С самых древних времен человек обращал свой взор к небесам, где сияли недоступные, но манящие своей неповторимой красотой бесчисленные звездные скопления.
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.
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.
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.
Звездные ассоциации
По аналогии с политической и экономической сферами жизни небесные светила также способны создавать временные объединения, получившие в астрономии название «звездные 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.
Новые открытия
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.
Изучите звездные скопления Вселенной: описание, классификация, рассеянные и шаровые типы с фото и видео, список скоплений, возраст, каталог Мессье, разрушение.
– группа звезд с общим происхождением и гравитационной связью на определенное время. Это полезный инструмент для астрономов, так как помогают изучать и моделировать звездную эволюцию. Существуют два главных вида звездных скопления: рассеянные скопления (открытые) и шаровые скопления. Узнайте больше про звездные скопления галактики в интересном видео.
Астроном Алексей Расторгуев о роли гравитации во Вселенной, рассеянных и шаровых скоплениях и изучении истории галактик:
Типы звездных скоплений
Называют так, потому что отдельные звезды можно легко разрешить. Например, Плеяды и Гиады настолько близки, что отдельные звезды без проблем удается рассмотреть невооруженным глазом. Иногда их называют галактическими скоплениями, так как они расположены в пыльных спиральных рукавах. Звезды в открытом скоплении обладают общим происхождением (сформировались и одного и того же начального молекулярного облака). Обычно в скоплении вмещается несколько сотен звезд (могут достигать нескольких тысяч).
Звезды связаны гравитацией, но она довольно слабая. Скопление вращается вокруг галактики и на финальной стадии рассеивается из-за гравитационного контакта с более сильными объектами. Полагают, что Солнце появилось в открытом скоплении, которого сейчас уже нет. Поэтому это всегда молодые объекты. В Плеядах все еще заметна туманность, намекающая на недавнее формирование.
Открытые скопления наполнены звездами населения I – молодые и с высоким уровнем металличности. В ширине охватывают от 2 до 20 парсеков.
Рассеянные звездные скопления каталога Мессье
Другие известные рассеянные звездные скопления
Шаровые скопления галактик вмещают от пары тысяч до миллиона звезд, расположенных в сферической гравитационной системе. Они находятся в ореоле и представляют собою наиболее древние звезды – население II (развитые, но низкая металличность). Скопления настолько старые, что любая звезда (выше G или F класса) уже перешагнула главную последовательность. В шаровом скоплении мало пыли и газа, потому что там не формируются новые звезды. Плотность во внутренних областях намного выше, чем на участках возле Солнца.
В шаровых скоплениях звезды также разделяют общее происхождение. Но этот тип прочно удерживает объекты гравитацией (звезды не рассеиваются). Во Млечном Пути находится примерно 200 шаровых скоплений. Среди них можно вспомнить 47 Тукана, М4 и Омега Центавра. Хотя насчет последнего есть предположения, что это может быть карликовая сфероидальная галактика.
Шаровые скопления
Астроном Владимир Сурдин о видах звездных скоплений, ядре галактики и жизни на планетах шаровых скоплений:
Шаровые звездные скопления каталога Мессье
Другие известные шаровые звездные скопления
Возраст скоплений звезд
Звездные скопления невероятно ценны для астрономов, так как с их помощью можно определить возраст звезды и проследить за эволюцией.
У звезд открытых скоплений единое происхождение, поэтому у них сходится уровень металличности, а значит, все члены будут одинаково проходить по эволюционным этапам. Кроме того, они расположены на одном расстоянии, что также позволяет вывести абсолютную величину. Если же вы видите выделяющиеся яркие звезды, значит они намного светлее, чем их более слабые соседи.
С этой информацией ученые создают цифровые диаграммы для скоплений. Они отображают кажущуюся величину V на вертикальной оси относительно цифрового индекса B – V по горизонтали. При помощи спектрографического параллакса можно откалибровать диаграмму, чтобы вывести абсолютную величину.
Если построить для них диаграммы, то получим нижний график. Так как они находятся на разной удаленности, то он откалиброван до значений абсолютной величины.
