чем отличаются шаровые и рассеянные скопления звезд

ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕ́НИЯ

Том 10. Москва, 2008, стр. 327-328

Скопировать библиографическую ссылку:

ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕ́НИЯ, груп­пы звёзд, свя­зан­ных ме­ж­ду со­бой си­ла­ми вза­им­но­го гра­ви­та­ци­он­но­го при­тя­же­ния и имею­щих со­вме­ст­ное про­ис­хо­ж­де­ние, близ­кие воз­раст и хи­мич. со­став. Ко­ли­че­ст­во звёзд в од­ном ско­п­ле­нии мо­жет со­став­лять от 20–30 до не­сколь­ких мил­лио­нов. Обыч­но З. с. име­ют плот­ное цент­раль­ное сгу­ще­ние (яд­ро), ок­ру­жён­ное ме­нее плот­ной ко­ро­наль­ной об­ла­стью (ко­ро­ной). Диа­мет­ры З. с. на­хо­дят­ся в пре­де­лах от не­сколь­ких до 280 пк. В от­но­ше­нии З. с. на­шей Га­лак­ти­ки ис­то­ри­че­ски сло­жи­лось их де­ле­ние на рас­се­ян­ные и ша­ро­вые. Раз­ли­чие ме­ж­ду ни­ми в осн. оп­ре­де­ля­ет­ся мас­сой и воз­рас­том этих об­ра­зо­ва­ний. Рас­се­ян­ные З. с. от­но­си­тель­но мо­ло­ды и, как пра­ви­ло, со­дер­жат от де­сят­ков до ты­сяч звёзд, а зна­чи­тель­но бо­лее ста­рые ша­ро­вые З. с. – от де­сят­ков ты­сяч до не­сколь­ких мил­лио­нов звёзд. По­сколь­ку ша­ро­вые З. с. бо­га­ты звёз­да­ми, они вы­гля­дят бо­лее пра­виль­ны­ми, ша­ро­об­раз­ны­ми, то­гда как рас­се­ян­ные З. с. 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.

Источник

Чем отличаются шаровые звездные скопления от рассеянных?

Каждая приличная галактика имеет, как правило, в своем составе от нескольких десятков до нескольких сотен шаровых звездных скоплений. Примерно таких, как ω Центавра в нашей Галактике:

А каждая приличная спиральная галактика имеет в своем диске тысячи рассеянных звездных скоплений. Примерами которых в нашей Галактике могут служить хорошо видимые невооруженным глазом Плеяды:

Зрительно различие шаровых и рассеянных скоплений очевидно. Перейдем теперь к описанию сущностных различий.

1. Шаровые звездные скопления содержат обычно от многих десятков тысяч до нескольких миллионов звезд. Пространственная концентрация которых к центру скопления существенно возрастает. Благодаря достаточно большой массе и пространственной компактности шаровые скопления устойчивы и, как правило, весьма долговечны. В том смысле, что родившись одновременно или ненамного позже материнской галактики, существуют до сих пор. Часть из них, кстати, может оказаться остатками карликовых галактик-спутников, ободранных большой материнской галактикой.

Сами шаровые скопления вращаются вокруг центра материнской галактики с орбитальными скоростями порядка 200-300 км/сек. Порой по весьма вытянутым, близким по форме к эллипсу, орбитам.

2. Рассеянные звездные скопления рождаются и в дальнейшем рассасываются только в газовых дисках плоских галактик. Образуются они в гигантских молекулярных облаках (ГМО) массой в сотни и тысячи масс Солнца. Отдельные части таких облаков с повышенной плотностью газа испытывают гравитационную неустойчивость (самосжатие под действием сил тяготения). В результате чего из каждой такой части ГМО рождается одна или несколько молодых звезд. Обычно в каждом таком ГМО рождается от нескольких десятков до многих сотен звезд.

Рассеянные скопления вместе с остатками ГМО вращаются вокруг центра плоской галактики. Но более близкие к центру галактики части скопления делают оборот вокруг центра за меньший промежуток времени, чем более удаленные от центра. Подобно тому, как внутренние планеты солнечной системы делают оборот вокруг Солнца за меньший промежуток времени, чем внешние. Поэтому рассеянные скопления как бы «растаскиваются» нетвердотельным вращением диска галактики. И, следовательно, век рассеянных скоплений недолог. Обычно они почти полностью «растворяются» в звездном диске за несколько сот миллионов лет. Поэтому в рассеянных скоплениях видны преимущественно молодые и очень молодые звезды.

Источник

Галактические рассеянные и шаровые звездные скопления

Виды звездных скоплений

В космосе рассеянные и шаровые звездные скопления отличаются друг от друга также, как поселок отличается от города.

