Рассеянные и шаровые звездные скопления


История

Рисунки звезд, которые видели древние жители Земли складывались в различные причудливые картины, которым присваивались звучные эпические имена. Туманность Андромеды, созвездие Кассиопеи, Большая Медведица и Гидра – это только малая часть названий, позволяющих судить о том, какие ассоциации вызывали сверкающие на темном полотне небосклона далекие удивительные светила. Считалось, что судьбы людей неразрывно связаны с взаиморасположением звезд, которые способны принести рожденному под ними как богатство, счастье и удачу, так и горечь, беды и разочарования.

Типы скоплений звезд

» Галактики » Типы скоплений звезд Большинство звезд входят в состав двойных и кратных систем, собираются в звездные скопления. Единичные звезды (как Солнце), встречаются довольно редко. Все звезды, входящие в скопление, имеют общее происхождение, связаны взаимным тяготением, в пространстве расположены неподалеку друг от друга, но в то же время они могут находиться на разных стадиях эволюции.

Звездные скопления бывают шаровидными и рассеянными. Для шаровидных скоплений характерна сферическая или несколько сплюснутая форма. Число звезд, входящих в одно скопление, может достигать нескольких миллионов, а их концентрация составляет несколько тысяч на 1 кубический парсек (пк). Диаметр шаровых скоплений может составлять от 15 до 200 пк.

В галактике Млечный Путь известно около 150 шаровых скоплений, хотя реальное их количество, предположительно, 400-600. Большинство шаровых скоплений концентрируются к центру галактики. Некоторые из них образованы миллионы лет назад, когда формировалась сама галактика, другие значительно моложе. Самые яркие звездные скопления, которые можно увидеть невооруженным глазом (из южного полушария Земли), названы омега Центавра (NGC 5139) и 47 Тукана (NGC 104).

Рассеянные звездные скопления встречаются намного чаще. В Галактике их известно около 1200, всего же около 20 тысяч. У рассеянных скоплений нет никакой правильной формы, их диаметр от 1,5 пк до 15-20 пк, скопления содержат от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд. Концентрация звезд составляет от 1 до 80 звезд на 1 кубический парсек. Большинство рассеянных скоплений концентрируются у плоскости Галактики и практически не заметны на фоне туманностей Млечного Пути.

Часто рядом с рассеянными звездными скоплениями встречаются остатки газопылевого облака, из которого они когда-то образовались. Возраст звезд варьирует от 1 миллиона до 5-10 миллиардов лет, поэтому в скоплениях встречаются и голубые и красные сверхгиганты, и гиганты, и цефеиды, и другие типы звезд. Наиболее заметны рассеянные скопления Плеяды и Гиады в созвездии Тельца.

В отдельную группу можно выделить звездные ассоциации – скопления молодых звезд, возраст которых не превышает нескольких десятков миллионов лет. Диаметр звездной ассоциации составляет 50-100 пк, количество звезд – несколько сотен. Взаимное притяжение в ассоциациях не настолько велико, чтобы группу звезд можно было назвать скоплением. По прошествии 10-20 миллионов лет звезды в ассоциациях настолько расходятся друг от друга, что перестают составлять общую группу.

Значение звездных скоплений для астрономии

Звездное скопление Мессье 7, снимок ESO

С развитием цивилизации мистико-поэтические представления о строении небесного свода существенно видоизменились и систематизировались, приобретя гораздо более рациональные очертания, но исторические звучные названия сохранились. Оказалось, что кажущиеся близкорасположенными звезды могут в реальности находиться далеко друг от друга и наоборот. Поэтому возникла необходимость создать звездную иерархию, соответствующую современным представлениям о мироздании. Так, в астрономической классификации появился термин «звездные скопления», объединяющий группу звезд, движущихся в своей галактике как одно целое.