На правой вертикальной оси заметна новая шкала. «Годы» – возраст скопления. Пара в Персее настолько молодая, что большая часть звезд пребывает на этапе главной последовательности. Плеяды немного старше и не располагают звездами, превышающими индекс цвета 0 (спектральный класс А0). Более массивные объекты уже перешагнули к гигантским ветвям. У М67 нет звезды горячее индекса цвета 0.4. Наибольшее значение имеет точка поворота на диаграмме, где скопление отключает главную последовательность. Чем ниже главная последовательность, тем старше скопление.
Шаровые обычно намного старше открытых, поэтому цветная величина на диаграмме демонстрирует более развитые звезды. Также они лишены объектов с большой массой. Этот момент проиллюстрирован ниже не примере М55.
Здесь заметна группа горячих звезд в главной последовательности выше точки выключения. Их называют синими отставшими. Ученые считают, что из-за высоких звездных плотностей в шаровых скоплениях, некоторые способны сливаться. Объединенная масса делает звезду более горячей и ярче, чем основная звездная масса. Звездные скопления - не вечные конструкции и они разрушаются. Изучите этот процесс на видео. Также воспользуйтесь картой звездного неба онлайн, чтобы найти скопления самостоятельно. Если не можете купить телескоп, то посетите нашу страничку с виртуальной моделью галактики Млечный Путь или рассмотрите фото из списка скоплений.
Разрушение звездных скоплений
Астроном Алексей Расторгуев о звездной динамике, времени жизни звездных скоплений и гравитационном потенциале нашей Галактики
В космическом пространстве звезды распределены неравномерно. В некоторых местах они образуют группы. Эти группы называются звездными скоплениями и ассоциациями – в зависимости от размеров и величины концентрации звезд.
Звездные скопления
Звёздное скопление
- гравитационно связанная группа звёзд
, имеющая общее происхождение и движущаяся в гравитационном поле галактики как единое целое. Некоторые звёздные скопления также содержат, кроме звёзд, облака газа и/или пыли.
Звездные скопления делятся на два типа - шаровые и рассеянные
. В июне 2011 года был открыт новый класс скоплений, который сочетает в себе признаки и шаровых, и рассеянных скоплений.
Шаровые звездные скопления
Так называются звездные скопления, отличающиеся от рассеянных скоплений бо́льшим количеством звёзд, чётко очерченной симметричной формой, близкой к сферической, и увеличением концентрации звёзд к центру скопления. На картинке в преамбуле показано шаровое скопление М13 в созвездии Геркулеса. Оно содержит несколько тысяч звезд. Концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений в 700-7000 раз больше, чем в окрестностях Солнца.
Первое шаровое звёздное скопление M22 было обнаружено немецким астрономом-любителем Иоганном Иле еще в 1665 году
. Но из-за несовершенства первых телескопов различить отдельные звёзды в шаровом скоплении было невозможно. Первым, кто выделил звёзды в скоплении, был Шарль Мессье
во время наблюдения шарового скопления M4. Затем шаровые звездные скопления начали активно изучать, и к настоящему времени в Млечном Пути обнаружено 152
скопления из предполагаемого общего количества в 180 ± 20. Считается, что эти необнаруженные шаровые скопления скрываются за облаками газ и пыли. Большинство шаровых звёздных скоплений в Млечном Пути находятся в непосредственной близости от галактического ядра и большее их количество находится на стороне астрономического неба по центру ядра.
К настоящему времени образование шаровых скоплений до конца не изучено и всё ещё остается неясным, состоит ли шаровое скопление из звёзд одного поколения, или же оно состоит из звёзд, прошедших через многократные циклы в течение нескольких сотен миллионов лет. Во многих шаровых скоплениях большинство звёзд находятся примерно в одной стадии звёздной эволюции, это указывает на то, что сформировались они примерно в одно и то же время. Но в некоторых скоплениях находятся различные популяции звёзд, например, шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке. Эти скопления возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием, то есть там, где межзвёздная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звёздообразования. К настоящему моменту не известны шаровые скопления с активным звездообразованием. Это согласуется с точкой зрения на них как на наиболее старые объекты в галактике, которые состоят из очень старых звёзд.