Галактические звездные скопления

Галактические скопления находятся внутри нашей Галактики и расположены в ней вперемежку с одиночными звездами — они как бы крупные населенные пункты внутри страны. За положение в пространстве и размеры их и назвали галактическими звездными скоплениями. А за слабую концентрацию звезд к центру скопления их назвали рассеянными звездными скоплениями. Звезд в них бывает от сотни до нескольких тысяч, и разбросаны они в пространстве без особой правильности, как палатки цыганского табора. Примером рассеянных скоплений являются Плеяды.

Рассеянное звездное скопление М25

Осенью они восходят вечером, а зимой вечером стоят уже высоко в небе. Невооруженный глаз средней зоркости видит в этой кучке шесть звезд, а зоркий глаз — от семи до одиннадцати. В поле же зрения телескопа здесь мерцают сотни звезд всевозможной яркости. Принадлежность звезд к данному скоплению обнаруживается из общности их движения в пространстве. Так можно бывает выделить звезды, более к нам близкие или далекие, случайно проецирующиеся на “звездную кучу”.

Плеяды отстоят от нас на 320 световых лет, и диаметр этой группы звезд — около 5 световых лет.

Плеяды – крупнейшее, но единственное галактическое звездное скопление. Вокруг красного Альдебарана, главной звезды в созвездии Тельца, легко заметить немногочисленную и более рассеянную, чем Плеяды, группу звезд скопления Гиад.

А всего нам известно около 300 галактических скоплений размером поменьше, но мы не знаем еще множества более далеких и слабо светящихся или же скрытых от нас темными туманностями.

Шаровые звездные скопления

Шаровые звездные скопления, известные в числе около сотни, имеют своего типичного представителя в лице звездного скопления в Геркулесе, видимого в бинокль как туманная звездочка примерно шестой звездной величины. Лишь сильный телескоп, а в особенности фотография показывают, что тут в форме шара существует целое скопление звезд, сильно концентрирующихся к его центру.

На самом деле эта “туманная звездочка” состоит из сотен тысяч звезд, из которых мы видим только гиганты. Звезды же главной ветви, в частности, размером такие же как Солнце, для нас остаются невидимыми. Именно из-за удаленности и многочисленности, особенно вблизи центра, звезды сливаются для наблюдателя с земли, в одно сплошное светлое сияние.

Шаровое звездное скопление NGC 3572

Одно из ближайших к нам шаровых скоплений — то, что находится в Геркулесе — отстоит от нас на 30 тысяч световых лет, а его диаметр — сотня световых лет.

Наиболее далекие из шаровых скоплений отстоят от нас на 230 тысяч световых лет. Определение расстояний шаровых скоплений говорит нам о том, что шаровые скопления простираются до границы нашей звездной системы.

Представляя себе любые звездные скопления стоит помнить о том, что “кучность” находящихся в них звезд только кажущаяся, представляющая в реальности лишь оптический обман вызванный чудовищным расстоянием отделяющим нас от ближайших звездных скоплений и галактик.

На самом деле звезды настолько далеки одна от другой, что столкновения между ними никогда не наблюдались в истории астрономии, а может быть и невозможны совсем. Во всяком случае вычисления показывают, что средняя звезда, движущаяся в произвольном направлении через галактику, даже при сближении с другими звездами вряд ли испытает реальное столкновение с одной из них, а будет лишь слегка отклонена от своего пути.

Источник

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 З десь 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.

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.

главной последовательности отсутствуют. Но есть еще так называемая горизонтальная последовательность звезд с абсолютной звездной величиной около + 1 т Д 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.

Источник

Глава 24. Рассеянные и шаровые звездные скопления.

По современным оценкам астрономов, звездное население нашей Галактики – Галактики Млечного Пути – примерно составляет около ста миллиардов звезд. Многие из них входят в подсистемы разной степени кратности – двойные, тройные звезды, а также звездные кластеры и скопления.

Различают два основных типа звездных скоплений – рассеянные и шаровые.

Рассеянные звездные скопления не имеют четко очерченной для наблюдателя формы, их внешний вид приводит к мысли о хаотическом расположении звезд, и неустойчивости такого образования. Подавляющее большинство рассеянных звездных скоплений в Млечном Пути располагаются очень близко к плоскости симметрии Галактики, то есть, образуют ее плоскую подсистему. Это серьезно затрудняет поиск и фиксацию рассеянных скоплений, так как темная пылевая и газовая материя, сосредоточенные вдоль плоскости симметрии, практически закрывают от нас большое количество таких скоплений. Далекие рассеянные звездные скопления неразличимы для нас, так как недостаточно богаты звездами. Примерное количество рассеянных звездных скоплений в Галактике должно составлять около 30 000.Состав рассеянных скоплений своеобразен. В них редко встречаются красные и желтые гиганты и совершенно отсутствуют красные и желтые сверхгиганты. В то же время, непременными членами рассеянных скоплений являются белые и голубые сверхгиганты, то есть звезды высокой температуры и чрезвычайно высокой светимости.