Эти образования чрезвычайно интересны тем, что входящие в них светила, были образованы примерно одновременно и располагаются по космическим меркам на одном расстоянии от земного наблюдателя, что дает дополнительные возможности, позволяя сравнивать излучение от различных источников одного скопления без соответствующих поправок. Сигналы, поступающие от них, искажаются одинаково, что существенно облегчает работу астрофизиков, изучающих структуру и эволюцию звездных систем и Вселенной в целом, принципы формирования галактик, процессы звездообразования и их разрушения, а также многое другое.

Звёздные скопления и ассоциации

§ 25. Наша Галактика

Как вы уже знаете, число одиночных звезд меньше, чем звезд, составляющих двойные и кратные системы. Кроме того, в Галактике существуют различные по численности объектов и по своей форме скопления звезд.

    Звёздное скопление — группа звёзд, которые расположены близко друг к другу и связаны взаимным тяготением.

Различаются два вида звёздных скоплений: шаровые

и
рассеянные
.

В рассеянных скоплениях звёзд относительно немного — от нескольких десятков до нескольких тысяч. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца (см. рис. 1 на цветной вклейке XV). В том же созвездии находится ещё одно скопление — Гиады — треугольник из слабых звёзд вблизи яркого Альдебарана. Часть звёзд, относящихся к созвездию Большой Медведицы, также составляет рассеянное скопление. Практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути. Известно около 1200 рассеянных скоплений, но считается, что их в Галактике может быть в несколько десятков раз больше.

Шаровые звёздные скопления насчитывают в своём составе сотни тысяч и даже миллионы звёзд. Некоторые скопления, в частности М13 в созвездии Геркулеса (рис. 6.3), можно увидеть невооружённым глазом в особо ясную погоду вдали от крупных городов. Шаровые скопления распределяются в Галактике по-иному: большая часть расположена вблизи её центра, а по мере удаления от него их концентрация в пространстве уменьшается. В Галактике известно около 150 шаровых звёздных скоплений.

Различия двух типов скоплений касаются также их звёздного «населения». В состав рассеянных скоплений входят в основном звёзды, относящиеся (как и Солнце) к главной последовательности. В шаровых — очень много красных гигантов и субгигантов, главную последовательность представляют только самые маломассивные звёзды — красные карлики.

Звёздные скопления явились такими объектами, при изучении которых астрономы получили редкостную возможность осуществить своеобразный эксперимент. При проведении научных исследований задача нередко заключается в том, чтобы, изменяя какой-то один параметр (например, температуру) и оставляя все остальные неизменными, изучить, как этот параметр влияет на характер наблюдаемого явления. Для всех звёзд данного скопления последние две из трёх основных характеристик звёзд — массы, химического состава и возраста — можно (в первом приближении) считать одинаковыми. Очевидно, что эти звёзды не случайно оказались в одном месте, а скорее всего когда-то образовались все вместе из одного и того же вещества. Следовательно, наблюдаемое различие их свойств определяется только тем, что эволюция звёзд, различных по массе, происходит по-разному. Это намного облегчает задачу сравнения выводов теории внутреннего строения и эволюции звёзд с результатами наблюдений.

Оказалось, что среди хорошо изученных звёздных скоплений (их около 500) нет ни одного, для которого диаграмма «спектр — светимость» противоречила бы выводам теории звёздной эволюции.

Таким образом, различия скоплений двух типов объясняются, согласно современным представлениям, различием возраста звёзд, входящих в их состав, а следовательно, и возраста самих скоплений. Расчёты показали, что возраст многих рассеянных скоплений не более 1 —2 млрд лет, в то время как возраст шаровых скоплений значительно больше и может достигать 11—13 млрд лет.

Группировки наиболее молодых звёзд, не связанных гравитационно, получили название звёздных ассоциаций. Возраст некоторых из них не превышает миллиона лет. Ассоциации существуют недолго (по космическим меркам) — всего за 10—20 млн лет они расширяются настолько, что их звёзды уже невозможно выделить среди других звёзд.

Существование в Галактике звёздных скоплений и ассоциаций самого различного возраста свидетельствует о том, что звёзды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс звёздообразования продолжается и в настоящее время.

