Облака Магеллана, хотя и невидимы на широтах значительно севернее экватора, были на протяжении столетий знакомы южным мореходам. Моряки XV века знали их под названием "Капские Облака" и считали полезными для навигации. К югу от экватора, где Полярная звезда все время находится под горизонтом и нельзя, найти яркой звезды для определения положения Южного полюса, Магеллановы Облака образуют с Южным полюсом почти равносторонний треугольник и таким образом служат грубым средством ориентации. Когда великий Фердинанд Магеллан осуществлял свое эпохальное кругосветное путешествие в 1518-1520 гг., во время которого он погиб на Филиппинах, использование Облаков для этой цели было обычным делом. Когда же корабль Магеллана вернулся в Европу, спутник Магеллана и официальный летописец путешествия Антонио Пигафетта предложил назвать Капские Облака Облаками Магеллана в качестве своеобразного увековечения его памяти.

          В темную ясную ночь вдали от городских огней наблюдатель может увидеть Большое Магелланово Облако, растянувшееся на 5°, т. е. примерно в 10 раз больше видимого диаметра Луны, в то время как Малое Магелланово Облако имеет видимый поперечник 2° (фото XXIV и XXV). Это, разумеется, лишь самые яркие части Облаков. На полученных с высокой чувствительностью фотографиях Большое Магелланово Облако прослеживается до диаметра 10°, а Малое Облако - до 6° и больше.

          Общий блеск двух Облаков, который из-за их большой протяженности и размытости довольно трудно измерить, очень велик. Если бы Большое Магелланово Облако (БМО) было сосредоточено в одной точке, то оно оказалось бы среди дюжины ярчайших звезд на небе. Малое Магелланово Облако (ММО) примерно в 4 раза слабее. Цвет обоих Облаков оказался весьма голубым из-за содержащегося в них большого числа очень ярких голубых звезд.

          Магеллановы Облака являются довольно типичными представителями своего класса - неправильных галактик с неразвитой структурой. Каждое Облако имеет ярчайшую часть и множество разных нерегулярно распределенных небольших фрагментов примерно одинаковой яркости. В БМО преобладает яркая длинная линейная структура, напоминающая бары, наблюдаемые в пересеченных спиральных галактиках. У ММО вместо бара имеется центральное ядро в форме топора. Правилом является асимметрия.

          Несмотря на неправильность, Магеллановы Облака не хаотичны. Оба Облака демонстрируют сравнительно хорошо организованные движения. В БМО, в частности, наблюдается регулярное вращательное движение, напоминающее движения в спиральных галактиках - таких, как Млечный Путь. Скорость вращения мала, что отражает малую общую массу галактики. Массы оцениваются примерно в 20 миллиардов солнечных для БМО и 5 миллиардов для ММО. Для сравнения, масса нашей Галактики оценивается в более чем 400 миллиардов масс Солнца. (Эти величины относятся к массам основных тел трех галактик - во всех случаях полная масса может сильно недооцениваться из-за большого количества невидимого вещества во внешних частях галактик.)

          В одном лишь БМО около 6500 звездных скоплений, а в ММО - почти 2000. Этот богатый набор скоплений включает удивительное разнообразие объектов: от больших групп из миллионов звезд до тусклых крохотных агрегатов из дюжины слабых карликовых звезд (фото XXVI). В действительности Магеллановы Облака демонстрируют еще более широкую гамму скоплений, чем наш Млечный Путь, что вначале привело к путанице при отнесении скоплений к разным типам.

          В нашей Галактике шаровые скопления обычно большие, очень старые и с пониженным содержанием тяжелых элементов, в то время как рассеянные скопления почти всегда небольшие, относительно молодые и по химическому составу похожи на Солнце. Диаметры шаровых скоплений свыше 100 световых лет, они, как правило, включают почти миллион звезд и выглядят как огромные яркие звездные рои, в то время как рассеянные скопления имеют диаметры всего от 2 до 10 световых лет, содержат самое большее несколько сотен звезд, и часто малозаметны, и поэтому обнаружить их нелегко.

          Опираясь на скопления Млечного Пути, Харлоу Шепли сначала подразделил скопления Магеллановых Облаков на два типа. Некоторые явно были шаровыми, но большинство казалось маленькими бедными рассеянными скоплениями. Однако одно наблюдение даже в 20-е годы сбивало всех с толку. Энни Кэннон в Гарварде исследовала спектры нескольких шаровых скоплений из списка Шепли и обнаружила, что некоторые из них гораздо голубее шаровых скоплений в Млечном Пути. В те время этот факт ставил астрономов в тупик, так как еще не был понят процесс эволюции звезд, но сейчас мы знаем, что спектры этих скоплений указывали на наличие горячих молодых звезд.