Высокие температуры, принадлежность к спектральным классам OиBвсегда означают сравнительно молодой возраст звезд. Поэтому можно сделать вывод, что рассеянные звездные скопления – не слишком старые коллективные члены Галактики. В рассеянных скоплениях очень мало переменных звезд, а те, которые встречаются, являются долгопериодическими, с периодами изменения блеска в несколько дней, или даже несколько десятков суток. В рассеянных скоплениях обычно много газовой и пылевой материи. Все это приближает нас к мысли о том, что рассеянные звездные скопления каким-то образом связаны с рождением и ранними этапами эволюции звезд.

Рис. Двойное скопление hи χ Персея.

Совершенно другие признаки и свойства обнаруживают еще более крупные образования – шаровые звездные скопления. Сама форма шаровых скоплений наводит наблюдателя на мысль о достигнутом системой равновесии, состоянии покоя и стационарности. Состав шаровых скоплений сильно отличается от состава рассеянных. Здесь очень много красных и желтых гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но совершенно отсутствуют белые и голубые гиганты и сверхгиганты. Как принято говорить, звездное население шаровых скоплений относится к иному типу, чем звездное население рассеянных. Различия проявляются во всем, например, в шаровых скоплениях много переменных звезд, причем это в большинстве своем короткопериодические цефеиды, с периодами изменения блеска меньше суток. В шаровых скоплениях вовсе нет газовой материи, а пылевая, если и есть, то в крайне малых количествах. Вся совокупность свойств и признаков шаровых звездных скоплений приводит к предположению об их большом возрасте, о поздних стадиях эволюции звезд. При локации шаровых звездных скоплений выяснилось, что подавляющее их большинство расположены далеко от плоскости симметрии Галактики, и равномерно распределены по обе ее стороны, так, что образуют сферическую подсистему. Шаровые скопления – это плотные системы, состоящие из большого числа звезд. Поэтому они резко выделяются среди других объектов Галактики и видны на больших расстояниях.

Рис. Шаровое скопление ωЦентавра

Видимое расположение шаровых скоплений на небе обнаруживает явное смещение к одной из его половин. Это своеобразное расположение шаровых скоплений на небе впервые обнаружил Шепли в 1918 году. До этого господствовала точка зрения, что Солнце расположено в центре Галактики. Обнаруженное Шепли смещение всех шаровых скоплений в одну половину неба послужило доказательством того, что Солнце находится не в центре Галактики, а ближе к ее краю. Это стало еще одним ударом по антропоцентризму – представлению о том, что человечество занимает центральное положение во Вселенной.

Итак, все наблюдаемые объекты Галактики можно условно разделить на три группы по их преимущественному месторасположению.

Рис.140. Подсистемы Галактики. I – сферическая составляющая; II – промежуточные подсистемы; III – плоская составляющая; IV и V – контуры спиральных составляющих.

В плоскую подсистему входят: горячие гиганты и сверхгиганты, долгопериодические цефеиды, пылевая материя, газовые облака и рассеянные звездные скопления, в состав которых входят те же объекты, которые сами по себе также состоят в этой подсистеме.

В сферическую подсистему входят: желтые и красные субкарлики, желтые и красные гиганты, короткопериодические цефеиды, шаровые скопления.

В промежуточную подсистему входят: желтые и красные карлики и особые переменные звезды, называемые миридами – по названию первой из таких изученных звезд, Мира (дивная, удивительная) Кита, очень сильно и неправильным образом меняющие свой блеск.

Рис. Созвездие Кита.

Рис. Звезда Мира Кита (ο Кита). Слева – фото в рентгеновских лучах с телескопа «Чандра», справа – иллюстрация по фотографии. Пара состоит из красного гиганта и белого карлика, соединенных мостом сильно излучающей материи.

Оказалось, что объекты различных подсистем отличаются друг от друга не только своим расположением, но и своими скоростями. Объекты сферических подсистем имеют наибольшую скорость в направлении, перпендикулярном к плоскости Галактики, а у объектов плоских подсистем эта составляющая скорости наименьшая. Спектральные исследования различных объектов установили, что объекты разных подсистем отличаются и своим химическим составом – звезды плоских подсистем почему-то богаче металлами, чем звезды сферических подсистем.

Открытие существования различных подсистем Галактики имеет огромное значение. Оно показывает, что звезды разных типов формировались в разных местах Галактики при разных условиях.

Источник