Виды звездных скоплений

Хаббл о звездных скоплениях

Звездные скопления принято делить на две большие группы: шаровые и рассеянные. Но время от времени эту классификацию пытаются дополнить, так как далеко не все выявляемые космические образования строго подходят под ту или иную категорию.

Шаровые скопления

Шаровые скопления, а их в некоторых галактиках насчитывается более десяти тысяч, – это старые даже по вселенским меркам образования, имеющие возраст свыше 10 миллиардов лет. Являясь, скорее всего, ровесниками Вселенной они могут многое рассказать ученым, сумевшим прочитать излучаемую ими информацию.

Галерея шаровых скоплений

Эти скопления имеют форму, близкую к сфере или эллипсоиду, и состоят из десятков тысяч звезд различной размерности – от древних красных карликов до молодых голубых гигантов, зарождающихся в самом скоплении при столкновениях населяющих его звезд.

Рассеянные скопления

Рассеянные скопления гораздо моложе шаровых – возраст таких звездных конгломератов обычно оценивается в сотни миллионов лет. Обнаружить их можно только в галактиках спиральной или неправильной формы, которые склонны к продолжению процессов звездообразования, в отличие, например, от эллиптических.

Галерея рассеянных скоплений


Рассеянные скопления значительно беднее звездами, чем шаровые, зато при их наблюдении можно разглядеть каждое светило в отдельности, так как они расположены на значительном расстоянии друг от друга и не сливаются на общем небосводе.

Рассеянные и шаровые звездные скопления

Более крупными коллективными членами Галактики, чем двойные и кратные звезды, являются рассеянные звездные скопления. Эти скопления содержат от не­скольких десятков до нескольких сотен звезд, самые крупные — до двух тысяч звезд. Термин «рассеянное» скопление вызван тем, что сравнительно небольшая чис­ленность звезд в таком скоплении не позволяет уверен­но очертить форму скопления; она может быть непра­вильной из-за случайностей группировки звезд внутри скопления. Примером рассеянного скопления являются Плеяды, которые можно наблюдать невооруженным гла­зом в наших широтах в осенние месяцы, когда они в вечерние часы видны высоко над горизонтом. Это — кучка слабых звезд в созвездии Тельца. Число видимых звезд в Плеядах зависит от остроты зрения наблюдате­ля. При отличном зрении можно насчитать семь звезд. Наблюдения в телескоп показывают, что Пле­яды содержат более сотни звезд, а также газовые туман­ности. В двойном рассеянном скоплении Персея около 600 звезд (как рождаются звезды, как живут и как умирают узнайте из публикации «Звезды в космосе — от рождения до смерти«, новейшие исследования).

У рассеянных скоплений характерный состав. В них редко встречаются красные и желтые гиганты и совер­шенно нет красных и желтых сверхгигантов. В то же время белые и голубые гиганты, хотя это и редкие звез­ды — непременные члены рассеянных скоплений. Здесь, чаще, чем в других местах Галактики, можно встретить и очень редкие звезды — белые и голубые сверхгиган­ты, т. е. звезды высокой температуры и чрезвычайно вы­сокой светимости, излучающие каждая в сотни тысяч и Даже миллионы раз больше, чем наше Солнце.

Рассеянные скопления имеют весьма характерную диаграмму цвет — светимость. В ней доминируют ввезды главной последовательности. Например, диаграмма, построенная для Плеяд, содержит только эвезды главной последовательности. Нет ни одного желтого или красного гиганта, нет субкарликов. Несколько сверхги­гантов являются голубыми и как бы венчают главную последовательность. В самой главной последовательности звезды группируются тесно в узкой полосе. В других рассеянных скоплениях эти особенности диаграммы цвет — светимость выражены слабее. Например, в скоп­лении NGC 6530 имеется несколько красных гигантов, и звезды менее тесно располагаются в главной последовательности, ее полоса не столь узка. Однако п Здесь бросается в глаза господствующее положение глав­ной последовательности. Мы можем сказать, что у рас­сеянных скоплений особый тип звездного населения, в котором звезды главной последовательности в большей степени преобладают над всеми остальными.

