Виды звездных скоплений. Шаровое звёздное скопление. Что такое звезды

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.

Звездными скоплениями астрономы называют динамически связанные между собой группы, содержащие в себе большое количество звезд и различающихся по виду и звездному составу. По внешнему виду различают две группы звездных скоплений: рассеянные скопления, включающие в себя десятки и сотни звезд, и шаровые скопления, в которых может составлять десятки и сотни тысяч.

Рассеянные звездные скопления

Рассеянные звездные скопления расположены в основном вблизи галактической плоскости. В настоящее время в радиусе нескольких килопарсеков от Солнечной системы обнаружено более 800 подобных объектов. За пределами этого радиуса обнаружить рассеянные скопления намного сложнее. Учитывая ту часть объема Галактики, в которой обнаружены известные рассеянные скопления, можно предположить, что во всем занимаемом объеме нашей звездной системы должно насчитываться несколько десятков тысяч рассеянных звездных скоплений. Самыми известными рассеянными звездными скоплениями являются Плеяды, удаленные от Земли на расстояние 130 пс, и Гиады, которые находятся приблизительно в сорока парсеках от нас.
Для отделения звезд, принадлежащих скоплению, от других звезд, случайно проектирующихся в ту же часть неба, астрономы строят диаграмму спектр - светимость. Обычно для скоплений строят диаграмму цвет - звездная величина и откладывают по осям показатель цвета и видимую звездную величину, отличающуюся от абсолютной одинаково для всех звезд скопления. На диаграмме Герцшпрунга - Рессела для рассеянных скоплений, обычно, хорошо заметна главная последовательность. При этом в большинстве случаев отсутствует или почти отсутствует ветвь гигантов. Так как все звезды скопления находятся практически на одинаковом расстоянии, диаграмма цвет - видимая звездная величина скопления будет отличаться от обычной характерным сдвигом по вертикальной оси на величину, равную модулю расстояния. Кроме того, из-за влияния межзвездного поглощения света, имеет место сдвиг и по горизонтальной оси. Из диаграммы следует, что звезды, не попадающие на свои места в последовательности, могут не являться частью скопления. Проверить, принадлежат ли эти звезды скоплению, можно путем изучения собственных движений и лучевых скоростей, которые для звезд скопления должны быть почти одинаковыми. Выделяя звезды, принадлежащие скоплению, и находя нормальное положение главной последовательности, вычисляется модуль расстояния, а отсюда, и само расстояние до звездного скопления. А если известно расстояние до звездного скопления, можно вычислить его линейные размеры. Для большинства рассеянных скоплений они в среднем равны от 2 до 20 пс.

фото: Шаровое звездное скопление m55

Шаровые звездные скопления

Шаровые звездные скопления, в отличие от рассеянных, заметно выделяются на фоне окружающих звезд благодаря намного большему числу входящих в них звезд а также своей четкой сферической или эллиптической форме, которая обусловлена сильной концентрацией звезд к центру. Диаметры шаровых скоплений в среднем составляют около 40 пс. Такие объекты видны даже на больших расстояниях в благодаря своей большой светимости, поэтому их наблюдаемое число (около 100) примерно равно общему числу во всей Галактике. Шаровые скопления были обнаружены и в других ближайших к нам галактиках (например, в туманности Андромеды и Магеллановых облаках). В отличие от рассеянных скоплений, распределение шаровых скоплений в пространстве образует сферическую подсистему, сильно концентрирующуюся к центру Галактики.

На диаграмме цвет - видимая звездная величина для звезд шаровых звездных скоплений обычно четко выделяется характерная горизонтальная ветвь, или ветвь гигантов, соединенная с главной последовательностью, а также сама главная последовательность, которая начинается в области с меньшими светимостями, чем на обычной диаграмме Герцшпрунга - Рессела. Иногда в шаровых скоплениях можно заметить значительное количество переменных звезд, чаще всего типа RR Лиры, позволяющие определить расстояния до этих объектов.

В 1947 г. советский астрофизик Виктор Амбарцумян вместе с сотрудниками обнаружил особые группы звезд, которые были названы звездными ассоциациями. Это группы звезд определенного типа, звездная плотность которых намного больше средней звездной плотности звезд этого типа в Галактике. Ученые выделили два типа . Первый - О-ассоциации - включает звезды ранних спектральных классов от О до В2, величина которых составляет десятки и сотни парсеков, т.е. многократно превышающие размеры рассеянных звездных скоплений. Ассоциации второго типа включают звезды типа τ Тельца и поэтому получили название τ-ассоциаций.

рис. Диаграмма цвет - видимая звездная величина шарового скопления М3

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.

Знакомясь всё с большим и большим числом объектов для наблюдения в серии статей про нам часто встречаются космические объекты, которые называются . По внешнему виду скопления делятся на 2 типа: рассеянные (или открытые) и шаровые . Давайте немного подробнее о них узнаем.

Рассеянные скопления

Этот тип скоплений содержит от 20 до нескольких тысяч звёзд. Их легко наблюдать и находить на звёздном небе невооруженным глазом, а уже в простой любительский телескоп можно рассмотреть отдельные участки. Звёзды связаны между собой гравитационным притяжением и являются преимущественно молодыми и горячими.

Такие скопления находятся вблизи полосы Млечного Пути. Известно около 1000 рассеянных скоплений, но, как предполагают астрономы, число их может превышать несколько десятков тысяч. Выглядят они как группа звёзд, расположенных близко друг от друга. Самым ярким скоплением, наблюдаемым с Земли является Плеяды (или M 45 ), с его звёздной величиной равной 1,6 m .

На фотографии выше видна космическая пыль между звёздами, - на самом деле это , которая отражает голубой свет очень горячих и молодых звёзд.

Ещё одним хорошим примером рассеянных скоплений является скопление Дикая Утка (или M 11 ) в созвездии .

Самые молодые рассеянные звёздные скопления, окруженные газопылевыми туманностями, называются звёздными ассоциациями . Такие ассоциации очень трудно выделить на фоне других звёзд, но применяя спектральные методы их можно разделить на группы: O-ассоциация - содержит горячие звёзды O и B; T-ассоциация - состоит из молодых образующихся звёзд классов F, G, K, M.

Шаровые скопления

Шаровые скопления включают в себя от 10 тысяч до миллиона звёзд. В бинокль или любительский телескоп можно будет рассмотреть лишь форму и некоторые очертания вцелом. Для более детального изучения потребуется мощный инструмент.

Такие скопления расположены в непосредственной близости от нашей галактики Млечный Путь. Они вращаются по вытянутым эллиптическим орбитам вокруг центра галактики.

Все шаровые скопления имеют вид шара, очень яркого в центре, и ослабевающего к краям, где уменьшается концентрация звёзд. Благодаря большой яркости и сильной светимости можно наблюдать практически все скопления этого типа. Общее число их составляет немногим больше 100.

Шаровое звёздное скопление M 12

Скопление M 12 находится в созвездии и в первый летний месяц можно за ним поохотиться. Ещё одним ярким представителем шарового скопления, которое тоже расположено в этом созвездии является M 14 :

Яркое шаровое скопление M 14

Шаровые скопления интересны для охоты на них даже в бинокль. Несмотря на то, что нельзя будет рассмотреть подробности, сам поиск увлекает очень сильно. Я как-то писал заметки в блоге . Прочитайте.

В общем-то это всё, что необходимо знать о типах звёздных скоплений для того, чтобы уметь их различать на звёздном небе и понимать, где они расположены.