          Спустя десятилетия фотоэлектрические измерения цветов шаровых скоплений в Магеллановых Облаках преподнесли нам сюрпризы. Ярчайшие скопления, казалось, делятся на две группы: "нормальные" красные шаровые скопления и аномальные голубые шаровые скопления. После многих лет исследований астрономы сейчас признали в голубых шаровых скоплениях молодые скопления - большие и богатые, подобно шаровым скоплениям в Млечном Пути (фото XXVII). По возрасту их диапазон простирается от инфантильных объектом вроде гигантского скопления NGC 2100 (всего 20 миллионов лет) до скоплений среднего старшего возраста вроде NGC 1978 (около миллиарда лет - фото XXVIII).

          Трудности определения возраста более старых красных скоплений не были преодолены до установки в 70-х годах в Южном полушарии телескопов с диаметром зеркала от 3.6 до 4 метров. Только тогда оказалось возможным увидеть слабые непроэволюционировавшие звезды, которые надо пронаблюдать для получения надежной оценки возраста скопления.

          Красные скопления задали еще одну загадку. Когда для них были построены первые диаграммы цвет-светимость, оказалось, что детали некоторых диаграмм довольно необычны - последовательность звезд-гигантов у них менее крутая, чем обычно. Когда в 80-х годах стали внедрять высокоэффективные линейные приемники излучения вроде приборов с зарядовой связью (ПЗС), заменившие старые фотографические методы, ответ на загадку стал ясен. Многие из предполагавшихся нормальными шаровых скоплений на самом деле несколько моложе шаровых скоплений Млечного Пути, хотя и достаточно старые, чтобы выглядеть красными и немолодыми. Для таких хорошо изученных объектов как NGC 2231 в БМО и NGC 419 в ММО были получены возрасты в несколько миллиардов лет. Возрасты других скоплений все еще вычисляются (на обработку огромного объема данных, получаемого на современных больших телескопах при работе со скоплением из тысяч звезд с использованием высокоэффективных детекторов с высоким разрешением, уходят месяцы, а то и годы). Оказалось, что в Облаках обнаружено лишь небольшое число по-настоящему старых шаровых скоплений: в ММО одно - NGC 121, а в БМО около шести, хорошим представителем которых является NGC 2257. Большинство этих скоплений содержит переменные типа RR Лиры (1), как и шаровые скопления Млечного Пути, и для их возрастов получены значения около 15 миллиардов лет-они почти ровесники Вселенной. Оставшиеся из примерно 40 больших красных скоплений, по-видимому, являются более молодыми объектами. В отличие от нашей Галактики Магеллановы Облака были способны порождать гигантские богатые скопления вплоть до настоящего времени. По до сих пор не до конца понятным причинам в Млечном Пути такие скопления перестали образовываться примерно 15 миллиардов лет назад и с тех пор наша Галактика в состоянии производить лишь небольшие скопления, которые в течение миллиарда лет и меньше разрываются на части приливными силами или другими разрушительными эффектами.

          Скопления Облаков иллюстрируют драматические отличия этих двух неправильных галактик от нашей звездной системы. Магеллановы Облака представляют собой слабо связанные мед- ленно вращающиеся системы малой массы, не заключенные в пре- делах тонкого плоского слоя и, вероятно, не имеющие больших сферических гало из старых звезд, как наш Млечный Путь. В этом более <вежливом> окружении звездные скопления могут возникать и процветать так, как это невозможно в напряженной приливными силами среде нашей гораздо более массивной Галактики.

          Богатство и диапазон возрастов скоплений Магеллановых Облаков оказались очень полезными для теоретиков. Так как рассеянные скопления Млечного Пути довольно слабо населены, имея всего несколько (если таковые вообще имеются) звезд, проходящих последние стадии эволюции - стадию звезд-гигантов, то наши возможности сравнить теории звездной эволюции с реальными звездами ограничены отдельными участками диаграмм. С другой стороны, богатые скопления в Магеллановых Облаках дают много звезд на разных фазах стадии гигантов, которые расширяются, сжимаются и снова расширяются перед тем, как окончательно сколлапсировать, став невидимыми как белые карлики или нейтронные звезды. Таким образом, скопления в Облаках продемонстрировали нам то, что происходит в реальности, позволив сравнить теоретические расчеты с примерами, взятыми с натуры (рис. 25). Так как основные параметры - такие, как возрасты звезд, - выводятся из этих теоретических предсказаний, то очень важно проверить саму теорию. Мы хотим быть уверенными в том, что необходимые многочисленные предположения и приближения, входящие в подобную математическую теорию,

Рис. 20. Типичная кривая вращения галлактики растет от нулевого значения в центре до скоростей в 100 км/с и более во внешних частях

---

---

[ Оглавление] | [ Назад ] | [ Вперед ]