Рассеянные скопления располагаются очень близко к плоскости симметрии Галактики. Большинство из них лежит почти точно в этой плоскости. Если бы мы, оста­вив рассеянные скопления на их местах, убрали все другие объекты, входящие в состав Галактики, то остав­шаяся система рассеянных скоплений была бы чрезвы­чайно плоской. Она была бы еще более плоской, чем са­ма Галактика в целом.

Число занесенных в каталоги рассеянных звездных скоплений превышает в настоящее время тысячи. Но мы даже при помощи телескопов можем различать только относительно близкие рассеянные скопления. Далекие рассеянные скопления неразличимы, они недостаточно для этого богаты звездами. Поэтому число имеющихся рассеянных скоплений в Галактике на самом деле на­много больше тысячи и оценивается приблизительно в 30000. Если считать, что среднее число звезд в одном рассеянном скоплении составляет 300 или несколько больше, то общее число звезд, входящих во все рассеян­ные скопления Галактики, равно приблизительно десяти миллионам. Значит, поскольку в Галактике около ста миллиардов звезд, в рассеянные скопления входит только одна десятитысячная часть всех звезд Галактики.

Еще более крупными коллективными членами Галак­тики являются шаровые звездные скопления. Это очень богатые системы, насчитывающие сотни тысяч, иногда свыше миллиона звезд. Правильная форма скоп­ления, постепенное разрежение звезд от центра скоп­ления к его окраинам вызывают у наблюдателя ощуще­ние достигнутого системой покоя, равновесного состояния. Какие-то силы, управляющие этим огромным числом солнц-звезд, успели перемешать звезды, придать скоплению шаровую форму, распределить в нем звезды по определенному закону.

В центральных областях шарового скопления звезды расположены настолько тесно друг к другу, что их изо­бражения сливаются, и мы не можем различить отдельные звезды. Это не значит, ко­нечно, что звезды там соприкасаются друг е другом. Просто на фотографической пластинке звезда получает­ся не в виде точки, как это следовало бы, а в виде кру­жочка и для всех кружочков на фотографии не хватает места. На самом деле даже в -центральных областях ша­ровых скоплений расстояния между звездами огромны по сравнению с размерами самих звезд. Но все-таки там звезды располагаются значительно ближе друг к другу, чем, например, в окрестности Солнца. Поэтому если у Какой-нибудь звезды, находящейся близ центра шарового скопления, имеется планетная система с развитой Жизнью, то обитатели этих планет должны наблюдать значительно больше ярких звезд, чем мы на нашем небе.

Состав шаровых скоплений существенно отличается от состава рассеянных скоплений. Как мы уже указыва­ли, в рассеянных скоплениях много горячих бело-голу­бых звезд гигантов и сверхгигантов, но мало красных и желтых гигантов и вовсе нет красных и желтых сверх­гигантов. В шаровых же скоплениях, наоборот, очень много эвезд красных и желтых гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но очень мало бело-голубых звезд гигантов, и совершенно отсутствуют бело-голубые сверхгиганты. Как принято говорить, звездное население шаровых скоплений иного типа, чем звездное население рассеянных скоплений. Различия между рассеянными и шаровыми скоплениями проявляются буквально новеем. Например, в шаровых скоплениях много переменных звезд, а в рассеянных скоплениях переменных звезд очень мало. Но даже те переменные звезды, которые встречаются в рассеянных скоплениях, другие, нежели переменные звезды в шаровых скоплениях. Они значи­тельно больше излучают света в пространство и периоды изменения их блеска равны нескольким дням или десят­кам дней, тогда как шаровые скопления изобилуют короткопериодическими цефеидами с периодом изменения блеска меньше суток. В рассеянных скоплениях обычно много газа и пыли, в шаровых скоплениях газа вовсе нет, а пыль, если и имеется, то в очень малом количестве.

