которая тоже сконцентрирована у главной плоскости. Направления на Большое и Малое Магеллановы Облака составляют углы 33 и 45° с плоско­стью Галактики, поэтому поглощение света влияет очень слабо. Другим преимуществом Магеллановых Облаков яв­ляется возможность, сравнивая видимые величины их звезд, сравнивать и абсолютные величины, светимости. Такое сравнение возможно потому, что размеры Магелла­новых Облаков малы в сравнении с расстоянием до них и все звезды каждого Облака можно считать приблизи­тельно одинаково удаленными от нас. Это условие для звезд нашей Галактики, разумеется, не выполняется, а сколь важным может быть его значение, видно из сле­дующего исторического примера.

В 1910 г, Г. Ливитт (США), наблюдая цефеиды в Ма­лом Магеллановом Облаке, обнаружила, что долгопериодические цефеиды, имеющие больший блеск, имеют и больший период изменения блеска. Довольно точно вы­полнялось правило, согласно которому вдвое большему периоду соответствовала меньшая на 0m,6 видимая звезд­ная величина цефеиды. Так как для звезд в Магеллановых Облаках разность абсолютных звездных величин равна разности видимых звездных величин, То был уста­новлен физический закон — вдвое большему периоду у цефеид Малого Магелланова Облака соответствует мень­шая на 0m,6 абсолютная звездная величина, т. е. в 1,7 раза большая светимость. Впоследствии выяснилось, что этот закон является универсальным. Он справедлив для долгопериодических цефеид Большого Магелланова Облака, Галактики, туманности Андромеды и других галактик; Аналогичное соотношение было установлено и для короткопериодических цефеид. Открытая зависимость позволи­ло разработать новый метод определения расстояний, сыгравший большую роль в астрономии. Если нужно определить расстояние до звездного скопления или галак­тики, то достаточно обнаружить в этой системе цефеиду, пронаблюдать изменение ее блеска и определить период, затем по соотношению между периодом и абсолютной звездной величиной М определить последнюю. Нужно также измерить видимую звездную величину т, и тогда вычисляется неизве­стное расстояние r.

Насколько велико значение метода определения рас­стояний по цефеидам, можно судить по тому, что он стал основой определения расстояний до других галактик.

Если бы долгопериодические цефеиды не наблюдались в Магеллановых Облаках, то соотношение, связывающее их периоды и абсолютные звездные величины, удалось бы установить лишь значительно позднее, так как различие расстояний до долгопериодических цефеид Галактики мешает видимым образом проявиться этой зависимости.

Расстояние до каждого из Магеллановых Облаков, 46 кпс, лишь в полтора раза превосходит диаметр Галактики, а расстояние между Большим и Малым Облаками составляет около 20 кпс. Эти расстояния во много раз меньше, чем среднее расстояния между соседними га­лактиками вообще и даже чем средние расстояния между соседними галактиками в Местной системе галактик. Поэтому правильнее считать, что Галактика и Магелла­новы Облака образуют тройную галактику. Взаимное вли­яние в этой тройной системе, где Галактика должна считаться главным телом, а Магеллановы Облака спут­никами, прослеживается в том, что, как показывают ра­дионаблюдения, оба Магеллановых Облака погружены в общую оболочку нейтрального водорода и связаны допол­нительно между собой .водородным мостом, а водород, расположенный близ главной плоскости Галактики, обра­зует выступ, направленный в сторону Магеллановых Об­лаков. Из Большого Облака тянется в противоположную от Галактики сторону нечто вроде спиральной ветви и тогда должна быть аналогичная, неразличимая вследствие перспективы ветвь в сторону Галактики. Возможно, что Большое Облако и Галактика связаны между собой газо­вым мостом.

Большое Магелланово Облако имеет в поперечнике приблизительно 10 кпс У него сложная и разнообразная структура. Явно вырисовывается удлиненное тело, напоминающее перемычки у пересеченных спиралей. Имеется много мел­ких деталей, являющихся результатом группировок звезд сверхгигантов. В Большом Облаке доминирует звездное население I типа и оно изобилует выдающимися предста­вителями этого типа населения. В этом отношении Боль­шое Магелланово Облако превосходит даже область спи­ральных ветвей нашей Галактики. В нем очень много голубых сверхгигантов чрезвычайно высокой светимости. Французский астроном Вокулер насчитал в Большом Об­лаке 4700 сверхгигантов, каждый из которых излучает мощнее, чем 10 000 солнц, и именно здесь находятся ре­кордсмены по светимости среди известных нам звезд.

В таблице приводится список известных звезд наи­большей светимости в различных галактиках.

