Звёздные скопления

Звездные скопления в астрономии[править | править код]

Основной источник раздела: Большая российская энциклопедия^[1]

ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕ́НИЯ – группы звёзд, связанных между собой силами взаимного гравитационного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкие возраст и химический состав. Количество звёзд в одном скоплении может составлять от 20–30 до нескольких миллионов. Обычно звездные скопления имеют плотное центральное сгущение (ядро), окружённое менее плотной корональной областью (короной). Диаметры звездных скоплений находятся в пределах от нескольких до 280 пк.

В отношении звездных скоплений нашей Галактики исторически сложилось их деление на рассеянные и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные звездные скопления относительно молоды и, как правило, содержат от десятков до тысяч звёзд, а значительно более старые шаровые звездные скопления – от десятков тысяч до нескольких миллионов звёзд. Поскольку шаровые звездные скопления богаты звёздами, они выглядят более правильными, шарообразными, тогда как рассеянные звездные скопления имеют более клочковатый вид (рис. 1 и 2). Примеры рассеянных скоплений – Плеяды и Гиады; примеры шаровых скоплений – М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.

Обозначения и наименования звездных скоплений не имеют определённой системы. Некоторые из звездных скоплений были открыты ещё до изобретения телескопа и поэтому имеют свои исторические имена, например Плеяды и Гиады, а также туманное пятнышко в созвездии Рака, известное как Ясли. В Яслях, удалённых от нас на 160 пк, самые яркие звёзды имеют блеск около 6,5 звёздной величины: лишь чрезвычайно зоркий глаз может их различить, и только на очень тёмном небе; зато в бинокль это скопление видно очень хорошо. Ещё несколько скоплений можно увидеть невооружённым глазом как слабые «туманные звёзды», но догадаться об их истинной природе до изобретения телескопа было невозможно. Есть и обратные примеры: в созвездии Волосы Вероники издавна известна россыпь слабых звёзд, давшая ему название. Хотя эти звёзды хорошо видны невооружённым глазом, тот факт, что звёздная россыпь в Волосах Вероники является не случайной группировкой на небе, а представляет собой единое скопление, был доказан лишь в 1915.

Большинство звездных скоплений обозначают номерами по какому-либо каталогу; часто одно звездное скопление имеет несколько обозначений. Например, яркое шаровое скопление в созвездии Геркулеса по каталогу Мессье обозначается как М13, а по Новому общему каталогу туманностей и звёздных скоплений (New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, NGC), опубликованному Й. Дрейером в 1888, это скопление обозначается как NGC 6205. Плеяды имеют свой номер в каталоге Мессье (М45), но их нет в каталоге NGC. Некоторые звездные скопления сначала были нанесены на карты как звёзды и получили соответствующие обозначения, лишь позднее им были присвоены номера по каталогам незвёздных объектов, например шаровые скопления 47 Тукана (NGC 104) и омега Кентавра (ω Cen, NGC 5139).

Рассеянные звездные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактической плоскости) и обладают небольшими скоростями относительно Солнца (в среднем 20 км/с). Среди них можно выделить концентрирующиеся к спиральным ветвям Галактики звездные скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 млн. лет назад), и звездные скопления промежуточного возраста (скопления диска), не показывающие связи со спиральными ветвями и слабее концентрирующиеся к галактической плоскости. Пока обнаружено и изучено немногим более 1500 рассеянных звездных скоплений, однако ещё многие тысячи их наверняка скрываются в удалённых областях Галактики, закрытых от нас облаками межзвёздной пыли. Все рассеянные звездные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики.

Шаровые звездные скопления в Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр которого совпадает с центром Галактики, сильно концентрируются к этому центру и характеризуются большими скоростями относительно Солнца (в среднем 170 км/с). К началу 21 века обнаружено около 160 шаровых скоплений. Незамеченными могли остаться лишь те, которые скрываются за пылевыми облаками галактического диска; но поскольку шаровые звездные скопления распределены по всей Галактике, а не только в её диске, таких необнаруженных скоплений должно быть немного. Расчёты показывают, что всего в Галактике не более 200 шаровых звездных скоплений. Обычно они бедны металлами, однако объекты, наблюдаемые в центральной области Галактики, богаче металлами, чем те, которые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы.

Важные сведения об эволюции звездные скопления даёт изучение диаграмм Герцшпрунга – Рассела. Для типичных рассеянных и шаровых звездных скоплений Галактики эти диаграммы существенно различны. У рассеянных скоплений на стадии главной последовательности находятся значительно более массивные звёзды, чем у шаровых. В некоторых рассеянных звездных скоплениях встречаются звёзды с массой до 15–20 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math] ([math]\displaystyle{ M_☉ }[/math] – масса Солнца). Эти наиболее яркие звёзды рассеянных скоплений имеют небольшую продолжительность жизни, что указывает на молодость самих скоплений.

В шаровых звездных скоплениях светимости подавляющей части звёзд малы. Эти звёзды находятся на стадии главной последовательности, их массы меньше 0,7–0,8 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math]. Наиболее яркие звёзды в шаровых звездных скоплениях – сравнительно немногочисленные красные гиганты, находящиеся на поздних стадиях эволюции (после ухода с главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, когда в ядрах звёзд уже закончились термоядерные реакции с участием водорода); их массы около 0,8 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math]. Интерпретация диаграмм Герцшпрунга – Рассела с точки зрения теории звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды шаровых звездных скоплений имеют возраст 12–14 млрд. лет, то есть они гораздо старше звёзд рассеянных скоплений.

Кинематические характеристики и пространственное распределение шаровых скоплений Галактики отражают особенности распределения вещества, из которого на ранней стадии существования Галактики возникли эти образования. В современную эпоху в Галактике звездные скопления возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газово-пылевых спиральных ветвей. При этом образуются сравнительно маломассивные звездные скопления. В некоторых соседних галактиках наблюдаются и весьма массивные молодые звездные скопления, подобные шаровым (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке).

Звездные скопления формируются в недрах гигантских облаков межзвёздного вещества из-за его гравитационной неустойчивости. Как правило, это происходит в наиболее плотной и холодной части облака – в его ядре. После того, как в формирующемся звездном скоплении появляются массивные звёзды, они разогревают окружающее облако и разрушают его. Вместе с остатками газа молодое звездное скопление покидают и наиболее быстро движущиеся звёзды, образуя звёздную ассоциацию. Остальные звёзды, сохранившие гравитационную связь друг с другом, образуют сравнительно долгоживущее звёздное скопление.

Понятие «ассоциация» ещё не вполне установилось. Советский астроном В. А. Амбарцумян считал, что ассоциации — это группировки звёзд определённых типов (OB-звёзд или звёзд типа Т Тельца), в которых нет или мало звёзд других типов, и поэтому плотность их меньше необходимой для гравитационной устойчивости группировки. В области типичных ассоциаций плотность вещества (газопылевого и звёздного) выше средней в диске Галактики. Однако после ухода газа из ассоциаций под действием излучения O-звёзд плотность вещества может стать недостаточной для устойчивости O-ассоциаций в поле приливных сил Галактики. Что же касается Т-ассоциаций, то высокие плотности и малые дисперсии скоростей звёзд в Т-ассоциациях указывают на их устойчивость. Советский астроном П. Н. Холопов отнёс термин «ассоциация» к молодым звездным скоплениям, погружённым в облака молекулярного водорода и пыли, находящимся на стадии формирования (см. Звездообразование). После окончания процесса формирования ассоциация, теряя газ и часть своих быстрых членов, превратится, скорее всего, в одно или несколько рассеянных звездных скоплений.^[2]

Под действием внешних и внутренних сил происходит динамическая эволюция звездных скоплений. Сближения между звёздами в ядрах скоплений приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате некоторые звёзды получают избыточную энергию и сразу покидают скопление или переходят в область короны, откуда позднее «испаряются» под действием гравитационных возмущений со стороны Галактики. Процесс разрушения звездного скопления усиливается под влиянием гравитационых «толчков» со стороны пролетающих мимо них массивных облаков межзвёздного вещества. Особенно сильны гравитационные «толчки» со стороны гигантских молекулярных облаков, массы которых достигают 10⁶ [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math]. Быстрее всего разрушаются звездные скопления с небольшим числом членов (рассеянные). Поэтому из старых звездных скоплений в нашей Галактике сохранились лишь самые массивные – шаровые.

Среди неярких членов молодых рассеянных звездных скоплений обычно наблюдаются орионовы и вспышечные переменные звёзды. Среди ярких звёзд в рассеянных звездных скоплениях иногда встречаются цефеиды. В некоторых шаровых звездных скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы. В ядрах двух десятков наиболее плотных шаровых звездных скоплениях. обнаружены рентгеновские источники. Их связывают с тесными двойными системами, имеющими в качестве одного из компонентов нейтронную звезду или чёрную дыру, окружённую аккреционным диском.

Наиболее близкие к Солнцу звездные скопления (например, Гиады), в собственных движениях членов которых наблюдаются явления перспективы (направления собственных движений при продолжении их на небесной сфере пересекаются в одной точке), называются движущимися. Движущиеся звездные скопления играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, так как расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрическим методом.

Звездные скопления доступны для изучения и в других, не слишком далёких галактиках. Так, в Магеллановых Облаках открыто около 2000 шаровых и рассеянных скоплений, в туманности Андромеды (М31) — около 350 шаровых скоплений и 400 рассеянных, а у гигантской эллиптической галактики М87 обнаружено около 4000 шаровых скоплений.^[2]

Необходимо отметить, что деление скоплений на шаровые и рассеянные в некоторой степени условно. Так, в Магеллановых Облаках наблюдаются скопления — шаровые по внешним признакам (форме, числу звёзд), но имеющие звёздный состав и возраст, характерные для рассеянных скоплений.^[2]

Характеристики наиболее ярких рассеянных звездных скоплений^[2]
Скопление	Количество звёзд	Расстояние от Солнца, световые годы	Размер, световые годы	Возраст, млн.лет
Плеяды	Более 450	414	20	50
Гиады	100	137	46	630
Ясли	320	520	65	400
h Персея	350	7300	78	10
хи Персея	300	7800	62	10

См. также[править | править код]