Результатом всех этих отличий в составе звезд является существенно иной вид диаграммы цвет —видимая звездная величина у шаровых скоплений, нежели у рассеянных.. Джонрон и Сендидж использовали телескоп с диа­метром объектива 5 м обсерватории Маунт Паломар; им удалось определить цвета звезд до 21-й видимой звезд­ной величины, что при расстоянии скопления около 14 кпе соответствует абсолютной звездной величине звезд + 5т,3. Богаче всего представлена последователь­ность желтых и красных гигантов, которая в верхней части диаграммы переходит в последовательность крас­ных сверхгигантов. Многочисленны также слабые звезды главной последовательности — в основном в той ее час­ти, которая расположена на диаграмме ниже и правее места, где начинается ветвь гигантов. Яркие звезды

главной последовательности отсутствуют. Но есть еще так называемая горизонтальная последовательность звезд с абсолютной звездной величиной около + 1тД На диаграмме у этой последовательности посередине имеется пробел, который на самом деле заполнен не приведенными на диаграмме, но имеющимися в шаровом скоплении коротконериодическими цефеидами.

Это различие весьма отчетливо и им в на­стоящее время пользуются в тех случаях, когда скопле­ние далеко, плохо наблюдается вследствие сильного меж­звездного поглощения света и содержит несколько ты­сяч звезд, так что неясно, богатое ли это звездами рас­сеянное скопление или, наоборот, очень бедное звездами шаровое скопление.

Шаровые скопления — это плотные системы, состоя­щие из большого числа звезд. Поэтому они резко выде­ляются среди других объектов Галактики и видны на очень больших расстояниях. К настоящему времени все­го открыто 132 шаровых скопления, входящих в состав нашей Галактики. Нужно думать, что будет открыто еще некоторое их количество.

Расположением в Галактике шаровые скопления так­же отличаются от рассеянных скоплений. В то время как последние очень тесно сосредоточены у плоскости сим­метрии Галактики, многие шаровые скопления значи­тельно отдалены от этой плоскости. Вся совокупность шаровых скоплений образует как бы сферическую си­стему, проникающую в Галактику и в то же время ок­ружающую Галактику

Если их изображать строго в мас­штабе, то шаровые скопления пришлось бы помечать на­столько маленькими кружочками, что они выглядели бы как слабые точки. Именно по этой причине на фотогра­фии галактики, мы не видим шаровых скоплений, хотя эта галактика, как и наша, окружена системой шаровых скоплений. Вследствие то­го, что шаровые скопления располагаются симметрично по отношению к центру Галактики, а Солнце находится далеко от него, почти все шаровые скопления должны наблюдаться в одной половине неба, в той, в которой находится галактический центр. Это своеобразное рас­пределение шаровых скоплений на небе впервые обнару­жил в 1918г американский астроном Шепли. До этого в астрономии господствовала точка зрения, что Солнце находится почти точно в центре Галактики. Но если Солнце находится в центре Галактики, то тогда нужно считать,, что совокупность шаровых скоплений сильно смещена в сторону от центра Галактики. Как указал Шепли, гораздо естественнее предположить, что с цент­ром Галактики совпадает центр совокупности шаровых скоплений, а Солнце, следовательно, находится не в центре Галактики. Определив направление на центр со­вокупности шаровых скоплений и расстояние до него, Шепли впервые указал, где находится центр наглей звездной системы. Эта открытие явилось сильным ударом по антропоцентризму ~ реакционному представлению о том, что человек занимает избранное, центральное место во Вселенной. Сначала наука показала, не за­нимает центрального положения в Солнечной системе, а теперь удалось установить, что и Солнечная система находится не в центре нашей звездной системы и даже расположена ближе к ее краю, чем к центру.

Если считать, что в каждом из известных шаровых скоплений в среднем имеется немного менее миллиона звезд, то общее число звезд в шаровых скоплениях со­ставит около 100 миллионов. Это только одна тысячная доля всех звезд Галактики.

Материалы по теме

yH5BAEAAAAALAAAAAABAAEAAAIBRAA7 - Звездные скопления и ассоциации

Эти образования считаются самыми молодыми во Вселенной и имеют возраст не более десятков миллионов лет. Гравитационные связи в них очень слабы и недостаточны для длительного поддержания устойчивости системы, а потому они должны неминуемо распасться за довольно короткое время.