Мы видим, что чемпионом по светимости среди всех различаемых нами звезд (в далеких галактиках мы не можем различать отдельных звезд) является белая звезда НD 33579, находящаяся в Большом Магеллановом Обла­ке. Эта звезда называется также S Золотой Рыбки. Ее аб­солютная звездная величина равна—10m,1 и она светит приблизительно как миллион солнц. Если бы на месте ближайшей к нам звезды вместо а Центавра находилась HD 33579, то человечество на Земле было бы обеспечено дополнительным и более ярким, чем в настоящее время, ночным освещением. На этом расстоянии HD 33579 све­тила бы как пять лун. Таблица показывает; что по мощности звезд-сверх­гигантов на первом месте стоит Большое Магелланово Облако; наша Галактика и туманность Треугольника (NGC 598) среди близких галактик находятся на втором месте, а Малое Магелланово Облако, туманность Андро­меды (NGC 224) и NGC 6822 — на третьем.

Ввиду того, что все звезды Большого Магелланова Облака находятся практически на одинаковом расстоянии от нас, в этой системе удобнее, чем в нашей Галактике, определять относительную численность звезд различной светимости.

Подсчитав число звезд различной видимой звездной величины в одном из участков Большого Облака и зная расстояние, Теккерей получил результаты, представлен­ные в таблице

К сожалению, Теккерей смог подсчитывать только сверхгиганты и яркие гиганты. Если бы 5-метровый теле­скоп находился в южном полушарии, то подсчеты можно было бы распространить до звезд сM = +5m, т. е. таких, как наше Солнце. Это дало бы очень интересные сведения о звездном населении Магеллановых Облаков. Из резуль­татов Теккерея следует, что по мере уменьшения свети­мости сверхгигантов и гигантов число звезд этой свети­мости возрастает. Было бы интересно знать, до каких абсолютных, звездных величин распространяется эта закономерность. Достигается ли при некотором значении светимости максимальная численность звезд, после которого при дальнейшем уменьшении светимостей число звезд данной светимости уже уменьшается?                                                         ,

Размеры Малого Магелланова Облака при­близительно в четыре раза меньше, чем Большого — 2,2 кпс. Несмотря на сходство во внешнем облике, взаим­ную близость и, по-видимому, общность происхождения, в звездном населении Облаков обнаруживаются различия. В Малом Облаке I тип звездного населения представлен не так богато и представители его не являются столь вы­дающимися экземплярами, как в Большом Облаке.

Мы наблюдаем другие галактики сквозь нашу Галак­тику. Для определения характеристик отдельных звезд других галактик нужно уметь отличать, отделять их от проектирующихся на эти галактики звезд нашей Галакти­ки. Иначе, если мы примем слабую и близкую, находя­щуюся, например, на расстоянии 46 кпс звезду за звезду, входящую в состав Большого Магелланова Облака, рас­положенного в тысячу раз дальше, то светимость звезды будет преувеличена в 10002 — миллион раз. Так можно получить много фиктивных «сверхгигантов». Надежным способом оградить исследование от подобных ошибок яв­ляется определение лучевой скорости звезды. Если, на­пример, звезда, находящаяся в направлении Большого Магелланова Облака, имеет лучевую скорость, не очень сильно отличающуюся от лучевой скорости самого облака +280 км/с, а именно, если эта лучевая скорость лежит в интервале +250— +310 км/с, то, без сомнения, звезда принадлежит Большому Магелланову Облаку. Если звез­да принадлежит Галактике и лишь проектируется на Большое Магелланово Облако, то ее скорость не будет превосходить +60 — +70 км/с. В этом направлении дру­гие лучевые скорости, лежащие, например, в интервале о г +70 до +260 км/с, не встречаются.

Можно также использовать собственные движения. У звезд других галактик они всегда из-за очень больших расстояний равны нулю. Если у звезды обнаруживается собственное движение, это определенно звезда нашей Га­лактики. Для звездного населения I типа характерно присут­ствие больших газовых — водородных туманностей. И в этом отношении Большое Магелланово Облако, изобилу­ющее водородными туманностями, выделяется среди близ­ких галактик. В обоих Магеллановых Облаках насчитыва­ется 532 крупные газовые туманности, преобладающая часть из них входит в состав Большого Облака. Здесь же находится самая грандиозная из известных газовых ту­манностей — 30 Золотой Рыбки, имеющая в диаметре около 200 не и массу, равную массе 500 000 Солнц. Для сравнения укажем, что самая большая известная водо­родная туманность нашей Галактики имеет в диаметре 6 кпс и ее масса равна лишь 100 солнечным массам.