Шаровые скопления, как правило, состоят из сотен тысяч старых звёзд с низкой металличностью. В них отсутствуют газ и пыль, и предполагается, что они уже давно превратились в звёзды. Шаровые скопления имеют высокую концентрацию звёзд. Некоторые шаровые скопления, например, Омега Центавра в Млечном Пути, чрезвычайно массивны (несколько миллионов солнечных масс) и содержат звёзды из нескольких звёздных поколений. Это свидетельством того, что сверхмассивные шаровые скопления являются ядром карликовых галактик, поглощённых гигантскими галактиками. Около четверти шаровых скоплений в Млечном Пути, возможно, были частью карликовых галактик.
Возраст шаровых скоплений нашей Галактики приближается к её возрасту. В других галактиках (например, Магеллановых Облаках) наблюдаются и относительно молодые шаровые скопления.
Рассеянные звездные скопления
Это такие скопления, в которых, в отличие от шаровых, содержится сравнительно не много звёзд, при этом скопление часто может иметь неправильную форму. В нашей и подобных ей галактиках рассеянные скопления являются коллективными членами галактики. Некоторые подобные скопления известны с глубокой древности, например,. Другие были известны как нечеткие туманные пятна, лишь с изобретением телескопа удалось разделить их на составляющие их звёзды.
Рассеянное звездное скопление Плеяды (М45)
имеет и другие названия: Семь сестер, Стожары
(русск.), Хима
(в Библии и Торе). Это скопление находится в созвездии Тельца
, является одним из ближайших к Земле и одним из наиболее заметных для невооружённого глаза звёздных скоплений. Плеяды хорошо видны зимой в северном полушарии и летом в южном полушарии (кроме Антарктиды и её окрестностей). Давно было известно, что Плеяды - это физически связанная группа звёзд, а не разноудалённые от Земли звёзды, которые случайно оказались рядом на небесной сфере. Священник Джон Мичелл в 1767 г.
вычислил вероятность случайного совмещения такого количества ярких звёзд на таком маленьком участке неба. Эта вероятность оказалась равна 1:500000, и он высказал предположение, что Плеяды, как и другие звёздные скопления, должны быть физически связаны. Это подтвердилось, когда были проведены первые измерения относительной скорости их звёзд: оказалось, что их собственные движения очень близки, что указывает на их гравитационную связанность. Звёздное скопление Плеяд имеет около 12 световых лет в диаметре и содержит около 1000 звёзд. Из них многие являются кратными, т.е. общее число звёзд скопления около 3000. Преобладают там горячие голубые звёзды. Невооружённым глазом можно увидеть до 14 из них.
В Плеядах много бурых карликов, есть несколько белых карликов.
В связи с тем, что Плеяды хорошо видны невооружённым глазом, они часто упоминаются во многих культурах - как древних, так и современных.
Звездные ассоциации
Звездные ассоциации – это группировки гравитационно несвязанных звёзд или слабо связанных молодых (возраст до нескольких десятков миллионов лет) звёзд, объединённых общим происхождением. Именно отсутствием гравитации и отличаются они от звездных скоплений.
Звёздные ассоциации обнаружил В. А. Амбарцумян в 1948 г.
и предсказал их распад. Он же ввел и термин «звездные ассоциации». В дальнейшем другие астрономы подтвердили факт расширения звёздных ассоциаций. Звёздные ассоциации обладают бо́льшим размером, чем молодые рассеянные звездные скопления и меньшей плотностью: количество звёзд в ассоциации - от десятков до сотен (в рассеянных звёздных скоплениях- от сотен до тысяч). Происходят звёздные ассоциации в областях звёздообразования комплексов молекулярных облаков, образование звезд в них происходит и в современную эпоху.
Звездные ассоциации бывают следующих типов:
OB-ассоциации, содержащие в основном массивные звёзды спектральных классов O и B.
Т-ассоциации, содержащие в основном маломассивные переменные звёзды типа Т Тельца.
R-ассоциации (от R - reflection), в которых звёзды спектральных классов O - A2 окружены отражательными газопылевыми туманностями.
В других галактиках также наблюдаются звездные ассоциации, в том числе и в нашей Галактике наблюдаются признаки образования звезд в звездных ассоциациях. Изучение звездных ассоциаций – важный этап в исследованиях эволюции звезд и их систем, это важный очаг звездообразования.
ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ, 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 звёздные скопления имеют плотное центральное сгущение (ядро), окружённое менее плотной корональной областью (короной). Диаметры звёздных скоплений находятся в пределах от нескольких до 280 пк. В отношении звёздных скоплений нашей Галактики исторически сложилось их деление на рассеянные и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные звёздные скопления относительно молоды и, как правило, содержат от десятков до тысяч звёзд, а значительно более старые шаровые звёздные скопления - от десятков тысяч до нескольких миллионов звёзд. Поскольку шаровые звёздные скопления богаты звёздами, они выглядят более правильными, шарообразными, тогда как рассеянные звёздные 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 звёздных скоплений не имеют определённой системы. Некоторые из звёздных 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 году.
Большинство звёздных скоплений обозначают номерами по какому-либо каталогу; часто одно звёздное 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 звёздные 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 звёздные 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 звёздные скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 миллионов лет назад), и звёздные 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 звёздных скоплений, однако ещё многие тысячи их наверняка скрываются в удалённых областях Галактики, закрытых от нас облаками межзвёздной пыли. Все рассеянные звёздные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики.
Шаровые звёздные 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 звёздные 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 звёздных 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 звёздных скоплений даёт изучение Герцшпрунга-Рессела диаграмм. Для типичных рассеянных и шаровых звёздных скоплений Галактики эти диаграммы существенно различны. У рассеянных скоплений на стадии главной последовательности находятся значительно более массивные звёзды, чем у шаровых. В некоторых рассеянных звёздных скоплениях встречаются звёзды с массой до 15-20 Μ Θ (Μ Θ - масса Солнца). Эти наиболее яркие звёзды рассеянных скоплений имеют небольшую продолжительность жизни, что указывает на молодость самих скоплений.
В шаровых звёздных скоплениях светимости подавляющей части звёзд малы. Эти звёзды находятся на стадии главной последовательности, их массы меньше 0,7-0,8 Μ Θ . Наиболее яркие звёзды в шаровых звёздных скоплениях - сравнительно немногочисленные красные гиганты, находящиеся на поздних стадиях эволюции (после ухода с главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, когда в ядрах звёзд уже закончились термоядерные реакции с участием водорода); их массы около 0,8 Μ Θ . Интерпретация диаграмм Герцшпрунга-Рессела с точки зрения теории звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды шаровых звёздных скоплений имеют возраст 12-14 миллиардов лет, т. е. 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 звёздные скопления возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газово-пылевых спиральных ветвей. При этом образуются сравнительно мало массивные звёздные скопления. В некоторых соседних галактиках наблюдаются и весьма массивные молодые звёздные скопления, подобные шаровым (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке).
Звёздные 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 звёздном скоплении появляются массивные звёзды, они разогревают окружающее облако и разрушают его. Вместе с остатками газа молодые звёздные скопления покидают и наиболее быстро движущиеся звёзды, образуя звёздную ассоциацию. Остальные звёзды, сохранившие гравитационную связь друг с другом, образуют сравнительно долгоживущее звёздное скопление.
Под действием внешних и внутренних сил происходит динамическая эволюция звёздных 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 звёздных скоплений усиливается под влиянием гравитационных «толчков» со стороны пролетающих мимо них массивных облаков межзвёздного вещества. Особенно сильны гравитационные «толчки» со стороны гигантских молекулярных облаков, массы которых достигают 10 6 Μ Θ . Быстрее всего разрушаются звёздные скопления с небольшим числом членов, т. е. рассеянные. Поэтому из старых звёздных скоплений в нашей Галактике сохранились лишь самые массивные - шаровые.
Среди неярких членов молодых рассеянных звёздных скоплений обычно наблюдаются орионовы и вспышечные переменные звёзды. Среди ярких звёзд в рассеянных звёздных скоплениях иногда встречаются цефеиды. В некоторых шаровых звёздных скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы. В ядрах двух десятков наиболее плотных шаровых звёздных скоплений 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 звёздные 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 звёздные скопления играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, так как расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрическим методом.