Считается, что ассоциации не могли возникнуть путем гравитационного захвата пролетающих мимо звезд, а значит, последние родились вместе с ней и имеют примерно такой же возраст. По сравнению со скоплениями численность «ассоциированных членов» не велико и измеряется десятками, а расстояние между ними составляет до нескольких сотен световых лет. С научной точки зрения открытие подобных новообразований подтверждает теорию продолжения во Вселенной процессов зарождения новых звезд, причем не поодиночке, а целыми группами.

Промежуточные формы скоплений

Шаровое скопление M 68 имеет диаметр свыше 100 световых лет
В 2005 году астрономы обнаружили в Галактике Андромеды (М31) звездные скопления нового типа, которые по многим характеристикам похожи на шаровые скопления, хотя отличаются меньшей плотностью. Аналогов этим скоплениям (которые предложили назвать «расширенными шаровыми скоплениями») в Млечном Пути пока не обнаружено. Три скопления, обнаруженные в Галактике Андромеды, — M31WFS C1[11], M31WFS C2 и M31WFS C3.

Эти скопления, подобно шаровым, содержат сотни тысяч звёзд и схожи с шаровыми по звёздному населению. Но, в отличие от шаровых скоплений, они имеют гораздо большую протяженность — в несколько сотен световых лет, и гораздо меньшую плотность, поскольку расстояния между звёздами в них намного больше. Эти скопления имеют промежуточные свойства между шаровыми скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками[12].

Как образуются скопления такого типа, пока неизвестно, но их формирование вполне может быть связано с образованием обычных шаровых скоплений. Неизвестно, почему они имеются в Галактике Андромеды, но отсутствуют в Млечном Пути; также неизвестно, имеются ли подобные объекты в других галактиках, поскольку очень маловероятно, что M31 является единственной галактикой с расширенными шаровыми скоплениями[12].

Ещё одним типом скоплений выступают объекты, которые до сих пор были обнаружены только в линзовидных галактиках, таких как NGC 1023 и NGC 3384. Они характеризуются б́ольшими размерами по сравнению с шаровыми скоплениями, кольцеобразным распределением вокруг центров своих галактик и представляются достаточно старыми объектами[13].

Новые открытия

Шаровые скопления в гало галактики Андромеды

До последнего времени считалось, что шаровые скопления – самые старые звездные образования, которые ввиду возраста должны были утратить динамику внутренних вращательных движений и их можно рассматривать как простые системы. Однако в 2014 году исследователи из Института внеземной физики общества Макса Планка, возглавляемые Максимилианом Фабрициусом, в результате длительных наблюдений за 11 шаровыми скоплениями Млечного Пути установили, что их центральная часть продолжает вращаться.

Большинство современных теорий дать объяснение этому факту не в состоянии, а это означает, что если информация подтвердится, то возможны изменения как в теоретических аспектах знаний, так и в прикладных математических моделях, описывающих движение шаровых ассоциаций.

Как рождаются звездные скопления? Чем они отличаются, как расположены в пространстве нашей Галактики и каким образом определяют их возраст? Об этом рассказывает доктор физико-математических наук Алексей Расторгуев.

Звёздные скопления.

В настоящее время известно, что значительное количество звёзд в нашей Галактике не одиноки, а образуют системы из нескольких компонентов. Но помимо таких многократных систем существуют ещё и более обширные физические группировки звёзд, которые объединены некоторыми общими свойствами. Разберём подробнее эти обширные звёздные группы. В наиболее общем случае можно разделить на два типа – звёздные скопления и звёздные ассоциации; скопления, в свою очередь, подразделяются на шаровые и рассеянные.

Шаровые звёздные скопления

Это протяжённые (иногда свыше 100-150 световых лет в диаметре) звёздные скопления, имеющие, как правило, хорошо выраженную сферическую форму и характерно увеличивающуюся концентрацию звёзд к центру. Количество звёзд в таких скоплениях может доходить до миллиона, а пространственная концентрация звёзд в центре составляет от сотен до десятков тысяч звёзд в кубическом парсеке (куб с ребром длиной 3,26 световых лет), что очень много, учитывая, что в окрестностях Солнца в таком (и даже большем) объёме пространства может не быть вообще ни одной звезды.