Очень много в Магеллановых Облаках звездных скоп­лений. Еще в 1847 г. Джон Гершель, ездивший специаль­но в Южную Африку, чтобы наблюдать Магеллановы Об­лака, насчитал в Большом Облаке 919, а в Малом Облаке 214 звездных скоплений и облаков диффузной материи. В настоящее время общее число; занесенных в каталоги рассеянных скоплений в Большом Облаке составляет 1600, а в Малом Облаке свыше 100. Все эти скопления по сво­им размерам и светимостям сравнимы с самыми богатыми рассеянными скоплениями нашей Галактики. Нужно ду­мать, что в Магеллановых Облаках имеется большое ко­личество еще не выявленных рассеянных скоплений меньших размеров и менее богатых звездами.

Шаровых скоплений, подобных шаровым скоплениям Галактики, открыто в Большом Облаке 35 ив Малом Облаке 5. Но обнаружены и новые объекты, каких в Галактике нет — шаровые скопления, содержащие мно­жество голубоватых и белых гигантов и потому имеющие белый цвет, в то время как так называемые «обычные» шаровые скопления, в том числе все шаровые скопления Галактики, располагают только красными гигантами и их цвет желтый — оранжевый. Эти шаровые скопления но­вого типа представляют большой интерес. Есть предполо­жение, что их возраст невелик, в то время как «обычные» шаровые скопления — старые образования. Нужно найти ответ на вопрос, почему в Большом Магеллановом Облатке имеются голубые шаровые скопления, а в Галактике их нет.

Магеллановы Облака изобилуют переменными звезда­ми различных типов. Только в этих двух галактиках, не считая нашей, можно в настоящее время наблюдать ц долгопёриодические, и короткопериодические цефеиды. Это обстоятельство, как мы увидим дальше, чрезвычайно важно для выработки правильных способов определения внегалактических расстояний.

Впервые вспышка новой звезды в Малом Облаке наблюдалась в 1897 г., а в Большом Облаке в 1926 г. К настоящему времени зарегистрирован уже не один деся­ток таких вспышек.

Богаты Магеллановы Облака и диффузной материей. Исследование приходящего от них радиоизлучения с дли­ной волны 21 см показывает, что водород в них не только сконцентрирован в отдельных облаках, но распространен и по всему объему галактик. В то время как в нашей Галактике водород составляет лишь 1—2%’ общей мас­сы, в Магеллановых Облаках его доля оценивается в 6%.

Пылевую материю в Магеллановых Облаках непосред­ственно наблюдать не удается. Прямое наблюдение материи в галактиках обычно возможно только в тех слу­чаях, когда сильно сжатые галактики мы видим с ребра или почти с ребра. Лишь в этом случае толща пылевой материи вдоль луча зрения настолько значительна, что обнаруживается явно. Поэтому для выявления пылевой материи в Магеллановых Облаках применяют оригиналь­ный способ, который впервые употребил Шепли. Подсчи­тывают число далеких галактик, наблюдаемых сквозь Магеллановы Облака, и сравнивают с числом галактик в соседних областях. Например, число далеких галактик, наблюдаемых сквозь центральную области Большого 06^ лака, приблизительно в 10 раз меньше, чем число галак­тик такой же видимой величины, наблюдаемых на такой же площади в соседней области неба. Это различие^долж-но объясняться тем, что в Большом Магеллановом Облаке имеется пылевая материя, ослабляющая свет далеких галактик. Поэтому более далекие и слабые из них стано­вятся невидимыми. Из того что число галактик при на­блюдении сквозь Большое Облако уменьшается в 10 раз, можно заключить, что находящаяся там пылевая материя ослабляет блеск всех объектов в среднем на 1m,7. Для срав­нения укажем, что согласно наблюдениям и произведен­ным расчетам блеск галактик, которые рассматривались бы сквозь нашу Галактику в направлении, перпендику­лярном к ее главной плоскости, ослаблялся бы в среднем только на 0m,7. По-видимому, и пылевой материей Боль­шое Облако богаче нашей Галактики. Поглощение света обнаруживается и в Малом Магеллановом Облаке.

Изучение Магеллановых Облаков показало единство, общность различных звездных систем. Все объекты — звезды различных спектральных классов, различных светимостей, переменные и стационарные, различные типы звездных скоплений, газовая и пылевая материя, все то разнообразие, которое поражает исследователя Галактики, находит свое место и в Магеллановых Облаках. Значит, законы, управляющие формированием звезд и звездных скоплений, в нашей Галактике и в Магеллановых Обла­ках одинаковы.

Приглашаем Вас обсудить данную публикацию на нашем форуме о космосе.