Смотри также Звёздная астрономия, Звёздная динамика.
Лит.: Холопов П. Н. Звездные скопления. М., 1981; Спитцер Л. Динамическая эволюция шаровых скоплений. М., 1990.
П. Н. Холопов, В. Г. Сурдин.
По современным данным, не менее 70% звезд Галактики входят в состав двойных и кратных систем, а одиночные звезды (как, например, наше Солнце) - это, скорее, исключение из правил. Но нередко звезды собираются и в более многочисленные "коллективы" – звездные скопления. Звездное скопление - группа звезд, расположенных в пространстве недалеко друг от друга, связанных общим происхождением и взаимным тяготением. Все входящие в скопление звёзды находятся от нас на одном расстоянии (с точностью до размеров скопления) и имеют примерно одинаковый возраст и химический состав, но в то же время они находятся на разных стадиях эволюции (определяемой начальной массой каждой звезды), что делает их удобным объектом для проверки теорий происхождения и эволюции звезд. Различаются два вида звездных скоплений: шаровые и рассеянные. Первоначально такое разделение было принято по внешнему виду, но по мере дальнейшего изучения стало ясно, что шаровые и рассеянные скопления непохожи буквально во всем - по возрасту, звездному составу, характеру движения и т.д.
Шаровые звездные скопления насчитывают в своем составе от десятков тысяч до миллионов звезд. Для этого типа скоплений характерна правильная сферическая или несколько сплюснутая форма (которая, по-видимому, является признаком осевого вращения скопления). Но известны и бедные звездами скопления, по внешнему виду неотличимые от рассеянных (например, NGC 5053), и отнесенные к шаровым по характерным особенностям диаграммы "спектр-светимость". Двум самым ярким из шаровых скопленияй присвоены обозначения омега Центавра (NGC 5139) и 47 Тукана (NGC 104), как обычным звездам, поскольку благодаря значительному видимому блеску (+3.m6 и +4.m1 соответственно) они хорошо видны невооруженным глазом, но только в южных странах. А в средних широтах северного полушария для невооруженного глаза доступны, хотя и с трудом (даже для темного незасвеченного неба), только два - в созвездиях Стрельца (М22) и Геркулеса (М13).
Омега Центавра - одно из ярчайших и по абсолютной звездной величине, для него она составляет -10.m2, в то время как у одного из слабейших (NGC 6366) - всего -5.m. Линейные диаметры шаровых скоплений в основном составляют от 15 до 200 пк, при этом концентрация звезд в их центральных областях достигает тысяч и десятков тысяч в 1 пк3 (в окрестностях Солнца - всего 0.13 звезды на 1 пк3). Видимые угловые размеры зависят и от линейного диаметра, и от расстояния до скопления, и поэтому различаются сильнее. Самое крупное - это опять омега Центавра (54" - более чем в полтора раза больше видимого диаметра Луны!), а из видимых в средних широтах северного полушария - М4 в Скорпионе (34", и к тому же оно - одно из ближайших, до него 2 кпк) и уже упомянутое М22 в Стрельце (32"). У самых мелких видимый угловой размер составляет около 1".
Шаровых скоплений в Галактике в настоящее время известно около 150, но очевидно, что это только небольшая часть из существующих на самом деле (полное их число оценивается примерно в 400-600). Их распределение по небесной сфере неравномерное - они сильно концентрируются к галактическому центру, образуя вокруг него протяженное гало. Примерно половина из них расположена не дальше 30 градусов от видимого центра Галактики (в Стрельце), т.е. в области, площадь которой составляет лишь на 6% от всей площади небесной сферы. Такое распределение является следствием особенностей обращения шаровых скоплений вокруг центра Галактики, характерное для объектов сферической подсистемы - по сильно вытянутым орбитам. Один раз за период (108-109 лет) шаровое скопление проходит через плотные центральные области Галактики и её диск, что способствует "выметанию" межзвездного газа из скопления (наблюдения подтверждают, что газа в этих скоплениях очень мало). Некоторые шаровые скопления находятся так далеко от центра Галактики (NGC 2419 - 100 кпк), что их можно отнести к межгалактическим.
Диаграмма "спектр-светимость" у шаровых скоплений имеет характерную форму из-за отсутствия массивных звезд на ветви главной последовательности. Это свидетельствует о значительном возрасте шаровых скоплений (10-12 млрд. лет, т.е. они формировались одновременно с образованием самой Галактики) - за такое время запасы водорода исчерпываются у звезд с массой, близкой к солнечной, и они покидают главную последовательность (и чем больше начальная масса звезды - тем быстрее), образуя ветвь субгигантов и гигантов. Поэтому в шаровых скоплениях самыми яркими звездами являются красные гиганты. Кроме того, в них наблюдаются переменные звезды (особенно часто - типа RR Лиры), а также - конечные продукты эволюции массивных звезд (в ходящие в тесные двойные системы с нормальной звездой белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры), проявлющие себя в виде рентгеновских источников разных типов. Но в общем в шаровых скоплениях двойные звезды встречаются редко. Следует отметить, что в других галактиках (например, в Магеллановых Облаках) найдены типичные по внешнему виду шаровые скопления, но со звездным составом небольшого возраста, и поэтому такие объекты считаются молодыми шаровыми скоплениями. Еще одна особенность шаровых скоплений - пониженное содержание тяжелых (тяжелее гелия) элементов в атмосферах входящих в них звезд. По сравнению с их содержанием в Солнце звезды шаровых скоплений обеднены этими элементами в 5-10 раз, а в некоторых скоплениях - до 200 раз. Эта особенность характерна для объектов сферической составляющей Галактики и также связана с большим возрастом скоплений - их звезды формировались из первичного газа, в то время как Солнце было образовано значительно позже и содержит в себе тяжелые элементы, образованные ранее проэволюционировавшими звездами.
Рассеянные звездные скопления содержат относительно немного звезд - от нескольких десятков до нескольких тысяч, и ни о какой правильной форме здесь, как правило, уже речи не идет. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. В том же созвездии находится еще одно скопление - Гиады - группа слабых звезд вокруг яркого Альдебарана.
Раасеянных звездных скоплений известно около 1200, но считается, что их в Галактике их гораздо больше (порядка 20 тысяч). Они также распределены по небесной сфере неравномерно, но, в отличие от шаровых скоплений, сильно концентрируются к плоскости Галактики, поэтому практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути, и в основном удалены не более 2 кпк от Солнца. Этим фактом объясняется, почему наблюдается столь малая доля из общего количества скоплений - многие из них слишком далеки и теряются на фоне высокой звездной плотности Млечного Пути, или скрыты поглощающими свет газово-пылевыми облаками, также сосредоточенными в галактической плоскости. Как и другие объекты диска Галактики, рассеянные скопления обращаются вокруг галактического центра по орбитам, близким к круговым. Диаметры рассеянных скоплений от 1.5 пк до 15-20 пк, а концентрация звезд составляет от 1 до 80 на 1 пк3. Как правило, скопления состоят из относительно плотного ядра и более разряженной кроны. Среди рассеянных скоплений известны двойные (как, например, хи и аш Персея) и кратные, т.е. группы, характеризуемые их пространственной близостью и сходными собственными движениями и лучевыми скоростями.
Главное отличие рассеянных скоплений от шаровых - большое разнообразие диаграмм "спектр-светимость" у первых, вызванное различиями их возрастов. Самым молодым скоплениям - около 1 млн. лет, самым старым - 5-10 млрд. Поэтому и звездный состав рассеянных скоплений отличается разнообразием - в них встречаются голубые и красные сверхгиганты, гиганты, переменные различных типов - вспыхивающие, цефеиды и т.д. Химический состав звезд, входящих в рассеянные скопления, достаточно однороден, и в среднем содержание тяжелых элементов близко к солнечному, что типично для объектов диска Галактики.
Другая особенность рассеянных скоплений - что они нередко бывают видны совместно с газовопылевой туманностью - остатком облака, из которого звезды этого скопления когда-то образовались. Звезды могут разогревать или освещать "свою" туманность, делая ее видимой. Известные всем Плеяды (см. фото) тоже погружены в голубую холодную туманность. В галактике рассеянные скопления могут быть только там, где много газовых облаков. В спиральных галактиках, таких, как наша, такие места в изобилии встречаются в плоской составляющей галактики, и молодые скопления служат неплохими индикаторами спиральной структуры, поскольку за время, прошедшее с момента формирования, они не успевают удалиться от спиральных ветвей, в которых это формирование происходит.
Особой разновидностью рассеянных скоплений являются движущиеся скопления , для которых удается точно измерить собственные движения входящих в него звезд. Примерами таких скоплений являются Гиады, Плеяды, Ясли и некоторые другие. Продолжения направлений этих движений (либо назад, либо вперед) пересекаются в точке, называемой радиантом - это схождение параллельных линий вследствии перспективы. Изучение таких скоплений имеет фундаментальное значение по причине того, что знание собственных движений звезд, их лучевых скоростей и угловых расстояний до радианта позволяет вычислить полную пространственную скорость этих звезд, а следовательно - точное расстояние до них (точнее, чем методом тригонометрического параллакса). А знание расстояния даёт возможность хотя бы для одного скопления "откалибровать" диаграмму "спектр-светимость", т.е. привязать её к абсолютным звездным величинам. Такая привязка очень важна для определения расстояний до других скоплений по получаемым непосредственно из наблюдений диаграммам "спектр-видимый блеск", поскольку совмещение главной последовательности такой диаграммы и "откалиброванной" сразу даёт разность между видимой и абсолютной величинами, зависящую только от расстояния. В качестве "опорного" скопления удобнее всего использовать Гиады, как самое близкое (40 пк), и можно без преувеличения сказать, что до недавнего времени (до запуска миссии HIPPARCOS) на Гиадах держалась вся шкала межзвездных расстояний.
Звездные ассоциации - разреженные группы звезд, возраст которых не превышает нескольких десятков миллионов лет (при этом самым молодым из них - не более миллиона лет). Обычно звездная ассоциация имеет размер 50-100 пк и содержит от нескольких звезд до нескольких сотен, тем самым отличаясь от молодых звездных скоплений большим размером и меньшей плотностью звезд. Притяжение между звездами в ассоциациях обычно слишком мало, чтобы удержать их вместе, и поэтому ассоциации существуют недолго (по космическим меркам) - всего за 10-20 млн. лет они расширяются настолько, что их звезды уже не выделяются на фоне других звезд. Существование в Галактике звездных скоплений и ассоциаций самого различного возраста неопровержимо свидетельствует о том, что звезды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс звездообразования продолжается и в настоящее время. Примером звездной ассоциации является группа молодых голубых звезд в созвездии Ориона, ядром которых является "трапеция Ориона".
Не только входящие в скопления звезды, но и сами скопления не вечны. Расстояния между звездами в рассеянных скоплениях относительно велики, а значит - малы и силы гравитационного взаимодействия. За миллионы лет вследствие приливного действия Галактики скопления постепенно распадаются - входящие в них звезды все больше удаляются друг от друга и постепенно утрачивают гравитационные связи. Иногда по общему движению и расстоянию до группы звезд можно угадать в ней бывшее рассеянное скопление. Такие группы называются звездными потоками . Мало кому известно, что 5 звезд Ковша Большой Медведицы входят в одну из таких групп (см. фото слева), расположенную особенно близко к Солнцу (примерно 28 пк), и поэтому занимет на небе большую площадь. Этот поток состоит примерно из 100 звёзд, среди которых - Гемма (альфа Северной Короны), и даже Сириус!
В теме о звездных скоплениях нелишне будет напоследок упомянуть и об астеризмах - характерных конфигурациях (нередко - правильной формы, либо напоминающей контур какого-то предмета), образуемых случайными, никак друг с другом не связанными звездами. Астеризмами считаются и крупные образования, вроде фигур созвездий (например, главные звезды фигуры Ориона носят название астеризма "Бабочка"), и даже - сразу нескольких созвездий (так, Вега, Денеб и Альтаир образуют хорошо известный "весенне-летний треугольник"), и совсем мелкие, видимые в бинокль или телескоп (например, астеризм "Вешалка" в Лисичке). Никакого научного интереса астеризмы не представляют, но с эстетической точки зрения бывают достаточно эффектными.