В Млечном Пути на данный момент подтверждено порядка 160-ти шаровых скоплений, однако, в более крупных галактиках их больше, в частности, это касается гигантских эллиптических и сферических галактик, вроде М87 в Деве, где число шаровых скоплений достигает десятка тысяч и более. Шаровые скопления, находящиеся в нашей Галактике, расположены на небе не случайным образом, а концентрируются в созвездиях Змееносца, Стрельца (в направлении которого также находится центр Галактики), Скорпиона и вблизи них. Расстояния до этих скоплений очень велики – тысячи, десятки тысяч и даже сотни тысяч световых лет. В отличие от галактического диска, диаметр которого оценивается в 100 тыс. световых лет, галактическое гало, окружающее диск, простирается значительно дальше, именно в нём и рассредоточены шаровые скопления.

Возраст звёзд в шаровых скоплениях Млечного Пути весьма велик и сопоставим с возрастом самой Галактики, так что к настоящему времени там остались главным образом самые маломассивные звёзды спектральных классов F, G, K, М − как карлики, так и гиганты; а также остатки от уже проэволюционировавших звёзд – белые карлики и нейтронные звёзды. Межзвёздную среду в шаровых скоплениях заполняет очень разреженный горячий газ, но плотные газопылевые облака, которые являются местами образования новых звезд, отсутствуют, так что активного звёздообразования в таких скоплениях не происходит. В других галактиках, таких как Магеллановы Облака, встречаются шаровые скопления, имеющие в своём составе, в отличие от скоплений Млечного Пути, наоборот, молодые горячие звёзды и газопылевые облака.

шаровое скопление

Рассеянные звёздные скопления

Эти скопления не столь велики по размерам, как шаровые (обычно не больше нескольких десятков световых лет); число звёзд и их пространственная концентрация здесь тоже меньше, чем в шаровиках. Но в нашей Галактике такие скопления более распространены, чем шаровые (известно больше тысячи рассеянных скоплений). Некоторые рассеянные скопления находятся в относительной близости от нашей Солнечной системы (например, расстояние до скопления Гиады составляет 150 световых лет). Рассеянные скопления, в отличие от шаровых, расположены в плоскости галактического диска, где идёт интенсивное звёздообразование. Звёзды в таких скоплениях относительно молоды и где-то даже продолжают рождаться и сейчас. Потому в таких скоплениях, в отличие от шаровых, находится достаточно массивных ярких звёзд.

Из-за невысокой массы рассеянных скоплений, у них не создаётся достаточного гравитационного поля, чтобы стабильно удерживать звёзды миллиардами лет, как в шаровых скоплениях. Скорость движения многих звёзд в рассеянных скоплениях больше второй космической скорости для скопления. Так что в конечном итоге звёзды разлетаются по Галактике и скопление прекращает своё существование.

Рассеянное звездное скопление Плеяды

Звёздные ассоциации

Ассоциации, как и рассеянные звёздные скопления, являются группировками молодых звёзд, с тем различием, что ассоциации более разрежены и обширны. Размеры ассоциаций составляют сотни световых лет, но количество звёзд при этом, как правило, не больше нескольких десятков. Гравитационно между собой звёзды в ассоциациях не связаны, однако их объединяет общее происхождение из одного газопылевого комплекса.

В некоторых ассоциациях звёзды столь молоды, что ещё даже не вышли на главную последовательность. Это так называемые Т-ассоциации, состоящие из переменных типа Т Тельца. Мало и умеренно массивные звёзды, которые ещё не вышли из стадии протозвезды. Светят за счёт энергии гравитационного сжатия, и только готовятся выйти на главную последовательность. В основном же встречаются OB-ассоциации, которые, как нетрудно догадаться, состоят из нормальных звёзд спектральных классов O и B.

В. Грибков

Рейтинг
( 1 оценка, среднее 5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: